СПЕКТРАЛЬНЫЕ КЛАССЫ ЗВЕЗД

Спектральные классы звезд - классы звезд, установленные по особенностям их спектров. Большинство звезд обладают непрерывным спектром, на к-рый налагаются темные линии поглощения; у нек-рых типов звезд в спектре видны также и эмиссионные линии, возникающие в верхних слоях или оболочках звезд (см. Атмосферы звезд). Различия в спектрах звезд обусловливаются различием физ. св-вах их атмосфер, в основном, темп-ры и давления (определяющих степень ионизации атомов). Вид спектра зависит также от наличия магнитных и межатомных электрич. поле, различий в хим. составе, вращения звезд и от др. факторов. Так называемая гарвардская спектральная классификация звездных спектров (разработана в Гарвардской обсерватории, США, 1890-1924 гг.) по существу является температурной классификацией. Она основана на оценках относительной интенсивности и вида спектральных линий, а не на распределении энергии в непрерывном спектре, т.к. последнее может сильно искажаться погложением межзвездного газа. Основные С.к. (с десятичным подразделением каждого класса, к-рые обозначается цифрами после буквенного обозначения класса) образуют непрерывную последовательность от O до M с ответвлением с одной стороны к углеродным звездам C (или R-N) и с другой - к S: Особенности спектров, характерные для С.к. указаны в таблице. Звезды С.к. O-B-A называют горячими или ранними, С.к. F и G - солнечными, а K и M холодными или поздними. Для планетарных туманностей введен специальный спектральный класс P, а для новых звезд - класс Q. Звезды с широкими линиями излучения в спектре (Вольфа-Райе звезды) отнесены к С.к. W, их темп-ра достигает 100 тыс. К. Спектры углеродных звезд C (или R-N) содержат сильные полосы соединений углерода, а звезды типа S - циркония. Спектр. последовательность одновременно явл. и цветовой: звезды O-B - голубые, A-F - белые, G - желтые, K - оранжевые, M, R, N, S - красные. Темп-ра поверхности звезд вдоль последовательности меняется от К (С.к. O) до 2500 К (С.к. M); у горячих голубых и белых звезд максимум интенсивности непрерывного спектра находится в УФ-части спектра. Показатели цвета звезд зависят от спектр. класса и темп-ры. По мере перехода от холодных звезд к горячим линии нейтральных элементов ослабевают и заменяются линиями ионизованных. Т.к. при неизменной темп-ре интенсивность линий поглощения возрастает с уменьшением давления, существует различие в спектрах звезд с плотными атмосферами (гиганты и сверхгиганты). Добавочными индексами d (карлик), g (гигант), c (сверхгигант), стоящими перед обозначением спектра, характеризуется тип звезд, обладающих данным спектром, напр. dG2 (Солнце). Пользуются также следующими характеристиками спектров: n - линии широки и размыты, s - линии узки и резки, e - имеются яркие линии, p - имеются неправильности. Эти индексы ставятся после обозначения С.к. Интенсивность спектральных линий зависит как от темп-ры внеш. слоев звезды, так и от ее массы и плотности (что определяет ускорение свободного падения на поверхности звезды) или, в конечном итоге, от светимости. Особенно сильно зависят от светимости линии ионов SrII, BaII, FeII, TiII. Связь между видом спектра и светимостью звезды послужила основой для создания более современной йеркской классификации (МКК). Ее разработали сотрудники Йеркской обсерватории (США) У. Морган, Ф. Кинан, Е. Келман (описана в "Атласе звездных спектров", изданном в 1943 г.). Таблица. Классификация звездных спектров Класс Особенности спектров Темп-ра, К Типичные звезды OЛинии HI, HeI, HeII многократно ионизованных Si, C, N, O (SiIV, CIV, CIII, NIII и др.)40-28 тыс. Кормы, Ориона, Персея, Цефея BЛинии поглощения HeI, HI, усиливающиеся к классу A. Слабые линии H и K CaII28-10 тыс. Ориона, Девы, Персея, Ориона AЛинии HI интенсивны; линии H и K CaII, усиливающиеся к классу F; появляются слабые линии металлов (Fe, Mg)10-7 тыс. Большого Пса, Лиры, Близнецов FЛинии H и K CaII и линии металлов, усиливающиеся к классу G. Линии HI ослабевают. Появляется линия CaI (), а также полоса G (), образуемая линиями Fe, Ca и Ti7-6 тыс. Близнецов, Малого Пса (Процион), Персея, Кормы GЛинии H и K CaII интенсивны. Довольно интенсивны линия CaI и линии FeI и FeII. Многочисленны линии др. металлов. Интенсивна полоса G. Линии HI слабеют к классу K6-5 тыс.