Русская Википедия:Спектральная классификация звёзд
Спектральная классификация звёзд — классификация звёзд по особенностям их спектров. Спектры звёзд сильно различаются, хотя в большинстве своём являются непрерывными с линиями поглощения. Современная спектральная классификация является двухпараметрической: вид спектра, зависящий в первую очередь от температуры, описывается спектральным классом, а светимость звезды описывается классом светимости. Также классификация может учитывать дополнительные особенности спектра.
Основные спектральные классы звёзд в порядке уменьшения температуры, от более голубых к более красным — O, B, A, F, G, K, M. Большинство звёзд, в том числе и Солнце, относится к этим спектральным классам, но существуют и другие классы: например, L, T, Y для коричневых карликов или C, S для углеродных и циркониевых звёзд. Основные спектральные классы делятся на подклассы, обозначаемые цифрой после обозначения класса, от 0 до 9 (кроме O, подклассы которого — от 2 до 9) в порядке понижения температуры. Классы звёзд более высоких температур условно называют ранними, более низких температур — поздними.
Звёзды одного спектрального класса могут иметь разные светимости. При этом спектральные классы и светимости распределены не случайным образом: между ними есть определённая связь, и на диаграмме спектральный класс — абсолютная звёздная величина звёзды группируются в отдельных областях, каждой из которых и соответствует класс светимости. Классы светимости обозначаются римскими цифрами от I до VII, от более ярких к более тусклым. Светимость звезды оказывает некоторое влияние на вид её спектра, так что между спектрами звёзд одного спектрального класса и разных классов светимости есть различия.
Спектральные особенности, которые не вписываются в данную классификацию, принято обозначать дополнительными символами. Например, наличие эмиссионных линий обозначается буквой e, а пекулярные спектры обозначаются буквой p.
Развитие спектроскопии в XIX веке дало возможность классифицировать спектры звёзд. В 1860-х годах одну из первых классификаций, которая использовалась до конца XIX века, разработал Анджело Секки. На рубеже XIX и XX веков астрономами Гарвардской обсерватории была создана Гарвардская классификация, в которой спектральные классы приобрели близкий к современному вид, а в 1943 году была создана Йеркская классификация, в которой появились классы светимости и которая с некоторыми изменениями используется до сих пор. Доработка этой системы продолжалась как в результате открытия новых объектов, так и благодаря увеличению точности спектральных наблюдений.
Спектры звёзд
Спектры звёзд играют очень важную роль при изучении многих их характеристик. Спектры большинства звёзд являются непрерывными с наложенными на них линиями поглощения, но у некоторых звёзд в спектрах бывают эмиссионные линии[1]Шаблон:Sfn.
Очень упрощённо можно рассматривать поверхность звезды как источник непрерывного спектра, а атмосферу — как источник линий, но в реальности между ними нет чёткой границы. В качестве простой модели звезды можно взять излучение абсолютно чёрного тела, спектр которого описывается законом Планка, и, хотя зачастую они оказываются совсем непохожими, для звёзд широко используется понятие эффективной температуры — температуры, которую должно иметь абсолютно чёрное тело тех же размеров, что и звезда, чтобы иметь такую же светимостьШаблон:SfnШаблон:Sfn.
При этом оказывается, что спектры звёзд очень сильно различаются. В спектре могут доминировать короткие или длинные волны, что влияет на цвет звезды. Спектральные линии же могут быть немногочисленными, а могут, наоборот, заполнять большую часть спектраШаблон:SfnШаблон:Sfn.
Современная классификация
Современная спектральная классификация учитывает два параметра. Первый — это собственно спектральный класс, который описывает вид спектра и линий в нём и зависит в основном от температуры звездыШаблон:Sfn. Второй параметр зависит от светимости звезды, и, соответственно, называется классом светимости: у звёзд одного спектрального класса могут значительно отличаться светимости, причём детали спектра в таких случаях также различаются. Кроме того, при наличии особенностей в спектре звезды, например, эмиссионных линий, могут использоваться дополнительные обозначения[2]. В классификации учитываются параметры и особенности спектра не только в оптическом диапазоне, но и в инфракрасном и ультрафиолетовом. Обычно на практике для определения класса той или иной звезды её спектр сравнивают с хорошо известными спектрами определённых звёзд-стандартовШаблон:Sfn.
Описанная система называется Йеркской классификацией по названию Йеркской обсерватории, где она была разработана, или системой Моргана — Кинана по фамилиям разработавших её астрономов[3]Шаблон:Sfn. В этой системе класс Солнца, имеющего спектральный класс G2 и класс светимости V, записывается как G2VШаблон:Sfn.
Спектральные классы
Подавляющее большинство звёзд может быть отнесено к одному из основных классов: O, B, A, F, G, K, M. В таком порядке эти классы образуют непрерывную последовательность по уменьшению эффективной температуры звезды и по цвету — от голубых к красным[4].
