4.2.2. Гарвардская спектральная классификация звезд

...Классификация - это лишь один из методов (и, вероятно, самый простой) отыскания порядка в мире. Подмечая сходные черты у многочисленных различных индивидуумов, мы сводим их к одному классу или типу и тем самым вводим некоторую систему и порядок в запутанные явления природы.

Wolf A. Classification. Encyclopedia Britannica. 1954 г.

Эдуард Пикеринг считал, что первым шагом в науке должен быть сбор наблюдательных данных, и поэтому в 1886 г. добился основания специального фонда, который финансировала вдова Генри Дрэпера (1837-1882) — богатого медика и очень известного любителя астрономии, получившего первую фотографию спектра звезды. По замыслу Пикеринга, фонд памяти Генри Дрэпера должен был поддержать долгосрочный проект по получению спектров возможно большего числа звезд, а затем по классификации этих звезд в соответствии с их спектрами. Это было довольно сложное предприятие, поскольку фотографические наблюдения в ту пору были весьма трудоемкими, а принципы спектральной классификации звезд еще не были проработаны ни теоретически, ни практически.

Для проведения столь сложных работ была создана группа специалистов, но вскоре Пикеринг разочаровался в работе своих коллег-муж- чин. «Даже моя горничная сделала бы эту работу лучше, чем они», — как-то заявил он. А его горничной в то время была Вильямина Флеминг (1857-1911). Эта замечательная женщина выросла в Шотландии, училась в бесплатной городской школе, а с 14 лет и до замужества пре-

Рис. 4.11. Эдуард Пикеринг и Вильямина Флеминг (стоит в центре), руководитель женской расчетной группы в Гарвардской обсерватории. 1891 г.

подавала там же. В 1877 г. она вышла замуж за Джеймса Флеминга, а через год эмигрировала вместе с мужем в Бостон.

В 1881 г. Пикеринг нанял В. Флеминг для работы в обсерватории. Сначала она выполняла секретарскую работу и проводила простые математические вычисления, но вскоре доказала, что способна заниматься наукой. Она разработала систему классификации звезд по виду их спектра и за 9 лет упорного труда составила каталог спектров более чем 10 000 звезд. Эта работа была опубликована в 1890 г. в виде книги, названной «Каталог звездных спектров Генри Дрэпера». Дело в том, что спектры звезд были получены с помощью 11-дюймового рефрактора, который принадлежал Генри Дрэперу и был подарен его вдовой Гарвардской обсерватории.

Постепенно обязанности Вильямины Флеминг расширились, и она была назначена руководителем группы из дюжины молодых женщин, нанятых для проведения вычислений (сейчас это делают

Рис. 4.12. Эдуард Пикеринг и его «гарем» в Гарвардской обсерватории, 1912 г. Этот коллектив создал спектральную классификацию, заложив фундамент »              физики звезд.

компьютеры) и работы с гарвардскими фотопластинками. Кроме того, Флеминг редактировала все обсерваторские публикации. Ее работа была столь безупречна, что в 1898 г. ее назначили хранителем архива фотопластинок. Для астрономов собрание фотографий звездного неба бесценно. Впервые на столь высокую должность назначили женщину.

В 1906 г. Вильямина Флеминг стала первой американкой, избранной в Лондонское Королевское астрономическое общество. В 1907 г. она опубликовала исследование открытых ею на фотопластинках 222 переменных звезд, а в 1910 г. — работу, в которой говорилось об открытии «белых карликов», маленьких, но очень горячих и плотных звезд, имеющих белый цвет.

В целом работа по классификации звездных спектров сродни однообразному фабричному труду, поэтому может показаться, что за это дело брались лишь необеспеченные женщины, но это не так. В группу Пикеринга входили сотрудницы разного социального положения. Работу Вильямины Флеминг по усовершенствованию системы спектральной классификации звезд продолжила Антония Мори (1866-1952). Она родилась в г. Нью-Йорке в семье министра и натуралиста. Племянница Генри Дрэпера и внучка Джона Вильяма Дрэпера (физика, одного из пионеров фотографии в астрономии), она была известна не только как астроном, но и как орнитолог и натуралист. В 1887 г. Антония окончила женский Вассар-колледж и с 1888 г. начала работать в Гарвардской обсерватории.

