Изложена история создания современной спектральной классификации и главные наблюдательные критерии разделения горячих звёзд на классы. Показано, как, используя методы термодинамики (формулы Саха и Больцмана), можно получить качественное объяснение закономерностей перехода от одного класса к другому, а также простые аналитические формулы, с достаточной точностью описывающие количественную сторону вопроса.

Спектральная классификация заключается в разбиении звёзд на группы по температуре и светимости с использованием специальных признаков: по наличию или отсутствию определённых линий-критериев, либо по их относительной интенсивности. Связь спектра звезды с её физическими параметрами раскрывается в различных разделах физики. К ним относятся спектроскопия и структура атома, учение о равновесии химических реакций и об элементарных процессах в плазме, а также теория переноса излучения.

В качестве основных критериев в горячих звёздах используются субординатные переходы водорода и гелия, а также ионов наиболее обильных металлов: углерода, азота, кислорода и кремния. В менее нагретых звёздах видны резонансные переходы иона и атома кальция. В звёздах солнечного типа много линий элементов группы железа, а классификация холодных звёзд выполняется по молекулярным полосам окиси титана и циана.

Исторически сложились семь основных классов, следующих друг за другом по мере уменьшения температуры:

O → B → A → F → G → K → M.

Внешний вид спектра, как правило, значительно более чувствителен к температуре, чем к светимости. Поэтому наблюдаемые звёзды можно разбить лишь на семь категорий по светимости и примерно на шестьдесят — по температуре. Внутри каждого из семи основных температурных классов существуют десять дополнительных градаций — подклассов. Они обозначаются арабскими цифрами от 0 до 9, причём возможны и дробные подклассы (например, М8.5). Чем больше номер подкласса, тем холоднее звезда. В первом, самом грубом приближении современная классификация выглядит следующим образом.

 

O4 → B0	Увеличивается отношение интенсивностей HeI l4471 / HeII l4541 и HeI+HeII l4206 / HeII l4200
B0 → A0	Усиление бальмеровской серии водорода. Линии HeI достигают максимума в подклассе B2. Линия К иона CaII появляется у звёзд B8.
A0 → F5	Растёт отношение K CaII/Hδ. Линии нейтральных металлов становятся сильнее. В спектрах G2 появляется полоса G.
F5 → K2	Ослабевают линии водорода. Усиливаются линии нейтральных металлов и полоса G.
K2 → M5	Исчезает полоса G. Быстро усиливается линия CaI (4226. Линии TiO появляются в спектрах звёзд–карликов M0 и у гигантов класса K5.

 

Спектральная классификация звёзд служит хорошим примером взаимного обогащения разных направлений естественных наук, — наблюдательной астрономии, атомной физики и спектроскопии. Так, наблюдения звезды ζ Pupis, выполненные директором Гарвардской обсерватории Пикерингом, явились одним из важных подтверждений планетарной модели атома, предложенной Бором.

Пикеринг обнаружил последовательность линий, которая напоминала бальмеровскую серию атома водорода, но обладала удивительным по тем временам свойством. Для её объяснения необходимо было предположить, что номера верхних уровней n принимают полуцелые значения. В модели Бора серия Пикеринга получила естественное объяснение как набор переходов однократно ионизованного иона HeII 4 → n с нечётными значениями n. Переходы на чётные n практически совпадают с бальмеровскими линиями атома водорода.

Развитие спектроскопии, в свою очередь, стимулировало появление новой науки —«физической астрономии», в последствии получившей название «астрофизики». Сразу после публикации статьи Бунзена и Кирхгофа (1858), в которой были заложены основы спектрального анализа, в шестидесятых годах XIX века начались работы по спектральной классификации небесных объектов. В спектрах звёзд даже при визуальных наблюдениях было обнаружено множество линий, и перед астрономами встал трудный и важный вопрос: ионам и атомам каких химических элементов принадлежат наблюдаемые переходы?

