Класс F. Линии водорода становятся слабее. Усиливаются линии ионизованных металлов (особенно кальция, железа, титана). Цвет слегка желтоватый. Типичная звезда - a Малого Пса (Процион).
Класс G. Водородные линии не выделяются среди многочисленных линий металлов. Очень интенсивны линии ионизованного кальция. Цвет звезды желтый. Типичный пример - Солнце.
Класс К. Линии водорода не заметны среди очень интенсивных линий металлов. Фиолетовый конец непрерывного спектра заметно ослаблен, что свидетельствует о сильном уменьшении температуры по сравнению с ранними классами (О, В, А). Цвет звезды красноватый, как, например, у a Волопаса (Арктур) и a Тельца (Альдебаран).
Класс М. Красные звезды. Линии металлов ослабевают. Спектр пересечен полосами поглощения молекул окиси титана и других молекулярных соединений. Типичная звезда - a Ориона (Бетельгейзе).
Кроме этих основных классов существуют дополнительные, являющиеся ответвлениями от классов G и К и представляющие собой звезды с аномальным химическим составом, отличающимся от химического состава большинства других звезд. Первое ответвление происходит от класса G и содержит "углеродные" звезды:
Класс С, отличающийся от классов К и М наличием линий поглощения атомов и полос поглощения молекул углерода.
Второе ответвление происходит от класса К и содержит "циркониевые" звезды:
Класс S. Звезды этого класса отличаются от звезд класса М тем, что вместо полос окиси титана TiO присутствуют полосы окиси циркония (ZrO). Таким образом, все перечисленные спектральные классы схематически можно расположить следующим образом:
C
|
O-B-A-F-G-K-M.
|
S
Рассмотренная выше классификация одномерная, так как основной характеристикой является температура звезды. Но среди звезд одного класса есть звезды-гиганты и звезды-карлики. Они отличаются по плотности газа в атмосфере, площади поверхности, светимости. Эти различия отражаются на спектрах звезд. Существует новая, двумерная классификация звезд. По этой классификации у каждой звезды кроме спектрального класса указывается еще класс светимости. Он обозначается римскими цифрами от I до V. I - сверхгиганты, II-III - гиганты, IV - субгиганты, V - карлики. Например, спектральный класс звезды Веги выглядит как А0V, Бетельгейзе - М2I, Сириуса - А1V
Характерной особенностью звездных спектров является еще наличие у них
огромного количества линий поглощения, принадлежащих различным элементам. Тонкий анализ этих линий позволил получить особенно ценную информацию о природе наружных слоев звезд»[5].
2.9 Вращение звёзд
Вращение звезд изучается по их спектрам. При вращении один край диска звезды удаляется от нас, а другой приближается с той же скоростью. В результате в спектре звезды, получающемся одновременно от всего диска, линии расширяются и, в соответствии с принципом Доплера, приобретают характерный контур, по которому возможно определять скорость вращения. Звезды ранних спектральных классов О, В, А вращаются со скоростями (на экваторе) 100-200 км/с. Скорости вращения более холодных звезд - значительно меньше (несколько км/с). Уменьшение скорости вращения звезды связано, по-видимому, с переходом части момента количества движения к окружающему её газопылевому диску вследствие действия магнитных сил. Из-за быстрого вращения звезды принимает форму сплюснутого сфероида.
2.10 Химический состав
«По химическому составу звезды, как правило, представляют собой водородные и гелиевые плазмы. Остальные элементы присутствуют в виде сравнительно незначительных «загрязнений». Средний химический состав наружных слоев звезды выглядит примерно следующим образом. На 10 тыс. атомов водорода приходится 1000 атомов гелия, 5 атомов кислорода, 2 атома азота, один атом углерода, 0.3 атома железа.
Существуют звезды, имеющие повышенное содержание того или иного элемента. Так, известны звезды с по повышенным содержанием кремния (кремниевые звезды), звезды, в которых много железа (железные звезды), марганца (марганцевые), углерода (углеродные) и т. п. Звезды с аномальным составом элементов довольно разнообразны. В молодых звездах типа красных гигантов обнаружено повышенное содержание тяжелых элементов. В одной из них найдено повышенное содержание молибдена, в 26 раз превышающее его содержание в Солнце. Вообще говоря, содержание элементов, атомы которых имеют массу, большую массы атома гелия, постепенно уменьшается по мере старения звезды. Вместе с тем, химический состав звезды зависит и от местонахождения звезды в галактике. В старых звездах сферической части галактики содержится немного атомов тяжелых элементов, а в той части, которая образует своеобразные периферические спиральные « рукава » галактики, и в ее плоской части имеются звезды, относительно богатые тяжелыми элементами. Именно в этих частях и возникают новые звезды. Поэтому можно связать наличие тяжелых элементов с особенностями химической эволюции, характеризующей жизнь звезды.
