19.08.2016, 15:37:31
Войти Зарегистрироваться
Авторизация на сайте

Ваш логин:

Ваш пароль:

Забыли пароль?

Навигация
Новости
Бизнес план кредитного потребительского
Финансовый рынок нашей страны довольно развит, что в общем-то характерно для государств всего мира с развитыми или развивающимися экономики. Но потребности в финансовых услугах все равно, в значительной

Бизнес онлайн от сбербанка
Услуга Сбербанк бизнес онлайн от Сбербанка России – это новая, уникальная и, несомненно удобная возможность для предпринимателей и юридических лиц управлять своими счетами в банке, а также проводить необходимые

Архив новостей
Реклама
Календарь событий
Right Left

Спектральна класифікація зірок

Спектр а льная классифик ація зірок, поділ зірок на класи, встановлені по розбіжностям в їх спектрах (в першу чергу за відносними інтенсивностями спектральних ліній).

Після перших спроб С. к. З. у 2-й половині 19 ст. (Італійський астроном А. Секкі, німецький астроном Г. Фогель і ін.) Найбільш вдалою виявилася т. Н. Гарвардська класифікація, розроблена на рубежі 19 і 20 ст. американським астрономом Е. Кеннон. Основним критерієм у цій класифікації прийнята інтенсивність атомних спектральних ліній або молекулярних смуг; одночасно грубо враховується розподіл енергії в безперервному спектрі зірки. Гарвардська С. к. З., Заснована на емпіричних даних, є температурної класифікацією, що відбиває відмінності іонізаційних температур зоряних атмосфер і в деякій мірі можливі відмінності хімічного складу зірок.

Спектральні класи мають буквені позначення і розташовуються в послідовності:

, ,

відповідної зменшенням температури; відгалуження висловлюють відмінності хімічного складу. Переходи між класами безперервні, всередині класів вводяться десяткові підрозділи, наприклад В0, В1, В2, ..., В9, А0, ..., причому кожний наступний клас чи його підрозділ називається пізнішим по відношенню до попереднього. 99% всіх зірок належать до спектральних класів В - М. Зірки класів О, R, N, S рідкісні. Спектральні класи характеризуються такими ознаками.

Клас О (температура »50000-30000 К). До цього класу належать нечисленні вельми гарячі зірки з сильно розвиненим ультрафіолетовою ділянкою спектру. Характерні лінії іонізованого гелію. У більш пізніх підрозділах видно лінії нейтрального гелію, багаторазово іонізованих азоту, вуглецю, кремнію. Зустрічаються зірки з широкими емісійними смугами, джерелом яких є також нейтральні і іонізованниє атоми гелію і іонізованниє атоми азоту, вуглецю і кисню. Такі зірки називаються Вольфа - Райе зірками і позначають буквою W.

Клас В (t »30000-12000 К). Для спектрів зірок цього класу характерна наявність в них ліній нейтрального гелію і іонізованих кисню та азоту. Лінії водню добре помітні, починаючи з В0, і значно посилюються при переході до класу В9. Навпаки, лінії гелію до класу В9 послаблюються. Починаючи з спектрів В5, добре помітні лінії іонізованого кальцію (лінія К) і магнію (з довжиною хвилі l 4481 Клас В (t »30000-12000 К) ).

Клас А (t »11500-7700К). В спектрах переважають водневі лінії бальмеровской серії, що досягають найбільшої інтенсивності в класі А0, лінії гелію зникають. Наростають інтенсивності лінії До і лінії l 4481 Клас А (t »11500-7700К) , В класі А2 з'являється лінія нейтрального кальцію l 4227 , А в класі А5 - лінії нейтрального заліза.

Клас F (t »7600-6100 К). Водневі лінії все ще найбільш інтенсивні, але помітні також численні лінії металів - іонізованих і нейтральних. Дуже інтенсивні лінії Н і К іонізованого кальцію. Кілька ліній заліза і іонізованого титану на спектрограмах з малою дисперсією зливаються, утворюючи т. Н. смугу G (довжини хвиль від 4305 Клас F (t »7600-6100 К) до 4315 ).

Клас G (t »6000-5000К). Водневі лінії більш не виділяються серед потужних спектральних ліній металів і в спектрах G5 - G9 слабкіше деяких ліній заліза. Дуже інтенсивні лінії Н і К. До класу G2 належить Сонце.

Клас К (t »4900-3700 К). Лінії Н і К, лінія l 4227 Клас К (t »4900-3700 К) і смуга G досягають найбільшого розвитку. У класі К5 з'являються сліди смуг поглинання молекули окису титану. Безперервний спектр в найближчому ультрафіолетовій ділянці (за лінією К) практично відсутня.

Клас М (t »3600 - 2600 К). До цього класу належать червоні зірки з полосчатим спектром. Особливо виділяються смуги окису титану. З атомних ліній виділяється тільки лінія l 4227 Клас М (t »3600 - 2600 К) . Лінії Н і К майже не видно. Зустрічаються спектри М з однією або декількома водневими лініями бальмеровской серії у вигляді ліній випромінювання.

Клacc R (t »5000-4000 К). Спектри цього класу в багатьох рисах подібні з спектрами G5 - К5, але різко виділяються смуги поглинання молекул вуглецю і ціану. У зірок R5 фіолетова частина спектра з довжиною хвилі менше 4240 Клacc R (t »5000-4000 К) дуже слабка.

