Химический состав звезд

Еще в 1885 г. было предпринято систематическое фотографирование звездных спектров. Итогом весьма трудоемкой работы был опубликованный в 1918- 1924 гг. Генри Дрепером (США) девятитомный каталог спектров 225 330 звезд (сокращенное обозначение каталога HD). Спектры были рассортированы по типам, и в результате появилась так называемая Гарвардская классификация звездных спектров, с некоторыми небольшими изменениями сохранившаяся до сих пор.

Сортировка звезд по спектральным классам проводилась в зависимости от того, насколько интенсивными выглядели линии или полосы в спектре данной звезды. В итоге все спектры удалось отнести к какому-нибудь из семи основных спектральных классов, обозначаемых буквами О, В, A, F, G, К, М. Позже к этим классам добавили два ответвления из трех дополнительных спектральных классов R, N, S и еще один главный класс W. Сейчас Гарвардская классификация выглядит так:

Image

Гарвардская классификация

Для того чтобы запомнить эту последовательность латинских букв, можно заучить какую-нибудь мнемоническую, легко запоминающуюся, хотя бы и шутливую, фразу. Например, годится такая:

Вообразите, Один Бритый Англичанин Финики Жевал, Как Морковь! Разве Не Смешно?

Первые буквы этих слов как раз и образуют нужную последовательность. Познакомьтесь теперь с таблицей, в которой приведены основные характеристики спектров главных спектральных классов, а также температуры и типичные звезды, соответствующие каждому классу:

Основные характеристики спектров главных спектральных классов, а также температуры и типичные звезды, соответствующие каждому классу
Класс Характеристика спектра Температура, С Типичные звезды
О Линии водорода, гелия, ионизованного гелия, многократно ионизированных кремния, углерода, азота, кислорода 25000 35000 ξ Кормы, λ Ориона
В Линия гелия, водорода. Слабые линии ионизованного кальция 15000 25000 ε Ориона, α Девы (Спика)
A Линии водорода весьма интенсивны, появляются слабые линии металлов 11000 α Большого пса (Сириус), α Лиры (Вега)
F Линии ионизованного кальция и линии металлов усиливаются по сравнению с предыдущим классом, а линии водорода ослабевают. Появляется полоса углеводорода 7500 α Малого Пса (Процион), α Персея
G Линии кальция интенсивны. Многочисленные линии металлов. Интенсивна полоса углерода 6000 α Возничего (Капелла), Солнце
K Линии металлов интенсивны, линии водорода едва заметны. Полоса углерода интенсивна; становятся видными полосы поглощения оксида титана TiO 4500 α Волопаса (Арктур), α Тельца (Альдебаран)
M Интенсивны полосы поглощения оксида титана и других молекулярных соединений. Заметны линии металлов 2000 3500 α Ориона (Бельгейзе), α Скорпиона (Антарес)

Дополним эту таблицу сведениями об отсутствующих в ней спектральных классах.

Класс W. К нему принадлежат белые, самые горячие из известных нам звезд с температурой поверхности от 60 до 100 тысяч градусов. В их спектрах видны яркие «эмиссионные» линии, принадлежащие ионизованному и нейтральному гелию, а также многократно ионизованным атомам других элементов. Судя по спектрам, звезды класса W (иначе называемые звездами типа Вольфа-Райе) имеют очень протяженные, горячие атмосферы, в которых непрерывно от поверхности во внешнее пространство быстро движутся массы очень горячих газов. Получается что-то вроде «дождя наизнанку», идущего не вниз, к центру звезды, а в обратном направлении. Таких необычных звезд известно всего около двухсот пятидесяти.

Спектры звезд классов R и N в общем напоминают спектр Солнца. Однако в них заметны четкие полосы поглощения, принадлежащие углероду С2 и циану CN. Что касается спектров звезд класса S, то для них характерно наличие четких полос, принадлежащих оксидам редкоземельных металлов — циркония, иттрия и лантана.

Детальное изучение звездных спектров потребовало введения промежуточных спектральных классов. Каждый класс делится на 10 подклассов (например, АО, А1, А2,…, А9), так что каждый звездный спектр может быть классифицирован достаточно точно. Наше Солнце, к примеру, относится к звездам класса G2 — типичным желтым карликовым звездам.

Если звезда принадлежит к звездам-карликам, перед ее спектральным классом добавляют букву «d», если к гигантам — букву «g», если к сверхгигантам — букву «с» (например, dM5, gA5). Спектры некоторых звезд (скажем, класса W) содержат яркие эмиссионные линии или полосы. В таких случаях за обозначением спектрального класса добавляют букву «е». Когда спектр необычен, справа пишут букву «р». Так, например, встречаются звезды типа Обе или F3p. Знакомство со всей этой символикой совершенно необходимо при пользовании таблицами физических характеристик отдельных звезд.

В чем же причина различия звездных спектров? Означает ли это, что химический состав у разных звезд разный, или здесь действует какой-то иной фактор?

Тщательные исследования химического состава звезд показали, что звезды — тела химически весьма однотипные. Все они, как уже говорилось, представляют собой водородогелиевые самосветящиеся горячие газовые шары с небольшой примесью других химических элементов.

