СПЕКТРАЛЬНЫЕ ПАРАЛЛАКСЫ И ДВУМЕРНАЯ СПЕКТРАЛЬНАЯ КЛАССИФИКАЦИЯ

В первую треть нашего столетия на основании анализа описанных выше тонких особенностей в спектрах было произведено определение абсолютных звездных величин М многих тысяч звезд. С помощью соотношения между абсолютной звездной величиной М и видимой для всех исследованных звезд находили параллакс по формуле .

Полученное значение стало называться спектроскопическим (лучше спектральным) параллаксом и столь массовое определение звездных расстояний сыграло большую роль в звездной астрономии.

Астрофизика больше интересует определение абсолютной звездной величины звезды, тем более, что описанный метод позволяет статистически выделить среди звезд несколько групп по их светимости, детализирующих в общем довольно грубое подразделение их на карлики и гиганты. Так родилась двумерная спектральная классификация, разработанная на Йеркской обсерватории (Морган и Кинан; сокращенно МК). В ней каждый спектр описывается с двух сторон — с температурной стороны (в этом отношении классификация МК мало чем отличается от гарвардской) и по признаку светимости, для чего предусмотрены пять классов светимости, обозначаемых римскими цифрами I—V:

I. Сверхгиганты с подразделением Iа и Ib.

II. Промежуточные сверхгиганты.

III. Нормальные гиганты.

IV. Субгиганты.

V. Нормальные карлики.

Звезды пятого класса называют чаще «звездами главной последовательности», и это название для В-звезд распространяется также на класс IV. Связь между классами I—V и абсолютными звездными величинами М иллюстрируется диаграммой, изображенной на рис. 64. С помощью этой диаграммы может быть быстро найдена абсолютная звездная величина любой нормальной звезды, для которой определены гарвардский класс и класс светимости. Точность такого определения не очень высока в верхней части, но внизу диаграммы, вероятно, не хуже немногих десятых звездной величины. Новая калибровка звезд-сверхгигантов, произведенная недавно, дает для звезд , что существенно отличается от старых значений. В Большом Магеллановом Облаке было обнаружено несколько звезд , которые выделялись своей исключительно высокой светимостью (М от до ). Их назвали «сверх-сверхгигантами», и им присвоен в системе МК класс 0 (нуль).

Класс сверхгигантов () предусматривался и в старой гарвардской классификации, где спектры звезд весьма высокой светимости обозначались буквой «с». Характеристика спектра «с» обозначает очень тонкие резкие линии, что свидетельствует об отсутствии эффектов соударений в очень разреженной атмосфере сверхгигантов. Примеры таких спектров даны на рис. 59, 60, 61, 63 при характеристике I.

Не все звездные спектры укладываются в рамки двумерной классификации МК. Исключения из нее будут рассматриваться далее.

Рис. 64. Связь классов светимости с абсолютной визуальной звездной величиной М звезд разных спектральных классов классификации МК

Французскими учеными была предложена другая двумерная классификация, основанная на изучении непрерывного спектра в ближайшей ультрафиолетовой области спектра, там, где сгущающиеся к пределу линии серии Бальмера создают депрессию в спектре, тем более сильную, чем шире бальмеровские линии. Кроме того, за границей бальмеровской серии (в коротковолновую сторону) коэффициент непрерывного поглощения атомами водорода испытывает резкое увеличение, так что в спектре возникает резкое падение интенсивности — бальмеровский скачок (рис. 65). Причина столь внезапного возрастания коэффициента поглощения лежит в том, что всякий квант света с частотой v (такой, что энергия кванта больше, чем энергия ионизации водорода со второго уровня), встречаясь с возбужденным на второй уровень атомом водорода, ионизует его. Это будет при , чему соответствует длина волны границы бальмеровской серии 3646 А.

(кликните для просмотра скана)

Описанное явление называется фотоэлектрическим поглощением. Оно возникает за границей каждой серии линий. Далее коэффициент поглощения убывает пропорционально , а интенсивность в спектре возрастает (см. КПА, рис. 199).

Детальное обследование этого участка спектра позволяет вывести величину D эмпирического бальмеровского скачка у и длину волны , на которой падение интенсивности достигает половины D. Нужно сказать, что обе характеристики и D, хотя и определяются довольно точно, зависят от применяемой аппаратуры.

У сверхгигантов А и В, имеющих очень тонкие линии водорода, параметр особенно приближается к значению 3700 А и тем самым к теоретической границе бальмеровской серии. У таких звезд можно проследить бальмеровские линии до очень высоких значений главного квантового числа n [см. формулу (8.1)]. Номер последней различимой линии n хорошо определяет электронное давление в атмосфере звезды, как это показывает формула Инглиса — Теллера:

или, если перейти к числу ионов

В некоторых отношениях йеркская и французская классификации дополняют друг друга, в частности, первая зависит от химического состава звезды, а вторая не зависит.