Характеристика звёзд

Министерство образования и науки Российской Федерации

Федеральное государственное бюджетное

образовательное учреждение

высшего профессионального образования

(ВлГУ)

 

 

РЕФЕРАТ

по дисциплине «Естественнонаучная картина мира»

на тему:

 

«Характеристика звёзд»

 

Выполнил:

студентка группы 1ЗХГ113

заочной формы обучения

Т.А.Веселова

 

Проверил:

Л.И.Губернаторова

 

Владимир 2014 г.

СОДЕРЖАНИЕ

Введение ………………………………………………………………………… 3

1. Общие сведения о  звездах …………………………………………………... 5

2. Структура звезд и  источники звездной энергии …………………………… 7

3. Двойные звезды ……………………………………………………………… 11

4. Массы звезд ………………………………………………………………….. 14

5. Светимости звезд и расстояние до них …………………………………….. 15

6. Цвет, температура и спектральные классы звезд …………………………. 18

7. Радиусы звезд ………………………………………………………………... 30

8. Вращение звезд ……………………………………………………………… 31

Заключение …………………………………………………………………….. 34

Список литературы ……………………………………………………………. 35

Приложение 1 ………………………………………………………………….. 36

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

ВВЕДЕНИЕ

Еще в древние времена люди видели на небе множество звезд, и хотели понять, что же они из себя представляют. Объяснить природу звезд пытались еще в древности, однако, понять, что такое звезда смогли лишь в XX веке.

Что такое звезды? Поверхностный взгляд найдет сходство между звездами и планетами. Ведь и планеты при наблюдении простым глазом видны как светящиеся точки различной яркости. Однако уже за несколько тысячелетий до нас внимательные наблюдатели неба – пастухи и земледельцы, мореплаватели и участники караванных переходов – приходили к убеждению, что звезды и планеты – различные по своей природе явления. Планеты, так же как Луна и Солнце, изменяют свое положение на небе, перемещаются из одного созвездия в другое и за год успевают пройти значительный путь, а звезды неподвижны одна относительно другой. Даже глубокие старики видят очертания созвездий совершенно такими же, какими они их видели в детстве.

В результате огромной работы, проделанной астрономами ряда стран в течение последних десятилетий, мы многое узнали о различных характеристиках звезд, природе их излучения и даже эволюции. Как это ни покажется парадоксальным, сейчас мы гораздо лучше представляем образование и эволюцию многих типов звезд, чем собственной планетной системы. В какой-то степени это понятно: астрономы наблюдают огромное множество звезд, находящихся на различных стадиях эволюции, в то время как непосредственно наблюдать другие планетные системы мы пока не можем.

Изучение звёзд было вызвано потребностями материальной  жизни  общества (необходимость ориентировки при путешествиях, создание календаря, определение точного времени). Уже в глубокой древности звёздное небо было разделено на созвездия. Долгое время звёзды считались неподвижными  точками, по отношению к которым  наблюдались  движения  планет  и  комет.

В начале ХХ в., особенно после 1920 года,  произошёл переворот в  научных представлениях о звёздах.  Их  начали  рассматривать  как  физические  тела; стали изучаться структура звезды, условия равновесия их вещества,  источники энергии. Этот переворот был связан с успехами атомной физики,  которые привели к количественной теории звёздных спектров, и с достижениями  ядерной физики, давшими возможность провести аналогичные расчёты источников энергии и внутреннего строения звезды.

В середине ХХ в. исследования звёзд приобрели ещё большую глубину в связи с расширением наблюдательных возможностей и применением электронных вычислительных машин. Большие успехи были достигнуты также в изучении процессов переноса энергии  в  фотосферах  звёзд  и в исследованиях структуры и динамики звёздных систем.

В своем реферате я хотела бы рассмотреть важнейшие характеристики звезд, а также их строение и источники энергии.

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

1. ОБЩИЕ СВЕДЕНИЯ О ЗВЁЗДАХ

Звезда – это излучающий свет,  массивный газовый шар, удерживаемый силами собственной гравитации и внутренним давлением, в недрах которого происходят (или происходили ранее) реакции термоядерного синтеза. 

