Спектральный класс

Материал из Википедии — свободной энциклопедии

Перейти к: навигация, поиск
Спектральная классификация Моргана-Кинана

Спектра́льные кла́ссы — классификация звёзд по спектру излучения, в первую очередь, по температуре фотосферы.

В начальном приближении, сплошной спектр излучения звезды близок к излучению абсолютно чёрного тела с температурой, равной температуре её фотосферы, которую можно оценить по закону смещения Вина, но для удалённых звёзд этот метод неприменим из-за неравномерного поглощения света различных участков спектра межзвёздной средой. Более точным методом является оптическая спектроскопия, позволяющая наблюдать в спектрах звёзд линии поглощения, имеющие различную интенсивность в зависимости от температуры и типа звезды. Для некоторых типов звёзд в спектрах наблюдаются и линии испускания.

Содержание

[править] Классы Анджело Секки

В 1860—1870-х годах пионер звёздной спектроскопии Анджело Секки (итал. Pietro Angelo Secchi) создал первую классификацию звёздных спектров. В 1866 году он разбил наблюдаемые спектры звёзд на три класса в порядке убывания температуры поверхности звезды и соответствующего изменения цвета.[1][2][3] В 1868 году Секки открыл углеродные звёзды, которые выделил в отдельную четвёртую группу.[4] А в 1877 году он добавил пятый класс.[5]

  • Класс I — белые и голубые звезды с широкими линиями поглощения водорода в спектре, такие, как Вега и Альтаир; включает в себя современные класс A и начало класса F.
    • Класс I, подтип Ориона — звёзды класса I с узкими линиями в спектре вместо широких полос, такие, как Ригель и γ Ориона; соответствует началу современного класса B.
  • Класс II — жёлтые и оранжевые звёзды со слабыми линями водорода, но с отчётливыми линями металлов, такие, как Солнце, Арктур и Капелла; включает в себя современные классы G и К, а также конец класса F.
  • Класс III — оранжевые и красные звёзды, в спектре которых линии образуют полосы, темнеющие в сторону синего, такие, как Бетельгейзе и Антарес; соответствует современному классу М.
  • Класс IV — красные звёзды с сильными полосами и линиями углерода, углеродные звёзды.
  • Класс V — звёзды с эмиссионными линиями, такие, как γ Кассиопеи и β Лиры.

Позднее Эдуард Пикеринг изменил определение класса V, разделив его на горячие звёзды с эмиссионные линиями гелия, углерода и азота (звёзды Вольфа — Райе) и планетарные туманности.[6]

Предложенное Секки деление спектров было общепринятым вплоть до конца 1890-х годов, когда постепенно к середине XX века было заменено Гарвардской классификацией, которая описывается ниже.[7][6]

[править] Основная (гарвардская) спектральная классификация

Современная (гарвардская) спектральная классификация звёзд, разработанная в Гарвардской обсерватории в 1890—1924 годах является температурной классификацией, основанной на виде и относительной интенсивности линий поглощения и испускания спектров звёзд.

Основная (гарвардская) спектральная классификация звёзд
Класс Температура,
K		 Истинный цвет Видимый цвет[8][9] Масса,
M☉		 Радиус,
R☉		 Светимость,
L☉		 Линии водорода Доля в глав. послед.,
%
O 30 000—60 000 голубой голубой 60 15 1 400 000 слабые ~0,00003
B 10 000—30 000 бело-голубой бело-голубой и белый 18 7 20 000 средне 0,13
A 7500—10 000 белый белый 3,1 2,1 80 сильны 0,6
F 6000—7500 жёлто-белый белый 1,7 1,3 6 средне 3
G 5000—6000 жёлтый жёлтый 1,1 1,1 1,2 слабы 8
K 3500—5000 оранжевый желтовато-оранжевый 0,8 0,9 0,4 очень слабы 13
M 2000—3500 красный оранжево-красный 0,3 0,4 0,04 очень слабы > 78
Диаграмма спектральный класс—светимость (диаграмма Герцшпрунга — Рассела)

Внутри класса звёзды делятся на подклассы от 0 (самые горячие) до 9 (самые холодные). Солнце имеет спектральный класс G2 и эквивалентную температуру фотосферы 5780 K. [10]

[править] Йеркская классификация с учётом светимости (МКК)

Дополнительным фактором, влияющим на вид спектра, является плотность внешних слоёв звезды, зависящая, в свою очередь от её массы и плотности, то есть, в конечном итоге, от светимости. Особенно сильно зависят от светимости SrII, BaII, FeII, TiII, что приводит к различию в спектрах звёзд-гигантов и карликов одинаковых гарвардских спектральных классов.

