Спектры звезд
Звезды — это раскаленные газовые шары с температурой поверхности примерно от 2000 до 100 000 К. Температурой поверхности определяется цвет звезды. Голубые звезды значительно горячее красных.
Различия между холодными и горячими звездами ярче всего проявляются в их спектрах. В 1860-е гг. итальянский астроном аббат Анджело Секки (1818-1878) первым присоединил к своему телескопу спектроскоп и начал визуальные наблюдения спектров звезд. Это очень трудная работа: свет звезды слаб, а растянутый в спектр, он вообще еле заметен. К тому же нелегко изучить спектры большого числа звезд, если приходится наводить телескоп и щель спектроскопа последовательно на одну звезду за другой. Первым из астрономов Секки применил новый метод: он установил большую призму прямо перед объективом телескопа, чтобы изображения всех звезд в поле зрения телескопа сразу превращались в спектры. Благодаря этому он смог в 1860 и 1870-х гг. визуально изучить спектры более 4000 звезд. Методом Секки пользуются поныне, называя такой прибор «объективной призмой», хотя правильнее было бы называть ее «предобъективной».
Секки впервые заметил, что спектры звезд различаются по своему виду и что в этих различиях есть определенная закономерность, позволяющая разделить все звезды на несколько групп. В 1868 г. Секки разделил все звездные спектры на четыре типа. В спектрах I типа хорошо видны только линии поглощения водорода. Спектры II типа испещрены линиями поглощения более тяжелых элементов. Современные астрофизики не вполне корректно называют все элементы тяжелее гелия «металлами»; так вот, в спектрах звезд II типа по Секки доминируют линии «металлов». А к III и IV типам Секки отнес те звезды, в спектрах которых наблюдаются уже не линии, а полосы поглощения. Позднее было установлено, что в спектрах одного из введенных Секки «полосатых» типов доминируют полосы молекулы окиси титана, а у звезд другого типа в спектрах преобладают полосы углерода и его соединений. Полосы наблюдаются только в спектрах красных звезд, в «прохладных» атмосферах которых могут существовать молекулы. В 1878 г. Секки ввел еще одну, пятую группу, выделив в нее некоторые пекулярные спектры, не укладывавшиеся в обычную классификацию (звезды с эмиссионными линиями и новые звезды).
Несмотря на появление близких по духу работ, в области звездной спектроскопии классификация Секки оставалась общепризнанной вплоть до введения в начале XX в. более детальной Гарвардской классификации, построенной на основе фотографических спектрограмм. В самом конце XIX в. директором Гарвардской обсерватории (Кембридж, США) стал пришедший в астрономию из физики Эдуард Пикеринг (1846-1919). Он ясно видел, как много могут дать спектральные наблюдения звезд для понимания физических условий на их поверхности, и предложил программу изучения спектров многих тысяч звезд всего неба. Эту программу удалось выполнить, фотографируя небо через объективную призму в Кембридже и на других обсерваториях, в том числе в Южном полушарии.
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.
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 A 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 A, B, C и D, типу II - классы от E до L, типу III - класс M, а типу IV - класс N. Кроме этого, гарвардские астрономы отнесли все спектры с эмиссионными линиями к классу O, а спектры планетарных туманностей — к классу P. 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: O—B—A—F—G—K—M.
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. Н. Блажко (1870-1956): «Один Бритый Англичанин Финики Жевал, Как Морковь».
Плавный переход между спектральными классами позволил ввести между основными «буквенными» классами «цифровые» подклассы. Так, например, спектр класса F, наиболее похожий на спектры класса A, определяют как F0, а наиболее похожий на спектры класса G — как F9. Возможны и все промежуточные варианты: F1, 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 M4.5.
Сначала некоторые исследователи полагали, что спектральные различия между звездами вызваны различным содержанием химических элементов в их атмосферах. Скажем, в спектрах звезд класса A сильны 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. Что касается гарвардской последовательности спектральных классов (O—B—A—F—G—К—М), то выяснилось, что вдоль нее систематически меняется температура поверхности звезды. Она убывает от класса O к классу M. Среди звезд спектрального класса O самые горячие имеют температуру поверхности 50 000 K. У Солнца, звезды класса G2, температура поверхности составляет 5800 K. Самые холодные звезды класса Μ имеют температуру около 2 000 K. В их спектрах видны полосы поглощения окиси титана.
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.
I класс: белые и голубые звезды с мощными линиями водорода (современный класс A).
II класс: желтые звезды, линии водорода заметны и появляются линии металлов (современные классы G и K).
III класс: оранжевые и красные звезды со сложными полосами в спектре (современный класс M).
