призвано большое количество женщин, которые сформировали так называемый «гарем Пикеринга». Созданная ими спектральная классификация была первым вкладом в науку женского коллектива, который оказался гораздо более эффективным, чем ожидалось.
Рис. 11.17. Схема электронных энергетических уровней атома водорода и переходов между ними.
В то время люди вообще не представляли, на основе каких физических явлений формируется спектр, его просто фотографировали. Пытаясь построить классификацию, астрономы рассуждали так: в спектре любой звезды есть линии водорода, по убыванию их интенсивности можно упорядочить все спектры и сгруппировать их. Группы спектров обозначили латинскими буквами по алфавиту: с самыми сильными линиями — класс A, слабее — класс B и т. д.
Вроде бы все было сделано правильно. Но через несколько лет родилась квантовая механика, и мы поняли, что вовсе не обязательно, чтобы обильный элемент был представлен в спектре мощными линиями, а редкий элемент никак себя не проявлял. Многое зависит от температуры.
Давайте посмотрим на спектр поглощения атомарного водорода: в оптический диапазон попадают линии только бальмеровской серии. Но как эти кванты поглощаются? При переходах только со второго уровня вверх. Но в нормальном (холодном) состоянии все электроны «сидят» на первом уровне, а на втором почти ничего нет. Значит, нам надо нагреть водород, чтобы какая-то доля электронов запрыгнула на второй уровень (потом они снова вернутся вниз, но перед этим какое-то время там проведут) — и тогда пролетающий оптический квант может быть поглощен электроном со второго уровня, что проявится в видимом спектре.
Рис. 11.18. Для каждой спектральной линии существует температура, при которой она имеет наибольшую интенсивность.
Итак, холодный водород не будет выдавать бальмеровскую серию, а теплый — будет. А если мы еще сильнее нагреем водород? Тогда много электронов «запрыгнет» на третий и более высокие уровни, а второй уровень снова обеднеет. Очень горячий водород тоже не даст спектральных линий, которые можно увидеть в оптическом диапазоне. Если пройтись от холодных звезд к самым горячим, то мы увидим, что линии любого элемента могут быть достаточно хорошо представлены в спектре лишь в узком диапазоне температур.
Когда астрофизики это поняли, им пришлось переставить спектральные классы в порядке роста температуры: от холодных звезд к горячим. Эта классификация по традиции тоже называется гарвардской, но она уже естественная, физическая. У звезд спектрального класса A температура поверхности около 10 000 K, водородные линии максимально яркие, а с ростом температуры они начинают исчезать, потому что атом водорода при температуре больше 20 000 K ионизуется. Аналогично обстоит дело с другими химическими элементами. Кстати, в спектрах звезд холоднее 4000 K присутствуют не только линии отдельных химических элементов, но и полосы, соответствующие устойчивым при таких температурах молекулам сложных веществ (например, оксидов титана и железа).
Получившуюся при упорядочивании классов по температуре последовательность букв OBAFGKM студентам-астрономам довольно просто запомнить, тем более что придуманы всякие мнемонические поговорки. Самая известная на английском — «Oh, Be A Fine Girl, Kiss Me!» Диапазон температур поверхности таков: у самых горячих звезд — десятки тысяч градусов, у самых холодных — две с небольшим тысячи (рис. 11.19). Для более тонкой классификации каждый класс разделили на десять подклассов и к каждой букве справа приписали одну цифру от 0 до 11.
Рис. 11.19. Типичные спектры звезд ряда спектральных подклассов, характеризующихся температурой поверхности.
Замечу, что оптические спектры фотографируют в цвете только для красоты, а для научных исследований это бессмысленно, поэтому обычно делают черно-белые изображения.
Редко, но бывает, что звезды демонстрируют линии не поглощения (темные на ярком фоне), а излучения (яркие на темном фоне). Их происхождение уже не так легко понять, хотя это тоже довольно элементарно. В начале лекции мы видели, что разреженное облачко горячего газа дает нам линии излучения. Когда мы смотрим на звезду с линиями излучения в спектре, мы понимаем, что источником этих линий служит разреженный, полупрозрачный газ, находящийся на периферии звезды, в ее атмосфере. То есть это звезды с протяженной горячей атмосферой, которая прозрачна в континууме (в промежутках между линиями), а значит, почти ничего в нем не излучает (закон Кирхгофа). Но она непрозрачна в отдельных спектральных линиях, а раз непрозрачна в них, то и сильно в них излучает.
Рис. 11.20. Схема Гарвардской классификации звезд.
На сегодняшний день гарвардская классификация звездных спектров расширена. В нее добавлены новые классы, соответствующие горячим звездам с протяженной атмосферой, ядрам планетарных туманностей и новых звезд, а также недавно открытым довольно холодным объектам, занимающим промежуточное положение между нормальными звездами и крупнейшими планетами; их называют «коричневыми карликами» или «бурыми карликами» (англ. brown dwarf).
Рис. 11.21. Химический состав Солнца по массе.
Есть еще ответвления от некоторых классов для звезд с оригинальным химическим составом. Это, кстати, загадка для нас: до сих пор неясно, почему у некоторых звезд вдруг наблюдается избыток какого-то редкого химического элемента. Ведь химический состав звездных атмосфер, несмотря на разнообразие спектров, очень схож: Солнце и подобные ему звезды на 98 % по массе состоят из первых двух химических элементов — водорода и гелия, а все остальные элементы представлены лишь двумя оставшимися процентами массы.
Солнце — самый яркий для нас источник света, его спектр мы можем растянуть очень сильно, различить в нем десятки тысяч спектральных линий и расшифровать их. Так, установлено, что на Солнце присутствуют все элементы таблицы Менделеева. Однако открою вам секрет: до сих пор примерно 20 линий солнечного спектра, очень слабых, остались неидентифицированными. Так что даже с Солнцем проблема распознавания химического состава еще не решена до конца.
Рис. 11.22. Распределение химических элементов в атмосфере Солнца.
Распределение химических элементов в атмосфере Солнца обладает рядом интересных закономерностей (рис. 11.22). Считается, что это типичный состав звездного вещества. И для большинства звезд это верно. Начиная с углерода и до самых тяжелых ядер (по крайней мере до урана) идет довольно ровный спад распространенности элементов
