Типы звёзд

Звезды отличаются весьма большим разнообразием. Однако среди них можно выделить отдельные группы звезд, обладающих общими свойствами. Такое разделение необходимо для изучения всего множества существующих звезд. Особенно интересны те из подобных групп, члены которых, например, отличаются нестационарностью или совершают пульсации, взрываются и т.д. Как правило, наличие таких особенностей позволяет сделать важные выводы не только о природе отдельных звезд, но и в ряде случаев о более общих закономерностях Вселенной. Звезды, не обладающие указанными особыми свойствами, называются нормальными.

Изучение нормальных звезд позволяет найти физически обоснованные принципы классификации всех звезд. Уже при первом знакомстве со звездным небом обращает на себя внимание различие звезд по цвету. Гораздо сильнее это различие выявляется при рассмотрении спектров. Как правило, звезды имеют непрерывный спектр, на который накладываются спектральные линии (линии в спектрах электромагнитного излучения атомов, молекул и других квантовых систем), чаще всего поглощения. В спектрах некоторых звезд наблюдаются яркие (эмиссионные) линии.

Важнейшие различия спектров звезд заключаются в количестве и интенсивности наблюдаемых спектральных линий, а также в распределении энергии в непрерывном спектре.

Спектральная классификация звёзд начала разрабатываться еще до того, как было объяснено возникновение звездных спектров. При этом сразу же стало ясно, что важнейшие их особенности связаны с различием физических свойств звезд.

Спектры большинства звезд эмпирически удалось расположить в виде последовательности, вдоль которой линии одних химических элементов постепенно ослабевают, а других — усиливаются. Темные линии на спектре связаны с поглощением света атомами различных элементов в атмосфере звезды.
Сходные между собой спектры объединяются в спектральные классы. Тонкие различия между ними позволяют выделить подклассы.

Дальнейшие исследования показали, что звезды, принадлежащие различным спектральным классам, отличаются своими температурами.

Интенсивности некоторых спектральных линий в спектрах звезд настолько чувствительны к температуре, что, грубо говоря, ее можно оценить "на глаз" по одному только внешнему виду спектрограммы, не производя специальных фотометрических измерений. Количественным критерием принадлежности звезды к тому или иному спектральному классу или подклассу является отношение интенсивностей определенных спектральных линий.

Этот принцип спектральной классификации впервые был удачно применен в начале XX столетия на Гарвардской обсерватории. Гарвардская классификация звезд легла в основу современной спектральной классификации.

В Гарвардской классификации спектральные типы (классы) обозначены буквами латинского алфавита: О, В, A, F, G, К и М. Поскольку в эпоху разработки этой классификации связь между видом спектра и температурой не была еще известна, то после установления соответствующей зависимости пришлось изменить порядок спектральных классов, который первоначально совпадал с алфавитным расположением букв. В настоящее время ряд построен в порядке убывания температуры (от 30 тыс. до 3 тыс. К). Спектры большинства звезд характеризуются наличием линий поглощения. Рассмотрим эти классы подробнее.

Класс О. О высокой температуре звезд этого класса можно судить по большой интенсивности ультрафиолетовой области непрерывного спектра, вследствие чего свет этих звезд кажется голубоватым. Наиболее интенсивны линии ионизованного гелия и многократно ионизованных некоторых других элементов (углерода, кремния, азота, кислорода). Наблюдаются слабые линии нейтрального гелия и водорода. Температура звёзд 35 000 К.

Класс В. Линии нейтрального гелия достигают наибольшей интенсивности. Хорошо видны линии водорода и некоторых ионизованных элементов. Цвет голубовато- белый, температура 25 000 К. Типичная звезда — a Девы (Спика).

Класс А. Линии водорода достигают наибольшей интенсивности. Хорошо видны линии ионизованного кальция, наблюдаются слабые линии других металлов. Цвет звезд белый, температура 10 000 К. Типичные звезды: a Лиры (Вега) и a Большого Пса (Сириус).

Класс F. Линии водорода становятся слабее. Усиливаются линии ионизованных металлов (особенно кальция, железа, титана). Цвет слегка желтоватый, температура 7500 К. Типичная звезда — a Малого Пса (Процион).

Класс G. Водородные линии не выделяются среди многочисленных линий металлов. Очень интенсивны линии ионизованного кальция. Цвет звезды желтый, температура 6000 К. Типичный пример — Солнце.

