Interested Article - Спектральная классификация звёзд

Звёзды различных спектральных классов

Спектральная классификация звёзд — классификация звёзд по особенностям их спектров . Спектры звёзд сильно различаются, хотя в большинстве своём являются непрерывными с линиями поглощения . Современная спектральная классификация является двухпараметрической: вид спектра, зависящий в первую очередь от температуры, описывается спектральным классом, а светимость звезды описывается классом светимости . Также классификация может учитывать дополнительные особенности спектра.

Основные спектральные классы звёзд в порядке уменьшения температуры, от более голубых к более красным — O , B , A , F , G , K , M . Большинство звёзд, в том числе и Солнце , относится к этим спектральным классам, но существуют и другие классы: например, L, T, Y для коричневых карликов или C, S для углеродных и циркониевых звёзд . Основные спектральные классы делятся на подклассы, обозначаемые цифрой после обозначения класса, от 0 до 9 (кроме O, подклассы которого — от 2 до 9) в порядке понижения температуры. Классы звёзд более высоких температур условно называют ранними, более низких температур — поздними.

Звёзды одного спектрального класса могут иметь разные светимости. При этом спектральные классы и светимости распределены не случайным образом: между ними есть определённая связь, и на диаграмме спектральный класс — абсолютная звёздная величина звёзды группируются в отдельных областях, каждой из которых и соответствует класс светимости. Классы светимости обозначаются римскими цифрами от I до VII, от более ярких к более тусклым. Светимость звезды оказывает некоторое влияние на вид её спектра, так что между спектрами звёзд одного спектрального класса и разных классов светимости есть различия.

Спектральные особенности, которые не вписываются в данную классификацию, принято обозначать дополнительными символами. Например, наличие эмиссионных линий обозначается буквой e, а пекулярные спектры обозначаются буквой p.

Развитие спектроскопии в XIX веке дало возможность классифицировать спектры звёзд. В 1860-х годах одну из первых классификаций, которая использовалась до конца XIX века, разработал Анджело Секки . На рубеже XIX и XX веков астрономами Гарвардской обсерватории была создана Гарвардская классификация, в которой спектральные классы приобрели близкий к современному вид, а в 1943 году была создана Йеркская классификация, в которой появились классы светимости и которая с некоторыми изменениями используется до сих пор. Доработка этой системы продолжалась как в результате открытия новых объектов, так и благодаря увеличению точности спектральных наблюдений.

Спектры звёзд

Спектр звезды класса A0V. Пунктирами обозначены спектры абсолютно чёрных тел с температурой 9500 K и 15000 K

Спектры звёзд играют очень важную роль при изучении многих их характеристик. Спектры большинства звёзд являются непрерывными с наложенными на них линиями поглощения , но у некоторых звёзд в спектрах бывают эмиссионные линии .

Очень упрощённо можно рассматривать поверхность звезды как источник непрерывного спектра, а атмосферу — как источник линий, но в реальности между ними нет чёткой границы. В качестве простой модели звезды можно взять излучение абсолютно чёрного тела , спектр которого описывается законом Планка , и, хотя зачастую они оказываются совсем непохожими, для звёзд широко используется понятие эффективной температуры — температуры, которую должно иметь абсолютно чёрное тело тех же размеров, что и звезда, чтобы иметь такую же светимость .

При этом оказывается, что спектры звёзд очень сильно различаются. В спектре могут доминировать короткие или длинные волны, что влияет на цвет звезды. Спектральные линии же могут быть немногочисленными, а могут, наоборот, заполнять большую часть спектра .

Современная классификация

Современная спектральная классификация учитывает два параметра. Первый — это собственно спектральный класс, который описывает вид спектра и линий в нём и зависит в основном от температуры звезды . Второй параметр зависит от светимости звезды, и, соответственно, называется классом светимости : у звёзд одного спектрального класса могут значительно отличаться светимости, причём детали спектра в таких случаях также различаются. Кроме того, при наличии особенностей в спектре звезды, например, эмиссионных линий, могут использоваться дополнительные обозначения . В классификации учитываются параметры и особенности спектра не только в оптическом диапазоне , но и в инфракрасном и ультрафиолетовом . Обычно на практике для определения класса той или иной звезды её спектр сравнивают с хорошо известными спектрами определённых звёзд-стандартов .

Описанная система называется Йеркской классификацией по названию Йеркской обсерватории , где она была разработана, или системой Моргана Кинана по фамилиям разработавших её астрономов . В этой системе класс Солнца , имеющего спектральный класс G2 и класс светимости V, записывается как G2V .

Спектральные классы

Спектры звёзд различных классов
Эквивалентная ширина некоторых спектральных линий в звёздах как функция спектрального класса или температуры

Подавляющее большинство звёзд может быть отнесено к одному из основных классов: O, B, A, F, G, K, M. В таком порядке эти классы образуют непрерывную последовательность по уменьшению эффективной температуры звезды и по цвету — от голубых к красным .

Каждый из этих классов, в свою очередь, делится на подклассы от 0 до 9 в порядке уменьшения температуры . Обозначение подкласса ставится после обозначения класса: например, G2 . Исключение составляет класс O: в нём используются классы от O2 до O9 . Иногда используются дробные классы, например, B0.5. Более высокотемпературные классы и подклассы называются ранними, низкотемпературные — поздними . В качестве условной границы между ними может быть взят класс Солнца G2 или другие классы , также между ранними и поздними классами может выделяться промежуток «солнечных» классов F и G .

