СОРТИРОВКА ЗВЕЗД

В то время как Гаггипс интересовался химическим составом звезд, внимание Секки в Риме привлекло разнообразие звездных спектров. Многие звезды, подобно Солнцу, имели в своих спектрах множество линий металлов, особенно кальция, натрия и железа.

Звезды каждой из этих групп будут характеризоваться в основном одними и теми же деталями спектра. Этот вывод имел очень важное значение, так как если спектр звезды связан с ее физическими характеристиками и если каждая из звезд попадает в один из четырех спектральных классов, то детальное изучение какой-либо одной звезды может выявить характеристики многих других звезд. Секки установил, что звезды, блеск которых колеблется неравномерно, относятся к классу, имеющему полосчатые спектры. Звезды класса 1,'голубые и белые звезды, обнаружили тенденцию к скучиванию в определенных частях неба. Например, пять звезд Большой Медведицы, образующих физическое скопление звезд, т. е. движущихся в пространстве в одном и том же направлении и с одинаковой скоростью, являются звездами этого класса.

Открытие Секки было поистине замечательным, особенно если учесть, что он проводил свои наблюдения визуально, долгими часами глядя в телескоп. С появлением фотографии Пикеринг, директор обсерватории Гарвардского колледжа (США), в сотрудничестве с Вильеминой Флеминг, Антонией Мори и Энн Каннон наметил осуществление большой программы по спектральной классификации. Пикеринг поместил большую стеклянную призму перед объективом телескопа, а линзу использовал для фокусировки спектров на фотографической пластинке.

Гарвардская классификация ставила своей целью сгруппировать звезды таким образом, чтобы спектральные особенности одной группы переходили как можно более плавно в спектральные особенности следующей группы. Поскольку темные линии водорода казались общими для всех звездных спектров, то, согласно первоначальному плану, звездами класса А были названы звезды с наиболее сильными водородными линиями. К классу В были отнесены звезды с несколько более слабыми линиями водорода и т. д, до классов М и N, в которых линии водорода очень слабы. Однако по ряду причин некоторые классы, например С, D, Н, были введены ошибочно вследствие плохой фокусировки фотографий, т. е. оказались ложными. А расположение классов в порядке убывания интенсивности водородных линий привело к разрыву непрерывности в тенденциях других спектральных линий. Началом последовательности оказался открытый позднее класс О, и в конце концов было принято, что классы следуют в таком порядке: О, В, A, F, G, К и М. Дополнительно несколько звезд было отнесено к классам R,

Рис. 19. Спектральная последовательность.

Слева даны названия и обозначения звезд, справа — спектральные классы. Римскими цифрами обозначены классы светимости (см. гл. 6). Обратите внимание па большую интенсивность линии металлов у холодных звезд, в то время как для горячих звезд характерны линии юдорода и гелия. (По снимкам, сделанным на 24-дюймовом рефлекторе наблюдательной станции Охай калифорнийского университета.)

N и S, по-видимому представляющим ответвления от главной последовательности близ класса К[*]).

Фотографическая пластинка показывает такое множество деталей в спектре, что оказалось необходимым разделить каждый гарвардский класс еще на подклассы, присоединив к каждой букве цифру от 0 до 9.

На рис. 19 приведен ряд типичных звездных спектров, сфотографированных на наблюдательной станции Охай, которые показывают главные характеристики последовательности спектральных классов. Из-за трудности в подборе времени экспозиции фотографические плотности негативов спектров не одинаковы. Поэтому изменение черноты линий до некоторой степени ложное, но тенденции к изменению условий возбуждения и усложнению спектра видны достаточно четко. Обратите внимание на усложнение спектра при переходе от класса О к классу М. Начиная

с класса О, линии водорода постоянно усиливаются, достигая максимальной четкости в классе АО, а далее размываются до полного исчезновения. Классы В и О несут на себе «отпечатки пальцев» гелия, который отсутствует в спектрах более поздних классов. Линии таких металлов, как кальций, натрий и железо, впервые замечаются в классе А. В классах F, G и К число и интенсивность их быстро растет. Широкие полосы молекулярных соединений, вкрапленные в спектры классов G и К, четко выделяются на спектральных картах классов М, R, N и S. Один из весьма существенных аспектов спектральной классификации состоит в том, что эта классификация разделяет звезды также и по цвету. Более того, цвета вдоль последовательности располагаются примерно так же, как цвета в спектре: голубые звезды приходятся на начало последовательности, а красные — на ее конец. Так, яркие голубые звезды в созвездии Ориона относятся к классу В, Сириус —беловатая звезда —к классу АО, а южный красавец Канопус — к классу F0. Капелла — самая яркая звезда к северу от небесного экватора и такая же желтая, как Солнце, принадлежит к классу GO. Арктур — яркая оранжевая звезда, видимая весной и летом, относится к классу КО, а Бетельгейзе и Антарес — красные звезды в созвездиях Ориона и Скорпиона соответственно — являются звездами класса М.

Точное определение спектрального класса звезды зависит от относительных интенсивностей определенных линий. Среди линий, используемых для этой цели, — линии гелия (у более горячих звезд), линии водорода, линия К ионизованного кальция (см. гл. 4) и линия 4227 А нейтрального кальция. У холодных звезд используются интенсивности полос окиси титана в классе М, полос окиси циркония в классе S и полос углерода в классах R и N (иногда называемых классом С, так как они представляют углеродные звезды).

Эти различия в спектрах хорошо видны, даже если размер спектра очень мал, как это обычно бывает на пластинках, полученных с объективной призмой и со спектрографами, предназначенными для наблюдений очень слабых звезд и далеких галактик. Спектральные различия можно также установить путем точных измерений цвета звезд; при этом чтобы оценить блеск звезды в трех или более, предпочтительно узких, интервалах спектра, используются различные сочетания фильтров и приемников. Спектральную классификацию можно также проводить при помощи фотоэлемента, сдвигаемого по спектру.

Следует подчеркнуть, что эта классификация звездных спектров была выполнена исключительно на основе вида самих спектров безотносительно к физическим причинам, обусловливающим именно тот или иной спектр. Многие из первых исследователей полагали, что различия в спектрах звезд связаны с изменениями их химического состава. Если бы чернота спектральной линии зависела только от количества ответственных за нее атомов, можно было бы без труда расположить звезды в порядке постепенного изменения количества содержащегося в них водорода. И, конечно, самым знаменательным было бы, если бы для звезд, расположенных по этой системе, также плавно изменялось содержание других химических элементов, а также если бы водородные звезды всегда были голубыми, а металлические звезды — красными.

В гл. 4 мы увидим, что спектральные изменения обусловлены не различием химического состава, а изменениями температуры и плотности. Различия химического состава, когда они действительно существуют, обычно невелики и по своему влиянию на вид спектра не сравнимы с воздействиями температуры и плотности. Исключение составляют лишь некоторые холодные звезды, у которых углерода больше, чем кислорода.