Класс К. Линии водорода не заметны среди очень интенсивных линий металлов. Фиолетовый конец непрерывного спектра заметно ослаблен, что свидетельствует о сильном уменьшении температуры по сравнению с ранними классами (О, В, А). Цвет звезды красноватый, как, например, у a Волопаса (Арктур) и a Тельца (Альдебаран). Температура 4000 К.

Класс М. Красные звезды. Линии металлов ослабевают. Спектр пересечен полосами поглощения молекул окиси титана и других молекулярных соединений. Цвет звёзд красный, температура 3000 К. Типичная звезда — a Ориона (Бетельгейзе).

Кроме этих основных классов существуют дополнительные, являющиеся ответвлениями от классов G и К и представляющие собой звезды с аномальным химическим составом, отличающимся от химического состава большинства других звезд.

Первое ответвление происходит от класса G и содержит "углеродные" звезды класса С, отличающиеся от классов К и М наличием линий поглощения атомов и полос поглощения молекул углерода.

Второе ответвление происходит от класса К и содержит "циркониевые" звезды класса S. Звезды этого класса отличаются от звезд класса М тем, что вместо полос окиси титана TiO присутствуют полосы окиси циркония (ZrO). Таким образом, все перечисленные спектральные классы схематически можно расположить следующим образом:
                C
                |
O-B-A-F-G-K-M.
                   |
                   S

Внутри каждого спектрального класса можно установить плавную последовательность подклассов, переходящих из одного в другой. Каждый класс (кроме класса О) делится на 10 подклассов, обозначаемых цифрами от 0 до 9, которые ставятся после обозначения спектрального класса, например, В8, А0, G5. Спектральный класс О подразделяется на подклассы от O5 до O9,5. После таких обозначений ставятся дополнительные значки, если спектр звезды обладает теми или иными особенностями.

Например, если в нем присутствуют эмиссионные линии, то это обозначается буквой е. Так, В5е означает звезду класса В5 с эмиссионными линиями в спектре.

Звезды- сверхгиганты часто отличаются глубокими узкими линиями; это отмечается буквой с (с — характеристика перед названием класса: cF0).

Другие особенности в спектре звезды, не типичные для данного спектрального класса, отмечаются буквой р (peculiar) — пекулярные, т.е. особенные спектры. Буква р ставится после названия класса (А5р).

Наиболее полной информацией об излучении звезды является распределение энергии в ее спектре, выраженное в абсолютных энергетических единицах. Однако достаточно точные спектрофотометрические измерения можно осуществить лишь для сравнительно небольшого числа звезд, поток излучения от которых наибольший.

Для слабых звезд, излучение которых удается зарегистрировать лишь в широком участке спектра, единственным источником информации остается поток излучения, определяющий их звездные величины.

Некоторое представление о распределении энергии в спектре звезд можно получить, если измерять поток их излучения в различных частях спектра, пользуясь светофильтрами. Так получаются различные системы звездных величин.

Звездные величины, полученные в результате применения визуальных фотометров или путем глазомерных оценок, называются визуальными. До изобретения фотографии и применения ее в астрономии визуальные методы определения звездных величин были единственным способом фотометрии звезд. Сейчас этот метод играет меньшую роль, хотя его и применяют при исследовании переменных звезд.

Звездные величины, которые получаются методом фотометрических измерений изображений звезд, полученных на несенсибилизированной фотоэмульсии, называются фотографическими звездными величинами.

Звездные величины, которые получаются методом фотометрических измерений изображений звезд, полученных на ортохроматических или изоортохроматических эмульсиях со специальным желтым светофильтром, называются фотовизуальными.

Поскольку спектральная чувствительность сенсибилизированной фотоэмульсии в сочетании с определенным желтым светофильтром может быть сделана близкой к спектральной чувствительности глаза, эта комбинация используется для того, чтобы получающаяся в результате система звездных величин была близка к результатам глазомерных определений.

Наиболее точные современные определения потока излучения от звезд получаются фотоэлектрическими или фотографическими методами с применением специально подобранных светофильтров в новой международной системе U, В, V, что соответствует измерению потока в трех участках спектра: ультрафиолетовой (U), синей (В) и желтой (визуальной — V). Существуют и другие многоцветные фотометрические системы, включающие, например, измерения в красной или инфракрасной областях спектра.

Для определения звездных величин в данной системе (при соответствующей комбинации светофильтра и приемника излучения) сравниваются световые потоки от исследуемых звезд и от звезд сравнения, принятых в качестве стандартов. Помимо этого необходимо еще исследовать саму систему, т.е. лабораторным путем найти ту область спектра, которая фактически используется в рассматриваемой системе.