Это небесные тела, по своей природе сходные с Солнцем. Число звёзд, видимых невооружённым глазом на обоих полушариях небесной сферы в безлунную ночь, составляет около шесть тысяч. В мощные телескопы видны миллиарды звёзд.

Наиболее многочисленный тип звезд в наблюдаемой Вселенной составляют звезды главной последовательности. К этому типу принадлежит и Солнце. К главной последовательности относятся те звезды, которые находятся в основной фазе своей эволюции. Это, если сравнивать с человеком, период зрелости, период относительной устойчивости. Все звезды проходят эту фазу. Одни быстрее (тяжелые звезды), другие медленнее (легкие звезды). В жизни каждой звезды этот период является самым продолжительным.

Звёздный мир чрезвычайно многообразен. Некоторые звёзды в миллионы  раз больше (по объёму) и ярче Солнца (звёзды-гиганты); в то же время  имеется множество звёзд, которые по размерам и  количеству  излучаемой ими энергии значительно уступают  Солнцу  (звёзды-карлики). Звёзды бывают разреженные и чрезвычайно плотные. 

Основными характеристиками звезды являются: масса,  радиус (не  считая  внешних прозрачных слоев), светимость (полное количество излучаемой  энергии).  Кроме основных параметров, употребляются их производные: эффективная  температура; спектральный класс, характеризующий степень ионизации и возбуждения  атомов в атмосфере звезды; абсолютная звёздная величина;  показатель цвета.

     Изучение спектров  звёзд  позволяет  определить  химический  состав  их атмосфер. Звёзды, как и Солнце, состоят из тех же химических  элементов,  что и все тела на Земле. В звёзде преобладают водород – около 70% по весу – и гелий – около  25%, остальные элементы, среди которых наиболее обильны  кислород, азот, железо, углерод, неон, встречаются почти точно в том же соотношении, что и на Земле. Для наблюдений пока доступны лишь внешние слои звезды. Однако сопоставление данных непосредственных наблюдений с выводами, вытекающими из общих законов физики, позволило построить теорию внутреннего строения звезды и источников звёздной энергии.

Звёзды часто расположены парами, обращающимися вокруг общего центра масс; такие звёзды называются двойными звёздами. Встречаются  также тройные и кратные системы звёзд.

     Взаимное расположение звёзд с течением времени медленно изменяется вследствие их движений в Галактике. Звёзды образуют в пространстве огромные звёздные системы – галактики. В состав нашей Галактики (к которой принадлежит Солнце) входит более ста миллиардов звёзд. Изучение строения Галактики показывает, что многие звёзды группируются в звёздные  скопления, звёздные ассоциации и другие образования.

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

2. СТРУКТУРА ЗВЕЗД  И ИСТОЧНИКИ ЗВЁЗДНОЙ ЭНЕРГИИ

В общем случае у звезды, находящейся на главной последовательности, можно выделить три внутренние зоны: ядро, конвективную зону и зону лучистого переноса.

Ядро – это центральная область звезды, в которой идут ядерные реакции.

Конвективная зона – зона, в которой перенос энергии происходит за счёт конвекции. Для звёзд с массой меньше половины массы солнечной это занимает все пространство от поверхности ядра, до поверхности фотосферы. Для звёзд с массой, сравнимой с солнечной, конвективная часть находится на самом верху, над лучистой зоной. А для массивных звезд она находится внутри, под лучистой зоной.

Лучистая зона – зона, в которой перенос энергии происходит за счёт излучения фотонов. Для массивных звёзд эта зона расположена между ядром и конвективной зоной, у маломассивных она отсутствует, а у звёзд больше массы Солнца находится у поверхности.

На более поздних стадиях добавляются дополнительные слои, в которых идут ядерные реакции с элементами, отличными от водорода. И чем больше масса, тем больше таких слоев. У звёзд с массой, на 1-2 порядка превышающей массу Солнца, таких слоев может быть шесть, где в верхнем, первом слое всё ещё горит водород, а в нижнем идут реакции превращения углерода в более тяжёлые элементы, вплоть до железа. В таком случае в недрах звезды расположено инертное, в плане ядерных реакций, железное ядро.