Зависимость вида спектра от светимости отражена в более новой йеркской классификации, разработанной в Йеркской обсерватории (Yerkes Observatory) У. Морганом, Ф. Кинаном и Э. Келман, называемой также МКК по инициалам её авторов.

В соответствии с этой классификацией звезде приписывают гарвардский спектральный класс и класс светимости:

Таким образом, если гарвардская классификация определяет абсциссу диаграммы Герцшпрунга — Рассела, то йеркская — положение звезды на этой диаграмме. Дополнительным преимуществом йеркской классификации является возможность по виду спектра звезды оценить её светимость и, соответственно, по видимой величине — расстояние (метод спектрального параллакса).

Солнце, будучи жёлтым карликом, имеет йеркский спектральный класс G2V.

[править] Дополнительные спектральные классы

Выделяют также дополнительные спектральные классы для некоторых классов небесных тел:

[править] Характеристические особенности в классе

У некоторых объектов может наблюдаться дополнительные особенности в спектре. Чтобы указать на эти особенности к обозначению добавляют дополнительные префиксы и постфиксы.

  • c — глубокие узкие линии
  • d — карлик (звезда главной последовательности)
  • e — эмиссия (эмиссия водорода в O-звездах)
  • em — эмиссия в линиях металлов
  • ep — пекулярная эмиссия
  • eq — эмиссия с поглощением на более коротких волнах
  • f — эмиссия гелия и неона в O-звездах
  • g — гигант
  • k — межзвездные линии
  • m — сильные линии металлов
  • n — диффузные линии
  • nn — очень размытые диффузные линии
  • p — пекулярный спектр
  • s — резкие линии
  • sd — субкарлик
  • wd — белый карлик
  • wk — слабые линии

[править] Мнемоника

Для запоминания основной последовательности гарвардской классификации существуют мнемонические формулы:

[править] Примечания

  1. ↑ Pietro Angelo Secchi. Analyse spectrale de la lumière de quelques étoiles, et nouvelles observations sur les taches solaires (фр.) // Comptes rendus hebdomadaires des séances de l’Académie des sciences. — Juillet—Décembre 1866. — Vol. 63. — P. 364—368. (Проверено 21 октября 2009)
  2. ↑ Pietro Angelo Secchi. Nouvelles recherches sur l'analrse spectrale de la lumière des étoiles (фр.) // Comptes rendus hebdomadaires des séances de l’Académie des sciences. — Juillet—Décembre 1866. — Vol. 63. — P. 621—628. (Проверено 21 октября 2009)
  3. ↑ J. B. Hearnshaw. The analysis of starlight: One hundred and fifty years of astronomical spectroscopy. — Cambridge University Press, 1987. — P. 62—63. — 546 p. — ISBN 0-521-25548-1, ISBN 978-0-521-25548-6.
  4. ↑ J. B. Hearnshaw. — 1987. — P. 62—63.
  5. ↑ J. B. Hearnshaw. — 1987. — P. 60.
  6. ↑ 1 2 James B. Kaler. Stars and their spectra: an introduction to the spectral sequence. — Cambridge University Press, 1997. — P. 62—63. — 300 p. — ISBN 0-521-58570-8, ISBN 978-0-521-58570-5. (Проверено 21 октября 2009)
  7. ↑ Stephen Gottesman. Classification of stellar spectra: Some history (англ.) (4 February 2004). (Проверено 21 октября 2009)
  8. ↑ The Guinness book of astronomy facts & feats, Patrick Moore, 1992, 0-900424-76-1
  9. ↑ The Colour of Stars. Australia Telescope Outreach and Education (December 21 2004). Проверено 26 сентября 2007. — Explains the reason for the difference in color perception.
  10. ↑ Солнце // Физика космоса / под редакцией Р. А. Сюняева. — 2-е изд. — М.: Советская энциклопедия, 1986. — С. 37.



Сатурн Это незавершённая статья по астрономии. Вы можете помочь проекту, исправив и дополнив её.

Источник — «http://ru.wikipedia.org/wiki/%D0%A1%D0%BF%D0%B5%D0%BA%D1%82%D1%80%D0%B0%D0%BB%D1%8C%D0%BD%D1%8B%D0%B9_%D0%BA%D0%BB%D0%B0%D1%81%D1%81»