У звёзд разных спектральных классов оказываются разными не только температуры и цвета, но и спектральные линии. Например, в спектрах звёзд класса M наблюдаются линии поглощения различных молекулярных соединений, а у звёзд класса O — линии многократно ионизованных атомов . Это напрямую связано с температурой поверхности звезды: при повышении температуры молекулы распадаются на атомы и повышается степень ионизации последних . На интенсивность разных линий также влияет химический состав звезды .

Звёзды распределены по спектральным классам крайне неравномерно: к классу M принадлежит примерно 73 % звёзд Млечного Пути , к классу K ещё около 15 %, в то время как звёзд класса O — 0,00002 % . Однако из-за того, что более яркие звёзды видны с бо́льших расстояний, а звёзды ранних спектральных классов обычно и являются более яркими, наблюдаемое распределение звёзд по классам часто выглядит иным образом: например, среди звёзд с видимой величиной ярче 8,5 m больше всего распространены класс K и A, составляющие, соответственно, 31 % и 22 % всех звёзд, а наименее распространены классы M и O — их, соответственно, 3 % и 1 % .

Кроме основных спектральных классов существуют и другие для звёзд, которым не подходит описанная классификация. Это, например, классы L, T, Y для коричневых карликов или C, S для углеродных звёзд и циркониевых звёзд . Для звёзд Вольфа — Райе используют класс W, для планетарных туманностей — P, для новых звёзд — Q .

Для запоминания основной последовательности существует мнемоническая фраза : O h B e A F ine G irl ( G uy), K iss M e . Фразы, построенные с аналогичной целью, существуют и на русском языке: О дин Б ритый А нгличанин Ф иники Ж евал К ак М орковь, а также О Б орис А лександрович , Ф изики Ж дут К онца М учений .

Характеристики звёзд основных классов
Класс Температура ( K ) Цвет Показатель цвета B−V M V (для главной последовательности )
O > 30 000 Голубой −0,3 −5,7…−3,3
B 10 000—30 000 Бело-голубой −0,2 −4,1…+1,5
A 7400—10 000 Белый 0 +0,7…+3,1
F 6000—7400 Жёлто-белый +0,4 +2,6…+4,6
G 5000—6000 Жёлтый +0,6 +4,4…+6,0
K 3800—5000 Оранжевый +1,0 +5,9…+9,0
M 2500—3800 Красный +1,5 +9,0…+16

Классы светимости

Диаграмма Герцшпрунга — Рассела с отмеченными на ней классами светимости

Звёзды, относящиеся к одному спектральному классу, могут иметь сильно различающиеся светимости и абсолютные звёздные величины , поэтому для описания свойств звезды одного спектрального класса недостаточно. Звёзды на диаграмме Герцшпрунга — Рассела , где они отмечены по спектральному классу и абсолютной звёздной величине, распределены не равномерно, а сосредоточены в нескольких областях диаграммы. Поэтому класс светимости не напрямую связан со светимостью, а соответствует той или иной области диаграммы . У звёзд одного класса светимости могут сильно различаться , но класс светимости действительно позволяет различать звёзды одного спектрального класса и разных светимостей .

Классы светимости обозначаются римскими цифрами, которые ставятся после спектрального класса. Основные классы светимости в порядке уменьшения светимости :

В редких случаях выделяют класс светимости VIII, к которому принадлежат ядра планетарных туманностей , превращающиеся в белые карлики .

В каждом классе светимости есть определённая связь между спектральным классом и светимостью . Так, например, звёзды главной последовательности тем ярче, чем более ранний их спектральный класс: от +16 m для звёзд класса M8V до −5,7 m для звёзд класса O5V (см. выше ) .

Эффекты светимости

Спектры звёзд класса K2: сверхгиганта (синим), гиганта (оранжевым) и звезды главной последовательности (зелёным). Видны различия в глубинах и ширинах спектральных линий

Звёзды одного спектрального класса, но разных классов светимости отличаются не только абсолютной звёздной величиной. Некоторые спектральные особенности становятся более выраженными или, наоборот, слабеют при переходе к более ярким классам светимости. В английской литературе такие явления называются эффектами светимости ( англ. luminosity effects ) .

Гиганты и сверхгиганты имеют гораздо большие размеры, чем звёзды главной последовательности тех же спектральных классов, при практически той же массе. Следовательно, ускорение свободного падения у поверхностей ярких звёзд оказывается ниже, поэтому и плотность, и давление газа там меньше. Это приводит к появлению различных эффектов светимости .

Например, один из самых распространённых эффектов светимости состоит в том, что у более ярких звёзд спектральные линии оказываются более узкими и глубокими. В звёздах более ярких классов светимости более сильны линии ионизованных элементов, а сами эти звёзды более холодные и более красные, чем звёзды главной последовательности тех же спектральных классов . Все эти особенности позволяют только по виду спектра определять класс светимости звезды и, следовательно, её светимость вообще .

Дополнительные обозначения

В случае, если спектр звезды обладает какими-то особенностями, это отражается дополнительным обозначением, добавляемым к обозначению её класса (перед или за ним). Например, если в спектре звезды класса B5 есть эмиссионные линии, то её спектральным классом будет B5e .

