Изучение нормальных звёзд позволяет классифицировать по физическим параметрам все остальные звёзды. Даже глядя невооружённым глазом на звёздное небо, можно заметить, что звёзды отличаются по цвету. Намного сильнее это различие заметно при рассмотрении спектров звёзд. Спектральная классификация начала разрабатываться задолго до того, как учёные смогли объяснить возникновение звёздных спектров.
Практически сразу же стало ясно, что наиболее важные их особенности связаны с тем, что физические свойства звёзд весьма различны. Спектры большинства звёзд опытным путём удалось расположить в виде последовательности, вдоль которой линии одних химических элементов постепенно ослабевают, а других - усиливаются. Спектры, сходные между собой, объединяются в спектральные классы. Небольшие различия между ними разделяют классы на подклассы. В дальнейшем исследования показали, что температуры звёзд, которые принадлежат различным спектральным классам, значительно отличаются.
Согласно Гарвардской классификации спектральные классы звёзд обознаются латинскими буквами: О, В, A, F, G, К и М. Внутри каждого из перечисленных спектральных классов можно установить главную последовательность подклассов, которые переходят из одного в другой. Каждый класс (кроме класса О) делится на 10 подклассов, обозначаемых цифрами от 0 до 9, расположенными после обозначения спектрального класса, например, С8, А1, F0. Спектральный класс О подразделяется на подклассы от O5 до O9,5. Если спектр звезды обладает какими-либо особенностями, то после таких обозначений ставятся дополнительные значки.
Видимая звёздная величина не является показателем общей энергии, излучаемой звездой или яркости её поверхности, т.к. из-за различия в расстояниях относительно холодная звезда только из-за своей большой близости к Земле может иметь значительно меньшую видимую звёздную величину (т.е. казаться ярче), чем более далекий горячий гигант. Если известны расстояния до двух звезд, то на основании их видимых звёздных величин можно найти отношение излучаемых ими действительных световых потоков. Для этого необходимо освещённости, создаваемые этими звёздами, отнести к стандартному расстоняию,общему для всех звёзд. За такое расстояние принимается 10 пс. Звёздная величина, которую имела бы звезда, если её наблюдать с расстояния в 10 пс, называется абсолютной звёздной величиной. Так же, как и видимые, абсолютные звёздные величины могут быть визуальными, фотографическими и т.д.
В начале XX в. датский астроном Герцшпрунг и американский астрофизик Рессел определили зависимость между видом спектра (т.е. температурой звёзд) и их светимостью. Эта зависимость иллюстрируется графиком, одна ось которого определяет спектральный класс, а другая – абсолютную звёздную величину. Этот график называется диаграммой спектр - светимость или диаграммой Герцшпрунга – Рессела. Положение каждой звезды в той или иной точке диаграммы зависит от её физической природы и стадии эволюции. Поэтому диаграмма Герцшпрунга - Рессела по сути отображает всю историю рассматриваемой системы звёзд. В этом огромное значение диаграммы спектр - светимость, изучение которой является одним из важнейших методов звёздной астрономии, позволяющее выделить различные группы звёзд, объединённые общими физическими свойствами, и установить зависимость между некоторыми их физическими характеристиками. Кроме того, изучение диаграммы помогает в решении некоторых других проблем (например, в исследовании химического состава, и эволюции звёзд). Как видно из рисунка, в основном звёзды распределяются на диаграмме Герцшпрунга - Рессела весьма неравномерно, что соответствует существованию определённой зависимости между светимостями и температурами всех звёзд. Наиболее четко это выражено для звёзд главной последовательности. Однако внимательное изучение диаграммы позволяет выделить на ней ряд других последовательностей, правда, обладающих значительно большей дисперсией, чем главная. Эти последовательности говорят о наличии у некоторых определённых групп звёзд индивидуальной зависимости светимости от температуры. Рассмотренные последовательности называются классами светимости и обозначаются римскими цифрами от I до VII, проставленными после наименования спектрального класса. Таким образом, полная классификация звёзд оказывается зависящей от двух параметров, один из которых характеризует спектр (температуру), а другой - светимость. Солнце, например, относящееся к главной последовательности, попадает в V класс светимости и обозначение его спектра G2V. Эта принятая в настоящее время классификация звёзд называется МКК (Моргана, Кинана, Кельман).
Класс светимости I - сверхгиганты; эти звёзды занимают на диаграмме спектр - светимость верхнюю часть и разделяются на несколько последовательностей.
Класс светимости II - яркие гиганты.
Класс светимости III - гиганты.
Класс светимости IV - субгиганты. Последние три класса расположены на диаграмме между областью сверхгигантов и главной последовательностью.
Класс светимости V - звёзды главной последовательности.
Класс светимости VI - яркие субкарлики. Они образуют последовательность,
проходящую ниже главной примерно на одну звёздную величину, начиная от класса А0 вправо.
Класс светимости VII. Белые карлики. Они обладают весьма малой светимостью и
занимают нижнюю часть диаграммы.
По мере продвижения вверх вдоль главной последовательности, увеличиваются и радиусы звёзд. Поэтому температуры звёзд главной последовательности также постепенно возрастают с увеличением светимости. Например, для звёзд подкласса B0V температура в центре составляет около 30 миллионов, а для звезд K0V она чуть меньше 10 миллионов градусов. От значения температуры сильно зависит характер ядерных реакций в недрах звезды. Выделение ядерной энергии в недрах звёзд главной последовательности поздних спектральных классов G, К и М, как и в Солнце, в основном происходит в результате протон-протонной реакции. В горячих звёздах ранних спектральных классов, температура которых выше и составляет десятки миллионов градусов, главную роль играет превращение водорода в гелий за счёт углеродного цикла. В результате этой реакции выделяется значительно большая энергия, чем при протон-протонной реакции, что и объясняет большую светимость звёзд ранних спектральных классов.
Таким образом, можно сделать вывод, что звёзды, располагающиеся в различных участках диаграммы спектр - светимость отличаются своим строением. Это подтверждается теоретическими расчётами равновесных газовых конфигураций, выполненными для определенных значений химического состава, массы, радиуса и светимости звезды (так называемых моделей звёзд).
Свежие комментарии