IV класс: красные звезды с линиями и полосами углерода в спектре (современные углеродные звезды).
V класс: звезды с эмиссионными линиями в спектре (Be, Bf и др.).
переходы, ответственные за наиболее важные серии
спектральных линий. Указаны энергии переходов с
возбужденных уровней на основной (n = 1).
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. Например, линии поглощения бальмеровской серии водорода образуются при переходах электрона с первого возбужденного (n = 2) на более высокие уровни (см. рис. 1). 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 K. 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 O, B и A иногда называют «ранними», а классы K и M— «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 O глаз видит голубоватыми, класса A — белыми, F — желтоватыми, G — желтыми, K — красноватыми, M— 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 схеме 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 C. 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 M, C 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 M. Если же в атмосфере преобладает углерод, спектр звезды попадает в класс C. Промежуточный случай — звезды класса S. Цвет у звезд классов C и S очень красный. У них большие положительные показатели цвета. Если у звезд класса Μ показатель цвета (В-V) обычно не превышает 2m, то среди углеродных звезд не редкость объекты с огромными значениями (В-V), скажем, в 5m.
Гарвардской классификации звездных спектров
После описанных дополнений Гарвардская спектральная классификация приняла следующий вид (рис. 2) 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 мешают друг другу излучать и поглощать кванты на строго определенных частотах спектральных линий.
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:
O - гипергиганты (звезды самой высокой светимости);
Ia — яркие сверхгиганты;
Ib - более слабые сверхгиганты;
II — яркие гиганты;
III — нормальные гиганты;
IV — субгиганты;
V — карлики (звезды главной последовательности).
При обозначении спектра класс светимости записывают после спектрального класса. Так, спектр Солнца относится к классу G2 V (карлик спектрального класса G2). А вот так классифицируют некоторые яркие звезды: Сириус (α Большого Пса) — A1 V, Канопус (α Киля) — F0 II, Арктур (α Волопаса) - К2 III, Вега (α Лиры) – A0 V, Ригель (β Ориона) — В8 Ia, Процион (α Малого Пса) — F5 IV-V, Бетельгейзе (α Ориона) — М2 Iab. Как видим, иногда приходится использовать промежуточные значения класса светимости (Iab — это между Ia и Ib).
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 O появились еще более горячие звезды типа Вольфа—Райе с температурой до 100 000 K 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 — P и Q. Класс P — 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 T — так называемые коричневые карлики, их температуры ниже 2000 K. Их спектры, подобно спектрам классов M, C и S, также богаты молекулярными полосами. Подробнее об этих и других особенных звездах мы расскажем далее.
справа — обозначение звезды по одному из популярных каталогов. Три нижние полосы
демонстрируют особые спектры: слабые линии металлов (пекулярный спектр) и
эмиссионные линии в спектре.
Даже описанный выше современный вариант Гарвардской спектральной классификации звезд не является полным. Рассмотрим, например, звезды спектральных классов от B 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 A раздвоена: есть «нормальные» звезды класса A, и есть необычные, пекулярные, для спектров которых придумали обозначение Ap (p — от англ. peculiar). К нашему времени осознано, что спектральная пекулярность не ограничивается классом A: 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 A5 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, B5 IIIe. 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 (C) - 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 O—B—A—F—G—K—Mотразила 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 Ap нашла отражение 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. 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 Mс температурой поверхности около 3 000 K в спектре видны мощные полосы поглощения молекул окиси титана и ванадия (TiO, 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 · 104LΘ) объект GD 165B, в спектре которого, в отличие от других холодных звезд, не оказалось полос поглощения TiO 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 TiO и VO в их атмосферах сконденсировались в твердые частицы-пылинки и уже не проявляют себя в спектре, как это свойственно молекулам.
Подавление спектральных полос TiO и VO в результате формирования пыли при Τ < 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 CrH, сильными линиями редких щелочных металлов цезия (Cs) и рубидия (Rb), а также широкими линиями калия и натрия. Без информации о возрасте объекты L-класса нельзя автоматически считать коричневыми карликами: очень старые маломассивные звезды тоже могут остыть ниже 2 000 K. 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 K. 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 K и мощностью излучения в 160 тыс. раз слабее солнечной.
Предвидя будущие открытия «ультрахолодных» коричневых карликов, астрономы уже заготовили спектральный класс Υ с температурой менее 700 K. Первым членом этой группы, возможно, станет коричневый карлик CFBDSJ005910.90-011401.3, открытый в марте 2008 г. Имея температуру 620 K, он может стать прототипом подкласса Υ0.
Источники
См. также