Некоторые дополнительные обозначения
Обозначение Описание спектра
c, s Узкие глубокие линии
comp Объединённый спектр двух звёзд разных классов ( спектрально-двойная звезда )
e Эмиссионные линии, обычно имеется в виду водород (например, у Be-звёзд )
[e] Запрещённые эмиссионные линии (например, у B[e]-звёзд )
f, (f), ((f)), f*, f+ Определённые эмиссионные линии He II и N III в звёздах класса O
k Линии поглощения межзвёздной среды
m Сильные линии металлов
n, nn Широкие линии (например, из-за вращения)
neb Спектр дополнен спектром туманности
p Пекулярный спектр
sd Субкарлик
sh Оболочечная звезда
v, var Переменный спектральный класс
wd Белый карлик
wk, wl Слабые линии
: Неточность в определении класса

Промежуточные спектральные классы

Иногда спектр звезды проявляет характеристики спектров разных классов. Например, если в спектре наблюдаются как эмиссионные линии, характерные для звезды Вольфа — Райе класса WN6, так и те, что характерны для голубого сверхгиганта класса O2If*, её класс будет записываться как O2If*/WN6. Такие звёзды в английских источниках называются slash stars (букв. « слеш -звёзды») . Если же звезда проявляет промежуточные характеристики между двумя классами, то может использоваться как знак /, так и - : например, Процион имеет спектральный класс F5V-IV .

Характеристики звёзд различных классов

Класс O

Спектр звезды класса O5V

К спектральному классу O относятся наиболее горячие звёзды. Температура их поверхности составляет более 30 тысяч кельвинов , и они имеют голубой цвет: показатель цвета B−V для таких объектов составляет около −0,3 m .

В отличие от остальных спектральных классов, самый ранний подкласс O — это O2, а не O0, а в прошлом использовались классы только от O5 до O9 .

В спектрах звёзд класса O доминирует синее и ультрафиолетовое излучение. Кроме того, отличительной чертой их спектров являются линии поглощения многократно ионизованных элементов: к примеру, Si V и C III , N III и O III . Сильны также линии He II — в частности, серия Пикеринга . Линии нейтрального гелия и водорода заметны, но слабы . Довольно часто наблюдаются эмиссионные линии: они встречаются у 15 % звёзд классов O и B . У многих звёзд в рентгеновском диапазоне наблюдается эмиссия очень сильно ионизованных элементов, например, Si XV .

У более поздних подклассов относительно более ранних увеличивается интенсивность линий нейтрального гелия и уменьшается — ионизованного: отношение их интенсивностей используется как один из основных критериев для определения, к какому подклассу принадлежит звезда. В зависимости от того, какие именно спектральные линии берутся, интенсивности сравниваются в подклассах O6—O7. В звёздах класса O3 линии нейтрального гелия обнаружить уже не удаётся .

К этому классу принадлежат в основном самые массивные и яркие звёзды. Они живут короткий срок и вносят основной вклад в светимость (но не массу) галактик , где такие звёзды имеются, очерчивают структуру спиральных рукавов и играют основную роль в обогащении галактик некоторыми элементами, такими, как кислород. Похожие физические и спектральные характеристики имеют звёзды ранних подклассов B, поэтому они часто объединяются со звёздами класса O под общим названием « OB-звёзды ». Эта общность, несмотря на название, не включает в себя поздние подклассы B: среди звёзд главной последовательности к ней принадлежат звёзды не позднее B2, но для более ярких классов светимости эта граница сдвинута к более поздним подклассам .

К звёздам класса O относятся, например, Альфа Жирафа сверхгигант класса O9Ia , а также Тета¹ Ориона C звезда главной последовательности класса O7Vp .

Класс B

Спектр звезды класса B3V
Спектр звезды класса B8V

Звёзды спектрального класса B имеют более низкие температуры, чем звёзды класса O: от 10 до 30 тысяч кельвинов . Они имеют бело-голубой цвет и показатель цвета B−V около −0,2 m .

Как и у класса O, у звёзд класса B в спектрах наличествуют линии ионизованных элементов, например, O II , Si II и Mg II . Однако в спектрах звёзд класса B практически нет линий He II — лишь в самых ранних подклассах, не позднее B0.5, могут наблюдаться слабые линии. Линии нейтрального гелия, наоборот, очень сильны и максимума своей интенсивности достигают в подклассе B2, но в поздних подклассах значительно ослабевают. Также хорошо заметны линии водорода , в частности, серия Бальмера , которые усиливаются к поздним спектральным классам . У звёзд класса B также часто встречаются эмиссионные линии .

К сверхгигантам класса B можно отнести Ригель (B8Iae) . Примером гиганта класса B может служить Тау Ориона (B5III) , а к звёздам главной последовательности класса B относятся Эта Возничего (B3V) и 18 Тельца (B8V) .

Класс A

Спектр звезды класса A5V

Звёзды спектрального класса A имеют температуры в диапазоне 7400—10000 K . Их показатели цвета B−V близки к нулю, а цвет кажется белым .

В спектрах звёзд класса A очень сильны линии водорода , которые достигают максимума интенсивности в подклассе A2, особенно это касается серии Бальмера . Остальные линии гораздо слабее и могут быть практически незаметны. К поздним классам усиливаются линии Ca II и появляются линии некоторых нейтральных металлов. Линии нейтрального гелия отсутствуют у всех подклассов, кроме самого раннего — A0, где они могут быть слабо видны . Тем не менее, спектры звёзд класса A довольно разнообразны. Например, более 30 % звёзд класса A являются химически пекулярными : имеющими сильный дефицит металлов или, наоборот, избыток тех или иных элементов. Также часто встречаются быстро вращающиеся звёзды класса A, что соответствующим образом меняет спектр и делает звезду ярче. По этой причине главную последовательность для звёзд класса A иногда делят на два подкласса светимости: более яркий Va и более тусклый Vb .

К звёздам главной последовательности класса A относятся, например, Вега (A0Va) и Денебола (A3Va) . Пример гиганта этого класса — Тубан (A0III) , сверхгиганта — (A0Ib) .