Над поверхностью звезды находится атмосфера, как правило, состоящая из трех частей: фотосферы, хромосферы и короны. Фотосфера – самая глубокая часть атмосферы, в её нижних слоях формируется непрерывный спектр.

Наиболее очевидным свойством звезд является то, что они светятся, точнее, являются самосветящимися телами. За счет чего покрываются их энергетические потери? Этот вопрос возник, как только был сформулирован закон сохранения энергии, однако найти исчерпывающий ответ на него сумели лишь век спустя.

Первоначально считалось, что главная причина состоит в огромной мощности выделения энергии на Солнце и звездах. В действительности дело вовсе не в этом. Удельный темп энерговыделения на Солнце и в звездах более чем скромный. Так, в расчете на один грамм своего вещества Солнце ежесекундно выделяет всего по 2 эрга1. По обыденным земным меркам это совершенно ничтожный темп энерговыделения – как в куче гниющих осенних листьев. В человеческом теле темп выделения энергии на четыре порядка выше, чем в Солнце. Однако чтобы поддерживать такой уровень производства энергии, нам нужно трижды в день есть. А Солнце (и звезды) светят миллиарды лет, не питаясь. За это время они успевают «высветить» действительно огромные количества энергии. Откуда же она черпается?

Вопрос об источниках энергии звезд был поставлен в 40-е годы XIX века, с открытием закона сохранения энергии. Сразу же стало ясно, что источником энергии в принципе может быть гравитация. Так, Роберт Мейер, один из отцов закона сохранения энергии, полагал, что Солнце светится за счет кинетической энергии выпадающего на него метеорного вещества. Любопытно, что в течение многих десятилетий гипотеза Мейера считалась чуть ли не смехотворной и упоминалась лишь как исторический курьез. Однако теперь мы знаем, что модернизированный вариант механизма Мейера – аккреция – играет в мире звезд важную роль.

Другой ученый, в чьих первых трудах приведена формулировка принципа сохранения энергии, Герман Гельмгольц2 предположил, что свечение Солнца может поддерживаться его медленным вековым сжатием, что приводит, разумеется, к выделению гравитационной энергии. Вскоре вслед за Гельмгольцем Уильям Томсон3 уточнил его оценку времени такого сжатия, учтя неоднородность в распределении солнечного вещества вдоль радиуса. За счет такого, как мы теперь говорим, кельвиновского сжатия Солнце могло бы, заметно не меняясь, светить лишь десятки миллионов лет. Любопытно, что сам Кельвин, а вслед за ним и многие другие, рассматривали это как серьезный аргумент против правильности дарвиновских представлений о биологической эволюции, требовавшей по крайней мере на порядок больших времен. В конце XIX века вера в закон сохранения энергии была незыблема – а никакого другого источника энергии звезд, кроме самогравитации, видно не было. Правда, оценки возраста Земли, получавшиеся средствами геологии, давали, по крайней мере, сотни миллионов лет, что указывало на необходимость поиска какого-то дополнительного источника солнечной энергии.

Ситуация резко обострилась вскоре после открытия радиоактивности. Первые же надежные определения возраста Земли показали, что он не менее 1.5 миллиарда лет (современная оценка – 4.6 миллиарда). Отыскание источника энергии Солнца и звезд стало одной из важнейших проблем естествознания.

