Спектральные классы звёзд

метки: Спектр, Классификация, Звезда, Спектральный, Класс, Линия, Дополнительный, Металл

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.

1. 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 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] .

Спектрально двойные звезды

... периодическое раздвоение спектральных линий. Эффект Доплера позволяет объяснить раздвоение линий тем, что мы видим суммарный спектр, получающийся от наложения спектров звёзд, которые движутся ... целым столетием или даже больше. Двойные звезды, которые возможно увидеть раздельно, называются видимыми двойными. Открытие двойных звезд Как правило, двойные звезды на небе обнаруживаются визуально (первая ...

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]} .

2. 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	средне	0,1214	21,8750	—
A	7500—10 000	белый	белый	3,1	2,1	80	сильны	0,6068	34,7222	—
F	6000—7500	жёлто-белый	белый	1,7	1,3	6	средне	3,03398	17,3611	7,8740
G	5000—6000	жёлтый	жёлтый	1,1	1,1	1,2	слабы	7,6456	17,3611	25,1969
K	3500—5000	оранжевый	желтовато-оранжевый	0,8	0,9	0,4	очень слабы	12,1359	8,6806	62,9921
M	2000—3500	красный	оранжево-красный	0,3	0,4	0,04	очень слабы	76,4563	—	3,9370

Примечание к таблице:

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] .

3. 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 .

4. 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

5. 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.

5.1. Добавочными индексы, стоящие перед обозначением спектра

• d — карлик (звезда главной последовательности)
• esd — экстремальные субкарлики
• g — гигант
• sd — субкарлик
• w или wd — белый карлик

5.2. Добавочными 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

6. Мнемоника

Для запоминания основной последовательности гарвардской классификации существуют мнемонические формулы:

• на английском языке: O h B e A F ine G irl, K iss M e R ight N ow S weetheart (здесь есть множество вариантов этой последовательности)
• на русском языке: О дин Б ритый А нгличанин Ф иники Ж евал К ак М орковь ;
• вариант, намекающий на Бориса Александровича Воронцова-Вельяминова: О , Б орис А лександрович Ф иники Ж евал К ак М орковь ;
• модификация, включающая классы W, R, N, S: В ообразите: О дин Б ритый А нгличанин Ф иники Ж евал К ак М орковь — Р азве Н е С мешно? ;
• О , Б орис А лександрович! Ф изики Ж дут К онца М учений (имеется в виду также Борис Александрович Воронцов-Вельяминов).

• Также версия О. Н. Востряковой «ОБА Ф раера Г уляют К ак М огут.
• Версия Ш. Т. Хабибуллина: О Б оже, АФГ анистан. К уда М ы Н есемся. Эта мнемоника родилась задолго до войны в Афганистане (1966—1967, а возможно и раньше).

Примечания

1. Pietro Angelo Secchi . Analyse spectrale de la lumière de quelques étoiles, et nouvelles observations sur les taches solaires — gallica.bnf.fr/ark:/12148/bpt6k30204/f364.table (фр.) // Comptes rendus hebdomadaires des séances de l’Académie des sciences . — Juillet—Décembre 1866 . — Vol. 63. — P. 364—368.
2. Pietro Angelo Secchi . Nouvelles recherches sur l’analrse spectrale de la lumière des étoiles — gallica.bnf.fr/ark:/12148/bpt6k30204/f623.table (фр.) // Comptes rendus hebdomadaires des séances de l’Académie des sciences . — Juillet—Décembre 1866 . — Vol. 63. — P. 621—628.
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 — books.google.com/books?id=4fNhk7m2MGYC. — Cambridge University Press , 1997. — P. 62—63. — 300 p. — ISBN 0-521-58570-8, ISBN 978-0-521-58570-5 .
7. Stephen Gottesman . Classification of stellar spectra: Some history — www.astro.ufl.edu/~gott/AST1002/Additional_Notes/Add_notes.week5 (англ.) (4 February 2004 ).
8. The Guinness book of astronomy facts & feats, Patrick Moore, 1992, 0-900424-76-1
9. The Colour of Stars — outreach.atnf.csiro.au/education/senior/astrophysics/photometry_colour.html . Australia Telescope Outreach and Education (December 21 2004). — Explains the reason for the difference in color perception.
10. ↑ ^{1 2 3 4} LeDrew, G.; The Real Starry Sky — adsabs.harvard.edu/abs/2001JRASC..95…32L , 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 — www.astronet.ru/db/msg/1188617 / под редакцией Р. А. Сюняева. — 2-е изд. — М .: Советская энциклопедия, 1986. — С. 37.

Данный реферат составлен на основе .