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

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

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

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 :

• I — сверхгиганты . Выделяют несколько подклассов:
  • 0, Ia-0 или Ia ⁺ — ярчайшие сверхгиганты или гипергиганты .
  • Ia — яркие сверхгиганты.
  • Iab — нормальные сверхгиганты.
  • Ib — сверхгиганты низкой светимости.
• II — яркие гиганты .
• III — гиганты .
• IV — субгиганты .
• V — звёзды главной последовательности (карлики). Самый многочисленный класс светимости: к нему относится 90 % всех звёзд .
• VI — субкарлики .
• VII — белые карлики .

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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. Сама система получила название Гарвардской классификации , либо системы Дрейпера .

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

Источники

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 .
• 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 .