Изучение нормальных звезд позволяет классифицировать по физическим параметрам все остальные звезды. Даже глядя невооруженным глазом на звездное небо, можно заметить, что звезды отличаются по цвету. Намного сильнее это различие заметно при рассмотрении спектров звезд. Спектральная классификация начала разрабатываться задолго до того, как ученые смогли объяснить возникновение звездных спектров. Практически сразу же стало ясно, что наиболее важные их особенности связаны с тем, что физические свойства звезд весьма различны. Спектры большинства звезд опытным путем удалось расположить в виде последовательности, вдоль которой линии одних химических элементов постепенно ослабевают, а других - усиливаются. Спектры, сходные между собой, объединяются в спектральные классы. Небольшие различия между ними разделяют классы на подклассы. В дальнейшем исследования показали, что температуры звезд, которые принадлежат различным спектральным классам, значительно отличаются.
Спектральная классификация звезд
Согласно Гарвардской классификации спектральные классы звезд обознаются латинскими буквами: О, В, A, F, G, К и М. Внутри каждого из перечисленных спектральных классов можно установить главную последовательность подклассов, которые переходят из одного в другой. Каждый класс (кроме класса О) делится на 10 подклассов, обозначаемых цифрами от 0 до 9, расположенными после обозначения спектрального класса, например, С8, А1, F0. Спектральный класс О подразделяется на подклассы от O5 до O9,5. Если спектр звезды обладает какими-либо особенностями, то после таких обозначений ставятся дополнительные значки. Если же в нем присутствуют эмиссионные линии, то это обозначается буквой е. Так, например, С5е означает звезду класса С5 с эмиссионными линиями в спектре. Часто звезды-сверхгиганты отличаются глубокими узкими линиями, это отмечается буквой с (с - характеристика перед названием класса, например cB1). Другие особенности в спектре звезды, которые не типичны для данного спектрального класса, обозначаются буквой р (peculiar) – пекулярные, или особенные спектры. Буква р ставится после названия класса (например G2р).
 рис. Спектральные классы звезд
Видимая звездная величина не является показателем общей энергии, излучаемой звездой или яркости ее поверхности, т.к. из-за различия в расстояниях относительно холодная звезда только из-за своей большой близости к Земле может иметь значительно меньшую видимую звездную величину (т.е. казаться ярче), чем более далекий горячий гигант. Если известны расстояния до двух звезд, то на основании их видимых звездных величин можно найти отношение излучаемых ими действительных световых потоков. Для этого необходимо освещенности, создаваемые этими звездами, отнести к стандартному расстоняию,общему для всех звезд. За такое расстояние принимается 10 пс. Звездная величина, которую имела бы звезда, если ее наблюдать с расстояния в 10 пс, называется абсолютной звездной величиной. Так же, как и видимые, абсолютные звездные величины могут быть визуальными, фотографическими и т.д.
Диаграммоа Герцшпрунга – Рессела
В начале XX в. датский астроном Герцшпрунг и американский астрофизик Рессел определили зависимость между видом спектра (т.е. температурой звезд) и их светимостью. Эта зависимость иллюстрируется графиком, одна ось которого определяет спектральный класс, а другая – абсолютную звездную величину. Этот график называется диаграммой спектр - светимость или диаграммой Герцшпрунга – Рессела. Положение каждой звезды в той или иной точке диаграммы зависит от ее физической природы и стадии эволюции. Поэтому диаграмма Герцшпрунга - Рессела по сути отображает всю историю рассматриваемой системы звезд. В этом огромное значение диаграммы спектр - светимость, изучение которой является одним из важнейших методов звездной астрономии, позволяющее выделить различные группы звезд, объединенные общими физическими свойствами, и установить зависимость между некоторыми их физическими характеристиками. Кроме того, изучение диаграммы помогает в решении некоторых других проблем (например, в исследовании химического состава, и эволюции звезд). Как видно из рисунка, в основном звезды распределяются на диаграмме Герцшпрунга - Рессела весьма неравномерно, что соответствует существованию определенной зависимости между светимостями и температурами всех звезд. Наиболее четко это выражено для звезд главной последовательности. Однако внимательное изучение диаграммы позволяет выделить на ней ряд других последовательностей, правда, обладающих значительно большей дисперсией, чем главная. Эти последовательности говорят о наличии у некоторых определенных групп звезд индивидуальной зависимости светимости от температуры. Рассмотренные последовательности называются классами светимости и обозначаются римскими цифрами от I до VII, проставленными после наименования спектрального класса. Таким образом, полная классификация звезд оказывается зависящей от двух параметров, один из которых характеризует спектр (температуру), а другой - светимость. Солнце, например, относящееся к главной последовательности, попадает в V класс светимости и обозначение его спектра G2V. Эта принятая в настоящее время классификация звезд называется МКК (Моргана, Кинана, Кельман).
 рис. Диаграмма спектр - светимость
Класс светимости I - сверхгиганты; эти звезды занимают на диаграмме спектр - светимость верхнюю часть и разделяются на несколько последовательностей. Класс светимости II - яркие гиганты. Класс светимости III - гиганты. Класс светимости IV - субгиганты. Последние три класса расположены на диаграмме между областью сверхгигантов и главной последовательностью. Класс светимости V - звезды главной последовательности. Класс светимости VI - яркие субкарлики. Они образуют последовательность,
проходящую ниже главной примерно на одну звездную величину, начиная от класса А0 вправо. Класс светимости VII. Белые карлики. Они обладают весьма малой светимостью и
занимают нижнюю часть диаграммы.
По мере продвижения вверх вдоль главной последовательности, увеличиваются и радиусы звезд. Поэтому температуры звезд главной последовательности также постепенно возрастают с увеличением светимости. Например, для звезд подкласса B0V температура в центре составляет около 30 миллионов, а для звезд K0V она чуть меньше 10 миллионов градусов. От значения температуры сильно зависит характер ядерных реакций в недрах звезды. Выделение ядерной энергии в недрах звезд главной последовательности поздних спектральных классов G, К и М, как и в Солнце, в основном происходит в результате протон-протонной реакции. В горячих звездах ранних спектральных классов, температура которых выше и составляет десятки миллионов градусов, главную роль играет превращение водорода в гелий за счет углеродного цикла. В результате этой реакции выделяется значительно большая энергия, чем при протон-протонной реакции, что и объясняет большую светимость звезд ранних спектральных классов.
Таким образом, можно сделать вывод, что звезды, располагающиеся в различных участках диаграммы спектр - светимость отличаются своим строением. Это подтверждается теоретическими расчетами равновесных газовых конфигураций, выполненными для определенных значений химического состава, массы, радиуса и светимости звезды (так называемых моделей звезд).
 рис. Внутренняя структура звезд главной последовательности
|
