Спектральная классификация звезд

Спектральная классификация  звезд

В 1859г  выдающийся немецкий физик Густав Кирхгоф (1824-1887) и его коллега, известный химик Роберт Бунзен (1811-1899), сравнивая длины волн фраунгоферовых линий в спектре Солнца и линий излучения паров различных веществ, обнаружили на Солнце натрий, железо, магний, кальций, хром и другие металлы. Каждый раз светящимся лабораторным линиям земных газов соответствовали тёмные линии в спектре Солнца. Г.Р.Кирхгоф  и Р.В.Бунзен открыли спектральный анализ, сделав вывод: газы поглощают те же длины волн, которые излучают в нагретом состоянии. В начальном приближении, сплошной спектр излучения звезды близок к излучению абсолютно чёрного тела с температурой, равной температуре её фотосферы, которую можно оценить по закону смещения Вина, но для удалённых звёзд этот метод неприменим из-за неравномерного поглощения света различных участков спектра межзвёздной средой. Более точным методом является оптическая спектроскопия, позволяющая наблюдать в спектрах звёзд линии поглощения, имеющие различную интенсивность в зависимости от температуры и типа звезды. Для некоторых типов звёзд в спектрах наблюдаются и линии испускания. 
    Спектральная классификация в первую очередь основана на температурной последовательности, но может учитываться и класс светимости. Иногда при классификации указывают и дополнительную информацию относительно спектра звезды (например, появление эмиссионных линий или наличие необычно сильных металлических линий). 
    Сходные спектры были сгруппированы, сперва в 1862г Анжело Секки (1818-1878, Италия), давшему первую спектральную классификацию по цвету: белые, желтоватые, красные, очень красные. Существующие буквенные обозначения классов восходят к первой классификации, предпринятой в Обсерватории Гарвардского колледжа (финансируемой по завещанию Генри Дрэпера) и опубликованной в 1890 году. Первоначально введенные классы, обозначенные буквами A - Q, впоследствии были упорядочены в порядке температурной последовательности, в результате чего окончательно установилось деление на основные классы с буквенными обозначениями O, B, A, F, G, K и M. Основные классы могут быть разделены далее на 10 подклассов, обозначаемых цифрами от 0 до 9 (например, A0, K5).

Основная (гарвардская) спектральная классификация звёзд
Класс	Температура,  K	Истинный цвет	Видимый цвет[8][9]	Масса,  M☉	Радиус,  R☉	Светимость,  L☉	Линии водорода	Доля* в глав. послед.,  %[10]	Доля*нa ветв. бел.к.,  %[10]	Доля* гигантских,  %[10]
O	30 000—60 000	голубой	голубой	60	15	1 400 000	слабые	~0,00003034	-	-
B	10 000—30 000	бело-голубой	бело-голубой и белый	18	7	20 000	средне	0,1214	21,8750	-
A	7500—10 000	белый	белый	3,1	2,1	80	сильны	0,6068	34,7222	-
F	6000—7500	жёлто-белый	белый	1,7	1,3	6	средне	3,03398	17,3611	7,8740
G	5000—6000	жёлтый	жёлтый	1,1	1,1	1,2	слабы	7,6456	17,3611	25,1969
K	3500—5000	оранжевый	желтовато-оранжевый	0,8	0,9	0,4	очень слабы	12,1359	8,6806	62,9921
M	2000—3500	красный	оранжево-красный	0,3	0,4	0,04	очень слабы	76,4563	-	3,9370

Основная (гарвардская) спектральная классификация Современная (гарвардская) спектральная классификация звёзд, разработанная в Гарвардской обсерватории в 1890—1924 годах является температурной классификацией, основанной на виде и относительной интенсивности линий поглощения и испускания спектров звёзд.

* Примечание к таблице: Данные вычислены по количеству звёзд с абсолютной звёздной величиной более +16 в окрестностях Солнца в 10000 пк³ (радиус 10,77 пк = 35,13 св. л.). Это позволяет воспроизвести приблизительную картину распределения звёзд по спектральным классам, хотя бы для звёзд на расстоянии от Галактического центра до Солнца. (Колонка Доля гигантских содержит Гигантов, Ярких гигантов и Сверхгигантов)^[10]

Диаграмма спектральный класс—светимость (диаграмма Герцшпрунга — Рассела)

Внутри  класса звёзды делятся на подклассы  от 0 (самые горячие) до 9 (самые холодные). Солнце имеет спектральный класс G2 и эквивалентную температуру фотосферы 5780 K

 

 

Йеркская классификация с учётом светимости (МКК) 

 Зависимость вида спектра от светимости отражена в более новой йеркской классификации (называемой также МКК по инициалам её авторов), разработанной в Йеркской обсерватории Yerkes Observatory). В 1943г В.В. Морган, П.К. Кинан и Э. Келлман определили спектральные критерии для классов светимости , а также выбрали образцы звезд в качестве стандартов для каждого из гарвардских подклассов. Классы светимости обозначаются большими римскими цифрами:.

Ia	Сверхгиганты с большой светимостью
Ib	Сверхгиганты с меньшей светимостью
II	Яркие гиганты
III	Нормальные гиганты
IV	Субгиганты
V	Карлики/Главная последовательность

Позже в 1953 году были введены еще два класса (в  настоящее время они используются редко):

VI Субкарлики. 
VII Белые карлики. 
Солнце, будучи жёлтым карликом, имеет йеркский спектральный класс G2V.

