Спектральная классификация звезд

Спектральная классификация звезд - способ классификации звезд в астрономии на основании анализа их спектральных характеристик. В общем, спектральный класс определенной звезды предоставляет информацию о физических условиях в ее атмосфере, где формируется спектр звезды. Физические условия включают давление излучения, поверхностную гравитацию, эффективную температуру и скорость осевого вращения, определяющих распределение потока излучения за длиной волны и определяют состояние ионизации и возбуждения энергетических уровней химических элементов, линии которых дают основной вклад в спектра звезды.

Применяя спектрограф, поток излучения от звезды раскладывают в спектр с помощью дифракционной решетки или Эшель и измеряют с помощью ПЗС матрицы. Спектр звезды зависимости от физических условий может иметь как линии поглощения, так и эмиссионные линии, соответствующие разрешенным переходам между возбужденными энергетическими уровнями атомов и их ионов. Из анализа этих спектральных линий можно получить данные о содержания атомов и ионов химических элементов, эффективной температуры, поверхностной гравитации и др.. Поэтому наличие или отсутствие определенных спектральных линий сразу дает информацию о приблизительной эффективной температуры, что положено в основу спектральной классификации звезд. Известно, что максимум потока излучения от звезды локализуется в определенном диапазоне длин волн, который зависит от эффективной температуры ( закон смещения Вина). Соответственно, звезды разных спектральных классов имеют разную эффективную температуру и различный цвет: от ярко-голубого (горячие звезды с T eff = 60000-50000 ? К) до темно-красного (холодные звезды с T eff = 3000-1000 ? К).



1. Гарвадской спектральная классификация

Гарвадской спектральная классификация является одномерной и базируется только на эффективной температуре зрение, которая может принимать значения от 2000 ? K до 40000 ? K. Поэтому каждый класс указывает на звезды с соответствующей определенной эффективной температурой. (См. таблицу ниже).

Класс Температура [1]
( ? K)
Соответствующий
стандартный цвет
Видимый цвет [2] [3] [4] Масса [1]
солнечных массах)
Радиус [1]
радиусах Солнца)
Яркость [1]
(Болометрична)
Линии водорода Доля от всех
звезд главной последовательности [5]
O ≥ 33,000 K синий синий ≥ 16 M ≥ 6.6 R ≥ 30,000 L Слабые ~ 0.00003%
B 10,000-30,000 K от синего до бело-голубого бело-голубой 2.1-16 M 1.8-6.6 R 25-30,000 L Средние 0.13%
A 7,500-10,000 K белый от бело-голубого до белого 1.4-2.1 M 1.4-1.8 R 5-25 L Сильные 0.6%
F 6,000-7,500 K бело-желтоватый белый 1.04-1.4 M 1.15-1.4 R 1.5-5 L Средние 3%
G 5,200-6,000 K желтый желто-белый 0.8-1.04 M 0.96-1.15 R 0.6-1.5 L Слабые 7.6%
K 3,700-5,200 K оранжевый желто-оранжевый 0.45-0.8 M 0.7-0.96 R 0.08-0.6 L Очень слабые 12.1%
M ≤ 3,700 K красный оранжево-красный ≤ 0.45 M ≤ 0.7 R ≤ 0.08 L Очень слабые 76.45%

Классификация предусматривает также отдельные классы для новых звезд и планетарных туманностей, но на практике их не применяют [6].


2. Спектральная классификация Моргана-Кинана

Спектральная классификация Моргана-Кинана

Сейчас для обозначения спектральной классификации звезд последовательно применяют латинские буквы O, B, A, F, G, K, M, R и N, где класс O соответствует горячим звездам, а классы M, R и N - холодным звездам. Чтобы легче запомнить эту последовательность иногда используют английский фразу "O Be A Fine Girl, Kiss Me Right Now". Для точной классификации в пределах одного класса в современной системе Морган-Кинана вместе с буквами для обозначения подклассов используют арабские цифры от 0 до 9. Например: ... O8, O9, B0, B1, ... , B8, B9, A0, A1, ..., где подклассы B0, B1 соответствуют горячее звездам, а подклассы B8, B9 - холодным звездам спектрального класса B. Некоторые подклассы используются достаточно редко. Для холодных звезд наиболее употребляемыми подклассам является G0, G2, G5, G8, K0, K1, K2, K4, K5, M0, M2, M3, M4, M5, M6, M7 и M8. В то же время случаи применения промежуточных подклассов, например O9.5 и B2.5 [7].

Obafgkm noao big.jpg

Другим направлением классификации в системе Морган-Кинана является распределение по классу светимости звезд с использованием латинских цифр I, II, III, IV и V, которые соответствуют определенной ширине и форме спектральных линий поглощения в спектрах звезд. Было обнаружено, что эти характеристики зависят от поверхностной гравитации, а значит, от массы и размеров звезды.

По светимости звезды разделены на следующие классы:

Обозначение Класс светимости
0 (или Ia +) Гипергиганты
Ia Яркие сверхгиганты
Ib Сверхгиганты
II Яркие гиганты
III Гиганты
IV Субгиганты
V Нормальные карлики или звезды главной последовательности
VI Субкарлики
VI Белые карлики

Например, наше Солнце принадлежит к спектральному классу G2V и соответственно является звездой главной последовательности. Яркая звезда северного полушария неба, Сириус, имеет спектральный класс A1V и соответственно является белой звездой главной последовательности.


3. См.также

Portal.svg
В Википедии есть портал

Источники

  1. а б в г Таблица VII, VIII, Эмпирические болометрични поправки для звезд главной последовательности, GMHJ Habets and JRW Heinze, Astronomy and Astrophysics Supplement Series 46 (November 1981), pp. 193-237, Bibcode: 1981A & AS ... 46 .. 193H. Светимость звезды определяют с помощью ее значение M bol, считая что M bol (☉) = 4.75.
  2. The Guinness book of astronomy facts & feats, Patrick Moore, 1992, 0-900424-76-1
  3. "Цвета зрение". Australia Telescope Outreach and Education. 2004-12-21 . http://outreach.atnf.csiro.au/education/senior/astrophysics/photometry_colour.html . Проверено 2007-09-26 . - Объясняет причины различного восприятия цветов.
  4. Какого цвета звезды?, Mitchell Charity. Accessed online March 19, 2008.
  5. 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. Note: Table 2 has an error and so this article will use 824 as the assumed correct total of main sequence stars
  6. Гарвардская классификация / / Астрономический энциклопедический словарь / Под общей редакцией И. А. Климишина и А. А. Корсунь. - Львов: ЛНУ-ГАО НАНУ, 2003. - С. 100-101. - ISBN 966-613-263-X, УДК 52 (031)
  7. David.F. Gray "The observation and analysis of stellar photospheres", Cambridge University Press 2005, p.533