Мори усовершенствовала систему спектральной классификации. Она обращала внимание не только на наличие или отсутствие опорных линий, выбранных для классификации, но также учитывала их ширину и резкость. Именно она впервые ввела в систему классификации звезд второй параметр — индексы а,Ьис для звезд с диффузными, нормальными и резкими линиями. Это усложняло систему, делало ее громоздкой. Не получив одобрения Пикеринга, эта система долгое время оставалась невостребованной. Однако в 1897 г. Мори составила каталог 681 яркой звезды северного неба с такой классификацией, и не зря! В 1905 г. датский астроном Эйнар Герцшпрунг на основе системы Мори построил зависимость, которую мы теперь называем диаграммой Герцшпрунга—Рассела (см. раздел 4.4) и которая служит краеугольным камнем всей современной звездной астрофизики.

Нужно заметить, что кропотливая работа по классификации звездных спектров, полученных с объективной призмой, вплоть до наших дней в основном оставалась в женских руках: хорошая зрительная память, аккуратность и усидчивость, необходимые для этой работы, оказались более свойственны дамам.

Но вернемся в Гарвард начала XX в. Результатом программы Гарвардской обсерватории стал знаменитый каталог HD (каталог имени Генри Дрэпера), содержащий классификацию спектров сотен тысяч звезд. Огромный личный вклад в эту работу внесла великая труженица науки Энни Кэннон (1863-1941), которая вручную выполнила классификацию спектров почти 400 000 звезд. При работе над каталогом была создана система классификации звездных спектров, с небольшими изменениями общепринятая до сих пор, а каталог HD сохранил до наших дней свое значение как важный источник сведений о спектрах звезд.

Гарвардские астрономы решили обозначать спектральные классы звезд буквами латинского алфавита — от А до Q. В целом они сохранили принципы классификации Секки — от простых спектров к сложным, — но разработали ее более детально. Типу I по Секки соответствовали гарвардские классы А, В, С и D, типу II — классы от Е до L, типу III — класс М, а типу IV — класс N. Кроме этого, гарвардские астрономы отнесли все спектры с эмиссионными линиями к классу О, а спектры планетарных туманностей — к классу Р. Последний класс Q служил «долгим ящиком»: его приписывали совсем непонятным спектрам.

В ходе многолетней работы некоторые классы были исключены, а между оставшимися обнаружился плавный переход, имеющий, как оказалось, физический смысл (изменение температуры поверхности звезд), но не согласующийся с алфавитным порядком. В окончательном варианте Гарвардской классификации спектральные классы, соответствующие трем первым типам по Секки, идут в следующем порядке: О—В—A—F—G—К—М.

Поскольку порядок спектральных классов отличается от алфавитного, для его запоминания предложено множество мнемонических фраз. Вероятно, самой удачной являются английская: «Oh, Be A Fine Girl, Kiss Me!» («О, будь хорошей девочкой, поцелуй меня!»). Не столь удачный русский вариант приписывают московскому астроному С.

Плавный переход между спектральными классами позволил ввести между основными «буквенными» классами «цифровые» подклассы. Так, например, спектр класса F, наиболее похожий на спектры класса А, определяют как F0, а наиболее похожий на спектры класса G — как F9. Возможны и все промежуточные варианты: FI, F2, F3,... F8. Когда астрономы вводили разбиение спектральных классов на более мелкие ступени, предполагалось, что десятью цифровыми подклассами можно будет однородно покрыть весь интервал между буквенными классами. Но практика показала, что иногда десяти подклассов слишком много и некоторые остаются неиспользованными, а иногда их не хватает. Поэтому в каталогах сегодня можно встретить звезды «дробного» спектрального класса, например М4.5.

Сначала некоторые исследователи полагали, что спектральные различия между звездами вызваны различным содержанием химических элементов в их атмосферах. Скажем, в спектрах звезд класса А сильны

Рис. 4.13. Энергетические уровни атома водорода и излучательные переходы, ответственные за наиболее важные серии спектральных линий. Указаны энергии переходов с возбужденных уровней на основной (п = 1). Энергия связи электрона на основном уровне составляет 13,6 эВ. Серия Лаймана лежит в ультрафиолетовом диапазоне спектра, серия Бальмера - в оптическом, остальные — в инфракрасном.

только линии поглощения водорода — значит, это чисто водородные звезды, а поскольку в спектрах звезд класса G (к ним относится и наше Солнце) очень много линий металлов, то считали, что такие звезды намного богаче металлами. Но к середине 1920-х гг. было установлено, что содержание химических элементов в атмосферах большинства нормальных звезд всех спектральных классов различается не слишком сильно; самым распространенным элементом в атмосферах почти всех звезд является водород.

Рис. 4.14. Типичные звездные спектры (позитивы). Справа указано обозначение звезды, слева — ее спектральный класс с цифровым подклассом. Две сильные линии в голубой области спектра (К и Н) принадлежат однократно ионизованному кальцию; с линией Н сливается бальмеровская линия

водорода Не.