Солнце, Возничего, Южной Гидры KЛинии H и K CaII достигают наибольшей интенсивности, интенсивны линия CaI (), линии металлов и полоса G. С подкласса K5 становятся видимыми полосы поглощения TiO5-3,5 тыс. Волопаса (Арктур), Близнецов (Поллукс), Тельца (Альдебаран) MИнтенсивны полосы поглощения TiO и др. молекулярных соединений. Заметны линии металлов, H и K CaII, линия CaI, полоса G слабеет. У долгопериодических переменных типа о Кита имеются линии излучения HI3,5-2,5 тыс. Ориона (Бетельгейзе), Скорпиона (Антарес), о Кита Согласно этой классификации, спектру звезд одновременно приписывают С.к. (близкий к гарвардскому) и cветимости класс (I - сверхгиганты, II - яркие гиганты, III - гиганты, IV - субгиганты, V - карлики, т.е. звезды главной последовательности, VI - субкарлики, VII - белые карлики). Характеристики I-IV позволяют определять расстояние до звезд по их спектрам и видимым звездным величинам (т.н. спектральные параллаксы, см. Расстояния до космических объектов). Помимо йеркской существует схожая классификация, к-рую предолжил франц. астрофизик Д. Шалонж (ее наз. французской). Она основана на характеристиках непрерывного спектра, но таких, к-рые не искажаются межзвездным поглощением. Одной из таких характеристик явл. бальмеровский скачок D, т.е. логарифм отношения интенсивностей по обе стороны предела Бальмера серии. Это отношение зависит от возбуждения и ионизации водорода, т.е. гл. обр. от темп-ры. Второй характеристикой явл. длина волны , у к-рой кончается бальмеровская серия и начинается непрерывный спектрю Этот параметр зависит от плотности газа и характеризует класс светимости. Иногда в качестве характеристики используют наклон спектра в синей области, но ее можно применять только для близких звезд, для к-рых нет заметного межзвездного поглощения. Третьим параметром спектральной классификации (помимо темп-ры T и светимости L) явл. хим. состав, точнее относительное содержание в атмосферах звезд хим. элементов тяжелее гелия. Влияние хим. состава особенно сказывается на интенсивности линий металлов у карликов С.к. F и G, а также молекулярных полос у K-M-гигантов. Применение хим. состава в качестве параметра классификации позволило решить проблему субкарликов, т.е. показать, что субкарлики явл. обычными звездами главной последовательности с пониженным содержанием тяжелях элементов и не образуют отдельного класса светимости. Спектр. классификация позволяет разделдить многие звезды по массе и возрасту. Так, сверхгиганты явл. в среднем более массивными и молодыми, чем карлики соответствующего С.к. Ряд особенностей спектров звезд используется в качестве индикатора их возраста. Напр., интенсивность линий Li, Be и эмиссионной линии CaII уменьшается с увеличением возраста звезды. Повышенное содержание углерода (наличие в спектрах интенсивных полос молекул CH, CO и CN), а также тяжелых элементов, продуктов s-процесса (см. Ядерные реакции), связывают с большим возрастом звезд. Тесная связь С.к. звезд с их светимостью, темп-рой и хим. составом, а также независимость спектр. классификации от величины межзвездного поглощения обусловили активное применение С.к. в современных астрономических исследованиях. Так, гарвардской спектр. классификацией в настоящее время охвачено более 500 тыс. звезд, йеркской (МКК) - свыше 100 тыс. звезд. Лит.: Струве О., Линдс Б., Пилланс Э., Элементраная астрономия, пер. с англ., М., 1964; Мустель Э.Р., Звездные атмосферы, М., 1960; Унзольд А., Физика звездных атмосфер, пер. с нем., М., 1949; Мартынов Д.Я., Курс общей астрофизики, 3 изд., М., 1979. (А.Г. Масевич)