Класс F

Спектр звезды класса F5V

Температуры звёзд класса F лежат в диапазоне 6000—7400 K . Их показатели цвета B−V — около 0,4 m , а цвет — жёлто-белый .

В спектрах этих звёзд видны линии ионизованных и нейтральных металлов, таких как Ca II , Fe I , Fe II, Cr II , Ti II . У более поздних подклассов они проявляются сильнее, а линии нейтрального водорода — слабее . У звёзд подклассов позднее F5 имеется конвективная оболочка , поэтому избыток или недостаток тех или иных элементов на поверхности исчезает благодаря перемешиванию с более глубокими слоями. Таким образом, химически пекулярных звёзд в позднем классе F практически нет, в отличие от класса A (см. выше ) .

На точке поворота для популяций галактического гало и толстого диска располагаются звёзды класса не ранее F. Таким образом, этот класс — самый ранний для звёзд населения II , находящихся на главной последовательности .

Примером звезды главной последовательности класса F может служить Процион (F5IV-V) , гиганта — (F8III) , к сверхгигантам класса F относятся Арнеб (F0Ia) и Везен (F8Ia) .

Класс G

Спектр звезды класса G5V

У звёзд класса G температуры составляют 5000—6000 K . Цвет таких звёзд — жёлтый, показатели цвета B−V составляют около 0,6 m .

Наиболее отчётливо в спектрах таких звёзд видны линии металлов, в частности, железа , титана и в особенности линии Ca II , достигающие максимума интенсивности в подклассе G0. В спектрах звёзд-гигантов видны линии циана . Линии водорода слабы и не выделяются среди линий металлов . Линии металлов усиливаются к поздним спектральным подклассам .

К классу G относится Солнце , благодаря чему звёзды класса G главной последовательности представляют дополнительный интерес. Кроме того, звёзды-карлики классов G и K считаются наиболее подходящими для возникновения и развития жизни в их планетных системах .

Кроме Солнца, имеющего класс G2V, к карликам класса G относится, например, Каппа¹ Кита (G5V) . К гигантам относится Каппа Близнецов (G8III-IIIb) , а к сверхгигантам — Эпсилон Близнецов (G8Ib) .

Класс K

Спектр звезды класса K5V

Звёзды класса K имеют поверхностную температуру 3800—5000 K . Их цвет ― оранжевый, а показатели цвета B−V близки к 1,0 m .

В спектрах таких звёзд хорошо видны линии металлов, в частности, Ca I , и других элементов, которые видны у звёзд класса G. Линии водорода очень слабы и практически незаметны на фоне многочисленных линий металлов. Появляются широкие полосы поглощения молекул: например, полосы TiO появляются в подклассе K5 и в более поздних. Фиолетовая часть спектра уже довольно слаба . В целом, к более поздним подклассам линии металлов продолжают усиливаться .

Примером звезды главной последовательности класса K может быть Эпсилон Эридана (K2V) , к гигантам относятся Арктур (K1.5III) и Этамин (K5III) , а к сверхгигантам ― (K1.5Ib) .

Класс M

Спектр звезды класса M5V

Температура звёзд класса M составляет 2500—3800 K . Они имеют красный цвет, их показатели цвета B−V ― около 1,5 m .

Спектры этих звёзд пересечены молекулярными полосами поглощения TiO и других молекулярных соединений. Также наблюдается множество линий нейтральных металлов, из которых линия Ca I наиболее сильна . Полосы TiO усиливаются у поздних подклассов .

Всего звёзд класса M больше, чем всех остальных, вместе взятых ― 73 % от общего числа. Гиганты и сверхгиганты этого класса часто переменны , причём их переменность очень долгопериодична , например, как у Миры .

К звёздам главной последовательности класса M можно отнести 40 Эридана C (M4.5V) , примером гиганта служит Бета Пегаса (M2.5II-III) , а сверхгиганта Бетельгейзе (M1-M2Ia-Iab) .

Классы углеродных и циркониевых звёзд

Углеродные и циркониевые звёзды относят, соответственно, к классам C и S. Звёзды этих классов чаще всего имеют примерно те же поверхностные температуры, что и звёзды класса M, красный цвет и их показатели цвета B−V ― около 1,5 m . Эти классы обычно рассматриваются в последовательности основных классов как ответвление от класса K или G .

Спектры также похожи на таковые у звёзд классов позднего G, K и M . Отличия от них у звёзд класса S в том, что вместо полос TiO в их спектре сильнее всего выражены полосы ZrO . Также наблюдаются полосы других соединений: YO , LaO . В спектрах звёзд класса C вместо полос TiO также наблюдаются линии атомарного углерода и некоторых его соединений, например, C 2 , CN , (англ.) .

В прошлом вместо класса C использовались два класса: более горячий класс R и более холодный N, но оказалось, что они в некоторой степени перекрываются, что привело к объединению их в общий класс. Однако в дальнейшем выяснилось, что звёзды этого класса могут иметь разную природу и спектральные особенности, и с учётом того, что классы светимости для них не используются, были выделены несколько подтипов этого класса :

  • C-R приблизительно соответствует устаревшему классу R.
  • C-N приблизительно соответствует устаревшему классу N.
  • В спектрах C-J сильны линии изотопа углерода 13 C .
  • В спектрах C-H сильны линии соединения CH.
  • В спектрах C-Hd слабы линии водорода и его соединений.

Среди звёзд классов C и S наиболее известны гиганты и яркие гиганты — звёзды асимптотической ветви гигантов , у которых содержание углерода на поверхности сильно увеличивается на этой стадии . Являясь сначала звёздами класса M, они превращаются в звезды класса S, а затем переходят в класс C, поэтому в классификации иногда используют промежуточные классы MS и SC. Тем не менее, известны углеродные звёзды-карлики, которых, возможно, даже больше, чем гигантов .

Примером углеродной звезды может служить U Жирафа , а циркониевой — S Большой Медведицы .

Классы коричневых карликов

Коричневые карлики — объекты, недостаточно массивные для того, чтобы поддерживать термоядерный синтез гелия в своих недрах длительный срок. Они тусклее и холоднее красных карликов , поэтому для них используют иные спектральные классы: L, T, Y в порядке понижения температуры. Эта последовательность рассматривается как продолжение основных классов после M . Самые массивные коричневые карлики могут относиться и к классу M, но не ранее подкласса M7 .

Коричневые карлики имеют тёмно-красный цвет, линии TiO исчезают в звёздах раннего класса L. Принадлежащие классу L имеют температуры в диапазоне 1300—2500 K , в их спектрах присутствуют линии щелочных металлов, например, натрия и рубидия . У карликов класса T температуры составляют 600—1300 K , а спектры отличаются наличием линий метана . Наконец, температура карликов класса Y не превышает 600 K , а в их спектрах видны полосы поглощения воды и аммиака .

Классы звёзд Вольфа — Райе

Спектр звезды Вольфа — Райе

Звёзды Вольфа — Райе — класс ярких, массивных звёзд с температурами более 25 тыс. K , которые выделяются в отдельный спектральный класс W или WR .

Главная особенность спектров таких звёзд — яркие и широкие эмиссионные линии H I , He I—II , N III—V , C III—IV , O III—V . Их ширина может составлять 50—100 ангстрем , а в максимуме линии интенсивность излучения может в 10—20 раз превосходить интенсивность соседних участков непрерывного спектра .

По виду их спектров звёзды Вольфа — Райе подразделяются на три подтипа: WN, WC, WO. В спектрах звёзд этих подтипов, соответственно, доминируют линии азота, углерода и кислорода . Деление на подклассы отличается от принятого для основных спектральных классов: используют подклассы от WN2 до WN11, от WC4 до WC9 и от WO1 до WO4 .

Звёзды Вольфа — Райе — это центральные части массивных звёзд класса O, которые лишились водородной оболочки из-за сильного звёздного ветра или влияния компаньона в тесной двойной системе . В процессе эволюции звёзды переходят из класса WN в WC, а затем в WO .

Классы белых карликов и планетарных туманностей

Зачастую белые карлики рассматриваются не как отдельный класс светимости, а как отдельный спектральный класс D. Их спектры выделяются гораздо более широкими линиями поглощения, чем у других звёзд. В остальном же спектры этих звёзд могут сильно различаться, поэтому существует 6 основных подтипов класса D :

  • В спектрах DA наблюдаются только водородные линии серии Бальмера .
  • В спектрах DB присутствуют только линии He I .
  • В спектрах DC глубина линий составляет не более 5 % от интенсивности непрерывного спектра.
  • В спектрах DO сильны линии He II, вместе с ними наблюдаются линии He I и H.
  • В спектрах DZ наблюдаются линии элементов тяжелее гелия при отсутствии линий водорода и гелия.
  • В спектрах DQ есть линии атомов или молекул углерода .

В случае, если в спектре белого карлика есть линии, которые встречаются у разных подтипов, используется несколько соответствующих букв дополнительно к D: например, если в спектре видны линии углерода, кислорода и ионизованного гелия, то класс будет обозначаться как DZQO .

В широком диапазоне находятся и значения температур белых карликов: от нескольких тысяч до более ста тысяч кельвинов . Подкласс белого карлика определяется эффективной температурой, и, например, для белых карликов класса DA могут существовать подклассы от 0.1 (записывается как DA.1) до 13 .

Белые карлики — остатки звёзд, имеющие размеры порядка земных, а массу — порядка солнечной . Ширина их линий поглощения вызвана больши́м ускорением свободного падения на их поверхности .

К белым карликам относится, например, Сириус B , имеющий класс DA1.9 , а также Процион B класса DQZ .

Планетарным туманностям присваивается отдельный класс P , а их центральные звёзды, которые превращаются в белые карлики, могут классифицироваться вместе с другими объектами: с белыми карликами, с субкарликами класса O или даже со звёздами Вольфа — Райе .

Классы новых и сверхновых звёзд

Для обозначения новых звёзд используется класс Q , но существует и более подробная классификация, которая учитывает кривую блеска и вид спектра новой после максимума блеска. Спектры новых звёзд в максимуме блеска являются непрерывными с линиями поглощения, похожими на спектры сверхгигантов класса A или F, но с падением яркости у них появляются эмиссионные линии .

Сверхновые звёзды в первую очередь делятся по наличию спектральных линий водорода: при их наличии сверхновая относится к типу II , при отсутствии — к типу I. Сверхновые типа I также делятся на типы Ia , Ib, Ic: в спектрах сверхновых типа Ia есть линии Si II , а спектры Ib и Ic отличаются, соответственно, наличием или отсутствием линий He I . Сверхновые типа II в основном различаются кривыми блеска, но есть отличия и в спектрах: например, у сверхновых типа IIb спектры со временем становятся похожи на таковые класса Ib, а спектры с аномально узкими линиями поглощения выделяют в класс IIn .

И новые, и сверхновые звёзды — катаклизмические переменные , резко повышающие свою светимость, которая затем постепенно падает. У новых звёзд это происходит в результате термоядерного взрыва на поверхности белого карлика, который перетянул достаточное количество вещества со звезды-компаньона. Вспышки сверхновых могут быть вызваны различными механизмами, но они в любом случае, в отличие от новых звёзд, приводят к разрушению самой звезды .

История

Классы Анджело Секки

Предпосылкой к созданию спектральной классификации звёзд стало появление спектроскопии . Ещё в 1666 году Исаак Ньютон наблюдал спектр Солнца , но первый серьёзный результат был достигнут в 1814 году: Йозеф Фраунгофер обнаружил в спектре Солнца тёмные линии поглощения, которые впоследствии стали называться фраунгоферовыми . В 1860 году Густав Кирхгоф и Роберт Бунзен определили, что эти линии порождаются определёнными химическими элементами .

Классы Секки

Анджело Секки в 1860-х годах предпринял одну из первых попыток классификации звёзд по их спектрам. В 1863 году он разделил звёзды на два класса: I, соответствующий современным ранним классам, и II — соответствующий более поздним. В последующие годы Секки ввёл класс III, в который попали звёзды класса M, а затем класс IV, в который попали углеродные звёзды. Наконец, для звёзд с эмиссионными линиями он выделил класс V .

Секки не был первым, кто классифицировал звёздные спектры — в то же время этим занимались такие учёные как Джованни Донати , Джордж Эйри , Уильям Хаггинс и Льюис Резерфорд , и они также внесли заметный вклад в их изучение. Однако среди современников Секки больше всех преуспел в наблюдениях. Он классифицировал около 4000 звёзд, и именно его классификация наиболее широко использовалась во второй половине XIX века .

Гарвардская классификация

В конце XIX и в начале XX века спектральную классификацию разрабатывали астрономы Гарвардской обсерватории . В 1872 году Генри Дрейпер сделал первую фотографию спектра Веги , но масштабная работа началась с 1885 года, когда директор обсерватории, Эдуард Пикеринг , организовал спектроскопический обзор всего неба .

Анализ спектров был поручен Вильямине Флеминг , и в 1890 году появился первый каталог, в котором более 10 тысяч звёзд были разделены на 16 классов. Классы обозначались латинскими буквами от A до Q с пропуском J, причём 13 из них являлись подтипами первых четырёх классов Секки, а классы шли в порядке ослабевания линий водорода . Часть этих классов сохранилась и в современной классификации, хотя от некоторых впоследствии отказались: например, к классу C относились звёзды с двойными линиями, появление которых на самом деле оказалось ошибкой приборов .

Антония Мори в то же время работала с более детальными спектрами более ярких звёзд, которые разделила на 22 класса от I до XXII. В её классификации самым ранним классом стал тот, который соответствовал современному классу B, в то время как в предыдущих классификациях таковым считался класс A как имеющий самые сильные линии водорода. Кроме того, в классификации Мори впервые учитывался вид линий: рассматривались линии средней ширины, размытые или узкие. Несмотря на эти нововведения, классификация не получила дальнейшего развития .

Далее важный вклад внесла Энни Кэннон . Она доработала алфавитную схему классификации Флеминг: в частности, часть классов была отвергнута, а остальные были расставлены в порядке понижения температуры. Последовательность основных классов приобрела современный вид — O, B, A, F, G, K, M. Кроме того, Кэннон добавила подклассы, и к 1912 году система классификации была завершена. В 1922 году система была принята Международным астрономическим союзом , а к 1924 году был полностью опубликован каталог Генри Дрейпера , в котором классифицировались более 225 тысяч звёзд .

Йеркская классификация

В период, когда разрабатывалась Гарвардская классификация, стало известно, что светимости у звёзд одного класса могут отличаться, причём спектры более ярких и более тусклых звёзд также оказываются различными. Это указывало на необходимость уточнения классификации .

После этого Уильям Морган обнаружил, что внутри каждой группы на диаграмме Герцшпрунга — Рассела у звёзд практически одинаково ускорение свободного падения , которое может быть измерено по ширине спектральных линий (см. выше ) . Таким образом, классификация звёзд по ширине спектральных линий оказалась удобной. В 1943 году Морган и двое коллег — Филипп Кинан и (англ.) опубликовали Атлас звёздных спектров , в котором вводились классы светимости и подробно рассматривались эффекты светимости. Эта система стала называться Йеркской классификацией по названию обсерватории , где она была разработана , или системой Моргана — Кинана .

Дальнейшее развитие

Йеркская классификация быстро стала важным инструментом для астрономии и используется до сих пор, но с момента создания в неё вносились изменения. Так, например, после открытия коричневых карликов в 1994 году для этих объектов ввели класс L, а затем классы T и Y . Также на классификацию повлияло и увеличение точности спектроскопии. Спектральный класс O, самым ранним подклассом которого изначально был O5, к 2002 году был расширен до подкласса O2 .

Примечания

Комментарии

  1. Разные обозначения используются при разных параметрах линий.
  2. Римская цифра после обозначения элемента означает его степень ионизации. I — нейтральный атом, II — однократно ионизованный элемент, III — дважды ионизованный, и так далее.

