Спектральная классификация звёзд: различия между версиями
[непроверенная версия] | [непроверенная версия] |
Arbnos (обсуждение | вклад) →Основная (гарвардская) спектральная классификация: дополнение, викификация |
|||
Строка 181: | Строка 181: | ||
== Характеристические особенности в классе == |
== Характеристические особенности в классе == |
||
У некоторых объектов |
У некоторых объектов могут наблюдаться дополнительные особенности в спектре. Чтобы указать на эти особенности к обозначению добавляют дополнительные префиксы и постфиксы. |
||
=== Добавочные индексы, стоящие перед обозначением спектра === |
=== Добавочные индексы, стоящие перед обозначением спектра === |
Версия от 08:15, 23 февраля 2015
Спектра́льные кла́ссы — классификация звёзд по спектру излучения, в первую очередь, по температуре фотосферы. Различия в спектрах звезд обусловливаются различием физических свойств их атмосфер, в основном, температуры и давления (определяющих степень ионизации атомов). Вид спектра зависит также от наличия магнитных и межатомных электрических полей, различий в химическом составе, вращения звезд и от других факторов.
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.
Классы Анджело Секки
В 1860—1870-х годах пионер звёздной спектроскопии Анджело Секки 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 II — жёлтые и оранжевые звёзды со слабыми линиями водорода, но с отчётливыми линиями 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[6][7].
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.
Класс | Температура, K |
Истинный цвет | Видимый цвет[8][9] | Масса, M☉ |
Радиус, R☉ |
Светимость, L☉ |
Линии водорода | Доля* в глав. послед., %[10] |
Доля*нa ветв. бел.к., %[10] |
Доля* гигантских, %[10] |
---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|
O | 30 000—60 000 | голубой | голубой | 60 | 15 | 1 400 000 | слабые | ~0,00003034 | - | - |
B | 10 000—30 000 | бело-голубой | бело-голубой и белый | 18 | 7 | 20 000 | средние | 0,1214 | 21,8750 | - |
A | 7500—10 000 | белый | белый | 3,1 | 2,1 | 80 | сильные | 0,6068 | 34,7222 | - |
F | 6000—7500 | жёлто-белый | белый | 1,7 | 1,3 | 6 | средние | 3,03398 | 17,3611 | 7,8740 |
G | 5000—6000 | жёлтый | жёлтый | 1,1 | 1,1 | 1,2 | слабые | 7,6456 | 17,3611 | 25,1969 |
K | 3500—5000 | оранжевый | желтовато-оранжевый | 0,8 | 0,9 | 0,4 | очень слабые | 12,1359 | 8,6806 | 62,9921 |
M | 2000—3500 | красный | оранжево-красный | 0,3 | 0,4 | 0,04 | очень слабые | 76,4563 | - | 3,9370 |
* Примечание к таблице: Данные вычислены по количеству звёзд с абсолютной звёздной величиной более +16 в окрестностях Солнца в 10000 пк3 (радиус 10,77 пк = 35,13 св. л.). Это позволяет воспроизвести приблизительную картину распределения звёзд по спектральным классам, хотя бы для звёзд на расстоянии от Галактического центра до Солнца. (Колонка Доля гигантских содержит Гигантов, Ярких гигантов и Сверхгигантов)[10]
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[11].
Звёзды М-класса не способны удержать большое количество планет[12].
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:
- Ia+ или 0 — гипергиганты
- I, Ia, Iab, Ib — сверхгиганты
- II, IIa, IIb — яркие гиганты
- III, IIIa, IIIab, IIIb — гиганты
- IV — субгиганты
- V, Va, Vb — карлики (звезды главной последовательности)
- VI — субкарлики
- VII — белые карлики
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.
Дополнительные спектральные классы
Выделяют также дополнительные спектральные классы для некоторых классов небесных тел:
- W — звёзды Вольфа — Райе, очень тяжёлые яркие звёзды с температурой порядка 70000 K и интенсивными эмиссионными линиями в спектрах.
- L — звёзды или коричневые карлики с температурой 1500—2000 K и соединениями металлов в атмосфере.
- T — метановые коричневые карлики с температурой 700—1500 K.
- Y — очень холодные (метано-аммиачные?) коричневые карлики с температурой ниже 700 K.
- C — углеродные звёзды, гиганты с повышенным содержанием углерода. Ранее относились к классам R и N.
- S — циркониевые звёзды
- D — белые карлики
- Q — новые звёзды
- P — планетарные туманности
Характеристические особенности в классе
У некоторых объектов могут наблюдаться дополнительные особенности в спектре. Чтобы указать на эти особенности к обозначению добавляют дополнительные префиксы и постфиксы.
