Астрономия и телескопы
Главная КНИГИ Статьи ГОСТЕВАЯ КНИГА ССЫЛКИ НОВОСТИ Копии старинных атласов

Спектральная классификация звёзд



Спектральная классификация звёзд, разделение звёзд на классы, установленные по различиям в их спектрах (в первую очередь по относительным интенсивностям спектральных линий).

Гарвардская спектральная классификация

Современная (гарвардская) спектральная классификация звёзд, разработанная в Гарвардской обсерватории в 1890—1924 гг. является температурной классификацией, основанной на виде и относительной интенсивности линий поглощения и испускания спектров звёзд. Диапазону эффективных температур звезд от 60000 до 2000 К соответствует последовательность спектральных классов,
Обозначаемых буквами

                -C(R-N)
              /
O-B-A-F-G-K-M
                \
                  -S

Промежуток между соседними классами делится на 10 подклассов - от 0 до 9 - с ростом в сторону уменьшения температуры.
  • Класс О (температура " 30 000—60 000 К) К этому классу принадлежат немногочисленные весьма горячие звёзды с сильно развитым ультрафиолетовым участком спектра. Характерны линии ионизованного гелия. В более поздних подразделениях видны линии нейтрального гелия, многократно ионизованных азота, углерода, кремния. Встречаются звёзды с широкими эмиссионными полосами, источником которых являются также нейтральные и ионизованные атомы гелия и ионизованные атомы азота, углерода и кислорода. Цвет звезды - голубые.
  • Класс В (t " 10 000—30 000 К). Для спектров звёзд этого класса характерно наличие в них линий нейтрального гелия и ионизованных кислорода и азота. Линии водорода хорошо заметны, начиная с В0, и значительно усиливаются при переходе к классу В9. Наоборот, линии гелия к классу В9 ослабляются. Начиная со спектров В5, хорошо заметны линии ионизованного кальция (линия К) и магния (с длиной волны l 4481 ). Цвет звезды - бело-голубые.
  • Класс А (t " 7500—10 000 K). В спектрах преобладают водородные линии бальмеровской серии, достигающие наибольшей интенсивности в классе А0, линии гелия исчезают. Нарастают интенсивности линии К и линии l 4481 , в классе А2 появляется линия нейтрального кальция l 4227 , а в классе А5 - линии нейтрального железа.Цвет звезды белые.
  • Класс F (t " 6000—7500 К). Водородные линии всё ещё наиболее интенсивны, но заметны также многочисленные линии металлов - ионизованных и нейтральных. Очень интенсивны линии Н и К ионизованного кальция. Несколько линий железа и ионизованного титана на спектрограммах с малой дисперсией сливаются, образуя т. н. полосу G (длины волн от 4305 ?до 4315 ). Цвет звезды - желтовато-белыею.
  • Класс G (t " 5000—6000 K). Водородные линии более не выделяются среди мощных спектральных линий металлов и в спектрах G5 - G9 слабее некоторых линий железа. Очень интенсивны линии Н и К. К классу G2 принадлежит Солнце. Цвет звезды - жёлтые.
  • Класс К (t " 3500—5000 К). Линии Н и К, линия l 4227 ?и полоса G достигают наибольшего развития. В классе К5 появляются следы полос поглощения молекулы окиси титана. Непрерывный спектр в ближайшем ультрафиолетовом участке (за линией К) практически отсутствует. Цвет звезды - оранжевые.
  • Класс М (t " 2000—3500 К). К этому классу принадлежат красные звёзды с полосчатым спектром. Особенно выделяются полосы окиси титана. Из атомных линий выделяется только линия l 4227 . Линии Н и К почти не видны. Встречаются спектры М с одной или несколькими водородными линиями бальмеровской серии в виде линий излучения. Цвет звезды - красные

Дополнительные классы
  • Класс W (t "60000-100000 К). 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
  • Класс С (=R-N) (t "2000-350К). 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.
  • Класс S (t "2000-3500К). Циркониевые звёзды. Полосы поглощения ZrO.
  • Спектральный класс L (t " 1500-2000К). Сильные полосы CrH, рубидия, цезия.
  • Спектральный класс T (t " 1000-1500 К). Интенсивные полосы поглощения воды, метана, молекулярного водорода.
  • Для планетарных туманностей введен специальный спектральный класс P, а для новых звезд - класс Q.



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

      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:


      Эти обозначения помещаются после температурного класса и перед любым суффиксом. Например, B3-гигант с эмиссионными линиями классифицировался бы как B3IIIe.

      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).

      Французская спектральная классификация

      Помимо Йеркской классификации существует схожая классификация, которуюрую предолжил французкий астрофизик Д. Шалонж (ее наз. французской). Она основана на характеристиках непрерывного спектра, но таких, которые не искажаются межзвездным поглощением. Одной из таких характеристик явл. бальмеровский скачок D, т.е. логарифм отношения интенсивностей по обе стороны предела Бальмера серии. Это отношение зависит от возбуждения и ионизации водорода, т.е. главным. образом от температуры. Второй характеристикой является длина волны , у которой кончается бальмеровская серия и начинается непрерывный спектрю Этот параметр зависит от плотности газа и характеризует класс светимости. Иногда в качестве характеристики используют наклон спектра в синей области, но ее можно применять только для близких звезд, для которых нет заметного межзвездного поглощения. Третьим параметром спектральной классификации (помимо темп-ры T и светимости L) явл. хим. состав, точнее относительное содержание в атмосферах звезд хим. элементов тяжелее гелия. Влияние хим. состава особенно сказывается на интенсивности линий металлов у карликов С.к. F и G, а также молекулярных полос у K-M-гигантов. Применение химического состава в качестве параметра классификации позволило решить проблему субкарликов, т.е. показать, что субкарлики являются обычными звездами главной последовательности с пониженным содержанием тяжелях элементов и не образуют отдельного класса светимости.

      Диаграмма Герцшпрунга—Рассела


      В 1905г Эйнар Герцшпрунг (Голландия) установил зависимость светимости звезд с их спектральными классами, сопоставляя данные наблюдений. опубликованы они были (в 1905-м и 1907 годах) в узкоспециализированном «Журнале научной фотографии» (Zeitschrift für Wissenschaeftliche Photographie), издающемся к тому же на немецком языке, и публикация эта поначалу попросту осталась незамеченной астрономами. В 1913г Генри Рессел (США) также независимо установил данную зависимость и представил ее графически. Зависимость "спектр-светимость" получила название диаграммы Герцшпрунга-Рессела. Диаграмма показывает зависимость между абсолютной звёздной величиной, светимостью, спектральным классом и температурой поверхности звезды.
      Диаграмма Герцшпрунга—Рассела для звездного скопления показывает, сколько звезд находится на каждой стадии эволюции. Вместе с теоретическими представлениями об увеличении скорости эволюции с ростом звездной массы, это позволяет определять возраст скоплений. Если по вертикальной оси откладывать для скопления видимую, а не абсолютную звездную величину, то появляется возможность оценить расстояние до этого скопления.
      Диаграммы Герцшпрунга—Рассела полезны также для отображения последовательности изменений цвета и светимости отдельной звезды в ходе эволюции - до попадания на главную последовательность, при нахождении на ней и после ухода с нее. В итоге появляется эволюционный трек звезды. В 1911–24гг астрономы Холм, Рассел, Герцшпрунг и Эддингтон установили, что для звезд главной последовательности существует связь между светимостью L и массой М, и построили диаграмму масса–светимость. Приближенно зависимость “масса- светимость” выражается отношением L≈m3,9.
      Любая звезда известного спектрального класса и светимости может быть отображена на диаграмме Герцшпрунга—Рассела отдельной точкой. Особый смысл диаграмма приобретает в том случае, когда она строится для группы связанных между собой звезд, например, звездного скопления. Для любой такой совокупности звезд точки распределяются неслучайным образом: большинство их оказывается в полосе, идущей по диагонали от верхнего левого края вниз направо (так называемой главной последовательности). Это связано с тем, что основным фактором, определяющим спектральный класс звезды и ее светимость, является ее масса. Главная последовательность - это, по существу, последовательность масс.
      Если бы между светимостями и их температурами не было никакой зависимости, то все звезды распределялись на такой диаграмме равномерно. Но на диаграмме обнаруживаются несколько закономерностей, которые называют последовательностями. Большинство звезд (около 90 %), располагаются на диаграмме вдоль длинной узкой полосы, называемой главной последовательностью. Она протянулась из верхнего левого угла (от голубых сверхгигантов) в нижний правый угол (до красных карликов). К звездам главной последовательности относится Солнце, светимость которого принимают за единицу. Точки, соответствующие гигантам и сверхгигантам, располагаются над главной последовательностью справа, а соответствующие белым карликам – в нижнем левом углу, под главной последовательностью.
      По распределению звезд в соответствии с их светимостью и температурой на диаграмме Герцшпрунга–Рассела выделены следующие классы светимости:
    • сверхгиганты – I класс светимости;
    • гиганты – II класс светимости;
    • звезды главной последовательности – V класс светимости;
    • субкарлики – VI класс светимости;
    • белые карлики – VII класс светимости.
      Принято указывать класс светимости после спектрального класса звезды. Солнце – звезда G2V.
      Звезды главной последовательности – нормальные звезды, похожие на Солнце, в которых происходит сгорание водорода в термоядерных реакциях. Главная последовательность – это последовательность звезд разной массы. Самые большие по массе звезды располагаются в верхней части главной последовательности и являются голубыми гигантами. Самые маленькие по массе звезды – карлики. Они располагаются в нижней части главной последовательности. Параллельно главной последовательности, но несколько ниже ее располагаются субкарлики. Они отличаются от звезд главной последовательности меньшим содержанием металлов.









      Общий вид диаграммы Герцшпрунца—Рассела.
      Диаграмма имеет две оси, но каждая маркирована двумя способами Температура и спектр (O, B, A F, G, K, M) Светимость - в светимостях Солнца и в абсолютных звёздных величинах. Последовательности звёзд: (главная, красные гиганты, сверхгиганты, субкарлики, белые карлики,
      Диаграмма Герцшпрунца—Рассела представляет собой график, на котором по вертикальной оси отсчитываетсясветимость (интенсивность светового излучения) звезд, а по горизонтальной —наблюдаемая температура их поверхностей. Оба этих количественных показателяподдаются экспериментальному измерению при условии, что известно расстояние отЗемли до соответствующей звезды. Чисто исторически сложилось так, что погоризонтальной оси х температуру поверхности звезд откладывают в обратномпорядке: то есть, чем жарче звезда, тем левее она находится; это чистаяусловность.


      Copyright MyCorp © 2017Бесплатный хостинг uCoz