Результаты звездной фотометрии, полученные в различных фотометрических системах, с успехом могут быть использованы наряду со спектральной классификацией для определения температур звезд. Это основано на том факте, что положение максимума на кривой распределения энергии в спектре звезды, т.е. фактически ее цвет, зависит от температуры. Как правило, закон Планка неприменим к излучению звезд.

Поэтому соответствующая зависимость далеко не такая простая, как закон Вина, и ее можно найти только путем специальных исследовании. Выполняемых отдельно для звезд различных типов.

Обычно рассматривают не длину волны максимума излучения, а некоторую объективную характеристику цвета звезды, называемую показателем цвета, и устанавливают эмпирическую зависимость ее от эффективной температуры, характеризующей, как мы помним, суммарную энергию излучения звезды.

Судить о цвете можно, сравнивая потоки излучения в различных областях спектра. Поэтому показатель цвета определяется как разность между звездными величинами, измеренными в двух каких- либо фотометрических системах, например, фотографической и фотовизуальной.

В этом случае показатель цвета (соlor index) равен:

CI = mpg - mpv

,где mpg и mpv — соответственно фотографическая и фотовизуальная звездные величины. В системе U, В, V обычно пользуются двумя показателями цвета: основным (В- V) и ультрафиолетовым (U-В).

Поскольку шкала звездных величин определяется через отношение освещенностей, а нуль- пункт ее выбирается произвольно, в такой же степени оказывается произвольным и нуль- пункт шкалы показателей цвета. Условились считать, что показатель цвета (В-V) равен нулю для звезд класса А0. Показатели цвета звезд более горячих, чем класса А (сильнее излучающих в фотографической области спектра), окажутся отрицательными (т.е. фотографическая звездная величина меньше фотовизуальной). Наоборот, показатели цвета звезд более поздних спектральных классов, чем А, положительны, так как они сильнее излучают в видимой области спектра.

Видимые звездные величины ничего не говорят ни об общей энергии, излучаемой звездой, ни о яркости ее поверхности. Действительно, вследствие различия в расстояниях маленькая, сравнительно холодная звезда только из- за своей относительно большой близости к нам может иметь значительно меньшую видимую звездную величину (т.е. казаться ярче), чем далекий горячий гигант.

Если расстояния до двух звезд известны, то на основании их видимых звездных величин легко найти отношение излучаемых ими действительных световых потоков. Для этого достаточно освещенности, создаваемые этими звездами, отнести к общему для всех звезд стандартному расстоянию. В качестве такого расстояния принимается 10 пк.

Звездная величина, которую имела бы звезда, если ее наблюдать с расстояния в 10 пк, называется абсолютной звездной величиной. Как и видимые, абсолютные звездные величины могут быть визуальными, фотографическими и т.д.

Для определения абсолютной звёздной величины применяют следующую формулу:

M = m + 5 - 5 lg r

,где m — видимая звездная величина объекта и r — расстояние до него, выраженное в парсеках.

Если же абсолютная звездная величина известна из каких- нибудь других соображений, то, зная видимую звездную величину, легко найти выраженное в парсеках расстояние из условия:

lg r = 1 + 0,2 (m - M), где величина (m - М) называется модулем расстояния.

В самом начале XX в. датский астроном Герцшпрунг и несколько позже американский астрофизик Рессел установили существование зависимости между видом спектра (т.е. температурой) и светимостью (мощностью излучения) звезд. Эта зависимость иллюстрируется графиком, по одной оси которого откладывается спектральный класс, а по другой — абсолютная звездная величина. Такой график называется диаграммой спектр-светимость или диаграммой Герцшпрунга-Рессела.

Вместо абсолютной звездной величины можно откладывать светимость (обычно в логарифмической шкале), а вместо спектральных классов — показатели цвета или непосредственно эффективную температуру.

Положение каждой звезды в той или иной точке диаграммы определяется ее физической природой и стадией эволюции. Поэтому на диаграмме Герцшпрунга-Рессела как бы запечатлена вся история системы звезд. В этом огромное значение диаграммы спектр-светимость, изучение которой является одним из важнейших методов звездной астрономии (раздел астрономии, исследующий общие закономерности строения, состава, динамики и эволюции звездных систем (скоплений и галактик)).

