Спектральные классы звезд

Спектры излучения разных источников света

В простом случае спектр можно получить следующим образом: свет, излучаемый объектом, пропускается через узкое отверстие, позади которого располагается призма. Последняя преломляет свет, который после направляется на экран или специальную фотопленку. Полученное изображение представляется в виде плавного градиента цветов от фиолетового к красному. Спектр без каких-либо черных линий называется непрерывным. Подобная картина наблюдается при излучении света твердыми или жидкими телами, к примеру – лампой накаливания.

Рассмотрим следующий случай: пусть имеется горелка, в пламя которой поместили некоторую массу соли. В описанном случае в свете пламени будет наблюдаться ярко-желтый цвет. И если посмотреть через спектроскоп на эти испарения, то мы увидим яркую желтую линию. Это означает, что разогретые пары натрия излучают свет с длиной волны желтого цвета. Данное свойство присущее любому веществу в газообразном состоянии, а его спектр называется линейчатым.

При наблюдении за Солнцем немецкий оптик Йозеф Фраунгофер отметил, что в его непрерывном спектре излучения имеются некие тонкие черные линии. Позже Густав Кирхгоф определил, что всякий разреженный газ поглощает лучи света именно тех длин волн, которые испускает сам, находясь в состоянии свечения. Получаемые на непрерывном спектре черные линии были названы как линии поглощения. Применив упомянутые законы к Солнцу, ученые, смогли выявить химический состав атмосферы звезды. Так как газы в атмосфере поглощали излучение с определенными длинами волн.

40 различных спектров Солнца

В дальнейшем в спектроскопии появилось множество методов изучения других свойств звезд, то бишь смещение спектра в определенную сторону, сравнение со спектром абсолютно черного тела, раздвоение линий наложения и прочее.

Сегодня приборы ученых позволяют измерять спектры звезд, в любых диапазонах помимо оптического, при помощи различных фильтров и окуляров, например в рентгеновском или ультрафиолетовом.

Звездные параметры

Молодые звезды имеют практически одинаковый состав веществ. Это 73% водорода, 25% гелия и 2% металлических веществ (в астрономии к ним относят все, что не является водородом и гелием). Именно эти два процента и масса объекта имеют огромное значение и делают звезды такими разными. Они влияют на протекание РТС в ядре и металличность звезд. От этого зависят и все другие параметры. К ним относятся:

• Масса и радиус — вычисляются астрономическими методами, как и расстояние до звезды.
• Светимость — обозначается в цифрах по отношению к солнечной.
• Цвет зависит от типа и диапазона испускаемых волн.
• Спектральные классы, по которым можно узнать о химическом составе и температуре поверхности.

На возможность появления планет у светила или в звездной системе влияет металличность звезды. В науке используется также понятие абсолютной звездной величины, которая характеризует интенсивность потока звездного излучения. Поскольку расстояния до светил отличаются миллионами световых лет, то очень далекая звезда высокого класса может быть почти невидимая с Земли, а близкая, но слабая ярко сиять на небе. Поэтому при наблюдениях используется и такое понятие, как видимая звездная величина.