Клас N (t »3000-2000 К). Спостерігається подальше посилення смуг поглинання молекул вуглецю і ціану, різко обмежених з червоною сторони. Безперервний спектр з довжиною хвилі менше 4400 Клас N (t »3000-2000 К) дуже слабкий, чим і пояснюється червоний колір цих зірок. Зірки класів R і N часто називають вуглецевими і скорочено позначаються як С-зірки.

Клас S (t »3000-2000 К). Зірки цього класу з розподілу енергії в безперервному спектрі подібні з зірками спектральних класів М і N, але відрізняються від них присутністю смуг окису цирконію, а також менш помітних смуг окису ітрію і окису лантану - елементів, дуже рідкісних на Землі. Водневі лінії спостерігаються часто в формі випромінювання, як в класі М. В класах R, N і S також присутні смуги окису титану.

Невелика кількість зірок мають спектри, що не укладаються в описану послідовність або мають ту чи іншу особливість; це зазначається або буквою р, або, більш точно, буквами: е - в разі наявності емісійних ліній, особливо часто зустрічаються в спектрах В і М (наприклад, В2е); n - при сильно розмитих лініях (наприклад, A0n); s - при різких лініях (наприклад, A3s): с - при особливо тонких і глибоких лініях поглинання (наприклад, Са2); k - в разі присутності в спектрі добре помітних ліній міжзоряного кальцію (наприклад, B0k).

Часто спостерігаються зміни спектрального класу у зірок. Так, в спектрах зірок класу В нерідко то з'являються, то знову зникають емісійні лінії (характеристика е). Зміни блиску фізичних змінних зірок супроводжуються змінами їх спектрального класу. Дуже складні перетворення відчувають спектри нових зірок після досягнення ними максимуму блиску. спектри газових планетарних туманностей , Мають лінії випромінювання без безперервного спектра, позначаються літерою Р. Зустрічаються складні спектри, в яких змішуються характеристики двох і навіть трьох спектральних класів. Їх позначають, наприклад, так: G0A2 або G0 + A2.Часто ці спектри належать тісним подвійним зіркам.

Застосування більш точних, в тому числі спектрофотометрических, методів дозволило розрізняти всередині кожного спектрального класу зірки великої чи малої світності. Виявилося, що тонкими глибокими спектральними лініями поглинання (характеристика с) мають зірки-надгіганти. У зірок-гігантів внаслідок низького газового тиску в атмосферах іонізація полегшена в порівнянні з зірками-карликами, в результаті чого при тій же температурі у перших лінії іонізованих атомів посилені в порівнянні з лініями нейтральних атомів, а у других - ослаблені. Водневі лінії бальмеровской серії, дуже чутливі до так званого Штарка ефекту , Сильно розширені в спектрах зірок-карликів (внаслідок великої щільності електронів в атмосферах) і, навпаки, вельми тонкі в спектрах зірок-гігантів. Ці та деякі ін. Критерії привели до можливості спочатку грубо розрізняти спектри зірок-гігантів і зірок-карликів (літери g і d, що стоять перед літерою, що позначає спектральний клас), а згодом визначати і абсолютну зоряну величину зірок по їх спектру. Остання обставина відкрило шляху до визначення спектральних паралаксів зірок і зробило можливою двовимірну С. к. з., в якій зірки поділяються не лише за своїми температур, а й за абсолютними зоряних величинах. Найбільш детально двовимірна класифікація розроблена на Йерксской обсерваторії (США) в 1940-1943. У двовимірної класифікації поряд зі старим буквеним позначенням С. к. З. вказується римською цифрою клас світності за наступною схемою: I а - найяскравіші зірки-надгіганти, Ib - менш яскраві зірки-надгіганти, II - яскраві зірки-гіганти, III - нормальні зірки-гіганти, IV - зірки-субгіганти, V - зірки головної послідовності . Зрідка вживаються ще VI і VII для характеристики спектрів субкарликов (Sd) і білих карликів (Wd) відповідно. Встановлення спектрального класу зірки в двовимірної класифікації дає широку характеристику фізичних властивостей її поверхневих шарів; на підставі цих даних теоретичним шляхом можна встановити характеристики зірки в цілому, включаючи її внутрішні області. Двовимірна класифікація спектрів зірок має багато переваг порівняно з одновимірної, але її поширення на слабкі зірки, спектри яких фотографуються зазвичай за допомогою об'єктивної призми, важко. На Кримській і Абастуманській обсерваторіях (СРСР) розроблені критерії двовимірної класифікації слабких зірок.

Літ .: Курс астрофізики і зоряної астрономії, під ред. А. А. Михайлова, 3 вид., Т. 1, М., 1973, гл. 18; Cannon AJ and Picketing Е. C., The Henry Draper catalogue, [v.] 1-9, Camb. (Mass.), 1918-1924 (Annals of the Astronomical observatory of Harvard college, v. 91-99); Morgan WW, Keenan PC and Кellman Е., An atlas of stellar spectra with an outline of spectral classification, Chi., 1943.

Д. Я. Мартинов.

Спектральні класи зірок G0 - M6e.

Спектральні класи зірок Oa - F5.