Эти абличные обозначения помещаются после температурного класса и перед любым суффиксом.

c	резкие линии	k	межзвездные линии
d	карлик = звезда главной последовательности	m	сильные линии металлов
D	белый карлик	n	диффузные линии
e	эмиссия (эмиссия водорода в O-звездах)	nn	очень размытые диффузные линии
em	эмиссия в линиях металлов	p	пекулярный спектр
ep	пекулярная эмиссия	s	резкие линии
eq	эмиссия с поглощением на более  коротких волнах	sd	субкарлик
f	эмиссия гелия и неона в O-звездах	wd	белый карлик
g	гигант	wk	слабые линии

 

  Например, B3-гигант  с эмиссионными линиями классифицировался  бы как B3IIIe.  
 По мере того, как научные исследования дают все более детальную информацию, система классификации продолжает развиваться и уточняться. Другие классификации включают S-звезды и углеродные звезды, прежде называвшиеся R- и N-звездами, а теперь располагаемые в последовательности от C0 до C9, что приблизительно соответствует неуглеродным звездам температурных классов от G4 до M. Чтобы отразить дополнительную информацию о спектре, в классификации используются различные префиксы и суффиксы. Наиболее употребительные из них даны в таблице. 
     Таким образом, если гарвардская классификация определяет абсциссу диаграммы Герцшпрунга — Рассела, то йеркская — положение звезды на этой диаграмме. Дополнительным преимуществом йеркской классификации является возможность по виду спектра звезды оценить её светимость и, соответственно, по видимой величине — расстояние (метод спектрального параллакса).

Дополнительные  спектральные классы и сегодняшняя  классификация

C

-

R

WN

С

-

N

W

C

-

H

WC

/

O

-

B

-

A

-

F

-

G

-

K

-

M

-

L

-

T

\

D

S

Выделяют также дополнительные спектральные классы для некоторых  классов звёзд: 

• W — звёзды Вольфа — Райе, очень тяжёлые яркие звёзды с температурой порядка 70000 K и интенсивными эмиссионными линиями в спектрах. 
• L и T — коричневые карлики, объекты, переходные между звёздами и планетами, с температурой 1500—2000 K и около 1000 K соответственно. 
• C — углеродные звёзды, гиганты с повышенным содержанием углерода 
• S — циркониевые звёзды 
• D — белые карлики

 

Класс	Т,  К	Цвет звезды	Особенности спектров	Типичные звезды
W	60000-100000	Голубой	Звёзды Вольфа-Райе, очень тяжёлые яркие звёзды с температурой порядка 70000 K и интенсивными эмиссионными линиями в спектрах. Излучение в линиях He II, He I, N I, N III-V, O III-VI, C II-IV	S Золотой Рыбы
O	30000-60000	Голубой	Линии HI, HeI, HeII, многократно ионизованных SiIV, CIV, CIII,NIII	z Кормы, l Ориона, l Персея
B	10000-30000	Бело-голубой	Линии HeI, HI, усиливающиеся к классу A. Слабые линии H, K, CaII	e Ориона, a Девы, g Ориона
A	7500-10000	Белый	Интенсивные линии HI, линии H, K CaII, усиливающиеся к классу F, cлабые линии металлов (Fe, Mg)	a Большого Пса, a Лиры, g Близнецов
F	6000-7500	Жёлто-белый	Линии H и K CaII и линии металлов, усиливающиеся к классу G, линии HI ослабевают. Появляется линия CaI и полоса G (линии Fe, Ca, Ti)	d Близнецов, a Малого Пса, a Персея
G	5000-6000	Жёлтый	Интенсивные линии H и K CaII, CaI, линии FeI и FeII. Многочисленные линии др. металлов, интенсивная полоса G. Линии HI слабеют к классу K	Солнце, a Возничего
K	3500-5000	Оранжевый	Наибольшая интенсивность линий H и K CaII, интенсивная линия CaI, линии металлов и полоса G. С подкласса K5 появляются полосы поглощения TiO	a Волопаса, b Близнецов, a Тельца
M	2000-3500	Красный	Интенсивные полосы поглощения TiO и др. молекулярные полосы, линии металлов, H и K CaII, CaI, полоса G слабеет. У переменных типа о Кита имеются линии излучения HI	a Ориона, a Скорпиона, o Кита, Проксима Центавра
L	1500-2000	Тёмно-красный	Полосы TiO и VO отсутствуют. Видна сильная полоса CrH, сильные линии Rb и Cs, широкие линии калия и натрия.
T	1000-1500	Красно-коричневый	Коричневые карлики, объекты, переходные между звёздами и планетами. Интенсивные  полосы поглощения воды, метана и молекулярного  водорода.
Дополнительные  классы			Звёзды с аномальным химическим составом
С-R  С-N  С-H	2000-3500	Красный	Углеродные звёзды, гиганты с повышенным содержанием углерода. Молекулярные полосы поглощения C2 и его соединений CH, CO, CN. У звезд R0–R3 имеются относительно слабые полосы C2 и CN, тогда как в  типах R5–R8 эти полосы сильны, а также  имеется континуум, простирающийся как минимум до 3900 A. У N-звезд полосы C2 и CN также сильны, но континуум  обрывается до 4000 A... В 1993 году Keenan провел ревизию MK-классификации и разделил углеродные звезды на три последовательности: C-R, C-N и C-H с подклассами до C-R6, C-N9 и C-H6, определяемыми по температуре. Новые последовательности моделировали старую R-N систему с отдельной категорией для CH-звезд, которые ранее классифицировались как R-пекулярные.	R Северной Короны
S	2000-3500	Красный	Циркониевые звёзды. Полосы поглощения ZrO
D		Белый	Белые карлики