Любопытно, что более старая классификация звездных спектров, предложенная Секки, верно отражала температурную последовательность звезд, а следующая за ней Гарвардская классификация в своем исходном виде не отражала ход этого важного физического параметра. Возможно, дело в том, что Секки проводил визуальные наблюдения, видел цвет звезд и поэтому интуитивно или сознательно расставил их в порядке остывания нагретого тела — от белого через желтый к красному. Вот как выглядит его классификация.

класс: белые и голубые звезды с мощными линиями водорода (современный класс А). класс: желтые звезды, линии водорода заметны и появляются линии металлов (современные классы G и К). класс: оранжевые и красные звезды со сложными полосами в спектре (современный класс М). класс: красные звезды с линиями и полосами углерода в спектре (современные углеродные звезды). класс: звезды с эмиссионными линиями в спектре (Be, Bf и др.).

С другой стороны, астрономы, работавшие над Гарвардской классификацией, имели перед глазами черно-белые фотопластинки и ориентировались на «отпечатки пальцев» звезд в виде полосок в их спектре. Поэтому они систематизировали спектры по интенсивности линий химических элементов (в основном водорода), которая изменяется с ходом температуры отнюдь не монотонно (рис. 4.16). Например, линии поглощения бальмеровской серии водорода образуются при переходах электрона с первого возбужденного (п = 2) на более высокие уровни (см. рис. 4.13). При низких температурах таких атомов нет, поскольку все электроны на основном уровне. С ростом температуры появляется все больше возбужденных атомов с электронами на первом уровне — линии бальмеровской серии усиливаются, достигая максимума при температуре около 9400 К. Но дальнейший рост температуры ведет к более сильному возбуждению и ионизации атомов. В результате снижается число атомов с электроном на первом уровне, и поглощение в линиях Бальмера ослабевает. Таким образом, максимальной силы каждая серия спектральных линий достигает в определенном, довольно узком, диапазоне температуры.

Вернемся к Гарвардской классификации. Спектральные классы О, В и А иногда называют «ранними», а классы К и М — «поздними». Это отголосок старой теории: когда-то думали, что с возрастом звезды остывают. С переходом к более «поздним» классам, т. е. к более низким температурам меняется и цвет звезд. Звезды класса О глаз видит голубоватыми, класса А — белыми, F — желтоватыми, G — желтыми, К — красноватыми, М — красными. Соответственно меняется и показатель цвета, поэтому его значение грубо указывает спектральный класс звезды.

Один из классов, введенных Секки, — тот, в который попадают звезды с полосами углерода в спектрах, — в классической гарвардской схе-

Рис. 4.16. Относительная интенсивность линий поглощения различных элементов в спектрах звезд главной последовательности. В спектроскопии принято следующее обозначение элементов: нейтральный водород (Н I) и гелий (Не I), однократно ионизованный гелий (Не И) и кальций (Са II), двукратно ионизованный кремний (Si III), и т. п.

ме отсутствует. Но Секки оказался прав и в этом случае: гарвардскую классификацию пришлось дополнить. Звезды с углеродными полосами в спектре отнесли к двум новым классам — R и N; сейчас их принято объединять в один класс С. Еще один известный сейчас класс звезд с молекулярными полосами не заметил и Секки. В спектрах таких звезд, относимых ныне к классу S, видны полосы окиси циркония. При этом звезды классов М, С и S имеют одинаково низкие температуры. Таким образом, у холодных звезд вид спектра может быть связан не только со значением температуры, но и с чем-то еще.

Чтобы объяснить расщепление спектральной классификации у холодных звезд, пришлось вернуться к старой идее о том, что это расщепление отражает реальные различия в химическом составе звездных атмосфер, прежде всего в относительном содержании кислорода и углерода. Звезды, в атмосферах которых много кислорода, показывают в спектре полосы окиси титана и составляют спектральный класс М. Если же в атмосфере преобладает углерод, спектр звезды попадает в класс С. Промежуточный случай — звезды класса S. Цвет у звезд классов С и S очень красный. У них большие положительные показатели Цвета. Если у звезд класса М показатель цвета (В - V) обычно не превышает 2т, то среди углеродных звезд не редкость объекты с огромными значениями (В - V), скажем, в 5т.

После описанных дополнений Гарвардская спектральная классификация приняла следующий вид (рис. 4.18) Пришлось дополнить и Шуточную фразу: «Oh, Be A Fine Girl, Kiss Me Right Now, Sweetheart» — .прямо сейчас, дорогая!».

