учебная обсерватория (2591 bytes)
 

Оглавление (1423 bytes)

 

 

Спектральный анализ излучения небесных тел

Важнейшим источником информации о большинстве наблюдаемых объектов космоса является их излучение. Наиболее ценные и разнообразные сведения о небесных телах позволяет получить спектральный анализ их излучения.

Этим методом можно установить химический состав звезды, её температуру, наличие и величину магнитного поля и ряд других параметров.

Изучение небесных тел с Земли возможно благодаря анализу спектральных линий, которые представляют собой узкие (ширина много меньше длины волны) участки в спектрах, на которых интенсивность излучения усилена (линии излучения или эмиссионные линии), либо ослаблена (линии поглощения или абсорбиционные линии ) по сравнению с непрерывным спектром. Чаще всего спектральные линии возникают при переходах электронов с одного уровня на другой уровень энергии в атомах, ионах и молекулах. Кроме того, возбуждение спектральных линий может быть обусловлено циклотронным механизмом, а также плазменными процессами.

Оптическая область спектра (19853 bytes)

Спектральные линии космических объектов наблюдаются во всех спектральных диапазонах.

В радиодиапазон попадают различные радиолинии молекул, рекамбинационные радиолинии атомов, а также атомарные радиолинии, связанные со сверхтонким расщеплением уровней энергии.

В инфракрасном диапазоне преобладают спектральные линии, связанные с вращательными и колебательными переходами молекул, в видимом и ультрафиолетовом диапазонах доминируют спектральные линии атомов и атомарных ионов, в звездах поздних спектральных классов - молекулярные линии.

В рентгеновском диапазоне обнаружены линии излучения высокоразрядных ионов (наиболее сильны линии ионов железа FeXXV и FeXXVI вблизи энергии 7 кэВ), а также циклотронные спектральные линии от нейтронных звезд.

В гамма-диапазон попадает линия 511 кэВ, возникающая при аннигиляции позитрона и электрона, и спектральные линии атомных ядер.

 

Спектральные классы звёзд базируются на классификации особенностей их спектров.

Большинство звёзд обладает непрерывным спектром, на который налагаются тёмные линии поглощения; у некоторых типов звёзд в спектре видны также и эмиссионные линии, возникающие в верхних слоях или оболочках звёзд.

Различия в спектрах звёзд обусловливаются различием в физических свойствах их атмосфер, в основном - различиями температуры и давления, определяющими степень ионизации атомов. Кроме того, вид спектра зависит от наличия магнитных и межатомных электрических полей, различий в химическом составе, вращения звёзд и от других факторов.

Так называемая Гарвардская спектральная классификация звёздных спектров (разработана в Гарвардской обсерватории, США, 1890 - 1924 гг.), по существу является температурной классификацией. Она основана на оценках относительной интенсивности и вида спектральных линиий, а не на распределении энергии в непрерывном спектре, так как последнее может сильно искажаться поглощением межзвёздного газа.

Основные спектральные классы (с десятичным подразделением каждого класса, которое обознаачается цифрами после буквенного обозначения класса) образуют непрерывную последовательность от O до M с ответвлением с одной стороны к углеродным звёздам C (или R - N) и с другой к S:

Гарвардская спектральная классификация звёздных спектров (1514 bytes)

Звёзды спектральных классов O,B,A называют горячими или ранними; спектральные классы F и G солнечнымиK и M холодными или поздними.

Для планетарных туманностей введён специальный спектральный класс Р, а для новых звёзд - класс Q.
Звёзды с широкими линиями излучения в спектре (типа звезд Вольфа-Райе) отнесены к спектральному классу W, их температура достигает 100000 K.
Спектры углеродных звёзд C (или R - N) содержат сильные полосы соединений углерода, а звёзды типа S -циркония.

Спектральная последовательность одновременно является и цветовой: звёзды O - B - голубые, A - F - белые, G - жёлтые, K - оранжевые, M,R - N,S - красные.

Температура поверхности звезд вдоль последовательности меняется от 40000К до 2500К; у горячих голубых и белых звезд максимум интенсивности спектра находится в ультрафиолетовой части спектра. Показатели цвета звезд зависят от спектрального класса и температуры. По мере перехода от холодных звезд к горячим линии нейтральных элементов ослабевают и заменяются линиями ионизированных.

