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.
Основная (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.
Интенсивности групп линий в спектрах звёзд различных спектральных классов.
Диаграмма спектральный класс—светимость (Диаграмма Герцшпрунга — Рассела)
Основная (гарвардская) спектральная классификация звёзд:
| Класс | Температура (Кельвин) |
Цвет звезды | Особенноси спектров |
|---|---|---|---|
| O | 30 000—60 000 K | Голубые | Линии HI, HeI, HeII, многократно ионизованных SiIV, CIV, CIII, NIII |
| B | 10 000—30 000 K | Бело-голубые | Линии HeI, HI, усиливающиеся к классу A. Слабые линии H, K, CaII |
| A | 7500—10 000 K | Белые | Интенсивные линии HI, линии H, K CaII, усиливающиеся к классу F, cлабые линии металлов (Fe, Mg) |
| F | 6000—7500 K | Желтовато-белые | 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) |
| G | 5000—6000 K | Жёлтые | Интенсивные линии H и K CaII, CaI, линии FeI и FeII. Многочисленные линии др. металлов, интенсивная полоса G. Линии HI слабеют к классу K |
| K | 3500—5000 K | Оранжевые | Наибольшая интенсивность линий H и K CaII, интенсивная линия CaI, линии металлов и полоса G. С подкласса K5 появляются полосы поглощения TiO |
| M | 2000—3500 K | Красные | 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 |
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.
Для запоминания последовательности существуют мнемонические формулы:
- на английском: Oh Be A Fine Girl, Kiss Me Right Now Sweetheart (Выше указаны не все существующие классы)(здесь [1] есть множество вариантов этой последовательности)
- и на русском: Один Бритый Англичанин Финики Жевал Как Морковь
языках.
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 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
|
Это заготовка статьи по астрономии. Вы можете помочь проекту, исправив и дополнив её. |
ca:Tipus espectral cs:Spektrální klasifikace da:Spektralklasse de:Spektralklasse en:Stellar classification es:Clasificación estelar fi:Spektriluokka fr:Type spectral ga:Aicme speictreach gl:Clasificación estelar hu:Csillagászati színképosztályozás id:Klasifikasi bintang it:Classificazione stellare ja:スペクトル分類 lt:Spektrinė klasifikacija nl:Spectraalklasse pl:Typ widmowy pt:Classificação estelar ro:Spectru stelar sk:Spektrálna klasifikácia sl:Spektralna razvrstitev zvezd sv:Spektraltyp vi:Phân loại sao zh:恒星光谱