Позже Гарвардская классификация спектров подверглась еще одному важному усовершенствованию. Среди звезд одинаковой температуры выявились экземпляры, очень сильно различающиеся по светимости. Причина может быть только одна — у них разный размер. Пришлось разделить звезды на карлики, субгиганты, гиганты и сверхгиганты. К счастью, выяснилось, что по спектру можно определить, является ли звезда гигантом или карликом: физические условия в атмосферах звезд одинаковой температуры, но разной светимости немного различаются, что проявляется в интенсивности и ширине некоторых спектральных линий.

С физической точки зрения понять это легко: при сравнимых массах гиганты значительно больше карликов, следовательно, сила тяжести у их поверхности гораздо ниже. Поэтому у гигантов очень протяженная атмосфера, и наш взгляд может проникнуть лишь в самые верхние, разреженные ее слои. А в разреженном газе атомы сталкиваются редко и не ме-

Рис. 4.19. Типичные спектры звезд главной последовательности. Слева — спектральный класс, справа - обозначение звезды по одному из популярных каталогов. Три нижние полосы демонстрируют особые спектры, на что указывает дополнительная буква в обозначении: е — эмиссионные линии в спектре, р — пекулярный спектр (в данном случае - слабые линии металлов, указывающие на малое их содержание в атмосфере звезды).

Поэтому в спектрах гигантов линии узкие, а у карликов с их плотной атмосферой и частыми столкновениями атомов линии в спектре более широкие. Кроме этого, при одинаковой температуре газа относительное число нейтральных, возбужденных и ионизованных атомов зависит от плотности: чем выше плотность, тем чаще происходят встречи ионов и электронов, приводящие к рекомбинации. Именно поэтому вид спектра при одинаковой температуре зависит от плотности газа.

Итак, классификация звездных спектров стала двумерной: помимо спектральных классов, в основном указывающих температуру поверхности звезды, были введены и классы светимости, указывающие размер звезды. Чаще всего используют следующие классы светимости, обозначаемые римскими цифрами, иногда с добавлением буквы:

О — гипергиганты (звезды самой высокой светимости);

1а — яркие сверхгиганты;

lb — более слабые сверхгиганты;

И — яркие гиганты; — нормальные гиганты; — субгиганты; — карлики (звезды главной последовательности).

При обозначении спектра класс светимости записывают после спектрального класса. Так, спектр Солнца относится к классу G2 V (кар

лик спектрального класса G2). А вот так классифицируют некоторые яркие звезды: Сириус (а Большого Пса) - А1 V, Канопус (а Киля) - F0II, Арктур (а Волопаса) - К2 III, Вега (а Лиры) - АО V, Ригель (Р Ориона) — В8 1а, Процион (а Малого Пса) — F5 IV-V, Бетельгейзе (а Ориона) — М2 lab. Как видим, иногда приходится использовать промежуточные значения класса светимости (lab — это между 1а и lb).

Эволюция спектральной классификации звезд, наверное, никогда не прекратится: новые исследования постоянно требуют ее расширения. И оно происходит, причем — в обе стороны: как в область самых горячих, так и в область наиболее холодных звезд и звездоподобных объектов. Слева от звезд класса О появились еще более горячие звезды типа Вольфа—Райе с температурой до 100 000 К и мощными эмиссионными линиями в спектрах, указывающими на истечение газа из атмосферы. Этот класс обозначают буквой W (иногда WR). При более детальном описании добавляют еще одну букву, указывающую химический элемент: в спектрах типа WN видны полосы ионов азота, но нет углеродных полос; в спектрах типа WC нет полос азота, но есть многократно ионизованные углерод и кислород.

Иногда слева от класса W можно встретить еще два класса спектров — Р и Q. Класс Р — это эмиссионные спектры планетарных туманностей, которые в определенном смысле можно считать крайне разреженными, «улетающими» оболочками старых звезд. Возбуждающие их свечение ядра планетарных туманностей (то есть остатки звезд) имеют температуру поверхности до 200 000 К, поэтому их и поместили слева от самых горячих нормальных звезд. Буква Q употребляется для обозначения спектров, наблюдаемых при вспышках новых звезд.

На правом конце Гарвардской схемы тоже прибавление. Совсем недавно были введены новые спектральные классы L и Т, как бы продолжающие главную последовательность (V класс светимости) в сторону самых холодных звезд. Звезды классов L и Т — так называемые коричневые карлики, их температуры ниже 2000 К. Их спектры, подобно спектрам классов М, С и S, также богаты молекулярными полосами. Подробнее об этих и других особенных звездах мы расскажем далее.