Классификация звезд и строение звезд

Современная (гарвардская) спектральная классификация звезд разработана в Гарвардской обсерватории в 1890—1924 гг. Звезды классифицируют в зависимости от температуры их поверхности (фотосферы). Классы звезд по убыванию температур обозначаются буквами латинского алфавита: О, В, A, F, G, К, М. Спектральный класс Солнца — G2 (желтый карлик). Есть мнемонические правила для запоминания этой последовательности (и других, например, порядка планет), см. раздел «Мнемоника» в конце книги.

Строение звезды напоминает луковицу, настолько звезда многослойна (рис. 8.3). Структура звезд различных масс разнится в зависимости от принадлежности тому или иному спектральному классу.

Рис. 8.3. Структура звезд.

Интересные факты

• • Можно определить время жизни звезды на главной последовательности (на главной последовательности, являющейся областью на диаграмме Герцшпрунга — Рассела (см. рис. 10, цветная вклейка), расположено наибольшее количество звезд, источником светимости которых является самая длительная термоядерная реакция — процесс превращения водорода в гелий) как время горения водорода в ядре, соответственно внутреннее строение звезды не остается постоянным и меняется за время жизни на главной последовательности.
• • Слой зоны лучистого переноса отсутствует в маломассивных звездах, таких как красные карлики, поскольку их массы недостаточно для того, чтобы плотность вещества под давлением массы не позволяла веществу перемешиваться; зона конвекции занимает все пространство от ядра до фотосферы.
• • У молодых звезд промежуточной массы (от 2 до 8 М (c)) нет конвективных зон (происходит только лучистый перенос) вплоть до вступления на главную последовательность.
• • Звезды типа Солнца и меньше имеют лучистое ядро и конвективную атмосферу, звезды больше 1,4 М (c) — конвективное ядро и лучистую атмосферу^[1].

В астрономии вводится понятие звездного населения. Звездные населения различаются химическим составом, пространственным распределением, положением на диаграмме Герцшпрунга — Рассела и собственными скоростями. Классификацию по двум населениям предложил Бааде в 1944 г. В конце 1970;х гг. была добавлена третья группа.

I — звезды, состав которых помимо водорода и гелия также включает различные примеси из металлов — элементов тяжелее гелия нетермоядерной природы, что свидетельствует о том, что они зародились после того, как первые массивные звезды вспыхнули как сверхновые.

II — звезды, химический состав которых характеризуется большой долей водорода и гелия, без примесей тяжелых металлов.

III — гипотетическое население звезд первого поколения, которые были образованы сразу после Большого взрыва. Это очень тяжелые звезды с малым временем жизни, не дожившие до наших дней.

• [1] Батурин В. А., Миронова И. В. Звезды: их строение, жизнь и смерть. URL: http://www.astronet.ru/db/msg/1 170 638/structure/star_models/ms_stars/main_seq.htm.