Спектральный класс

Спектральный класс

Спектральная классификация Моргана-Кинана

Спектра́льные кла́ссы — классификация звёзд по спектру излучения, в первую очередь, по температуре фотосферы.

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.

Классы Анджело Секки

В 1860—1870-х годах пионер звёздной спектроскопии Анджело Секки (итал. Pietro Angelo Secchi) создал первую классификацию звёздных спектров. В 1866 году он разбил наблюдаемые спектры звёзд на три класса в порядке убывания температуры поверхности звезды и соответствующего изменения цвета.^[1][2][3] В 1868 году Секки открыл углеродные звёзды, которые выделил в отдельную четвёртую группу.^[4] А в 1877 году он добавил пятый класс.^[5]

• Класс I — белые и голубые звезды с широкими линиями поглощения водорода в спектре, такие, как Вега и Альтаир; включает в себя современные класс A и начало класса F.
  • Класс I, подтип Ориона — звёзды класса I с узкими линиями в спектре вместо широких полос, такие, как Ригель и γ Ориона; соответствует началу современного класса B.
• Класс II — жёлтые и оранжевые звёзды со слабыми линями водорода, но с отчётливыми линями металлов, такие, как Солнце, Арктур и Капелла; включает в себя современные классы G и К, а также конец класса F.
• Класс III — оранжевые и красные звёзды, в спектре которых линии образуют полосы, темнеющие в сторону синего, такие, как Бетельгейзе и Антарес; соответствует современному классу М.
• Класс IV — красные звёзды с сильными полосами и линиями углерода, углеродные звёзды.
• Класс V — звёзды с эмиссионными линиями, такие, как γ Кассиопеи и β Лиры.

Позднее Эдуард Пикеринг изменил определение класса V, разделив его на горячие звёзды с эмиссионные линиями гелия, углерода и азота (звёзды Вольфа — Райе) и планетарные туманности.^[6]

Предложенное Секки деление спектров было общепринятым вплоть до конца 1890-х годов, когда постепенно к середине XX века было заменено Гарвардской классификацией, которая описывается ниже.^[7][6]

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.

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., %
O	30 000—60 000	голубой	голубой	60	15	1 400 000	слабые	~0,00003
B	10 000—30 000	бело-голубой	бело-голубой и белый	18	7	20 000	средне	0,13
A	7500—10 000	белый	белый	3,1	2,1	80	сильны	0,6
F	6000—7500	жёлто-белый	белый	1,7	1,3	6	средне	3
G	5000—6000	жёлтый	жёлтый	1,1	1,1	1,2	слабы	8
K	3500—5000	оранжевый	желтовато-оранжевый	0,8	0,9	0,4	очень слабы	13
M	2000—3500	красный	оранжево-красный	0,3	0,4	0,04	очень слабы	> 78

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. ^[10]

Йеркская классификация с учётом светимости (МКК)

Дополнительным фактором, влияющим на вид спектра, является плотность внешних слоёв звезды, зависящая, в свою очередь от её массы и плотности, то есть, в конечном итоге, от светимости. Особенно сильно зависят от светимости SrII, BaII, FeII, TiII, что приводит к различию в спектрах звёзд-гигантов и карликов одинаковых гарвардских спектральных классов.

Зависимость вида спектра от светимости отражена в более новой йеркской классификации, разработанной в Йеркской обсерватории (Yerkes Observatory) У. Морганом, Ф. Кинаном и Э. Келман, называемой также МКК по инициалам её авторов.

В соответствии с этой классификацией звезде приписывают гарвардский спектральный класс и класс светимости:

• I — сверхгиганты
• II — яркие гиганты
• III — гиганты
• IV — субгиганты
• V — карлики (звезды главной последовательности)
• VI — субкарлики
• VII — белые карлики

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).

Солнце, будучи жёлтым карликом, имеет йеркский спектральный класс G2V.

Дополнительные спектральные классы

Выделяют также дополнительные спектральные классы для некоторых классов небесных тел:

• W — звёзды Вольфа — Райе, очень тяжёлые яркие звёзды с температурой порядка 70000 K и интенсивными эмиссионными линиями в спектрах.
• L — звёзды или коричневые карлики с температурой 1500—2000 K и соединениями металлов в атмосфере.
• T — метановые коричневые карлики с температурой 700—1500 K.
• Y — очень холодные (метано-аммиачные?) коричневые карлики с температурой ниже 700 K.
• C — углеродные звёзды, гиганты с повышенным содержанием углерода. Ранее относились к классам R и N.
• S — циркониевые звёзды
• D — белые карлики
• Q — новые звёзды
• P — планетарные туманности

Характеристические особенности в классе

У некоторых объектов может наблюдаться дополнительные особенности в спектре. Чтобы указать на эти особенности к обозначению добавляют дополнительные префиксы и постфиксы.

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

Мнемоника

Для запоминания основной последовательности гарвардской классификации существуют мнемонические формулы:

• на английском языке: Oh Be A Fine Girl, Kiss Me Right Now Sweetheart (здесь есть множество вариантов этой последовательности)
• на русском языке: Один Бритый Англичанин Финики Жевал Как Морковь;
• вариант, намекающий на Бориса Александровича Воронцова-Вельяминова: О, Борис Александрович Финики Жевал Как Морковь;
• модификация, включающая классы W, R, N, S: Вообразите: Один Бритый Англичанин Финики Жевал Как Морковь - Разве Не Смешно?;
• О, Борис Александрович! Физики Ждут Конца Мучений (имеется в виду также Борис Александрович Воронцов-Вельяминов).
• Также версия О.Н. Востряковой "ОБА Фраера Гуляют Как Могут.

Примечания

1. ↑ Pietro Angelo Secchi. Analyse spectrale de la lumière de quelques étoiles, et nouvelles observations sur les taches solaires (фр.) // Comptes rendus hebdomadaires des séances de l’Académie des sciences. — Juillet—Décembre 1866. — Vol. 63. — P. 364—368. (Проверено 21 октября 2009)
2. ↑ Pietro Angelo Secchi. Nouvelles recherches sur l'analrse spectrale de la lumière des étoiles (фр.) // Comptes rendus hebdomadaires des séances de l’Académie des sciences. — Juillet—Décembre 1866. — Vol. 63. — P. 621—628. (Проверено 21 октября 2009)
3. ↑ J. B. Hearnshaw. The analysis of starlight: One hundred and fifty years of astronomical spectroscopy. — Cambridge University Press, 1987. — P. 62—63. — 546 p. — ISBN 0-521-25548-1, ISBN 978-0-521-25548-6.
4. ↑ J. B. Hearnshaw. — 1987. — P. 62—63.
5. ↑ J. B. Hearnshaw. — 1987. — P. 60.
6. ↑ ^{1 2} James B. Kaler. Stars and their spectra: an introduction to the spectral sequence. — Cambridge University Press, 1997. — P. 62—63. — 300 p. — ISBN 0-521-58570-8, ISBN 978-0-521-58570-5. (Проверено 21 октября 2009)
7. ↑ Stephen Gottesman. Classification of stellar spectra: Some history (англ.) (4 February 2004). (Проверено 21 октября 2009)
8. ↑ The Guinness book of astronomy facts & feats, Patrick Moore, 1992, 0-900424-76-1
9. ↑ The Colour of Stars. Australia Telescope Outreach and Education (December 21 2004). Проверено 26 сентября 2007. — Explains the reason for the difference in color perception.
10. ↑ Солнце // Физика космоса / под редакцией Р. А. Сюняева. — 2-е изд. — М.: Советская энциклопедия, 1986. — С. 37.