- Спектральный класс
-
Спектральный класс
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
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]
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,
KИстинный 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 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]
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:
- I — сверхгиганты
- II — яркие гиганты
- III — гиганты
- IV — субгиганты
- V — 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 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
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.
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. (Проверено 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. (Проверено 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. (Проверено 21 октября 2009)
- ↑ Stephen Gottesman. Classification of stellar spectra: Some history (англ.) (4 February 2004). (Проверено 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). Проверено 26 сентября 2007. — Explains the reason for the difference in color perception.
- ↑ Солнце // Физика космоса / под редакцией Р. А. Сюняева. — 2-е изд. — М.: Советская энциклопедия, 1986. — С. 37.
- 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.
Wikimedia Foundation. 2010.