Добавочные индексы, стоящие перед обозначением спектра
- d — карлик (звезда главной последовательности)
- esd — экстремальный субкарлик
- c — сверхгигант
- g — гигант
- sg — субгигант
- sd — субкарлик
- w или wd — белый карлик
Добавочные индексы, стоящие после обозначения спектра
- c — глубокие узкие линии
- comp — составной спектр
- con — отсутствуют видимые линии поглощения
- e — эмиссия (эмиссия водорода в O-звездах)
- em — эмиссия в линиях металлов
- ep — пекулярная эмиссия (линии, по своему характеру отличные от нормально соответствующих классу)
- er — явственно обращённые эмиссионные линии
- eq — эмиссия с поглощением на более коротких волнах
- ev — переменность относится только к эмиссионным линиям
- ew — эмиссии, типичные для звёзд класса W
- f, (f), ((f)) — эмиссия гелия и неона в O-звездах
- h — звёзды класса WR с эмиссионными линиями водорода
- ha — звёзды класса WR с эмиссионными линиями водорода как поглощения, так и излучения
- k — межзвёздные линии
- m — сильные линии металлов
- n — диффузные линии (широкие и размытые), обусловленные быстрым вращением
- neb — добавочный спектр туманности
- nn — очень размытые диффузные линии
- p — пекулярный спектр (имеются неправильности)
- pq — особенности напоминают спектр новой звезды
- s — резкие и узкие линии
- sh — наличие оболочки
- ss — очень узкие линии
- v или var — изменения в спектре (не обусловленные орбитальным движением и пульсацией)
- w или wk или wl — слабые линии
Мнемоника
Для запоминания основной последовательности гарвардской классификации существуют мнемонические формулы:
- на английском языке: Oh Be A Fine Girl, Kiss Me Right Now Sweetheart (здесь есть множество вариантов этой последовательности)
- на русском языке: Один Бритый Англичанин Финики Жевал Как Морковь;
- вариант, намекающий на Бориса Александровича Воронцова-Вельяминова: О, Борис Александрович Финики Жевал Как Морковь;
- модификация, включающая классы W, R, N, S: Вообразите: Один Бритый Англичанин Финики Жевал Как Морковь — Разве Не Смешно?;
- О, Борис Александрович! Физики Ждут Конца Мучений (имеется в виду также Борис Александрович Воронцов-Вельяминов).
- Также версия О. Н. Востряковой "ОБА Фраера Гуляют Как Могут.
- Версия Ш. Т. Хабибуллина: О Боже, АФГанистан. Куда Мы Несемся. Эта мнемоника родилась задолго до войны в Афганистане (1966—1967, а возможно и раньше)[источник не указан 5093 дня].
- Версия школьников из кружка "Твоя Вселенная" п. Солнечный Хабаровского края шк.№1 (руководитель Корнейчук Л.А.) - читать в обратном порядке: Морковь Кажется Жирафу Фруктом А Бегемоту Овощем !!!!
Примечания
- ↑ 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. (Дата обращения: 21 октября 2009)
- ↑ 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. (Дата обращения: 21 октября 2009)
- ↑ 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..
- ↑ J. B. Hearnshaw. — 1987. — P. 62—63.
- ↑ J. B. Hearnshaw. — 1987. — P. 60.
- ↑ 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.. (Дата обращения: 21 октября 2009)
- ↑ Stephen Gottesman. Classification of stellar spectra: Some history (англ.) (4 февраля 2004). Архивировано 24 августа 2011 года. (Дата обращения: 21 октября 2009)
- ↑ The Guinness book of astronomy facts & feats, Patrick Moore, 1992, 0-900424-76-1
- ↑ The Colour of Stars . Australia Telescope Outreach and Education (December 21 2004). Дата обращения: 26 сентября 2007. Архивировано 24 августа 2011 года. — Explains the reason for the difference in color perception.
- ↑ 1 2 3 4 LeDrew, G.; The Real Starry Sky, Journal of the Royal Astronomical Society of Canada, Vol. 95, No. 1 (whole No. 686, February 2001), pp. 32–33. Примечание: Таблица 2 содержит ошибку и для подсчёта звёзд главной последовательности, белых карликов и гигантских использовалось общее количество звёзд 824,00025 и 288 и 6,35 соответственно, а не 800 и 200 и 6,3 соответственно.
- ↑ Солнце // Физика космоса / под редакцией Р. А. Сюняева. — 2-е изд. — М.: Советская энциклопедия, 1986. — С. 37.
- ↑ «Кеплер» пополнил список двойников Земли
Литература
- Serikof. Звездные пары. — info-news, 2013. — P. 62—63. — 300 p. — ISBN 0-521-58570-8, ISBN 978-0-521-58570-5.. (Дата обращения: 21 октября 2009)