Характеристика звёзд

Класс В. Линии нейтрального гелия достигают наибольшей интенсивности. Хорошо видны линии водорода и некоторых ионизованных элементов. Цвет голубовато-белый. Температура примерно 15 000 Кельвинов.

Примеры звезд В-класса: α (альфа) созвездия Девы – Спика; ε (эпсилон) в созвездии Ориона – Альнилам; γ (гамма) созвездия Орион – Беллатрикс; β (бета) созвездия Орион – Ригель.

  Класс А. Линии водорода достигают наибольшей интенсивности. Хорошо видны линии ионизованного кальция, наблюдаются слабые линии других металлов. Линий гелия нет. Цвет звезд белый. Температура примерно 8500 Кельвинов.

Примеры звезд А-класса: α (альфа) Лиры – Вега; α (альфа) Большого Пса – Сириус; Альтаир.

Класс F. Линии водорода становятся слабее. Усиливаются линии ионизованных металлов (особенно кальция, железа, титана). Цвет слегка желтоватый. Температура около 6600 Кельвинов.

Примеры звезд F-класса: α (альфа) Малого Пса – Процион; α (альфа) созвездия Киля – Канопус; α (альфа) созвездия Персея – Мирфак.

Класс G. Водородные линии не выделяются среди многочисленных линий металлов. Очень интенсивны линии ионизованного кальция. Цвет звезды желтый. звезды со спектром, подобным солнечному. Температура около 5 500 Кельвинов.

Примеры звезд G-класса: Солнце; α (альфа) Центавра; α (альфа) в созвездии Возничего – Капелла.

Класс К. Линии водорода не заметны среди очень интенсивных линий металлов. Фиолетовый конец непрерывного спектра заметно ослаблен, что свидетельствует о сильном уменьшении температуры по сравнению с ранними классами (О, В, А). Цвет звезды желто-оранжевый. Температура около 3 800 Кельвинов.

Примеры звезд К-класса: α (альфа) в созвездии Тельца – Альдебаран; α (альфа) созвездия Волопаса – Арктур; β (бета) созвездия Близнецов – Поллукс; α (альфа) созвездия Большой Медведицы – Дубхе.

Класс М. Красные звезды. Линии металлов ослабевают. Спектр пересечен полосами поглощения молекул окиси титана и других молекулярных соединений. Температура около 1 800 Кельвинов.

Примеры звезд М-класса: α (альфа) созвездия Ориона – Бетельгейзе; α (альфа) созвездия Скорпиона – Антарес;

Существуют также дополнительные классы звезд.

Класс W. Звёзды Вольфа-Райе7, очень тяжёлые (больше 25 солнечных масс) яркие звёзды с температурой от 60 000 до 100 000 Кельвинов и интенсивными эмиссионными линиями в спектрах.

Класс С (R-N). Углеродные звёзды, гиганты с повышенным содержанием углерода. Молекулярные полосы поглощения углерода и его соединений. Температура от 2 000 до 3 500 Кельвинов.

Класс S. Циркониевые звёзды. Полосы поглощения оксида циркония. Температура от 2 000 до 3 500 Кельвинов.

Класс L. Сильные полосы хрома, рубидия, цезия. Температура от 1 500 до 2 000 Кельвинов.

Класс T. Интенсивные полосы поглощения воды, метана, молекулярного водорода. Температура от 1 000 до 1 500 Кельвинов.

Для планетарных туманностей введен специальный спектральный класс P, а для новых звезд – класс Q.

Диаграмма Герцшпрунга-Рассела

В 1905 году Эйнар Герцшпрунг8 установил зависимость светимости звезд от их спектральных классов, сопоставляя данные наблюдений. Опубликованные им данные в узкоспециализированном журнале на немецком языке поначалу остались незамеченными. А в 1913 году Генри Рассел9 также независимо установил эту зависимость и представил ее графически (см. приложение 1).

Зависимость спектр-светимость получила название диаграммы Герцшпрунга-Рассела. Вместо абсолютной звездной величины можно откладывать светимость (обычно в логарифмической шкале), а вместо спектральных классов – показатели цвета или непосредственно эффективную температуру.

Положение каждой звезды в той или иной точке диаграммы определяется ее физической природой и стадией эволюции. Поэтому на диаграмме Герцшпрунга-Рессела как бы запечатлена вся история рассматриваемой системы звезд.

Любая звезда известного спектрального класса и светимости может быть отображена на диаграмме Герцшпрунга-Рассела отдельной точкой. Особый смысл диаграмма приобретает в том случае, когда она строится для группы связанных между собой звезд, например, звездного скопления. Для любой такой совокупности звезд точки распределяются неслучайным образом: большинство их оказывается в полосе, идущей по диагонали от верхнего левого края вниз направо (так называемой главной последовательности). Это связано с тем, что основным фактором, определяющим спектральный класс звезды и ее светимость, является ее масса. Главная последовательность – это, по существу, последовательность масс.