Итак, основным источником энергии звезды являются термоядерные  реакции,  при которых  из  лёгких  ядер  образуются  более  тяжёлые;  чаще  всего  это – превращение водорода в гелий. В звезде с  массой,  меньшей  двух  солнечных, оно происходит  главным  образом  путём  соединения  двух  протонов  в  ядро дейтерия, затем превращением дейтерия в изотоп He3 путём захвата протона  и, наконец, превращением двух ядер He3 в He4 и два протона. В  более  массивных звездах   преобладает   углеродно-азотная   циклическая   реакция:   углерод захватывает  последовательно  4  протона,  выделяя  попутно  два  позитрона, превращается  сначала  в  азот,  затем  распадается  на  гелий  и   углерод. Окончательным результатом  обеих  реакций  является  синтез  ядра  гелия  из четырёх ядер  водорода  с  выделением  энергии:  ядра  азота  и  углерода  в углеродно-азотной реакции играют лишь роль катализатора. Для сближения  ядер на  такое  расстояние,  когда  может  произойти  захват,  нужно   преодолеть электростатическое отталкивание,  поэтому  реакции  могут  идти  только  при температурах, превышающих 107  градусов.  Такие  температуры  встречаются  в самых центральных частях звезд. В звездах  малых  масс,  где  температура  в центре недостаточна для  термоядерных  реакций,  источником  энергии  служит гравитационное сжатие звезды.

Поскольку водород – основная составляющая звездного вещества (около 70% по массе) и поскольку при синтезе гелия выделяется большая часть ядерной энергии, запасенной в веществе, основную часть своей жизни звезды светят, сжигая водород.

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

3. ДВОЙНЫЕ ЗВЁЗДЫ

Звезды в небесном пространстве существуют в виде скоплений, ассоциаций, а не как единичные тела. Звездные скопления могут быть усеяны звездами очень густо или нет. Между звездами могут существовать и более тесные связи, речь идет о двойных звездах, или о двойных системах, как их называют астрономы. В паре звезд эволюция одной непосредственно влияет и на вторую.

Открытие двойных звезд, в настоящее время их именно так называют, стало одним из первых открытий, осуществленных при помощи астрономического бинокля. Первой парой этого типа звезд стала Мицар из созвездий Большой Медведицы. Открытие сделал итальянский астроном Риччоли. Учитывая огромное количество звезд во Вселенной, ученые пришли к выводу, что Мицар среди них не единственная двойная система, и оказались правы, вскоре наблюдения подтвердили эту гипотезу. В 1804 г. известный астроном Уильям Гершель4, посвятивший 24 года научным наблюдениям, опубликовал каталог, содержащий описание примерно 700 двойных звезд. Вначале ученые не знали точно, связаны ли физически друг с другом компоненты двойной системы.

Некоторые ученые полагали, что на двойные звезды действует звездная ассоциация в целом, тем более в паре блеск составляющих был неодинаков. В связи с этим создавалось впечатление, что они находятся не рядом. Для выяснения истинного положения дел было необходимо измерить параллактические смещения звезд. Этим и занялся Гершель. К величайшему удивлению, параллактическое смещение одной звезды по отношению к другой при измерении дало неожиданный результат. Гершель заметил, что вместо симметрического колебания с периодом в 6 месяцев каждая звезда следует по сложному эллипсоидному пути. В соответствии с законами небесной механики два тела, связанных силой притяжения, двигаются по эллиптической орбите. Наблюдения Гершеля подтвердили тезис о том, что двойные звезды связанны физически, то есть силами тяготения.

Классификация двойных звезд

1) Визуально-двойные звёзды – двойные звезды, которые возможно увидеть раздельно (или, как говорят, которые могут быть разрешены. Возможность наблюдать звезду как визуально-двойную определяется  разрешающей способностью телескопа, расстоянием до звёзд и расстоянием между ними. Таким образом, визуально-двойные звезды – это в основном звезды окрестностей Солнца с очень большим периодом обращения (следствие большого расстояния между компонентами). Из-за большого периода проследить орбиту двойной звезды можно только по многочисленным наблюдениям на протяжении десятков лет (пример – Альфа Центавра).

2) Астрометрические двойные  звезды – используются для  измерения массы звезд-коричневых карликов разных спектральных классов.

3) Спектрально-двойные звезды  – звезда, двойственность которой обнаруживается при помощи спектральных наблюдений. Для этого её наблюдают в течение нескольких ночей. Если оказывается, что линии её спектра периодически смещаются со временем, то это означает, что скорость источника меняется. Этому может быть множество причин: переменность самой звезды, наличие у неё плотной расширяющейся оболочки, образовавшейся после вспышки сверхновой, и так далее (пример – Бета Лиры).

