|
|
Большая Советская Энциклопедия (цитаты)
|
|
|
|
|
Спектральная классификация звезд | Спектральная классификация звезд (далее С) разделение звезд на классы, установленные по различиям в их спектрах (в первую очередь по относительным интенсивностям спектральных линий).
После первых попыток С во 2-й половине 19 в. (итальянский астроном А. Секки, немецкий астроном Г. Фогель и др.) наиболее удачной оказалась т. н. гарвардская классификация, разработанная на рубеже 19 и 20 вв. американским астрономом Э. Кэннон. Основным критерием в этой классификации принята интенсивность спектральных линий или молекулярных полос; одновременно грубо учитывается распределение энергии в непрерывном спектре звезды. Гарвардская С, основанная на эмпирических данных, является температурной классификацией, отражающей различия ионизационных температур звездных атмосфер и в некоторой степени возможные различия состава звезд.
Спектральные классы имеют буквенные обозначения и располагаются в последовательности:
 ,
соответствующей убыванию температуры; ответвления выражают различия состава. Переходы между классами непрерывны, внутри классов вводятся десятичные подразделения, например В0, В1, В2, ..., В9, А0, ..., причем каждый последующий класс или его подразделение называется более поздним по отношению к предыдущему. 99% всех звезд принадлежат к спектральным классам В - М. Звезды классов О, R, , редки. Спектральные классы характеризуются следующими признаками.
Класс О (температура " 50000-30000 К ). К этому классу принадлежат немногочисленные весьма горячие звезды с сильно развитым ультрафиолетовым участком спектра. Характерны линии ионизованного В более поздних подразделениях видны линии нейтрального многократно ионизованных Встречаются звезды с широкими эмиссионными полосами, источником которых являются также нейтральные и ионизованные и ионизованные и Такие звезды называются Вольфа - Райе звездами и обозначают буквой .
Класс В (t " 30000-12000 К). Для спектров звезд этого класса характерно наличие в них линий нейтрального и ионизованных и Линии хорошо заметны, начиная с В0, и значительно усиливаются при переходе к классу В9. Наоборот, линии к классу В9 ослабляются. Начиная со спектров В5, хорошо заметны линии ионизованного (линия К) и (с длиной волны l 4481  ).
Класс А (t " 11500-7700К). В спектрах преобладают линии бальмеровской серии, достигающие наибольшей интенсивности в классе А0, линии исчезают. Нарастают интенсивности линии К и линии l 4481  , в классе А2 появляется линия нейтрального l 4227  , а в классе А5 - линии нейтрального
Класс (t " 7600-6100 К). линии все еще наиболее интенсивны, но заметны также многочисленные линии металлов - ионизованных и нейтральных. Очень интенсивны линии Н и К ионизованного Несколько линий и ионизованного на спектрограммах с малой дисперсией сливаются, образуя т. н. полосу G (длины волн от 4305  до 4315  ).
Класс G (t " 6000-5000К). линии более не выделяются среди мощных спектральных линий металлов и в спектрах G5 - G9 слабее некоторых линий Очень интенсивны линии Н и К. К классу G2 принадлежит Солнце.
Класс К (t " 4900-3700 К). Линии Н и К, линия l 4227  и полоса G достигают наибольшего развития. В классе К5 появляются следы полос поглощения молекулы окиси Непрерывный спектр в ближайшем ультрафиолетовом участке (за линией К) практически отсутствует.
Класс М (t " 3600 - 2600 К). К этому классу принадлежат красные звезды с полосчатым спектром. Особенно выделяются полосы окиси Из линий выделяется только линия l 4227  . Линии Н и К почти не видны. Встречаются спектры М с одной или несколькими линиями бальмеровской серии в виде линий излучения.
Клacc R (t " 5000-4000 К). Спектры этого класса во многих чертах сходны со спектрами G5 - К5, но резко выделяются полосы поглощения молекул и циана. У звезд R5 фиолетовая часть спектра с длиной волны меньше 4240  очень слаба.
Класс (t " 3000-2000 К ). Наблюдается дальнейшее усиление полос поглощения молекул и циана, резко ограниченных с красной стороны. Непрерывный спектр с длиной волны меньше 4400  очень слаб, чем и объясняется красный цвет этих звезд. Звезды классов R и часто называют и сокращенно обозначаются как С-звезды.