Если бы между светимостями и их температурами не было никакой зависимости, то все звезды распределялись на такой диаграмме равномерно. Но на диаграмме обнаруживаются несколько закономерностей, которые называют последовательностями. Большинство звезд (около 90 %), располагаются на диаграмме вдоль длинной узкой полосы, называемой главной последовательностью. Она протянулась из верхнего левого угла (от голубых сверхгигантов) в нижний правый угол (до красных карликов).

К звездам главной последовательности относится Солнце, светимость которого принимают за единицу. Точки, соответствующие гигантам и сверхгигантам, располагаются над главной последовательностью справа, а соответствующие белым карликам – в нижнем левом углу, под главной последовательностью.

По распределению звезд в соответствии с их светимостью и температурой на диаграмме Герцшпрунга-Рассела выделены следующие классы светимости:

1) Гипергиганты – О-класс или Ia+ класс светимости. Гипергиганты определяются как самые мощные, самые тяжёлые, самые яркие и одновременно самые редкие и короткоживущие сверхгиганты. Масса гипергиганта намного превышает массу любой звезды, даже сверхгиганта – так, типичный гипергигант в 6 раз более массивный, чем такая мощная звезда, как Ригель, которая уже упоминалась при рассмотрении спектральных классов звезд. Типичная масса гипергиганта – 100-120 масс Солнца и более, вплоть до 200-250 масс Солнца.  Самой массивной известной на данный момент считается звезда-гипергигант R136a110, имеющая 265 масс Солнца.

 По размерам гипергиганты не больше сверхгигантов, однако, их масса намного больше, поэтому они приближаются к теоретическому пределу массы, являющейся критической, на грани перехода к формированию чёрной дыры и крайне неустойчивы. Самой большой известной науке по размерам звездой является VY Большого Пса. Радиус звезды был уточнён в 2012 году – он лежит в диапазоне от 1300 до 1540 радиусов Солнца. Диаметр этого сверхгиганта составляет порядка 2 миллиардов километров (≈13,5 а. е.).

Излучение гипергигантов тоже очень велико, а процессы, которые проходят в ходе их очень быстрой эволюции, грандиозны. Светимость гипергигантов может превышать 500 тысяч светимостей Солнца, а иногда она составляет миллионы светимостей Солнца, так, типичный гипергигант более чем в десять раз ярче Ригеля. Температура поверхности гипергигантов сильно различается – она может быть как 3200 К, так и выше 35 000 К. Большинство гипергигантов классифицируются как яркие голубые переменные звёзды типа S Золотой Рыбы. Гипергиганты имеют крайне маленькую продолжительность жизни – так, продолжительность жизни гипергиганта равна в среднем одному-двум, максимум – нескольким миллионам лет, но некоторые могут жить лишь и считанное число сотен тысяч лет, и коллапсировать сразу в чёрную дыру. Причина этого в том, что из-за громадной массы гипергигант должен создавать громадное противодавление, компенсирующее силы гравитации, чтобы не сколлапсировать. Такие массивные звёзды являются большой редкостью, в нашей Галактике всего насчитывается примерно десяток гипергигантов.

Примером гипергигантов являются:

• яркие голубые переменные – P Лебедя, расположена от нас на расстоянии 5000—6000 световых лет; S Золотой Рыбы, ярчайшая звезда в галактике Большое Магелланово Облако; Звезда Пистолет, расположенная в окрестностях центра Млечного пути на расстоянии 25 000 световых лет от нас и т.д.

• голубые гипергиганты – R136a1; Лебедь ОВ2-12; HD 37974 (также известна как R 126) в Большом Магеллановом Облаке, знаменита своим уникальным пылевым диском, по массе превосходящим пояс Койпера11 минимум на порядок.

• жёлтые гипергиганты – ρ Кассиопеи, звезда в 550 000 превосходящая по светимости Солнце. Эта звезда может быть видна невооружённым глазом в ясную ночь как звезда с видимым блеском 4,52m. Удалена от нас на расстоянии 12 000 световых лет.

• красные гипергиганты – RW Цефея; NML Лебедя; VX Стрельца; S Персея; VY Большого Пса.

2) Сверхгиганты – Iа, Ib, Iab класс светимости. Красный сверхгигант – звезда, находящаяся в преддверии грандиозного события – вспышки Сверхновой звезды. Пройдет немного времени, звезда скинет с себя мощную оболочку, простирающуюся на многие миллионы километров (зачастую – на сотни миллионов) и превратится в белый карлик. Это событие и будет наблюдаться с Земли как вспышка Сверхновой. Так, в центре звезды-сверхгиганта находится изотермическое ядро, в котором температура практически постоянна (его радиус составляет около 0,001Rзвезды, масса 0.25Мзвезды). Ядро окружено очень тонким слоем, в котором происходит выделение энергии за счет термоядерных реакций. Далее идет слой толщиной около 0,1Rзвезды, в котором энергия переносится лучеиспусканием. Все это погружено в конвективную оболочку, протяженность которой 9/10 радиуса звезды.