4) Затменно-двойные  звезды – бывает, что орбитальная плоскость наклонена к лучу зрения под очень маленьким углом: орбиты звёзд такой системы расположены как бы ребром к нам. В такой системе звёзды будут периодически затмевать друг друга, то есть блеск пары будет меняться. Двойные звёзды, у которых наблюдаются такие затмения, называются затменно-двойными или затменно-переменными. Самой известной и первой открытой звездой такого типа является Алголь (Глаз Дьявола) в созвездии Персея.

5) Микролинзированные двойные звезды – если на луче зрения между звездой и наблюдателем находится тело с сильным гравитационным полем, то объект будет линзирован. Если бы поле было сильным, то наблюдались бы несколько изображения звезды, но в случае галактических объектов их поле не настолько сильное, чтоб наблюдатель смог различить несколько изображений, в таком случае говорят о микролинзировании. В случае, если гравирующее тело двойная звезда, то кривая блеска, получаемая при прохождении ее вдоль луча зрения, сильно отличается от случая одиночной звезды.

С помощью микролинзирования ищутся двойные звезды, где оба компонента маломассивные коричневые карлики.

Наблюдения свидетельствуют о том, что двойные звезды встречаются в основном в нашей Галактике. Сложно определить процентное соотношение двойных и одинарных звезд. Если действовать методом вычитания и из всего звездного населения вычесть число идентифицированных двойных звезд, можно сделать вывод, что они составляют меньшинство. Этот вывод может быть ошибочным. В астрономии есть понятие «эффект отбора». Для определения двойственности звезд надо идентифицировать их основные характеристики. Для этого необходимо хорошее оборудование. Иногда бывает сложно определить двойные звезды. Например, визуально двойные звезды не всегда можно увидеть на большом удалении от наблюдателя. Иногда угловое расстояние между компонентами не фиксируется телескопом. Для того чтобы зафиксировать фотометрические и спектрально-двойственные звезды, их блеск должен быть достаточно сильным для сбора модуляций светового потока и тщательного измерения длины волн в спектральных линиях. Число звезд, подходящих по всем параметрам для исследований, не так велико. По данным теоретических разработок, можно предположить, что двойственные звезды составляют от 30 до 70% звездного населения.

4. МАССА ЗВЕЗД

Важнейшей характеристикой звезды является масса. Чем больше вещества собралось в звезду, тем выше давление и температура в её центре, а это определяет практически все остальные характеристики звезды, а также особенности её жизненного пути. Прямые оценки массы могут быть сделаны только на основании закона всемирного тяготения, либо на основании обобщенного Ньютоном третьего закона Кеплера5. Но даже при этом оценка погрешности составляет от 20% до 60%, и в значительной степени зависит от погрешности определения расстояния до звезды. Такие оценки удалось получить для большого числа звёзд, входящих в двойные системы, измеряя скорости их движения вокруг общего центра масс. Все другие способы вычисления массы считаются косвенными, поскольку они строятся не на законе и анализе тех звёздных характеристик, которые так или иначе связаны с массой. Чаще всего это светимость. Для многих звёзд выполняется простое правило: чем выше светимость, тем больше масса. Эта зависимость нелинейна: например, с увеличением массы вдвое светимость возрастает более чем в 10 раз.

 

 

 

 

 

5. СВЕТИМОСТЬ ЗВЕЗД И РАССТОЯНИЯ ДО НИХ

Что бы ни говорили физики о трехмерности, шестимерности или даже одиннадцатимерности пространства, для астронома наблюдаемая Вселенная всегда двумерна. Происходящее в Космосе видится нам в проекции на небесную сферу, подобно тому, как в кино на плоский экран проецируется вся сложность жизни. На экране мы легко отличаем далекое от близкого благодаря знакомству с объемным оригиналом, но в двумерной россыпи звезд нет наглядной подсказки, позволяющей обратить ее в трехмерную карту, пригодную для прокладки курса межзвездного корабля.