Класс (t " 3000-2000 К). Звезды этого класса по распределению энергии в непрерывном спектре сходны со звездами спектральных классов М и , но отличаются от них присутствием полос окиси а также менее заметных полос окиси иттрия и окиси - элементов, очень редких на Земле. линии наблюдаются часто в форме излучения, как в классе М. В классах R, и также присутствуют полосы окиси
Небольшое количество звезд имеют спектры, не укладывающиеся в описанную последовательность или имеющие ту или иную особенность; это отмечается либо буквой р, либо, более определенно, буквами: е - в случае наличия эмиссионных линий, особенно часто встречающихся в спектрах В и М (например, В2е); n - при сильно размытых линиях (например, A0n); s - при резких линиях (например, A3s): с - при особенно тонких и глубоких линиях поглощения (например, сА2); k - в случае присутствия в спектре хорошо заметных линий межзвездного (например, B0k).
Часто наблюдаются изменения спектрального класса у звезд. Так, в спектрах звезд класса В нередко то появляются, то вновь исчезают эмиссионные линии (характеристика е). Изменения блеска физических переменных звезд сопровождаются изменениями их спектрального класса. Очень сложные превращения испытывают спектры новых звезд после достижения ими максимума блеска. Спектры газовых планетарных туманностей, имеющие линии излучения без непрерывного спектра, обозначаются буквой Р. Встречаются сложные спектры, в которых смешиваются характеристики двух и даже трех спектральных классов. Их обозначают, например, так: G0A2 или G0 + A2.Часто эти спектры принадлежат тесным двойным звездам.
Применение более точных, в том числе спектрофотометрических, методов позволило различать внутри каждого спектрального класса звезды большой или малой светимости. Обнаружилось, что тонкими глубокими спектральными линиями поглощения (характеристика с) обладают звезды-сверхгиганты. У звезд-гигантов вследствие низкого газового давления в атмосферах ионизация облегчена по сравнению со звездами-карликами, в результате чего при той же температуре у первых линии ионизованных усилены по сравнению с линиями нейтральных а у вторых - ослаблены. линии бальмеровской серии, очень чувствительные к так называемому Штарка эффекту, сильно расширены в спектрах звезд-карликов (вследствие большой плотности электронов в атмосферах) и, наоборот, весьма тонки в спектрах звезд-гигантов. Эти и некоторые др. критерии привели к возможности сначала грубо различать спектры звезд-гигантов и звезд-карликов (буквы g и d, стоящие перед буквой, обозначающей спектральный класс), а впоследствии определять и абсолютную звездную величину звезд по их спектру. Последнее обстоятельство открыло пути к определению спектральных параллаксов звезд и сделало возможной двумерную С, в которой звезды подразделяются не только по своим температурам, но и по абсолютным звездным величинам. Наиболее детально двумерная классификация разработана на Йерксской обсерватории (США) в 1940-1943. В двумерной классификации наряду со старым буквенным обозначением С указывается римской цифрой класс светимости по следующей схеме: а - самые яркие звезды-сверхгиганты, Ib - менее яркие звезды-сверхгиганты, - яркие звезды-гиганты, - нормальные звезды-гиганты, - звезды-субгиганты, - звезды главной последовательности. Изредка употребляются еще и для характеристики спектров субкарликов (sd) и белых карликов (wd) соответственно. Установление спектрального класса звезды в двумерной классификации дает широкую характеристику физических свойств ее поверхностных слоев; на основании этих данных теоретическим путем можно установить характеристики звезды в целом, включая ее внутренние области. Двумерная классификация спектров звезд имеет много преимуществ сравнительно с одномерной, но ее распространение на слабые звезды, спектры которых фотографируются обычно с помощью объективной призмы, затруднительно. На Крымской и Абастуманской обсерваториях (СССР) разработаны критерии двумерной классификации слабых звезд.
Лит.: Курс астрофизики и звездной астрономии, под ред. А. А. Михайлова, 3 изд., т. 1, М., 1973, гл. 18; Cannon A. J. and Picketing Е. ., The Henry Draper catalogue, (v.) 1-9, Camb. (Mass.), 1918-1924 (Annals of the Astronomical observatory of Harvard college, v. 91-99); Morgan . ., Keenan .. and Кellman Е., An atlas of stellar spectra with an outline of spectral classification, Chi., 1943.
Д. Я. Мартынов.
|
Для поиска, наберите искомое слово (или его часть) в поле поиска
|
|
 |
 |
 |
|
