4.3 Пекулярные спектры
Лекция 4. Спектральная классификация звёзд
4.3 Пекулярные спектры
Заметное количество звёзд имеет спектры с особенностями, отличающими их от спектров большинства звёзд того же спектрального подкласса и класса светимостями. Обычно звёзды с такими спектрами называют пекулярными. Чаще всего пекулярные спектры возникают на определенных непродолжительных стадиях эволюции звёзд, иногда пекулярности являются следствием эволюции с обменом массой в тесных двойных системах. Некоторые типы пекулярностей связаны с реальными особенностями химического состава атмосфер звёзд. Пекулярные спектры встречаются среди звёзд всех спектральных классов.
Среди звёзд спектрального класса О к пекулярным относятся следующие типы. Звёзды типа Of - это звёзды, у которых линии NIII - 4634 ?, 4640 ? и 4642 ? и линии HeII - 4686 ? наблюдаются в эмиссии. Звёзды O(f) и O((f)) имеют соответственно слабую эмиссионную линию HeII - 4686 ?, или эта линия наблюдается в поглощении. Последовательность Of - O(f) - O((f)) является последовательностью возрастающей светимости. Звёзды с эмиссией в линиях водорода и HeII могут обозначаться как Oe. К типам Of и O(f) относится большинство О-звёзд ранних спектральных подклассов, всего среди О-звёзд около 13% имеют характеристику f. Появление этой характеристики в спектрах О-звёзд связано с истечением вещества с поверхностей таких звёзд.
Еще одним типом пекулярных спектров являются звёзды CNO (или, иначе, OBCN), подразделяющиеся на OB-N, азотные, и OB-C, углеродные. Для них характерны аномалии интенсивностей линий C, N и/или O. Усиление линий азота обычно коррелирует с ослаблением линий углерода, и наоборот. Почти все (может быть вообще все) звёзды типа OB-N являются спектрально-двойными, а звёзды OB-C - одиночными.
Среди звёзд спектрального класса B выделяются следующие типы пекулярности. Это звёзды типа Bp , со стороны высоких температур примыкающие к звездам типа Ap. Они характеризуются повышенным или пониженным содержанием в атмосферах гелия, азота и некоторых других элементов. Встречаются звёзды с усиленными (по сравнению с водородными) линиями гелия. В спектрах таких звёзд обычно нет линий кислорода и усилены линии углерода. Иногда такие звёзды называют бедными водородом (H-poor). Но существуют и звёзды с обратным поведением линий гелия - He-weak.
Особо выделяется подтип B-звёзд галактического гало - субкарлики sdB, которые имеют пониженное содержание металлов в атмосферах, они, вероятно, все являются звездами голубого края горизонтальной ветви на диаграмме Герцшпрунга-Рессела.
Среди звёзд спектрального класса A выделяются звёзды классов Am и Ap, составляющие около 17% среди звёзд подклассов А2 - А5. Am - класс звёзд с усиленными линиями многих металлов. Если их спектры классифицировать по интенсивности линии K-CaII, то эти звёзды будут отнесены к ранним подклассам спектрального класса A, так как у таких звёзд линия K-CaII ослаблена и узка. Линии же всех других металлов настолько сильны, что по ним те же звёзды классифицируются либо поздними подклассами класса A, либо даже классом F (F0 - F6). Интенсивность водородных линий также не согласуется с подклассами, определяемыми по линиям металлов. При этом разность спектральных подклассов, определяемых по линии K, водородным линиям и линиям металлов может достигать 5 и более подклассов. Линии металлов в спектре очень тонкие, что характерно, скорее, для спектров сверхгигантов. Но это находится в полном противоречии с большой шириной крыльев водородных линий и светимостями звёзд. Следует также отметить, что Am-звёзды, также как и Ap и Bp, вращаются медленнее нормальных звёзд. Вероятно, пекулярность спектров таких звёзд вызвана реально существующими отличиями химического состава атмосфер от состава атмосфер нормальных звёзд.