Между тем расстояния – это ключ едва ли не к половине всей астрофизики. Как без них отличить близкую тусклую звезду от далекого, но яркого квазара? Только зная расстояние до объекта, можно оценить его энергетику, а отсюда прямая дорога к пониманию его физической природы.

Но как измерить расстояние, если до предмета не дотянуться ни линейкой, ни лучом локатора? На помощь приходит метод триангуляции, широко применяемый в обычной земной геодезии. Выбираем отрезок известной длины — базу, измеряем из его концов углы, под которыми видна недоступная по тем или иным причинам точка, а затем простые тригонометрические формулы дают искомое расстояние. Когда мы переходим с одного конца базы на другой, видимое направление на точку меняется, она сдвигается на фоне далеких объектов. Это называется параллактическим смещением, или параллаксом. Величина его тем меньше, чем дальше объект, и тем больше, чем длиннее база. 

Для измерения расстояний до звезд приходится брать максимально доступную астрономам базу, равную диаметру земной орбиты. Соответствующее параллактическое смещение звезд на небе (строго говоря, его половину) стали называть годичным параллаксом.

Годичный параллакс – это половина угла, на который звезда смещается на фоне более далёких звёзд при взгляде с противоположных точек земной орбиты. Расстояния измеряются в парсеках («параллакс-секундах»). 1 парсек – это расстояние, на котором объект имеет параллакс в 1 секунду дуги. В одном парсеке 3,26 светового года, или 206 265 астрономических единиц (расстояний от Земли до Солнца), или 31 триллион километров (3,1*10 в тринадцатой степени).

Земному наблюдателю даже без телескопа одни звёзды кажутся более яркими, а другие более тусклыми.

Долгое время астрономы полагали, что различие видимого блеска звезд связано только с расстоянием до них: чем дальше звезда, тем менее яркой она должна казаться. Но когда стали известны расстояния до звезд, астрономы установили, что иногда более далекие звезды имеют больший видимый блеск. Значит, видимый блеск звезд зависит не только от их расстояния, но и от действительной силы их света, то есть от их светимости.

Астрономы под светимостью звезды подразумевают полную энергию, которую она излучает в единицу времени. Светимость звезды зависит от размеров поверхности звезды и от её температуры. Светимость выражает истинную силу света звезды, по сравнению с силой света Солнца.

Солнце – излучает энергию мощностью 3,8 • 1026 Вт, что берется за основу при измерении светимостей других звезд.

Светимости звезд крайне разнообразны. Например, звезда, под названием S Золотой Рыбы, гипергигант, самая яркая звезда в Большом Магеллановом Облаке, спутнике нашей Галактики, имеет светимость в 500 000 раз превосходящую Солнце. А вот светимость самых слабых звезд-карликов примерно во столько же раз меньше светимости Солнца.

Солнце гораздо ярче других звезд. Однако это совсем не значит, что его светимость самая большая. Оно просто близко. Для корректного сравнения светимостей необходимо исключить фактор расстояния.

В связи с этим введено понятие абсолютной звездной величины как видимой звездной величины, которую звезда имела бы, находясь на расстоянии 10 парсек от Солнца. Именно эта характеристика и будет определять светимость звезды. Абсолютная звездная величина Солнца +5.

Так как расстояния до Солнца и Проксимы Центавра6 меньше 10 парсек, то их абсолютные звездные величины меньше видимых звездных величин. Для остальных звезд – абсолютные звездные величины больше видимых звездных величин.

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

6. ЦВЕТ, ТЕМПЕРАТУРА И СПЕКТРАЛЬНЫЕ КЛАССЫ ЗВЁЗД

Несмотря на то, что температура звёзд огромна и измерить её, казалось бы, невозможно – это одна из самых легко доступных для определения физических характеристик. Оказывается, температуру звезды легко определить по её цвету, точнее по спектру испускаемого излучения.

Как раскалённый металл меняет свой цвет в зависимости от степени нагрева, так и цвет звезды всегда указывает на её температуру.

