Кольори і температура зірок
Колір зірки визначається різницею між її фотографічною і фотовізуальною величинами. За спільною згодою ці шкали обрані так, щоб біла зірка, типу Сіріуса, мала в обох шкалах одну і ту ж величину.
Різниця між фотографічною і фотовізуальною величинами називається показником кольору даної зірки.
Для таких блакитних зірок, як Ригель, це число буде негативним, так як такі зірки на звичайній пластинці дають більше почорніння, ніж на чутливому до жовтого світлі.
У червоних зірок типу Бетельгейзе показник кольору доходить до +2-3 зоряних величин. Це вимір кольору одночасно є і вимірюванням поверхневої температури зірки, причому блакитні зірки виявляються значно гарячіші, ніж червоні.
Оскільки показники кольору можна досить легко отримати навіть для дуже слабких зірок, вони мають велике значення при вивченні розподілу зірок в просторі.
До найважливіших інструментів дослідження зірок, відносяться спектральні прилади.
Навіть самий поверхневий погляд на спектри зірок виявляє, що не всі вони однакові. Бальмеровські лінії водню в деяких спектрах сильні, в деяких – слабкі, в деяких – взагалі відсутні.
Незабаром стало ясно, що спектри зірок можна розділити на невелике число класів, які поступово переходять один в інший. Нині застосовується спектральна класифікація, яка була розроблена в Гарвардській обсерваторії під керівництвом Е. Пікерінга.
Спочатку спектральні класи позначалися латинськими літерами в алфавітному порядку, але в процесі уточнення класифікації встановилися такі позначення для послідовних класів:
- О; В; A; F; G; К; М.
Крім того, нечисленні незвичайні зірки об’єднуються в класи R, N і S, а окремі індивідууми, які абсолютно не укладаються в цю класифікацію, позначаються символом PEC (peculiar – особливі).
Цікаво відзначити, що розташування зірок по класах є одночасно і розташуванням за кольором.
- Зірки класу В, до якого відносяться Ригель і багато інших зірок в Оріоні, – блакитні; Класів O і А – білі (Сіріус, Денеб); Класів F та G – жовті (Проціон, Капела); Класів K і М, – помаранчеві і червоні (Арктур, Альдебаран, Антарес, Бетельгейзе).
Розташувавши спектри в тому ж порядку, ми бачимо, як максимум інтенсивності випромінювання зсувається від фіолетового до червоного кінця спектра. Це вказує на зниження температури в міру переходу від класу О до класу М.
Місце зірки в послідовності визначається швидше температурою її поверхні, ніж хімічним складом.
Прийнято вважати, що хімічний склад один і той же для величезної більшості зірок, але різні температури і тиск на поверхні викликають великі відмінності в зоряних спектрах.
Блакитні зірки класу О є найбільш гарячими. Їх температура поверхні досягає 100 000°С. Спектри їх легко впізнати за присутність деяких з них характерних яскравих ліній або за розповсюдженням фону далеко в ультрафіолетову область.
- Безпосередньо за ними слідують блакитні зірки класу В, також вельми гарячі (поверхнева температура 25 000 ° С). Їх спектри містять лінії гелію і водню. Перші слабшають, а останні посилюються при переході до класу А; У класах F і G (типова зірка класу G – наше Сонце). В них поступово посилюються лінії кальцію та інших металів, як, наприклад, заліза і магнію; У класі К дуже сильні лінії кальцію, з’являються також молекулярні смуги; Клас М включає червоні зірки з поверхневою температурою, меншою 3000°С; в їх спектрах видно смуги окису титану. Класи R, N і S відносяться до паралельної гілки холодних зірок, в спектрах яких присутні інші молекулярні компоненти.
Для знавця, однак, є дуже велика різниця між “холодною” і “гарячою” зіркою класу В. У точної класифікаційної системі кожен клас поділяється ще на кілька підкласів.
Найгарячіші зірки класу В відносяться до підкласу ВО, зірки із середньою для даного класу температурою – до підкласу В5, найхолодніші зірки – до підкласу В9. Безпосередньо за ними слідують зірки підкласу АТ.
Вивчення спектрів зірок виявляється вельми корисним, так як дає можливість грубо класифікувати зірки за абсолютними зоряними величинами.
Наприклад, зірка ВЗ є гігантом з абсолютною зоряною величиною, приблизно рівній – 2,5. Можливо, правда, що зірка виявиться в десять разів яскравіше (абсолютна величина – 5,0) або в десять разів слабкіше (абсолютна величина 0,0), так як по одному тільки спектрального класу неможливо дати більш точну оцінку.
Встановлюючи класифікацію зоряних спектрів, дуже важливо спробувати всередині кожного спектрального класу відокремити гігантів від карликів або там, де цього поділу не існує, виділити з нормальної послідовності гігантів зірки, які володіють занадто великою або занадто малою Світністю.
(2 votes, average: 3.00 out of 5)