Эволюция Вселенной и происхождение жизни

В спектрах звезд часто видны линии водорода. Их интенсивность можно использовать для классификации звезд. В 1863 году иезуит отец Анджело Секки из Ватиканской обсерватории разделил звезды на четыре спектральных класса, став, таким образом, пионером астрономической спектроскопии. В 1886 году в США, в обсерватории Гарвардского колледжа, Эдуард Пикеринг (1846–1919) начал спектроскопический проект, затянувшийся на десятилетия. Для этой работы перед объективом телескопа установили призму и фотографировали небо. При этом одновременно получались спектры всех звезд, попавших в поле зрения телескопа. Были получены спектры тысяч звезд, большинство из которых отличались от спектра Солнца.

Основываясь на этом уникальном материале, сотрудницы Гарварда, среди которых выделялась Энни Джамп Кэннон (1863–1941), разработали систему спектральной классификации, которой пользуются и в наше время. Сама Кэннон исследовала и классифицировала более 250 000 спектров! В исходной системе, имеющей в основе латинский алфавит, звезде приписывался класс А, если линии Бальмера в спектре были особенно сильны. Немного более слабые бальмеровские линии определяли звезду в класс В и т. д. Если эти линии оказывались настолько слабы, что замечались с трудом, звезде приписывался класс M или даже О.

Легко заметить, что звезды имеют разный цвет. Бетельгейзе в Орионе явно красная, а наблюдаемый невдалеке от нее Сириус сияет голубым светом. Довольно быстро выяснилось, что спектральный класс и цвет звезды связаны друг с другом. Это привело к изменению системы классификации. Если расположить звезды в соответствии с их цветом, то спектральные классы О, В и А окажутся у более голубых, а классы К и M — у красных звезд. Желтое Солнце имеет спектральный класс G. Некоторые буквы алфавита выпали из списка. В итоге гарвардская система стала такой: О, В, A, F, G, К, M. Многие поколения студентов запоминают эту последовательность с помощью мнемонической фразы О, Be A Fine Girl, Kiss Me (Врезка 19.1 и рис. 19.1).

Врезка 19.1. Спектральные классы звезд.

а Глаз различает цвет звезды, только если она достаточно яркая.

в Некоторые характерные спектральные линии.

Цвет звезды очень важен: он говорит о температуре ее поверхности. Как мы уже знаем, горячее твердое тело или плотный газ излучают свет всех длин волн, или всех цветов — от фиолетового до красного, но пик цветового излучения зависит от степени нагрева тела. Если мы нагреваем кусок железа, вначале он достигает красного каления (с пиком на длинных волнах). При повышении температуры пик цвета становится желтоватым. У очень горячих тел пик излучения приходится на короткие волны, а наш глаз воспринимает цвет такого объекта как бело-голубой.

Рис. 19.1. Спектры звезд, расставленные в соответствии с температурой их поверхности. Указаны спектральные линии некоторых элементов и соединений. Звездные спектральные классы делятся на подклассы, обозначенные цифрой, следующей за буквой, указывающей спектральный класс звезды. Обратите внимание на постепенное изменение интенсивности бальмеровских линий водорода (Hα, Нβ и т. д.) в звездах разных спектральных классов — от горячих к холодным звездам. У звезд типа Солнца (класс G) бальмеровские линии довольно слабые.

Самыми горячими среди звезд являются О-звезды; температура их поверхности может превышать 25 000 °C. На другом конце этой шкалы находятся M-звезды: они могут быть холоднее 3200 °C. Свет от звезды класса О в основном голубой, но не чистый. В свете звезды содержатся все цвета, но в разной пропорции: у звезд класса О доминирует голубой конец спектра, а у M-звезд перевешивает красный цвет. Практически спектры звезд ведут себя так же, как спектр абсолютно черного тела. Поэтому для классификации звезды мы можем использовать только один параметр — температуру поверхности. Впрочем, этого еще недостаточно для описания всех звезд.