Источники

  1. (англ.) . Encyclopedia Britannica . Дата обращения: 14 апреля 2021. 1 января 2018 года.
  2. , p. 207.
  3. , с. 148—149.
  4. , с. 368—370.
  5. , p. 32.
  6. , с. 369.
  7. : [ 26 октября 2020 ] / Юнгельсон Л. Р. // Социальное партнёрство — Телевидение. — М. : Большая российская энциклопедия, 2016. — С. 53-54. — ( Большая российская энциклопедия : [в 35 т.] / гл. ред. Ю. С. Осипов ; 2004—2017, т. 31). — ISBN 978-5-85270-368-2 .
  8. , pp. 21—25.
  9. Darling D. . Internet Encyclopedia of Science . Дата обращения: 14 апреля 2021. 15 апреля 2021 года.
  10. , p. 212.
  11. , с. 377.
  12. (англ.) . Encyclopedia Britannica . Дата обращения: 14 апреля 2021. 3 мая 2021 года.
  13. Berlind P. . Center for Astrophysics Harvard & Smithsonian . Дата обращения: 16 апреля 2021. 4 апреля 2021 года.
  14. , с. 369—370.
  15. Walborn N. R., Howarth I. D., Lennon D. J., Massey P., Oey M. S. (англ.) // The Astronomical Journal . — Bristol: IOP Publishing , 2002. — 1 May (vol. 123). — P. 2754—2771. — ISSN . — doi : . 5 октября 2018 года.
  16. , pp. 209—210.
  17. , p. 34.
  18. Darling D. . Internet Encyclopedia of Science . Дата обращения: 28 мая 2021. 25 ноября 2021 года.
  19. Масевич А. Г. . Астронет . Дата обращения: 14 апреля 2021. 12 июля 2021 года.
  20. , с. 370.
  21. , p. 210.
  22. Darling D. . Internet Encyclopedia of Science . Дата обращения: 14 апреля 2021. 9 июня 2021 года.
  23. Zombeck M. V. 71, 78. Cambridge University Press . Дата обращения: 1 апреля 2021. 29 декабря 2010 года.
  24. , p. 216.
  25. . Астронет . Дата обращения: 15 апреля 2021. 15 апреля 2021 года.
  26. , pp. 567—568.
  27. , с. 373.
  28. , с. 376—377.
  29. . Astronomy . Swinburne University of Technology . Дата обращения: 16 апреля 2021. 16 апреля 2021 года.
  30. : [ 16 апреля 2021 ] / Юнгельсон Л. Р. // Румыния — Сен-Жан-де-Люз. — М. : Большая российская энциклопедия, 2015. — С. 536. — ( Большая российская энциклопедия : [в 35 т.] / гл. ред. Ю. С. Осипов ; 2004—2017, т. 29). — ISBN 978-5-85270-366-8 .
  31. , с. 148—150.
  32. , с. 149.
  33. Darling D. . Internet Encyclopedia of Science . Дата обращения: 16 апреля 2021. 29 октября 2020 года.
  34. , с. 150.
  35. , p. 44.
  36. , pp. 212—213.
  37. , с. 377—378.
  38. , с. 370—371.
  39. Crowthers P. . UCL Astrophysics Group . University College London . Дата обращения: 16 апреля 2021. 2 февраля 2021 года.
  40. , pp. 135—137.
  41. , pp. 71—73.
  42. , pp. 74—75.
  43. Gray R. O. (англ.) // The Astronomical Journal . — Bristol: IOP Publishing , 1989. — 1 September (vol. 98). — P. 1049—1062. — ISSN . — doi : .
  44. Bailer-Jones C. A. L., Irwin M., von Hippel T. (англ.) // Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . — N. Y. : Wiley-Blackwell , 1998. — 1 August (vol. 298). — P. 361—377. — ISSN . — doi : .
  45. Darling D. . Internet Encyclopedia of Science . Дата обращения: 16 апреля 2021. 18 апреля 2021 года.
  46. , p. 568.
  47. , p. 209.
  48. , с. 369—373.
  49. , pp. 66—67.
  50. , p. 214.
  51. , pp. 102—104.
  52. , p. 67.
  53. , p. 66.
  54. . SIMBAD . Дата обращения: 18 апреля 2021. 21 апреля 2021 года.
  55. . SIMBAD . Дата обращения: 18 апреля 2021. 18 апреля 2021 года.
  56. , pp. 115—116.
  57. . SIMBAD . Дата обращения: 18 апреля 2021. 18 апреля 2021 года.
  58. . SIMBAD . Дата обращения: 18 апреля 2021. 19 апреля 2021 года.
  59. . SIMBAD . Дата обращения: 18 апреля 2021. 21 апреля 2021 года.
  60. . SIMBAD . Дата обращения: 18 апреля 2021. 21 апреля 2021 года.
  61. , pp. 160—162.
  62. . SIMBAD . Дата обращения: 18 апреля 2021. 21 апреля 2021 года.
  63. . SIMBAD . Дата обращения: 18 апреля 2021. 22 декабря 2015 года.
  64. . SIMBAD . Дата обращения: 18 апреля 2021. 21 апреля 2021 года.
  65. . SIMBAD . Дата обращения: 18 апреля 2021. 21 апреля 2021 года.
  66. , p. 221.
  67. . SIMBAD . Дата обращения: 18 апреля 2021. 14 октября 2013 года.
  68. . SIMBAD . Дата обращения: 18 апреля 2021. 21 апреля 2021 года.
  69. . SIMBAD . Дата обращения: 18 апреля 2021. 19 апреля 2021 года.
  70. . SIMBAD . Дата обращения: 18 апреля 2021. 20 апреля 2021 года.
  71. , p. 259.
  72. , pp. 259, 270—273.
  73. . SIMBAD . Дата обращения: 18 апреля 2021. 20 апреля 2021 года.
  74. . SIMBAD . Дата обращения: 18 апреля 2021. 21 апреля 2021 года.
  75. . SIMBAD . Дата обращения: 18 апреля 2021. 20 апреля 2021 года.
  76. . SIMBAD . Дата обращения: 18 апреля 2021. 20 апреля 2021 года.
  77. . SIMBAD . Дата обращения: 18 апреля 2021. 20 апреля 2021 года.
  78. . SIMBAD . Дата обращения: 18 апреля 2021. 20 апреля 2021 года.
  79. . SIMBAD . Дата обращения: 18 апреля 2021. 19 апреля 2021 года.
  80. , p. 294.
  81. , p. 293.
  82. . SIMBAD . Дата обращения: 18 апреля 2021. 19 апреля 2021 года.
  83. . SIMBAD . Дата обращения: 18 апреля 2021. 21 апреля 2021 года.
  84. . SIMBAD . Дата обращения: 18 апреля 2021. 20 апреля 2021 года.
  85. , pp. 306—324.
  86. Darling D. . Internet Encyclopedia of Science . Дата обращения: 18 апреля 2021. 6 апреля 2009 года.
  87. Darling D. . Internet Encyclopedia of Science . Дата обращения: 18 апреля 2021. 20 апреля 2021 года.
  88. Weiss A., Ferguson J. W. (англ.) // Astronomy & Astrophysics . — Paris: EDP Sciences , 2009-12-01. — Vol. 508. — P. 1343—1358. — ISSN . — doi : . 17 июня 2021 года.
  89. Darling D. . Internet Encyclopedia of Science . Дата обращения: 18 апреля 2021. 28 апреля 2021 года.
  90. Allard F., Homeier D. (англ.) // Scholarpedia . — 2007-12-17. — Vol. 2 , iss. 12 . — P. 4475 . — ISSN . — doi : . 15 мая 2021 года.
  91. . Astronomy . Swinburne University of Technology . Дата обращения: 18 апреля 2021. 20 октября 2020 года.
  92. : [ 25 февраля 2021 ] / Черепащук А. М. // Великий князь — Восходящий узел орбиты. — М. : Большая российская энциклопедия, 2006. — С. 692. — ( Большая российская энциклопедия : [в 35 т.] / гл. ред. Ю. С. Осипов ; 2004—2017, т. 5). — ISBN 5-85270-334-6 .
  93. , с. 407.
  94. Черепащук А. М. . Астронет . Дата обращения: 18 апреля 2021. 12 декабря 2012 года.
  95. Crowther P. A. (англ.) // . — Palo Ato: Annual Reviews , 2007. — 1 September (vol. 45). — P. 177—219. — ISSN . — doi : . 11 октября 2019 года.
  96. , p. 441.
  97. , pp. 472—476.
  98. Liebert J., Sion E. M. // The MK process at 50 years. — San Franciscto: Astronomical Society of the Pacific , 1994. — Vol. 60. — P. 64.
  99. . Astronomy . Swinburne University of Technology . Дата обращения: 20 апреля 2021. 3 октября 2018 года.
  100. Darling D. . Internet Encyclopedia of Science . Дата обращения: 20 апреля 2021. 23 апреля 2021 года.
  101. . SIMBAD . Дата обращения: 20 апреля 2021. 20 апреля 2021 года.
  102. . SIMBAD . Дата обращения: 20 апреля 2021. 20 апреля 2021 года.
  103. , p. 472.
  104. Williams R. E., Hamuy M., Phillips M. M., Heathcote S. R., Wells L. (англ.) // The Astrophysical Journal . — Bristol: IOP Publishing , 1991. — 1 August (vol. 376). — P. 721—737. — ISSN . — doi : . 17 июля 2017 года.
  105. , pp. 482—494.
  106. , pp. 497—504.
  107. , pp. 286—288.
  108. , p. 1.
  109. . Институт истории естествознания и техники им. С.И. Вавилова . Дата обращения: 21 апреля 2021. 29 июня 2020 года.
  110. , pp. 1—3.
  111. Darling D. . Internet Encyclopedia of Science . Дата обращения: 21 апреля 2021. 27 апреля 2012 года.
  112. , pp. 4—8.
  113. Richmond M. . Rochester Institute of Technology. Дата обращения: 22 апреля 2021. 14 февраля 2021 года.
  114. Pickering E. C. // Annals of Harvard College Observatory. — Harvard: Harvard College Observatory , 1890. — Vol. 27. — P. 1—6. 2 мая 2019 года.
  115. , с. 371.
  116. , pp. 8—10.
  117. Morgan W. W., Keenan P. C., Kellman E. (англ.) // University of Chicago Press . — 1943. 14 апреля 2021 года.
  118. (англ.) . NASA . Дата обращения: 23 апреля 2021.
  119. , pp. 15—16.

