Спектральные классы - Вселенная - От плоской Земли до квазаров

Вселенная

От плоской Земли до квазаров
Главная


Земля


Солнечная система


Звезды


Галактика


Размеры Галактики


Другие галактики


Возраст Земли


Энергия Солнца


Типы звезд


Эволюция звезд


Взрывы звезд


Эволюция галактик


Удаляющиеся галактики


Наблюдаемая Вселенная


Начало Вселенной


Бомбардировка частицами


Фотоны большой энергии


Радиоастрономия


Окраины Вселенной



Спектральные классы

Первым различием, которое было замечено у звезд, было различие в яркости. В отдельных случаях можно было заметить и различия в цвете. Антарес был красным, Капелла — желтой, Сириус — белым, а Вега — голубовато-белой. Невооруженным глазом эти цветовые оттенки удавалось различить лишь у нескольких самых ярких звезд.
В первой половине XIX в. появилось еще одно важное различие — различие расстояний. Некоторые звезды находились относительно близко к нам (в какой-нибудь сотне — другой триллионов километров), а расстояние до других было неимоверно велико. Это позволило вычислить истинную яркость, т.е. светимость тех звезд, расстояние до которых было известно, и мы получили еще одно важное различие — в светимости.
Во второй половине XIX в. появилась спектроскопия, и, естественно, сразу же возник вопрос, не обладают ли различные звезды и разными спектрами. Итальянский астроном Пьетро Анджело Секки (1818—1878) изучил доступные ему спектры и в 1867 г. предложил разделить их на четыре класса. Спектр Солнца он отнес ко второму классу, который характеризовался присутствием многочисленных линий поглощения металлов, в частности железа.
Позже другие астрономы подтвердили существование спектральных классов и уточнили эту классификацию, введя более топкие градации. В 1900 г. американский астроном Эдвард Чарльз Пикеринг (1846—1919) обозначил классы буквами латинского алфавита. Солнце, например, он отнес к спектральному классу G. Впоследствии каждый класс был разбит на группы, обозначенные цифрами от 0 до 9, и солнечный спектр стал классифицироваться как G2.
Спектральные классы не имели резких границ. Наоборот, один постепенно переходил в другой, создавая непрерывную последовательность. Это давало основания предполагать, что спектральные различия порождаются последовательным и непрерывным изменением какого-то одного свойства.
Немедленно возник вопрос: изменение какого свойства вызывает различия в спектрах?
Кирхгоф и Бунзен установили, что каждый элемент обладает собственным характерным спектром. Но раз так, то, если две звезды обладают различными спектрами, не значит ли это, что они состоят из разных элементов? Идея не очень приемлемая. Хотя одна звезда и могла содержать какие-то элементы, которых не было у другой, это не соответствовало все более утверждавшемуся представлению о том, что все тела во Вселенной состоят из одних и тех же (и довольно немногочисленных) элементов.
А не может ли быть так, что спектры претерпевают изменения и без существенных изменений химического состава изучаемого тела?
Добиться этого можно, в частности, путем изменения температуры. При изменении температуры электроны, окружающие атомное ядро, переходят из одного энергетического состояния в другое. По мере повышения температуры электрон переходит из низкого энергетического состояния в более высокое и при этом поглощает световые волны определенной длины. Позже он может перейти из высокого энергетического состояния в низкое, излучая при этом световую волну той же длины. Электроны способны переходить из одного состояния в другое различными путями, а потому данный тип атома может поглощать или испускать целый ряд волн различной длины, образуя спектральную серию из ярких или темных линий причем для каждого атома существует своя серия.

Атом каждого элемента обладает определенным количеством и своим особым расположением электронов. Поэтому электроны каждого вида атомов создают свою особую спектральную серию, не повторяющуюся ни у какого другого вида атомов с иным числом и расположением электронов. Именно поэтому спектральные линии, как светлые, так и темные, могут быть использованы для распознавания элементов.
Атом водорода содержит только один электрон, и его спектр относительно прост, так как возможности одного — единственного электрона очень ограниченны. По мере усложнения атомов, с увеличением числа их электронов, спектральные серии также становятся все более и более сложными. Иногда спектр кажется менее сложным, чем можно было бы ожидать, так как большинство его линий оказывается вне видимой части спектра. Однако атом железа, например, имеющий 26 электронов, дает в видимой части спектра тысячи линий. Именно железу в значительной степени обязан своей сложностью видимый участок солнечного спектра.
Если продолжить нагревание вещества, вынуждая электроны атома переходить во все более и более высокие энергетические состояния, то в конце концов будет достигнута точка, при которой некоторые электроны получат достаточно энергии, чтобы преодолеть притяжение центрального ядра и покинуть атом. По мере повышения температуры атом будет терять свои электроны один за другим.
Атом, в котором число электронов меньше (или больше) нормального, называется ионом. Поэтому такая потеря электронов называется ионизацией.
Ионизованный атом дает иную последовательность линий, нежели нормальный. При отрыве одного или нескольких электронов оставшиеся электроны изменяют свои энергетические уровни немного по-иному. Кроме того, спектр атома, потерявшего один электрон, отличается от спектра атома, потерявшего два электрона, и т. д.
Атомы различных видов удерживают свои электроны с разной силой. Температура, достаточная, скажем, для ионизации атома натрия, окажется совершенно недостаточной для ионизации атома кислорода. Далее, чтобы оторвать от атома второй электрон, всегда требуется более высокая температура, чем та, при которой был оторван первый, а чтобы оторвать третий электрон, понадобится еще более высокая температура и т. д.
Короче говоря, различие в спектрах может отражать различия в степени ионизации элементов, а не в самих элементах. А это в свою очередь свидетельствует о разнице температур.
До того как во всем этом разобрались, в спектрах иной раз обнаруживались непонятные линии и их относили за счет неизвестных элементов. Такая догадка оправдалась в случае с гелием, но и только. Во внешней атмосфере Солнца, видимой только во время полных затмений, — в так называемой короне — был якобы обнаружен элемент короний. Точно так же в некоторых туманностях был якобы найден элемент небулий.
Однако в 1927 г. американский астроном Айра Спрэг Боуэн (род в 1898 г.) установил, что линии, приписываемые небулию, на самом деле создаются смесью давно известных элементов кислорода и азота, потерявших в условиях чрезвычайной разреженности по два электрона. Затем в 1941 г. шведский астроном Бенгт Эдлен установил, что короний — это на самом деле смесь атомов железа и никеля, потерявших по десятку электронов каждый.
Когда при истолковании спектров начали учитывать ионизацию, стало возможным только по спектральным сериям устанавливать температуру поверхности изучаемой звезды. Разница между спектральными классами объяснялась теперь разницей температур отдельных звезд и лишь в весьма незначительной степени разницей в их составе. Собственно творя, химический состав подавляющей части звезд удивительно единообразен. Как и Солнце, большинство звезд состоит в основном из водорода и гелия.
Спектральные классы в порядке убывания температуры располагаются так: О, В, A, F, G, К и М. Имеются четыре дополнительных класса, довольно специфических, которые обозначаются R, N, S и W (первые три включают холодные звезды, а последний — горячие).
 
< Пред.   След. >