Диаграмма спектр- светимость позволяет выделить различные группы звезд, объединенные общими физическими свойствами, и установить зависимость между некоторыми их физическими характеристиками, а также помогает в решении ряда других проблем (например, в исследовании химического состава, и эволюции звезд).

В верхней части диаграммы находятся звезды, обладающие наибольшей светимостью (гиганты и сверхгиганты), отличающиеся высокой светимостью. Звезды в нижней половине диаграммы обладают низкой светимостью и называются карликами. В левой части диаграммы располагаются горячие звезды более ранних спектральных классов, а в правой — более холодные звезды, соответствующие поздним спектральным классам.

Наиболее богатую звездами диагональ, идущую слева вниз направо, называют главной последовательностью. Вдоль нее расположены звезды, начиная от самых горячих (в верхней части) до наиболее холодных (в нижней).

В целом звезды распределяются на диаграмме Герцшпрунга-Рессела весьма неравномерно, что соответствует существованию определенной зависимости между светимостями и температурами всех звезд. Наиболее четко это выражено для звезд 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 определенных групп звезд 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 звезд оказывается зависящей от двух параметров, один из которых характеризует спектр (температуру), а другой — светимость (излучение).

Солнце, например, относящееся к главной последовательности, попадает в V класс светимости и обозначение его спектра G2V. Эта принятая в настоящее время классификация звезд называется МКК (Моргана, Кинана, Кельман).

Класс светимости I — сверхгиганты; эти звезды занимают на диаграмме спектр- светимость верхнюю часть и разделяются на несколько последовательностей. Сверхгиганты — это немногочисленный класс звезд, обладающих наибольшими размерами и светимостью (до 10⁷ светимостей Солнца). При массе до 50 масс Солнца их радиусы за счет очень протяженной и разреженной атмосферы могут достигать тысячи и более радиусов Солнца.

Класс светимости II — яркие гиганты.

Класс светимости III — гиганты. Это звезды больших размеров (10- 1000 R¤ — радиусов Солнца), высоких светимостей (100- 1000 L¤). Имеют малые средние плотности (10^-2- 10^-4 кг/м³). У некоторых гигантов происходит интенсивное истечение вещества с поверхности

Класс светимости IV — субгиганты.

Класс светимости V — звезды главной последовательности. Главная последовательность включает 90 % всех наблюдаемых звезд.

Следующие два класса расположены на диаграмме между областью сверхгигантов и главной последовательностью.

Класс светимости VI — яркие субкарлики. Они образуют последовательность, проходящую ниже главной примерно на одну звездную величину, начиная от класса А0 вправо.

Класс светимости VII — белые карлики. Они обладают весьма малой светимостью и занимают нижнюю часть диаграммы. Белые карлики представляют собой компактные звездообразные остатки эволюции маломассивных звезд. Для этих объектов характерны массы, сравнимые с массой Солнца (2•10³⁰ кг); радиусы, сравнимые с радиусом Земли (6400 км) и плотности порядка 10⁶ г/см³. Название "белые карлики" связано с малыми размерами (по сравнению с типичными размерами звезд) и белым цветом первых открытых объектов данного типа, определяемым их высокой температурой.

Принадлежность звезды к данному классу светимости устанавливается на основании специальных дополнительных признаков спектральной классификации. Так, например, сверхгиганты обладают, как правило, узкими и глубокими линиями (с-характеристика), в полную противоположность необычайно широким линиям белых карликов.

По своим спектрам карлики отличаются от гигантов тем, что у них линии некоторых металлов относительно слабее, чем у гигантов тех же спектральных классов, в то время как интенсивности линий других металлов различаются значительно меньше. Спектры субкарликов, наоборот, отличаются слабостью всех металлических линий, что связано с меньшим содержанием металлов в этих звездах.

Чтобы оценить истинное излучение звезды, надо знать расстояние до нее. Расстояние определяется годичным параллаксом, т.е. углом, под которым звезда видна с разных точек орбиты Земли. Параллаксы даже самых близких звезд очень малы, около 1°, поэтому измерения расстояний до звезд очень сложный процесс. Когда измерили расстояния до звезд, стало очевидно, что многие звезды превосходят Солнце по светимости. Если принять светимость Солнца за единицу (светимость Солнца L¤ = 4•10²⁶ Вт), то светимость Сириуса будет равна 22 L¤, Веги — 50 L¤, Арктура — 10⁷ L¤. Есть звезды, светимость которых меньше светимости Солнца.