Астрофизика

Спектральная классификация звезд

Фотосферы звезд испускают излучение, обладающее непрерывным спектром. При прохождении через внешние слои атмосферы характер излучения меняется. Часть излучения поглощается, причем это поглощение может быть непрерывным, когда ослабляется более или менее протяженный участок спектра, и селективным (избирательным), при котором поглощаются узкие участки спектра. В спектре появляются темные линии, вызванные поглощением атомов, и полосы, обусловленные поглощением молекул. Исследование спектральных линий и полос позволяет установить химический состав и физические условия, господствующие во внешних слоях оболочки звезды.
Было разработано несколько классификаций звездных спектров. Наиболее широкое распространение получила классификация разработанная на Гарвардской обсерватории. Она была принята впоследствии за основу и в нее вносились уточнения необходимые для более полного описания свойств той или иной разновидности звезд.
Основным признаком этой классификации являются спектральные изменения, которые возникают при постепенном переходе от одного спектрального класса к другому. Эти изменения отражают уменьшение температуры атмосфер звезд.
Классификация звездных спектров может быть изображена цепочкой, вдоль которой температура уменьшается.

Q, P, W, O — B — A — F — G — K — M.

Дополнительно введены спектральные классы WN и WC, а также спектральные классы R — N, параллельно классам К — М и спектральный класс S, параллельно классу М.

Буква Q принята для обозначения спектральных классов новых звезд. Буквой Р обозначаются спектральные классы спектров планетарных туманностей. Буквой Wобозначаются спектры звезд типа Вольфа — Райе — чрезвычайно горячих звезд, в спектрах которых много ярких эмиссионных линий. В спектре звезд WN видны спектральные линии азота, а в спектре звезд WC — линии углерода. Температуры фотосфер этих звезд очень высоки: от 60 000 до 100 000°.
Краткая характеристика остальных спектральных классов:
О — наиболее заметны линии принадлежащие ионизированному гелию. Иногда видны эмиссионные линии. Температура от 25 000 до 50 000°.
В — наиболее заметны линии поглощения нейтрального гелия. Температура от 15 000 до 25 000°.
А — наиболее интенсивны линии поглощения водорода: бальмеровская серия. Температура от 9 000 до 12 000°.
F — линии бальмеровской серии ослаблены. Появляются хорошо заметные линии Н и К ионизированного кальция. Температура около 7 500°.
G — очень интенсивны линии Н и К. Много линий поглощения атомов металлов. Линии водорода не выделяются на фоне спектра, пересеченного очень большим количеством линий. К этому спектральному классу принадлежит Солнце. Температура около 6 000°.
К — многочисленны линии металлов. Интенсивна полоса G. Становится заметной полоса поглощения молекулы окиси титана. Температура около 5 000°.
М — спектр пересечен полосами поглощения молекулы окиси титана. Фиолетовый конец спектра очень ослаблен. Температура от 2 000 до 3 500°.
Параллельными ветвями идут спектральные классы R, N и S. По температуре и распределению энергии в спектре класс R соответствует классу К, но по линиям поглощения они различаются. Для класса R характерны линии углерода. То же самое относится к классам N и М. Они сходны по температуре, но если в классе М видны полосы поглощения окиси титана, то в классе N — полосы поглощения молекул углерода.
Кроме того, выделен класс S, который по температуре не отличается от класса М, но в его спектре видны полосы поглощения окиси циркония.

Таким образом, при низких температурах становится более заметным различие химического состава звездных оболочек.
В некоторых классификациях звёзды классов R и N (углеродные звёзды) расположены в последовательности от С0 до С9, что приблизительно соответствует неуглеродным звёздам температурных классов от G4 до М.
Каждый из спектральных классов разделяется на 10 подклассов, что отмечается соответствующей цифрой. Солнце относится к подклассу G2. Если в спектре видны эмиссионные линии, то добавляется буква «е», например В5е. Если спектр обладает особенностями не укладывающимися в общую классификацию, то добавляют букву «р», что означает «пекулярный», например Ар.
Температура определяет главный вид спектра. Однако оказалось, что давление газа в области образования спектральных линий влияет на ширину линий. При малых плотности и давлении спектральные линии тонкие и резко очерченные. В этом случае к обозначению спектрального класса добавляется индекс «с», например сА2. Такие звезды обычно являются сверхгигантами. По интенсивности некоторых линий поглощения можно судить о светимости звезды, т. е. является она гигантом или карликом. В первом случае перед спектральным классом звезды ставится индекс «g» (гигант), во втором — «d» (карлик), например gК0, dМ2.
Ряд причин (осевое вращение и др.) приводит к расширению и размыванию спектральных линий. Поэтому введены индексы «n» — диффузные линии, и «s» — резкие линии, которые также пишутся рядом с обычным символом спектрального класса. Наиболее употребительные суффиксы и префиксы, использующиеся в классификации звёздных спектров, приведены ниже:

c — резкие линии
d — карлик = звезда главной последовательности
D — белый карлик
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

Так как Гарвардская классификация с течением времени значительно усложнилась, были сделаны попытки упорядочения спектральной классификации на более широкой основе (например, Йеркская классификация МКК, французская спектрофотометрическая классификация и др.).
В 1943 г. 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 были введены еще два класса (в настоящее время они используются редко):
VI — Субкарлики
VII — Белые карлики

Эти обозначения помещаются после температурного класса и перед любым суффиксом. Например, B3-гигант с эмиссионными линиями классифицировался бы как B3IIIe.
Звезды различных температур имеют различные цвета. У наиболее холодных звезд класса М цвет красноватый. Звезды класса К оранжевые, Солнце и другие звезды класса G — желтые. У звезд класса F светло-желтый цвет, а звезды класса А кажутся совершенно белыми. Еще более высокая температура звезд классов В и О делает их цвет голубоватым.

Если вы нашли ошибку, пожалуйста, выделите фрагмент текста и нажмите Ctrl+Enter.

Комментарии закрыты.

Сообщить об опечатке

Текст, который будет отправлен нашим редакторам: