Спектральная классификация звёзд: различия между версиями

Материал из Википедии — свободной энциклопедии
Перейти к навигации Перейти к поиску
Интерактивная навигация по истории
[отпатрулированная версия][непроверенная версия]
← Предыдущая правкаСледующая правка →
Содержимое удалено Содержимое добавлено
ВизуальныйВики-текст
м Удаление устаревших шаблонов Link FA, Link GA и Link FL
Нет описания правки
Строка 27: Строка 27:
! style="width: 10%;" | Температура, <br />K
! style="width: 10%;" | Температура, <br />K
! style="width: 15%;" abbr="color" | Истинный цвет
! style="width: 15%;" abbr="color" | Истинный цвет
!
! style="width: 15%;" abbr="color" | Видимый цвет<ref name="möre">The Guinness book of astronomy facts & feats, Patrick Moore, 1992, 0-900424-76-1</ref><ref>{{cite web
! style="width: 15%;" abbr="color" | Видимый цвет<ref name="möre">The Guinness book of astronomy facts & feats, Patrick Moore, 1992, 0-900424-76-1</ref><ref>{{cite web
| date = December 21 2004
| date = December 21 2004
| url = http://outreach.atnf.csiro.au/education/senior/astrophysics/photometry_colour.html
| url = http://outreach.atnf.csiro.au/education/senior/astrophysics/photometry_colour.html
Строка 47: Строка 48:
| 30 000—60 000
| 30 000—60 000
| style="background: #9aafff;" | голубой
| style="background: #9aafff;" | голубой
|
| style="background: #aabfff;" | голубой
| style="background: #aabfff;" | голубой
| 60
| 60
| 15
| 15
Строка 59: Строка 61:
| 10 000—30 000
| 10 000—30 000
| style="background: #cad7ff;" | бело-голубой
| style="background: #cad7ff;" | бело-голубой
|
| style="background: #cad7ff;" | бело-голубой и белый
| style="background: #cad7ff;" | бело-голубой и белый
| 18
| 18
| 7
| 7
Строка 71: Строка 74:
| 7500—10 000
| 7500—10 000
| style="background: #f8f7ff;" | белый
| style="background: #f8f7ff;" | белый
|
| style="background: #f8f7ff;" | белый
| style="background: #f8f7ff;" | белый
| 3,1
| 3,1
| 2,1
| 2,1
Строка 83: Строка 87:
| 6000—7500
| 6000—7500
| style="background: #fff4ea;" | жёлто-белый
| style="background: #fff4ea;" | жёлто-белый
|
| style="background: #f8f7ff;" | белый
| style="background: #f8f7ff;" | белый
| 1,7
| 1,7
| 1,3
| 1,3
Строка 95: Строка 100:
| 5000—6000
| 5000—6000
| style="background: #fff2a1;" | жёлтый
| style="background: #fff2a1;" | жёлтый
|
| style="background: #fff2a1;" | жёлтый
| style="background: #fff2a1;" | жёлтый
| 1,1
| 1,1
| 1,1
| 1,1
Строка 107: Строка 113:
| 3500—5000
| 3500—5000
| style="background: #ffc46f;" | оранжевый
| style="background: #ffc46f;" | оранжевый
|
| style="background: #ffe46f;" | желтовато-оранжевый
| style="background: #ffe46f;" | желтовато-оранжевый
| 0,8
| 0,8
| 0,9
| 0,9
Строка 119: Строка 126:
| 2000—3500
| 2000—3500
| style="background: #ff6060;" | красный
| style="background: #ff6060;" | красный
|
| style="background: #ffa040;" | оранжево-красный
| style="background: #ffa040;" | оранжево-красный
| 0,3
| 0,3
| 0,4
| 0,4

Версия от 14:16, 24 августа 2015

Спектральная классификация Моргана-Кинана

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 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 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.

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.,
%[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]

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[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:

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:

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

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 4953 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

  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.  (Дата обращения: 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.  (Дата обращения: 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..  (Дата обращения: 21 октября 2009)
  7. ↑ Stephen Gottesman. Classification of stellar spectra: Some history (англ.) (4 февраля 2004). Архивировано 24 августа 2011 года.  (Дата обращения: 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). Дата обращения: 26 сентября 2007. Архивировано 24 августа 2011 года. — Explains the reason for the difference in color perception.
  10. ↑ 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.
  11. ↑ Солнце // Физика космоса / под редакцией Р. А. Сюняева. — 2-е изд. — М.: Советская энциклопедия, 1986. — С. 37.
  12. ↑ «Кеплер» пополнил список двойников Земли

Литература

Источник — https://ru.wikipedia.org/w/index.php?title=Спектральная_классификация_звёзд&oldid=72924444