В астрономии применяют абсолютную шкалу температур, шаг которой – один кельвин (1 К) – тот же, что и в привычной нам шкале Цельсия (1 °С), а начало шкалы сдвинуто на  –273 (0 К = - 273 °С).

Самые горячие звёзды всегда голубого и белого цвета. Менее горячие – желтоватого цвета, холодные – красноватого. Но даже наиболее холодные звёзды имеют температуру 2-3 тыс. Кельвинов – горячее любого расплавленного металла.

Человеческий глаз способен лишь грубо определить цвет звезды. Для более точных оценок служат фотографические и фотоэлектрические приёмники излучения, чувствительные к различным участкам видимого (или невидимого) спектра. Ведь цвет звезды зависит от того, на какой участок спектра приходится наибольшая энергия излучения. Сравнение звёздных величин в разных интервалах спектра (например, в голубом и жёлтом) позволяет количественно охарактеризовать цвет звезды и оценить её температуру.

Более полную информацию о природе излучения звезд дает спектр. Спектральный аппарат, устанавливаемый на телескопе, при помощи специального оптического устройства – дифракционной решетки – раскладывает свет звезды по длинам волн в радужную полоску спектра. Самое коротковолновое видимое излучение соответствует фиолетовому цвету, а наиболее длинноволновое – красному. По спектру нетрудно узнать, какая энергия приходит от звезды на различных длинах волн, и оценить ее температуру точнее, чем по цвету.

Спектральная классификация начала разрабатываться еще до того, как было объяснено возникновение звездных спектров. При этом сразу же стало ясно, что важнейшие их особенности связаны с различием физических свойств звезд. Спектры большинства звезд эмпирически удалось расположить в виде последовательности, вдоль которой линии одних химических элементов постепенно ослабевают, а других – усиливаются. Сходные между собой спектры объединяются в спектральные классы. Тонкие различия между ними позволяют выделить подклассы. Дальнейшие исследования показали, что звезды, принадлежащие различным спектральным классам, отличаются своими температурами. Интенсивности некоторых спектральных линий в спектрах звезд настолько чувствительны к температуре, что, грубо говоря, ее можно оценить "на глаз" по одному только внешнему виду спектрограммы, не производя специальных фотометрических измерений. Количественным критерием принадлежности звезды к тому или иному спектральному классу или подклассу является отношение интенсивностей определенных спектральных линий. Этот принцип спектральной классификации впервые был удачно применен в начале ХХ столетия на Гарвардской обсерватории. Гарвардская классификация звезд легла в основу современной спектральной классификации.

В Гарвардской классификации спектральные типы (классы) обозначены буквами латинского алфавита: О, В, A, F, G, К и М. Поскольку в эпоху разработки этой классификации связь между видом спектра и температурой не была еще известна, то после установления соответствующей зависимости пришлось изменить порядок спектральных классов, который первоначально совпадал с алфавитным расположением букв. Спектры большинства звезд характеризуются наличием линий поглощения. Спектральная линия поглощения или тёмная спектральная линия – это особенность спектра, заключающаяся в понижении интенсивности излучения вблизи некоторой энергии.

Спектральные классы звезд главной последовательности

Класс О. Самые горячие звезды во Вселенной. Температура их поверхности в среднем 40 000 Кельвинов. О высокой температуре звезд этого класса можно судить по большой интенсивности ультрафиолетовой области непрерывного спектра, вследствие чего свет этих звезд кажется голубоватым. Наиболее интенсивны линии ионизованного гелия и многократно ионизованных некоторых других элементов  (углерода, кремния, азота, кислорода). Наблюдаются слабые линии нейтрального гелия и водорода.

Астрономы провели исследования о том, как много звезд О-класса имеют пару, то есть находятся в системе двойной звезды. И результат оказался интересен – в основном такие звезды проживают в двойных системах.

Примеры звезд О-класса: δ (дельта), λ(лямбда) и ξ(кси) созвездия Ориона – Минтака, Меисса и Ори; ζ (дзета) в созвездии Кормы – Наос, по другому Сухаил Хадар.