Диапазоны звезд и их хим состав
Диапазоны звезд и их хим состав
Только богатую информацию дает исследование спектров звезд. Уже издавна диапазоны подавляющего большинства звезд разбиты на классы. Последовательность спектральных классов обозначается знаками O, B, A, F, G, K, M. Существующая система систематизации звездных спектров так точна, что позволяет найти диапазон с точностью до одной десятой класса. К примеру, часть последовательности звездных спектров меж классами B и А обозначается как В0, В1. В9, А0 и т.д.. Диапазон звезд в первом приближении похож на диапазон излучающего «черного» тела с некой температурой Т. Эти температуры плавненько изменяются от 40-50 тыщ градусов у звезд спектрального класса О до 3000 градусов у звезд спектрального класса М. В согласовании с этим основная часть излучения звезд спектральных классов О и В приходиться на ультрафиолетовую часть диапазона, труднодоступную для наблюдения с поверхности земли. Но в последние десятилетия были запущены спец искусственные спутники земли; на их борту были установлены телескопы, при помощи которых оказалось вероятным изучить и уф-излучение.
Соответствующей особенностью звездных спектров является еще наличие у их множества линий поглощения, принадлежащих разным элементам. Узкий анализ этих линий позволил получить в особенности ценную информацию о природе внешних слоев звезд.
Хим состав внешних слоев звезд, откуда к нам «непосредственно» приходит их излучение, характеризуется полным доминированием водорода. На втором месте находится гелий, а богатство других частей довольно невелико. Примерно га каждые 10 тыщ атомов водорода приходиться тыщи атомов гелия, около 10 атомов кислорода, малость меньше углерода и азота и всего только один атом железа. Богатство других частей совсем ничтожно. Без преувеличения можно сказать, что внешние слои звезд — это огромные водородно-гелиевые плазмы с маленький примесью более томных частей.
Неплохим индикатором температуры внешних слоев звезды является ее цвет. Жаркие звезды спектральных классов О и В имеют голубой цвет; звезды, схожие с нашим Солнцем (спектральный класс которого G2), представляются желтоватыми, звезды же спектральных классов К и М — красноватые. В астрофизике имеется кропотливо разработанная и полностью беспристрастная система цветов. Она базирована на сопоставлении наблюдаемых звездных величин, приобретенных через разные строго эталонированные светофильтры. Количественно цвет звезд характеризуется разностью 2-ух величин, приобретенных через два фильтра, один из которых пропускает в большей степени голубые лучи («В»), а другой имеет кривую спектральной чувствительности, схожую с человечьим глазом («V»). Техника измерений цвета звезд так высока, что по измеренному значению B-V можно найти диапазон звезды с точностью до подкласса. Для слабеньких звезд анализ цветов — единственная возможность их спектральной систематизации.