Так как при неизменной температуре интенсивность линий поглощения возрастает с уменьшением давления, существует различие в спектрах звезд с плотными атмосферами (звезды карлики) и протяженными разряженными атмосферами (гиганты и сверхгиганты).
Добавочными индексами d (карлик), g (гигант), с (сверхгигант), стоящими перед обозначением спектра, характеризуется тип звезд, обладающих данным спектром. Например, для Солнца классификация выглядит следующим образом - dG2.

Кроме того, в астрономии часто пользуются следующими характеристиками спектров: n - линии широки и размыты, s - линии узки и резки, е - имеются яркие линии, р - имеются пекулярности (аномалии). Эти индексы ставятся после обозначения спектрального класса.

Интесивность спектральных линий зависит как от температуры внешних слоёв звезды, так и от её массы и плотности (что определяет ускорение свободного падения на поверхности звезды) или, в конечном итоге, от светимости.
Особенно сильно зависят от светимости линии ионов Sr II, Ba II, Fe II, Ti II.

Связь между видом спектра и светимостью звезды послужила основой для создания более современной Йоркской классификации  - МКК. Её разработали сотрудники Йоркской обсерватории (США) У.Морган, Е. Кельман, Ф.Кинан, (описана в "Атласе звёздных спектров" изданном в 1943 г.).
Согласно этой классификции, спектру звезд одновременно приписывают спектральный класс и класс светимости :

  • 1 - сверхгиганты,
  • 2 - яркие гиганты,
  • 3 - гиганты,
  • 4 - субгиганты,
  • 5 - карлики, т.е. звезды главной последовательности,
  • 6 - субкарлики,
  • 7 - белые карлики.

Указанные характеристики позволяют определять расстояние до звезд по их спектрам и видимым звездным величинам (так называемые спектральные паралаксы)

Помимо Йоркской, существует схожая классификация, которую предложил французский астрофизик Д.Шалонж (ее называют французской). Она основана на характеристиках непрерывного спектра, но таких, которые не искажаются межзвездным поглощением.

Одной из этих характеристик является бальмеровский скачок D, то есть логарифм отношения интенсивности по обе стороны предела серии Бальмера. Это отношение зависит от возбуждения и ионизации водорода, главным образом от температуры.
Второй характеристикой является длина волны L, у которой кончается бальмеровская серия и начинается непрерывный спектр. Этот параметр зависит от плотности газа и характеризует класс светимости.
Иногда в качестве характеристики используют наклон спектра в синей области, но ее можно применять только для близких звезд, для которых нет заметного звездного поглощения.
Третьим параметром спектральной классификации (помимо температуры Т и светимости L) является химический состав, точнее относительное содержание в атмосферах звезд химических элементов тяжелее гелия.
Влияние химического состава особенно сказывается на интенсивности линий металов у карликов спектральных классов F и G, а также молекулярных полос у гигантов К - М. Применение химического состава в качестве параметра классификации позволило решить проблему субкарликов - показать, что субкарлики являются обычными звездами главной последовательности с пониженным содержанием тяжелых элементов и не образуют отдельного класса светимости.

Спектральная классификация позволяет разделить звезды по массе и возрасту. Так сверхгиганты являются в среднем более массивными и молодыми, чем карлики соответствующего спектрального класса. Ряд особенностей спектров звезд используется в качестве индикатора их возраста. Например, интенсивность линий Li, Be и эмиссионной линии Ca II уменьшается с увеличением возраста звезды. Повышенное содержание углерода (наличие в спектрах интенсивных полос молекул CH, CO, CN), а также тяжелых элементов, продуктов s-процесса , связывают с большим возрастом звезд.

Тесная связь спектральных классов звезд с их светимостью, температурой и химическим составом, а также независимость спектральной классификации от величины межзвездного поглощения обусловили активное применение спектральных классов в современных астрономических исследованиях. Так, Гарвардской спектральной классификацией в настоящее время охвачено свыше 500 тыс.звезд, Йоркской - более 100 тыс.звезд.

С развитием космической техники стало возможным изучать небесные тела вне земной атмосеры с помощью спутников, орбитальных и межпланетных станций. Такие исследования получили название внеатмосферных.

Спутниковая астрономия

Космический телескоп "Hubble"

 

bullet.gif (958 bytes) ОГЛАВЛЕНИЕ

ОГЛАВЛЕНИЕ Электронного Планетария