Спектральные классы звёзд | это... Что такое Спектральные классы звёзд? (original) (raw)
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
- 1 Классы Анджело Секки
- 2 Основная (гарвардская) спектральная классификация
- 3 Йеркская классификация с учётом светимости (МКК)
- 4 Дополнительные спектральные классы
- 5 Характеристические особенности в классе
- 6 Мнемоника
- 7 Примечания
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 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]
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].
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 может 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 — экстремальные субкарлики
- g — гигант
- 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 791 день].