Вот, например, типичный состав атмосферы Солнца и подобных ему звезд (в процентах):

Типичный состав атмосферы Солнца и подобных ему звезд (в процентах)
Состав Проценты
Водород 81,76
Гелий 18,17
Кислород 0,03
Магний 0,02
Азот 0,01
Кремний 0,006
Сера 0,003
Углерод 0,003
Железо 0,001
Остальные элементы 0,001

Следовательно, различия в спектрах звезд вызваны, главным образом, не особенностями химического состава этих объектов, а различиями в температуре звездных атмосфер. У горячих звезд, принадлежащих, как говорят, «к ранним» спектральным классам (О, В), наиболее интенсивны в спектрах линии водорода и гелия. По мере уменьшения температуры появляются линии металлов, а линии водорода и гелия ослабевают. В спектрах звезд, относящихся к спектральным классам К и М, появляются полосы химических соединений, существование которых при более высоких температурах просто невозможно.

Важной характеристикой звезды является ее способность к лучеиспусканию или, иначе говоря, количество излучаемого звездой света. Для характеристики видимой яркости или, точнее, видимого блеска звезд введены так называемые звездные величины. Пусть Е1 и Е2 — освещенности, создаваемые двумя звездами на Земле, а m1 и m2 — их звездные величины. В этом случае оказывается верной следующая эмпирическая формула:

E1/E2 = 2,512 m2-m1

Логарифмируя обе части этой формулы, получаем:

lg(E1/E2)= 0,4(m2-m1)

Очевидно, что звездная величина сама по себе не характеризует лучеиспускательную способность звезды, ее светимость, так как видимый блеск звезд зависит и от расстояния до звезды. Назовем абсолютной звездной величиной М видимый блеск данной звезды с расстояния в 10 парсек (1 парсек = 3,26 св. года (Один св. год (световой год) равен расстоянию, проходимому светом за год (9,46•10 12 км))). Пусть освещенность, создаваемая звездой с расстояния в r парсек, равна Е, а с расстояния в 10 парсек — E0. Тогда

lg(E0/E)=0,4(m-M)

Температура

где m — видимый блеск звезды. Но очевидно, что

E0/E=r2/100

откуда

0,4(m-M)=2lg2-2

или

M=m+5-5lgr

Если известно расстояние до звезды r (оно может быть найдено разными способами), то по видимой звездной величине легко вычислить абсолютную звездную величину М.

Image

 

Диаграмма «абсолютная звездная величина — температура»

 

При прочих равных условиях М тем больше, чем массивнее звезда. Связь абсолютной звездной величины с температурой Т звезды более сложна. Она представлена на диаграмме «абсолютная звездная величина — температура». В сущности, этот рисунок иллюстрирует многообразие типов звезд.

В верхней части диаграммы расположены звезды-гиганты и сверхгиганты. Их огромные размеры обеспечивают им большую абсолютную яркость. Внизу находятся белые карлики — звезды горячие, но излучающие мало света из-за небольших размеров. На диаграмме выделяется главная последовательность звезд, к которой принадлежит и наше Солнце. Диаграмма «абсолютная величина — температура» дает представление об основных физических характеристиках звезд.

Наблюдая звезды невооруженным глазом, легко заметить, что они имеют разные цветовые оттенки: одни белы или голубоваты, другие желтоваты и даже красноваты. Разница в цвете связана с температурой звезд. Наиболее горячими являются белые и голубые звезды. Температура их поверхности составляет от 10000 до 30000 градусов. В виде исключения встречаются даже еще более горячие звезды с температурой поверхности около 100000 градусов. Желтые звезды, к числу которых относится и наше Солнце, холоднее — температура их поверхности близка к 6000 градусов. Наиболее холодны красные звезды — у некоторых из них температура поверхности не превышает 2000 градусов. В недрах же звезд температуры измеряются многими миллионами градусов.

Одна из важнейших физических характеристик звезд — светимость. Так называется число, характеризующее силу света звезды по отношению к Солнцу. Если, например, светимость звезды равна 1000, это означает, что данная звезда излучает света в тысячу раз больше, чем Солнце. Светимость звезд зависит от размеров поверхности звезды (при одинаковых температурах звезды больших размеров излучают больше света) и от ее температуры (при одинаковых размерах звезды с более высокими температурами излучают свет интенсивнее). Светимость звезд различна. Есть звезды, излучающие в 500 000 раз больше света, чем Солнце. Но, с другой стороны, открыты звезды, светимость которых в сотни тысяч раз меньше светимости Солнца. Звезды большой светимости (и, соответственно, больших размеров) называются звездами-гигантами, а звезды малой светимости — звездами-карликами.

По размерам звезды очень сильно отличаются друг от друга. Есть гигантские звезды, поперечники которых в сотни раз больше поперечника Солнца. Вместе с тем, некоторые из звезд-карликов по размерам сравнимы с Землей. Заметим, что при этом массы всех звезд почти одинаковы, и редко можно встретить звезду, которая была бы в несколько десятков раз «тяжелее» или «легче» Солнца. Но отсюда следует, что средние плотности звезд должны сильно различаться. И действительно, вещество звезд-гигантов необычайно разреженно — его плотность в тысячи раз меньше плотности комнатного воздуха. Зато средняя плотность «белых карликов» в десятки тысяч раз больше плотности воды.

Современная астрофизика объяснила причины столь высокой плотности звездного вещества. В недрах белых карликов атомы полностью ионизованы. Покинувшие «свои» ядра электроны вместе с «оголенными» ядрами атомов образуют сверхплотную плазму, «вырожденный газ». В «вырожденном газе» ядра атомов, несущие в себе основную массу вещества, находятся друг к другу гораздо ближе, чем в обычных земных условиях.

Сравнение физической природы Солнца и звезд доказывает, что Солнце по всем своим характеристикам (спектру, цвету, светимости, размерам и т. д.) является обычной, рядовой звездой.

Оцените статью
АстроЭра
Добавить комментарий