Первые 30 лет астрономы отождествляли в звёздных спектрах только бальмеровскую серию водорода и резонансный дублет (Н и К) иона кальция. Происхождение остальных линий оставалось неизвестным. Так, все линии, кроме водородных, в спектрах горячих звёзд сначала называли «орионовыми» (От созвездия Ориона, в котором много горячих звёзд) и только в конце XIX века лабораторные измерения отождествили их с линиями атома гелия (Рамзай, 1898), а также ионов углерода, азота и кислорода.

В 1917г. Эггерт для условий в звёздных недрах применил разработанную ван'т Хоффом теорию равновесия химических реакций. Через год Саха воспользовался этой теорией для интерпретации звёздных спектров. Результаты оказались настолько впечатляющими, что формулу, описывающую ионизационное равновесие, астрономы назвали именем Саха. В неё входят два параметра: температура и плотность. Первый параметр даёт ключ для температурной классификации, второй — для классификации по светимости.

Существуют и другие факторы, которые могут повлиять на внешний вид спектра. К ним относятся, например, химический состав атмосферы, вращение, наличие второго компонента в двойной системе, газово-пылевая оболочка, мощный звёздный ветер, магнитное поле. Каждый из них может оказаться весьма важным в том или ином конкретном объекте и возникли целые разделы астрофизики, посвящённые их учёту. Но такие объекты весьма малочисленны, и вопросы спектральной классификации большинства звёзд успешно решаются при учёте только двух указанных выше факторов: температуры и светимости.

Исключение может составить вращение звёзд. Влияние вращения на вид спектра описывается параметром

где v — скорость вращения звезды, i — угол наклона оси вращения по отношению к наблюдателю. Вследствие эффекта Допплера линии становятся шире и мельче. Поэтому становится труднее найти линию на фоне непрерывного спектра, что приводит к ошибкам в определении относительных интенсивностей линий. Слабые линии вообще становятся невидимыми из-за низкого контраста. Кроме того, линии могут накладываться друг на друга,

образуя так называемые бленды, что также искажает их интенсивность. Всё это уменьшает надёжность классификации.

Негативный эффект даёт также слабое спектральное разрешение прибора. Оно также делает линии более широкими и менее глубокими, с теми же последствиями, что и вращение звезды. Последний недостаток присущ всем инструментам, предназначенным для массовых измерений: им необходима камера с широким полем зрения и призма с небольшим преломляющим углом. В результате на пластинке  получается много спектров небольших размеров, где трудно увидеть детали. Единственным выходом здесь является применение спектрографов с высокой дисперсией и уширением спектра поперёк дисперсии. В таком случае получаются спектры с хорошо прослеживаемыми деталями и значительно ослабленными шумами.

Вернёмся к двум основным параметрам спектральной классификации — температуре и светимости. Спектры горячих ОВ–звёзд определяются, главным образом, температурой. Но в классе А и более поздних становятся важными также и эффекты светимости. В предлагаемой работе мы ограничиваемся, главным образом, горячими звёздами: О, В и ранними подклассами А. Это позволяет нам сосредоточить внимание именно на температурном факторе.

Основными критериями классификации по температуре, как говорилось выше, являются относительные интенсивности спектральных линий. Конечно, распределение энергии  в частотах непрерывного спектра также несёт информацию о температуре звезды. Оно также используется в вопросах классификации, но как второстепенный, а не основной критерий в силу имеющих место искажений непрерывного спектра. Во-первых, распределение энергии в непрерывном спектре испытывает искажение в оптике телескопа и спектрографа в значительно большей степени, чем отношения интенсивностей линий. Во–вторых, излучение звёзд поглощается межзвёздной средой, причём в синей области сильнее, чем в красной. В результате распределение энергии далёких звёзд сдвигается к большим длинам волн, что фиктивно уменьшает наблюдаемое значение температуры. Непрерывный спектр дополнительно искажается во время прохождения сквозь земную атмосферу. Тем не менее, при осторожном использовании распределение энергии в непрерывном спектре даёт представление о температуре излучения.