Классные звезды: Немного о спектральных классах

Если на пути света, посылаемого каким-то источником излучения, поставить стеклянную призму, то свет, из за того, что испытает преломление при переходе из менее оптический плотной среды - воздуха, в более плотную - стекло призмы, сменит направление.

При этом лучи, у которых длина волны больше, отклонятся на меньший угол, а лучи с меньшей длиной волны на больший угол. В результате, если мы за призмой поставим экран, на нём появится цветная полоска - спектр источника излучения.

В этой полоске цвета располагаются в последовательности от фиолетового - самого коротковолнового в видимом диапазоне излучения - в том, которое мы можем видеть глазом, к синему, зеленому, желтому, оранжевому и красному - самому длинноволновому.

За фиолетовым (горизонтом))) краем спектра находится еще более коротковолновая область - ультрафиолетовая, а за красным - еще более длинноволновая - инфракрасная. Но глазом мы их видим - не воспринимается излучение с такой короткой длиной волны, как ультрафиолетовое, и с такой длинной, как инфракрасное. Они не в ходят в видимый диапазон излучения, данное излучение - УФ (ультрафиолетовое) и ИК (инфракрасное) доступны лишь для специальных для того приборов.

В спектре обычных светящихся тел, любых, например, лампы, яркость по мере перехода от фиолетовой части к красной изменяется плавно, сплошным градиентом. А в спектрах звезд на этом непрерывном фоне видны темные, а у некоторых звёзд могут быть ещё и яркие линии. Эти линии показывают, что над светящейся поверхностью звёзд находится атмосфера, которая состоит из различных газов. Как получаются эти линии - ну если спуститься с небес на Землю - примерно такие линии мы увидим в спектре той же лампы, если между источником лампой и призмой её свет пройдёт через слой раскаленного газа, в лабораторных условиях это может быть обычная газовая горелка.

Причём каждый газ дает свои линии в определенных местах спектра. То есть если мы знаем, какие линии какому газу соответствуют - это мы можем установить в лаборатории, и, сравнивая положение получаемых таким образом лабораторных спектральных линий газов с положениями линий в спектрах звезд, мы можем определить химический состав и температуру атмосферы звезды.

Положения и интенсивность линий в спектрах изменяются у разных звёзд, и практически нельзя встретить две звезды, спектры которых были бы точно одинаковы, знаете, как не бывает двух абсолютно одинаковых снежинок в природе.

Но! Все спектры звезд могут быть расположены в определённой непрерывной последовательности.

Если мы возьмем два каких-нибудь сильно отличаючищхся спектра звезд, то можно всегда будет найти достаточное количество спектров других звезд, которые, после того как мы их расположим между первыми двумя спектрами, в определённом установленном порядке, чтобы был постепенный переход от одного из спектров к другому.

В такой полученной последовательности спектров любые два соседних будут мало чем отличаться друг от друга, но эти отличия, постепенно накапливаясь от спектра к спектру, приведут к резкому различию тех спектров, находящихся на разных концах последовательности.

Эта последовательность звездных спектров разбита на 7 участков, или классов. Звезды, спектры которых находятся внутри одного и того же участка, считаются принадлежащими к одному и тому же спектральному классу. Спектральные классы обозначаются прописными латинскими буквами. Большими то есть.

Вот так выходит выглядит последовательность спектральных классов звезд:

O - B - A - F - G - K - M

Спектры звезд двух соседних классов еще существенно различаются друг от друга, звезды класса О и звезды класса В, например, имеют существенные отличия в спектре. Поэтому ввели разделение спектров внутри каждого спектрального класса на десять подклассов. Например:

... В9 - A0 - A1 - A2 - A3 - A4 - A5 - A6 - A7 - А8 - A9 - F0 - F1 - F2-....

Спектры звезд различных спектральных классов отличаются по множеству факторов, но можно выделить основные их них.

В спектрах звезд от О до В5 главную роль играют линии ионизованных газов (кислород, азот, гелий), т. е. таких газов, у которых атомы потеряли один или больше электронов.

B спектральных классах B6 - F1 линий ионизованных газов уже нет, но появляются линии ионизованных металлов - кальция, магния, железа и др.

В классах F2 - K4 линии ионизованных металлов слабеют и исчезают, появляются и усиливаются линии нейтральных, т. е. неионизованных металлов.

Начиная с класса К5 в спектрах звезд обнаруживаются полосы химических соединений - окиси титана, окиси циркония и др.

Единственный из всех элемент, линии которого есть во всех спектрах всех звезд - водород. Наибольшая интенсивность его линий достигают в спектрах B7 - А3.

Собственно так формируется и вот что представляет собой спектр излучения звезды. Следующий пост хочу посвятить вопросу о том, почему спектры звезд различны и от чего это зависит. А на сегодня просвещения достаточно :)