Очень интересны углеродные звезды. Это звезды относительно холодные - гиганты и сверхгиганты. Их поверхностные температуры лежат обычно в пределах 2500 - 6000С. При температурах выше 3500С при равных количествах кислорода и углерода в атмосфере большая часть этих элементов существует в форме оксида углерода CO. Некоторые типы звезд характеризуются повышенным содержанием металлов, расположенных в одном столбце периодической системы с цирконием; в этих звездах имеется неустойчивый элемент технеций 4399Тс. Ядра технеция могли образоваться из 98Мо в результате захвата нейтрона с выбрасыванием электрона из ядра молибдена или при фотопроцессе из 97Мо. Во всяком случае наличие нестабильного ядра - убедительное доказательство развития ядерных реакций в звездах» [2].
2.11 Магнетизм
Наконец, стоит сказать несколько слов о магнетизме звезд. Тем же спектроскопическим методом было обнаружено наличие мощных магнитных полей в атмосферах некоторых звезд. Напряженность этих полей в отдельных случаях доходит до 10 тыс. Э (эрстед), т. е. в 20 тыс. раз больше, чем магнитное поле Земли. Заметим, что в солнечных пятнах напряженность магнитных полей доходит до 3-4 тыс. Э. Вообще магнитные явления, как выяснилось в последние годы, играют значительную роль в физических процессах, происходящих в солнечной атмосфере. Имеются все основания полагать, что то же самое справедливо и для звездных атмосфер.
3. Зависимости между звёздными параметрами
«Прежде чем приступать к рассмотрению эволюции звезд, мы должны ознакомиться с одним из самых важных графиков, существующих в астрономии.
В начале нашего столетия выдающиеся астрономы датчанин Герцшпрунг и американец Ресселл эмпирически установили (независимо), что существует зависимость между светимостью звезд и их спектральным классом. Если нанести положения большого количества звезд на диаграмму , у которой по оси абсцисс отложены спектральные классы звезд, а по оси ординат - светимости, оказывается, что звезды отнюдь не располагаются беспорядочно, а образуют определенные группы. Положение звезды на диаграмме зависит от ее массы, возраста и химического состава (см. приложение 3). Со временем выявился глубокий физический смысл расположения звезд на диаграмме, и стали понятными передвижения звезд по диаграмме в зависимости от возраста (эволюционные треки). Диаграмма Герцшпрунга-Ресселла (Г. — Р. д.) для звезд является важным инструментом сравнения теоретических моделей звезд с наблюдениями. Диаграмма ГР обычно приводится в следующих координатах:
1. Светимость - эффективная температура 2. Абсолютная звездная величина - показатель цвета 3. Абсолютная звездная величина - спектральный класс
Большинство известных звёзд располагается на главной последовательности (см.приложение 4), простирающейся по диагонали Г. — Р. д. от горячих голубых звёзд (например, Спика, спектральный класс В) со светимостью в 1000 раз больше солнечной через белые звёзды (Сириус, А), желтовато-белые (Процион, F), жёлтые (Солнце, G), оранжевые (t Кита, К) к красным карликам (звезда Крюгер 60, М), которые слабее Солнца в 1000 раз. Звёзды-гиганты — жёлтые, оранжевые и красные звёзды больших размеров (Капелла, Арктур, Альдебаран) — находятся справа от главной последовательности. Сверхгиганты — сравнительно немногочисленная группа звёзд всех спектральных классов очень большой светимости (в 104—105 раз больше солнечной) — заполняют самую верхнюю область Г. — Р. д. (Ригель, В и Бетельгейзе, М). Субгигантами называют красноватые звёзды, размеры которых больше звёзд главной последовательности той же светимости (компоненты затменно-двойных звёзд). Субкарлики — это звёзды-карлики главной последовательности, отличающиеся пониженным содержанием металлов, характерным для звёзд сферической составляющей Галактики, и располагающиеся вследствие этого на Г. — Р. д. в пределах главной последовательности. (Первоначально предполагалось, что субкарлики образуют самостоятельную последовательность на 1—1,5 звёздной величины ниже главной последовательности.) Группа белых карликов — очень плотных маленьких звёзд, находится на 10 звёздных величин ниже главной последовательности. Для каждой группы звёзд свойственны определённые зависимости между массой, светимостью и радиусом и свои особенности строения. Количество звёзд в разных областях Г. — Р. д. различно; звёзд большой светимости значительно меньше, чем слабых. Вне описанных групп звёзд практически нет. На рисунках представлены Г. — Р. д. для звёзд окрестности Солнца и звёзд рассеянных скоплений, принадлежащих плоской составляющей Галактики (см. приложение 4, рис.1), и звёзд шаровых скоплений, относящихся к сферической составляющей Галактики (см. приложение 4, рис.2). Различие между диаграммами (отсутствие сверхгигантов в верхней части главной последовательности у звёзд сферической составляющей) объясняется разницей в возрасте (т. е. в наблюдаемых стадиях эволюции) и в начальном химическом составе обеих составляющих. (Звёзды сферической составляющей в основном более старые и содержат меньше металлов.)» [3].