§ 3. СПЕКТРАЛЬНАЯ КЛАССИФИКАЦИЯ И ЛУЧЕВЫЕ СКОРОСТИ

Важнейшую информацию о внешних слоях звезды дает спектральный анализ ее излучения. Спектр звезды очень сложен. Он состоит из непрерывной радужной полоски, пересеченной темными линиями поглощения; в некоторых случаях наблюдаются и яркие (эмиссионные) линии, выделяющиеся своей повышенной интенсивностью по сравнению с непрерывным спектром.

Непрерывный спектр создается в максимально излучающем (более глубоком) слое звезды, в ее фотосфере, которая может быть протяженной. Идущее от фотосферы к наблюдателю излучение проходит сквозь более холодный слой разреженного газа, и находящиеся в нем атомы и ионы (а в ряде случаев молекулы) поглощают свойственные им лучи: образуется линейчатый спектр поглощения. Сравнение этого спектра с лабораторными спектрами атомов, ионов и молекул дает возможность установить химический состав звездной оболочки (атмосферы).

Очень часто в спектре звезды одновременно видны спектральные линии нейтральных атомов и их ионов. Степень же ионизации зависит от температуры, так что, оценивая долю конов, можно определить температуру звездной оболочки. Линии поглощения имеют некоторую ширину; у одних звезд спектральные линии очень узкие, в то время как у других они более широкие. Оказывается, что это зависит от давления. Таким образом, можно определить и давление в звездных атмосферах. На виде некоторых спектральных линий сказывается действие магнитного поля. Можно также определить скорости турбулентного движения газов.

Изучение звездных спектров привело к созданию спектральной классификации, основные данные о которой приведны в табл. 2.

В ее первом столбце приведены обозначения спектральных классов, с которыми мы встретимся далее. Там же указаны цвета звезд. Во втором столбце указаны символы тех химических элементов, спектральные линии которых характерны для данного спектрального класса: Н — водород, Не — гелий, N — азот, С — углерод, О — кислород и т. д. Некоторые из символов сопровождаются знаком +, обозначающим ионы. Одним плюсом обозначен однократный ион, двумя плюсами — двукратный и т. д. В третьем столбце указаны оценки температуры (в некоторых случаях их пределы). В последних столбцах приведены показатели цвета.

Нетрудно видеть, что различие звездных спектров определяется не только химическим составом звездных оболочек, но и температурой. Наиболее горячие звезды, спектры которых обозначены символами WN и WC, называются звездами типа Вольфа — Райе, по имени тех астрономов, которые их впервые исследовали. В спектрах этих звезд видны эмиссионные линии, появление которых свидетельствует о бурных движениях в атмосферах звезд; эти линии принадлежат ионам с высокой степенью ионизации, которая вызвана очень высокой температурой оболочки. Кстати, в данном случае видно влияние химического состава. Символ N означает, что оболочка звезды содержит много азота, а символ С — углерода. Звезды спектрального класса В часто называют гелиевыми, так как в их спектрах преобладают линии атома гелия (и его однократного иона). Звезды спектрального класса А можно назвать водородными. В их спектрах наиболее интенсивна серия линий поглощения Бальмера, создаваемая атомами водорода.

Означает ли это, что в оболочках этих звезд нет других химических элементов? Отнюдь нет. Так, например, у холодных звезд линии гелия и водорода не выделяются на фоне многих линий поглощения, производимых атомами металлов. Для появления линий гелия или водорода температура должна быть более высокой. Точно так же у горячих звезд в спектрах не видны линии металлов. Высокая температура вызывает ионизацию атомов металлов, а их ионы, как правило, дают линейчатые спектры, расположенные в далекой ультрафиолетовой области, которые наблюдать с Земли нельзя, так как это излучение поглощается земной атмосферой (его можно наблюдать вне земной атмосферы с космических кораблей).

Таблица 2. Спектральная классификация

(см. скан)

Конечно, разные типы звезд обладают несколько различным химическим составом. Так, например, были обнаружены звезды с усиленными линиями поглощения металлов; такие звезды называют металлическими. Наиболее резко заметно различие химического состава у холодных звезд. Звезды спектрального класса М обогащены титаном, класса S — цирконием, а класса N — углеродом. Температуры звезд классов М, S и N почти одинаковы. Кстати, теперь углеродные звезды (спектральных классов R и N) часто объединяют в спектральный класс С.

Каждый спектральный класс разбит на подклассы, что обозначается приписываемой к символу справа от него цифрой, например, и т. д. Некоторые спектральные классы поделепы на 10 подклассов.

Основные обозначения спектральных классов иногда, в случае необходимости, сопровождаются дополнительными значками. Если в спектре звезды видны эмиссионные линии, то справа приписывается значок , например, или

По некоторым признакам можно отличить спектры звезд-гигантов от спектров звезд-карликов. В таком случае перед символом спектрального класса помещается значок g-гигант или d — карлик. Например: или

Иногда встречаются сложные спектры; по некоторым признакам звезда должна принадлежать, например, к спектральному классу А, а по другим — к классу М! Такие звезды называются симбиотическими, и к символу спектрального класса приписывается справа значок , что означает «перкулярный», особенный. Этим значком отмечается любая необычность спектра.

По традиции, которая не нашла подтверждения в современной теории звездной эволюции, звезды спектральных классов В, A, F часто называют раппими, а звезды классов К, М, S, N — поздними.

В обозначение спектрального класса теперь вводят еще класс светимости (см. § 4).

Тщательное исследование звездных спектров дает возможность определить скорость движения звезды вдоль луча зрения — лучевую скорость.

Согласно принципу Доплера при движении источника света (или самого наблюдателя) вдоль луча зрения спектральные линии смещаются пропорционально лучевой скорости в соответствии с формулой

В этой формуле — лучевая скорость, с — скорость света, — длина волны спектральной линии и — смещение этой линии. При удалении источника света спектральные линии смещаются в красную сторону спектра, а при приближении — в фиолетовую. Эти смещения измеряются и дают информацию о движении звезды, что, как мы увидим, крайне важно.