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 по мере увеличения их порядкового номера. Однако между гелием и углеродом имеется очень большой «провал» — так происходит потому, что литий и бериллий легче всех участвуют в термоядерных реакциях, они активнее даже водорода и гелия. И как только температура поднимается выше миллиона градусов, они очень быстро выгорают.
Но и внутри этого ровного тренда есть особенности. Во-первых, резко выделяется пик железа. В природе, в том числе и в звездах, железа, никеля и близких к ним элементов по сравнению с их соседями необычайно много. Дело в том, что железо — необычный химический элемент: это самый конечный продукт термоядерных реакций, идущих в равновесных условиях, т. е. без всяких взрывов. В термоядерных реакциях звезды синтезируют из водорода все более и более тяжелые элементы, но доходит дело до железа — и всё останавливается. Дальше, если мы попытаемся сделать что-то новое из железа в термоядерной реакции, добавляя к нему нейтроны, протоны, другие ядра, то никакого выделения тепла не будет: когда костер догорел, из золы уже ничего не получишь. Наоборот, для осуществления реакции пришлось бы подводить энергию извне, а сама по себе никакая реакция с железом в обычных условиях не пойдет. Поэтому железа в природе накопилось много.
Другой важный момент, на который стоит обратить внимание: линия, соединяющая на графике точки, имеет пилообразный вид. Так получается потому, что ядра с четным количеством нуклонов (протонов и нейтронов) гораздо более стабильны, чем с нечетным. Поскольку стабильные ядра легче создать, чем разрушить, этих ядер по сравнению с соседними элементами нарабатывается всегда больше на целый порядок, а то и на полтора.
В отличие от Солнца, в составе земного шара и землеподобных планет содержится очень мало водорода и гелия, но начиная с углерода «звездное» распределение химических элементов характерно и для них. Поэтому у каждой планеты, не только у Земли, есть крупное железное ядро.
Рис. 11.23. Звезды неоднородны, и вещество в них перемешивается плохо, поэтому химический состав поверхности звезды не отражает состава ее недр и особенно ядра.
К сожалению, спектры показывают нам состав только поверхности звезд. Наблюдая свет звезды, мы почти ничего не можем сказать о том, что у нее внутри, а внутренняя жизнь звезд разной массы различается. Перенос энергии в звезде может происходить несколькими способами, преимущественно лучеиспусканием и конвекцией (рис. 11.23). Например, у звезд типа Солнца в центральной части, где идут термоядерные реакции, энергию переносит в основном излучение, и вещество ядра не перемешивается с вышележащими слоями. На периферии перемешивание идет, но оно не достигает тех внутренних областей, в которых постепенно меняется химический состав за счет термоядерных реакций. Поэтому продукты термоядерной реакции не выносятся на поверхность, где циркулирует исходное вещество, из которого Солнце когда-то родилось. У более массивных звезд внутри идет конвективное перемешивание, но дальше оно не распространяется. «Выпрыгнуть» на поверхность звезды наработанные химические элементы тоже не могут.