Примером сверхгигантов являются такие известные звезды как Бетельгейзе – α (альфа) созвездия Ориона и α (альфа) созвездия Скорпиона – Антарес, о которых мы уже упоминали выше, рассматривая спе5ктральные классы звезд. Бетельгейзе находится на расстоянии более 600 световых лет от Солнца, но несмотря на столь большое расстояние, благодаря очень высокой светимости, выглядит на нашем небосклоне звездой первой величины. Антарес несколько слабее Бетельгейзе, но и его светимость впечатляет, учитывая удаленность от Солнца в 160 световых лет, и блеск первой звездной величины. Среди звезд, имеющих собственное название, к сверхгигантам принадлежит также звезда Эракис из созвездия Цефей, удаленная от нас на 240 световых лет.

3) Яркие гиганты  – II класс светимости. Звезды, лежащие между гигантами и сверхгигантами. С одной стороны, эти звёзды обладают светимостью, сравнимой со светимостью сверхгигантов, но с другой стороны обычно недостаточно массивны, чтобы быть классифицированы, как сверхгиганты. Масса ярких гигантов может не превышать несколько масс Солнца. Яркие гиганты находятся на диаграмме Герцшпрунга-Рассела под сверхгигантами и включают звёзды спектрального класса от «B» до «M». В своей левой (горячей) части их трек круто спускается – от «B» до «A», далее проходит почти горизонтально. По светимости яркие гиганты превосходят Солнце в среднем в 650 раз. В Йоркской классификации с учётом светимости ярким гигантам присвоен класс светимости II, что предполагает среднюю абсолютную звёздную величину −2,2m.

Примерами ярких гигантов являются: Мирцам – β Большого Пса; Адара – ε Большого Пса; Мулифен – γ Большого Пса; Феркад – γ Малой Медведицы; Саргас – θ Скорпиона; Шам – α Стрелы; Альфард – α Гидры и т.д.

4) Гиганты – III класс светимости. Тип звёзд со значительно большим радиусом и высокой светимостью, чем у звёзд главной последовательности, имеющих такую же температуру поверхности. Обычно звёзды-гиганты имеют радиусы от 10 до 100 солнечных радиусов и светимости от 10 до 1000 светимостей Солнца. Горячие и яркие звёзды главной последовательности также могут быть отнесены к белым гигантам.

Примерами звезд-гигантов являются: Альциона (η Тельца), бело-голубой гигант спектрального класса B, ярчайшая звезда в рассеянном скоплении Плеяды; Тубан (α Дракона), белый гигант класса A; σ Октанта, жёлто-белый гигант класса F; Капелла Aa, жёлтый гигант класса G, один из компонентов системы Капеллы (α Возничего); Поллукс (β Близнецов), оранжевый гигант класса K; Мира (ο Кита), красный гигант класса M.

5) Субгиганты – IV класс светимости. Бывшая звезда главной последовательности, подобная Солнцу или несколько более массивная, чем 

Солнце, в ядре которой иссякло водородное топливо. Во время рождения и последующего сжатия протозвезда постепенно сжимается, и при массе около солнечной становится жёлтой звездой (то есть, жёлтым карликом главной последовательности). До сжатия звезда имеет большие размеры и красный цвет (так называемый «молодой красный гигант», в отличие от «старых красных гигантов»), но в ней ещё не протекают термоядерные реакции. После начала термоядерных реакций звезда стабильно светит от 10 миллионов лет для массивных звёзд с массой около 50 масс Солнца (в нашей Галактике такие звезды практически не встречаются, это же касается и других галактик, за исключением неправильных галактик), для малых звёзд с массой около 1 массы Солнца этот период равен 10—11 миллиардов лет.

Самый известный субгигант — Процион (α Малого Пса). Другой примечательный субгигант – Мю Жертвенника, вблизи которого вращается первая возможная открытая «суперземля».

6) Звезды главной последовательности (карлики) – V класс светимости. Главная последовательность – область на диаграмме Герцшпрунга-Рассела, содержащая звёзды, источником энергии которых является термоядерная реакция синтеза гелия из водорода. Главная последовательность расположена в окрестностях диагонали диаграммы Герцшпрунга-Рассела и проходит из верхнего левого угла (высокие светимости, ранние спектральные классы) в правый нижний угол (низкие светимости, поздние спектральные классы) диаграммы. Звёзды главной последовательности имеют одинаковый источник энергии («горение» водорода, в первую очередь, CNO-цикл), в связи с чем их светимость и температура (спектральный класс) определяются их массой: