4.2.3. Развитие спектральной классификации

Даже описанный выше современный вариант Гарвардской спектральной классификации звезд не является полным. Рассмотрим, например, звезды спектральных классов от В до F. Еще на ранних этапах работ по классификации спектров было замечено, что существенная доля звезд этих классов показывает необычные спектры со множеством сильных линий обычно не самых распространенных в звездных атмосферах химических элементов — кремния, хрома, стронция, редкоземельных металлов.

У других звезд этих же спектральных классов усилены линии марганца и ртути. Поначалу считали, что спектральная последовательность звезд класса А раздвоена: есть «нормальные» звезды класса А, и есть необычные, пекулярные, для спектров которых придумали обозначение Ар (р — от англ, peculiar). К нашему времени осознано, что спектральная пекулярность не ограничивается классом А: она затрагивает и соседние классы, а кроме того, эта пекулярность имеет различные разновидности. Установлено, что речь идет о реально существующих отличиях в содержании химических элементов в атмосферах не самых холодных звезд. Поэтому такие звезды называют химически пекулярными. Их особенности связаны с необычно сильным магнитным полем, под действием которого в поверхностных слоях звезды создаются условия, допускающие вынос на поверхность вещества с необычным химическим составом. Эти элементы, не характерные для атмосфер других звезд, образуют на поверхности химически пекулярных звезд пятна, форма и положение которых довольно стабильны.

Чтобы приписать звезде гарвардский спектральный класс, ее спектр сравнивают со спектрами «стандартных» звезд, служащих прототипами классов. Но, оказывается, классификацию не всегда можно провести однозначно. У некоторых звезд, которые есть основания считать довольно старыми, в атмосферах понижено (иногда очень сильно) содержание элементов тяжелее кислорода. Попытка классифицировать спектр такой звезды дает разные результаты в зависимости от того, проводится ли сравнение спектров по линиям водорода или по линиям металлов.

Иногда «водородный» спектральный класс оказывается у старых звезд на целых 10, а то и больше подклассов более поздним, чем «металлический», скажем, F5 по водороду и А5 по металлам.

Иногда в спектрах звезд, помимо линий поглощения, наблюдаются яркие (эмиссионные) линии. Такие спектры часто бывают у нестационарных звезд, демонстрирующих бурные процессы. Наличие эмиссии в спектре обычно отмечают символом «е» (emission), скажем, В5 Ше. Особенно яркие и широкие эмиссионные линии видны в спектрах звезд Вольфа—Райе, горячих звезд с протяженными оболочками. Как уже говорилось, их относят к особым спектральным классам WN и WC в зависимости от того, эмиссии какого элемента — азота (N) или углерода (С) — у них наблюдаются.

Специальный спектральный класс D введен для белых карликов. В нем предусмотрены подклассы для звезд, отличающихся химическим составом атмосферы. Наиболее распространены белые карлики подкласса DA, в спектре которых видны линии водорода, а также подкласса DB, в спектре которых есть линии гелия, а линии водорода отсутствуют; вопреки свойствам нормальных звезд, атмосферы этих белых карликов действительно бедны водородом.

Изучение спектров позволяет многое узнать о поверхностных слоях звезд: содержание химических элементов, температуру, давление, напряженность магнитного поля, скорость вращения звезды и скорости газовых потоков («ветра») в ее атмосфере. К сожалению, более глубокие слои непосредственно наблюдать нельзя, и об их составе и свойствах приходится судить по косвенным данным.

У нормальных звезд почти 70% массы атмосферы обычно составляет водород, около 27% — гелий, а на долю всех элементов тяжелее гелия остается не более 3%. Как уже отмечалось, у старых звезд содержание элементов тяжелее гелия может быть существенно ниже, скажем, в 10-100 раз. Полагают, что у большинства нормальных звезд состав атмосферы довольно точно соответствует составу вещества, из которого звезда сформировалась. В недрах звезд идут термоядерные реакции, которые существенно изменяют содержание водорода и других элементов, но продукты термоядерного синтеза на поверхность звезды обычно не попадают, хотя бывают исключения.

Основное термоядерное «горючее», водород, постепенно превращается в гелий, а затем идут реакции, в которых гелий превращается в углерод. Внутри «пожилых» звезд должен быть слой, в котором почти весь водород превратился в гелий, а еще глубже — слой, где гелий превратился в углерод.

Некоторые звезды на определенном этапе своей эволюции сбрасывают богатую водородом оболочку, обнажая внутренние слои, уже лишившиеся водорода, которые после этого формируют атмосферу звезды. Вероятно, поэтому в спектрах некоторых звезд (к их числу принадлежат и белые карлики класса DB) практически нет линий водорода. Самый распространенный элемент во Вселенной занимает весьма скромное место в атмосферах звезд, потерявших оболочки.

Итак, сложившаяся в первой половине XX в. гарвардская последовательность спектральных классов О—В—A—F—G—К—М отразила ход температуры звездных фотосфер. Но введенные позже классы и подклассы в основном отражали вариации химического состава поверхности звезд. Так, классы R, N и S связаны с вариациями химического состава холодных звезд-гигантов, подклассы WN, WC, DA, DB и т. п. — с обнажением ядер предельно старых звезд. В подклассе Ар нашла от-

Таблица 4.1

Характеристики спектральных классов по Гарвардской классификации

Класс	Характеристика спектра, цвет звезды	Эффективная температура, К	Типичные звезды
W	Излучения в линиях Не II, Не I, NI, N III—V, ОIII-VI, СII-IV.	60 000- 100 000	Звезды типа Вольфа—Райе, у2 Парусов, г) Киля
О	Слабые линии нейтрального водорода, гелия, ионизованного гелия, многократно ионизованных Si, С, N, А. Цвет голубоватый.	35 000- 80 000	С\ Кормы, X Ориона, ? Персея, i Ориона
В	Линии поглощения гелия, водорода (усиливаются к классу А). Слабые линии Н и К Са II. Цвет голубовато-белый.	12 000 — 30 000	е Ориона, а Девы, у Персея
А	Линии водорода (бальмеровская серия) весьма интенсивны, линии Н и К Са II усиливаются к классу F, появляются слабые линии металлов. Цвет белый.	8 000 — 11000	а Большого Пса, а Лиры, у Близнецов
F	Линии Н и К Са II и линии металлов усиливаются. Линии водорода ослабевают. Появляется линия Са I X 4227 А. Появляется и усиливается полоса G, образуемая линиями Fe, Са и Ti около 4310 А. Цвет слегка желтоватый.	500 — 500	5 Близнецов, а Малого Пса, Р Кассиопеи, а Персея, а Кормы
G	Линии Н и К Са II интенсивны. Линия Са 14227 А и многочисленные линии металлов. Линии водорода слабеют к классу К. Появляются полосы молекул СН и CN. Цвет желтый.	000 — 000	Солнце, а Возничего, р Геркулеса, р Южной Гидры
К	Линии металлов и полоса G интенсивны, линии водорода мало заметны. С подкласса К5 становятся видимыми полосы поглощения TiO. Цвет красноватый.	000 — 000	а Волопаса, е Пегаса, Р Близнецов, а Тельца
М	Интенсивны полосы TiO и других молекул. Заметны линии металлов, полоса G слабеет. В спектрах переменных типа о Кита имеются линии излучения водорода (класс Me). Цвет красный.	2 000 — 3 500	а Ориона, а Скорпиона, о Кита, г) Близнецов
L	Полосы TiO и VO отсутствуют. Видна сильная полоса СгН, сильные линии Rb и Cs, широкие линии калия и натрия. Цвет темно-красный.	300 — 000	Kelu-1, GDI 65В
Т	Интенсивны полосы поглощения воды, метана и молекулярного водорода. «Коричневый карлик».	700 — 1300	Gliese 229В

ражение химическая неоднородность («пятна») на поверхностях некоторых звезд. Эта схема надежно служила астрономам несколько десятилетий, и даже создалось впечатление, что развитие спектральной классификации прекратилось. Однако появление в конце XX в. крупных телескопов с инфракрасными детекторами привело к открытию настолько маломассивных и «холодных» звезд, что для них не нашлось места в Гарвардской схеме, и пришлось ее расширять.

Речь идет о предельно легких звездах — красных карликах и еще более легких звездоподобных объектах — коричневых карликах (см. раздел 4.3.3). Оказалось, что в формировании их спектров играют роль не только молекулы, но и твердые частицы — пылинки. Как мы уже знаем, у самых холодных звезд класса М с температурой поверхности около 3000 К в спектре видны мощные полосы поглощения молекул окиси титана и ванадия (ТЮ, VO). Но оказалось, что у еще более холодных объектов этих полос нет. Например, в 1997 г. рядом с белым карликом GD 165 был обнаружен весьма холодный (Т = 1900 К) и темный (L = 1,2 • 10“4 L0) объект GD 165В, в спектре которого, в отличие от других холодных звезд, не оказалось полос поглощения ТЮ и VO, за что он был прозван «странной звездой». Вскоре было доказано, что это не звезда, а коричневый карлик, не способный к термоядерным реакциям. Такими же оказались спектры и других коричневых карликов с температурой ниже 2 000 К. Детальное численное моделирование показало, что молекулы ТЮ и VO в их атмосферах сконденсировались в твердые частицы-пылинки и уже не проявляют себя в спектре, как это свойственно молекулам.

Подавление спектральных полос ТЮ и VO в результате формирования пыли при Т lt; 2000 К потребовало введения нового спектрального класса. В 1998 г. Дэви Киркпатрик из Калифорнийского технологического института предложил расширить Гарвардскую схему, добавив в нее класс L для маломассивных инфракрасных звезд с температурой поверхности 2000-1300 К.

Спектр L-карликов характеризуется сильной полосой поглощения молекулы СгН, сильными линиями редких щелочных металлов цезия (Cs) и рубидия (Rb), а также широкими линиями калия и натрия. Без информации о возрасте объекты L-клас- са нельзя автоматически считать коричневыми карликами: очень старые маломассивные звезды тоже могут остыть ниже 2000 К. Но большинство объектов L-класса все же должны быть именно коричневыми карликами.

Продолжая исследования L-карликов, астрономы обнаружили еще более экзотические объекты, для которых потребовалось ввести самый новый спектральный класс Т, еще более холодный. В 2000 г. Джеймс Либерт с коллегами из Аризонского университета выделил в самостоятельную группу Т-карлики с температурой 1300-700 К. В их спектрах видны мощные полосы поглощения воды, метана и молекулярного водорода, поэтому их называют «метановыми карликами». Прототипом этого класса считается коричневый карлик GL 229В (каталог Глизе) с температурой поверхности всего 1000 К и мощностью излучения в 160 тыс. раз слабее солнечной.

Предвидя будущие открытия «ультрахолодных» коричневых карликов, астрономы уже заготовили спектральный класс Y с температурой менее 700 К. Первым членом этой группы, возможно, станет коричневый карлик CFBDS J005910.90-011401.3, открытый в марте 2008 г. Имея температуру 620 К, он может стать прототипом подкласса Y0.

<< | >>

↑

Источник: В. Г. Сурдин. Звёзды. 2009

Еще по теме 4.2.3. Развитие спектральной классификации:

- Астрономия - Гуманитарная география - Диссертации по географическим наукам - Общая география - Палеогеография - Топонимика - Физическая география - Экономическая и социальная география -

- Абитуриентам и школьникам - Бизнес-литература - География - Гуманитарные дисциплины - Для школьников и абитуриентов - Журналистика и СМИ - Исторические науки и археология - Конфликтология - Культурология - Литература по недвижимости - Медицинская литература - Менеджмент и маркетинг - Политология - Право - Психология и педагогика - Публицистика - Студентам и аспирантам - Технические науки - Физика - Физическая культура и спорт - Философские науки - Философы - Экология и природопользование - Экономика - Языки и языкознание -