Группа Ap включает звёзды, в спектрах которых резко усилены линии элементов, содержание которых очень низко у нормальных звёзд. Например, у так называемых марганцевых Ap-звёзд марганец представлен богаче всех металлов, но особенно превышает норму содержание элемента галлия (Ga). Могут быть сильны линии гольмия, иттрия, европия, циркония, усилены линии элементов группы железа (Cr, Mn, Fe, Co, Ni). На спектрограммах с достаточно большой дисперсией могут быть видны линии осмия, платины, золота. В отличие от звёзд типа Am у Ap-звёзд линия K CaII широкая и диффузная (у Am-звёзд она слабая и узкая). Повышение обилия тяжелых элементов в атмосферах таких звёзд можно понять, если допустить вынос из недр на поверхность вещества, богатого элементами, образующимися за счёт быстрого захвата нейтронов ядрами атомов (r-процесс), когда новообразованное в процессе нейтронного захвата ядро не успевает распасться до поглощения еще одного нейтрона. Часто интенсивность линий в спектрах таких звёзд переменна, что затрудняет их классификацию. Среди Ap-звёзд Морган выделил 6 подгрупп: марганцевые, 4200 ?, хромовые, европиевые, циркониевые и кремниевые. При этом в такой же последовательности изменяются спектральные подклассы (т.е. температура поверхности) для всех этих звёзд, кроме кремниевых. Позднее к этим типам добавился еще один тип - ртутные звёзды. Иногда такое подразделение укрупняют, и делят Ap-звёзды на марганцевые, кремниевые и Eu-Cr-Sr. При записи спектрального подкласса к обозначению Ap часто добавляют обозначение элемента, линии которого особенно усилены в спектре, например Ap-Si.
У звёзд класса Ap могут наблюдаться сильные магнитные поля. Такие объекты выделяют в отдельный подтип магнитных звёзд. Ap-звёзды проявляют оптическую переменность блеска с амплитудами в пределах нескольких сотых звёздной величины. Этот тип переменных носит название звёзды типа α Гончих Псов.
Имеется небольшое число звёзд, показывающих одновременно характеристики Am и Ap, то есть диффузную линию CaII и некоторое усиление линий SrII-4077 ? и 4216 ?. Если характеристики Am выражены не очень сильно, такие звёзды называются прото-Am-звездами (mild-Am) или, иногда, звездами типа Дельта Дельфина, которые по данным наблюдений относятся к V - IV классам светимости. Обычные спектральные критерии светимости А-звёзд у объектов этого класса не работают. Вероятно, эти звёзды имеют более протяженные атмосферы, чем нормальные А-звёзды. Почти все (может быть - все) такие звёзды являются компонентами тесных двойных систем.
Среди F-звёзд выделяются химически пекулярные звёзды класса Fm, со стороны низких температур примыкающие к пекулярным звездам типа Am. Еще один тип пекулярных звёзд - переменные типа Дельта Щита. Это гиганты (класс светимости III), имеющие ослабленные линии ионизованного кальция. Эти звёзды родственны звездам Am и примыкают к ним со стороны более поздних спектральных классов. У звёзд Fm спектральный подкласс, определяемый по линиям металлов, получается более поздним, чем определяемый по интенсивности водородных линий. Это связано с аномальным усилением линий металлов. Полоса G по интенсивности соответствует еще более позднему подклассу. Усилены также линии SrII. Линия CaII К ослаблена, как и у звёзд Am.
В спектральном G-классе выделяется подтип "CH-аномальных" звёзд, у которых ослаблены линии многих металлов, но усилены проявления молекулы CH, и также сильны линии SrII-4077 ? и 4215 ?. В некоторых крайних случаях в спектрах заметны только линии SrII, полосы CH и линии водорода. Звёзды этого типа имеют большие пространственные скорости и, вероятно, являются малометалличными аналогами углеродных звёзд.
Звёзды с сильной линией BaII-4554 ? выделяются как "бариевые". У таких звёзд также усилены линии других тяжелых элементов, в частности циркония 4077 ? и 4216 ?. Следует отметить, что из-за усиления этих спектральных линий прямое применение критериев спектральной классификации дает завышенное значение светимости. Вероятно, все бариевые звёзды являются компонентами тесных двойных систем, при этом в большинстве случаев второй компонент - белый карлик, так что двойственность фотометрически проявляется лишь как небольшой ультрафиолетовый избыток. "Бариевая" пекулярность является следствием перетекания переработанного в ядерных реакциях вещества с одной звёзды двойной системы на другую. Бариевые звёзды - гиганты спектральных классов G8 - K0. Всего наблюдаются несколько сот таких звёзд.
Большая часть звёзд (возможно до 60%) не являются одиночными и входят в состав двойных и кратных систем. Звёзды в широких парах можно наблюдать по отдельности, однако много звёзд входит в состав тесных двойных систем, не разрешаемых даже сильными телескопами. Классификация спектров таких звёзд затруднена присутствием в спектрах линий от двух и более звёзд. Отметим, что для двойных звёзд часто используют соответствующие обозначения. Двойные звёзды, в спектрах которых не видны линии второго компонента и двойственность определяется по изменениям лучевой скорости, обозначаются как SB1, тогда как если видны линии второго компонента, то вводится обозначения SB2.
|
Публикации с ключевыми словами:
звездная астрономия
Публикации со словами: звездная астрономия | |
См. также:
Все публикации на ту же тему >> | |
