- •Глава 3 основы небесной механики
- •§ 3.1. Закон всемирного тяготения. Задача двух тел
- •§ 3.2. Первый обобщенный закон Кеплера. Характеристические скорости
- •§ 3.3. Второй и третий обобщенные законы Кеплера
- •§ 3.4. Задачи теоретической астрономии. Задача n тел. Возмущения
- •§ 3.5. Возмущающая сила
- •Солнце получает ускорение по направлению ср1 от планеты p1 и ускорение по направлению ср2 от планеты р2 . Здесь g есть гравитационная постоянная.
- •§ 3.6. Определение массы тел Солнечной системы
- •§ 3.7. Приливы и отливы
- •Следовательно, под действием лунного притяжения водная оболочка Земли принимает форму эллипсоида, вытянутого по направлению к Луне, и близ точек a и b будет прилив, а у точек f и d— отлив.
- •§ 3.8. Прецессия и нутация земной оси
- •Глава 4 физика планетной системы
- •§ 4.1. Две группы планет. Земля, ее внутреннее строение и строение атмосферы
- •§ 4.2. Луна
- •§ 4.3. Меркурий
- •§ 4.4. Венера
- •§ 4.5. Марс
- •§ 4.6. Юпитер
- •§ 4.7. Сатурн
- •§ 4.8. Уран
- •§ 4.9. Нептун
- •§ 4.10. Спутники планет. Кольца планет
- •§ 4.11. Астероиды
- •§ 4.12. Кометы
- •§ 4.13. Метеоры. Метеориты
- •§ 4.14. Современные представления о происхождении Солнечной системы
- •Глава 5 основы астрофизики и звездной астрономии
- •§ 5.1. Электромагнитное излучение, исследуемое в астрофизике
- •§ 5.2. Основы астрофотометрии
- •§ 5.3. Абсолютная звездная величина и светимость звезд
- •§ 5.4. Основы колориметрии
- •§ 5.5. Излучение абсолютно черного тела. Температура
- •§ 5.6. Оптические телескопы и радиотелескопы
- •§ 5.7. Солнце, его общие характеристики и спектр
- •§ 5.8. Внутреннее строение Солнца и строение его атмосферы. Солнечная активность
- •§ 5.8. Спектры звезд и спектральная классификация
- •§ 5.9. Диаграмма спектр-светимость. Классы светимости. Спектральные параллаксы звезд
- •§ 5.10. Определение основных характеристик звезд
- •§ 5.11. Диаграммы масса-светимость и радиус-масса
- •§ 5.12. Двойные звезды
- •§ 5.13. Переменные звезды
- •§ 5.14. Равновесие звезды. Уравнение гидродинамического равновесия. Оценка параметров в недрах звезд
- •§ 5.15. Источники энергии звезд
- •§ 5.16. Возникновение и эволюция звезд. Модели звезд
- •Глава 6 основы галактической и внегалактической астрономии
- •§ 6.1. Млечный путь. Галактика. Галактическая концентрация
- •§ 6.2. Собственные движения и лучевые скорости звезд
- •§ 6.3. Звездные скопления
- •§ 6.4. Диффузная материя в Галактике. Поглощение света. Туманности
- •§ 6.5. Галактики. Методы определения характеристик галактик
- •§ 6.6. Ядра галактик и их активность. Радиогалактики. Квазары
- •§ 6.7. Красное смещение в спектрах далеких галактик. Пространственное распределение галактик. Метагалактика
- •Глава 7 элементы космологии
- •§ 7.1. Современные представления о строении и эволюции Вселенной. Модели Вселенной. “Горячая модель”
§ 5.8. Спектры звезд и спектральная классификация
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, 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 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. 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.
Этот принцип спектральной классификации впервые был удачно применен в начале этого 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. Перейдем к описанию спектральных классов.
Класс О. О высокой температуре звезд этого класса (25-50 тыс. К) 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. Примеры звезд: Цефея, Ориона.
Класс В. Линии нейтрального гелия достигают наибольшей интенсивности. Хорошо видны линии водорода и некоторых ионизованных элементов. Цвет голубовато-белый. Температура составляет 15-25 тыс. К. Типичная звезда — Девы (Спика).
Класс А. Линии водорода достигают наибольшей интенсивности. Хорошо видны линии ионизованного кальция, наблюдаются слабые линии других металлов. Цвет звезд белый. Температура 11000 К. Типичные звезды: Лиры (Вега) и Большого Пса (Сириус).
Класс F. Линии водорода становятся слабее. Усиливаются линии ионизованных металлов (особенно кальция, железа, титана). Цвет слегка желтоватый. Температура составляет 7500 К. Типичная звезда — Малого Пса (Процион).
Класс G. Водородные линии не выделяются среди многочисленных линий металлов. Очень интенсивны линии ионизованного кальция. Цвет звезды желтый. Температура 6000 К. Примеры звезд: Солнце, Возничего (Капелла).
Класс К. Линии водорода не заметны среди очень интенсивных линий металлов. Присутствуют слабые полосы окиси титана. Фиолетовый конец непрерывного спектра заметно ослаблен, что свидетельствует о сильном уменьшении температуры (5000 К) по сравнению с ранними классами (О, В, А). Цвет звезды красноватый, как, например, у Волопаса (Арктур) и Тельца (Альдебаран).
Класс М. Красные звезды. Линии металлов ослабевают. Спектр пересечен полосами поглощения молекул окиси титана и других молекулярных соединений. Температура составляет 2-3 тыс. К. Типичная звезда — 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:
Класс С, отличающийся от классов К и М наличием линий поглощения атомов и полос поглощения молекул углерода.
Второе ответвление происходит от класса К и содержит «циркониевые» звезды:
Класс 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. Для Солнца спектральный класс G2.
В дополнение к рассмотренной классификации можно указать недавно сформированный класс звезд Вольфа-Райе (класс WR). В спектрах этих звезд вместо линий поглощения видны яркие эмиссионные линии (линии излучения). Температура поверхности указанных звезд доходит до 100000 К, поэтому данный класс должен располагаться на схеме левее класса О.