Литература

  • Кононович Э. В., Мороз В. И. Общий курс астрономии. — 2-е, исправленное. — М. : УРСС , 2004. — 544 с. — ISBN 5-354-00866-2 .
  • Сурдин В. Г. Астрономия: век XXI. — 3-е изд. — Фрязино: Век 2, 2015. — 608 с. — ISBN 978-5-85099-193-7 .
  • Дава Собел . Стеклянный небосвод. Как женщины Гарвардской обсерватории измерили звезды = Dava Sobel. The Glass Universe: How the Ladies of the Harvard Observatory Took the Measure of the Stars. — М. : Альпина нон-фикшн, 2024. — С. 408. — ISBN 978-5-00139-698-7 . . Сама система получила название Гарвардской классификации , либо системы Дрейпера .
  • Gray R. O., Corbally C. J. . — Princeton; Woodstock: Princeton University Press , 2009. — 592 p. — ISBN 978-0-691-12510-7 .
  • Karttunen H., Kroger P., Oja H., Poutanen M., Donner K. J. . — 5th Edition. — Berlin; Heidelberg; N. Y. : Springer , 2007. — 510 p. — ISBN 978-3-540-34143-7 .
  1. , p. 209.
  2. , pp. 4—8.
Источник —

Same as Спектральная классификация звёзд