Каждый из этих классов, в свою очередь, делится на подклассы от 0 до 9 в порядке уменьшения температуры[5]. Обозначение подкласса ставится после обозначения класса: например, G2Шаблон:Sfn. Исключение составляет класс O: в нём используются классы от O2 до O9[6]. Иногда используются дробные классы, например, B0.5. Более высокотемпературные классы и подклассы называются ранними, низкотемпературные — позднимиШаблон:Sfn. В качестве условной границы между ними может быть взят класс Солнца G2Шаблон:Sfn или другие классы[7], также между ранними и поздними классами может выделяться промежуток «солнечных» классов F и G[8].
У звёзд разных спектральных классов оказываются разными не только температуры и цвета, но и спектральные линии. Например, в спектрах звёзд класса M наблюдаются линии поглощения различных молекулярных соединений, а у звёзд класса O — линии многократно ионизованных атомовШаблон:Sfn. Это напрямую связано с температурой поверхности звезды: при повышении температуры молекулы распадаются на атомы и повышается степень ионизации последнихШаблон:Sfn. На интенсивность разных линий также влияет химический состав звездыШаблон:Sfn.
Звёзды распределены по спектральным классам крайне неравномерно: к классу M принадлежит примерно 73 % звёзд Млечного Пути, к классу K ещё около 15 %, в то время как звёзд класса O — 0,00002 %[9]. Однако из-за того, что более яркие звёзды видны с бо́льших расстояний, а звёзды ранних спектральных классов обычно и являются более яркими, наблюдаемое распределение звёзд по классам часто выглядит иным образом: например, среди звёзд с видимой величиной ярче 8,5m больше всего распространены класс K и A, составляющие, соответственно, 31 % и 22 % всех звёзд, а наименее распространены классы M и O — их, соответственно, 3 % и 1 %[10]Шаблон:Sfn.
Кроме основных спектральных классов существуют и другие для звёзд, которым не подходит описанная классификация. Это, например, классы L, T, Y для коричневых карликов[4] или C, S для углеродных звёзд и циркониевых звёздШаблон:Sfn. Для звёзд Вольфа — Райе используют класс W, для планетарных туманностей — P, для новых звёзд — QШаблон:Sfn.
Для запоминания основной последовательности существует мнемоническая фраза: Oh Be A Fine Girl (Guy), Kiss Me[4]. Фразы, построенные с аналогичной целью, существуют и на русском языке: Один Бритый Англичанин Финики Жевал Как Морковь, а также О Борис Александрович, Физики Ждут Конца Мучений[11].
| Класс | Температура (K)Шаблон:Sfn | ЦветШаблон:Sfn | Показатель цвета B−VШаблон:Sfn | MV (для главной последовательности)[10] |
|---|---|---|---|---|
| O | > 30 000 | Голубой | −0,3 | −5,7…−3,3 |
| B | 10 000—30 000 | Бело-голубой | −0,2 | −4,1…+1,5 |
| A | 7400—10 000 | Белый | 0 | +0,7…+3,1 |
| F | 6000—7400 | Жёлто-белый | +0,4 | +2,6…+4,6 |
| G | 5000—6000 | Жёлтый | +0,6 | +4,4…+6,0 |
| K | 3800—5000 | Оранжевый | +1,0 | +5,9…+9,0 |
| M | 2500—3800 | Красный | +1,5 | +9,0…+16 |
Классы светимости
Шаблон:Основная статья Звёзды, относящиеся к одному спектральному классу, могут иметь сильно различающиеся светимости и абсолютные звёздные величины, поэтому для описания свойств звезды одного спектрального класса недостаточно. Звёзды на диаграмме Герцшпрунга — Рассела, где они отмечены по спектральному классу и абсолютной звёздной величине, распределены не равномерно, а сосредоточены в нескольких областях диаграммы. Поэтому класс светимости не напрямую связан со светимостью, а соответствует той или иной области диаграммыШаблон:Sfn. У звёзд одного класса светимости могут сильно различаться[12], но класс светимости действительно позволяет различать звёзды одного спектрального класса и разных светимостей[13].
Классы светимости обозначаются римскими цифрами, которые ставятся после спектрального класса. Основные классы светимости в порядке уменьшения светимостиШаблон:Sfn[13]Шаблон:Sfn:
- I — сверхгиганты. Выделяют несколько подклассов:
- 0, Ia-0 или Ia+ — ярчайшие сверхгиганты или гипергиганты.
- Ia — яркие сверхгиганты.
- Iab — нормальные сверхгиганты.
- Ib — сверхгиганты низкой светимости.
- II — яркие гиганты.
- III — гиганты.
- IV — субгиганты.
- V — звёзды главной последовательности (карлики). Самый многочисленный класс светимости: к нему относится 90 % всех звёздШаблон:Sfn[14].
- VI — субкарлики.
- VII — белые карлики.
В редких случаях выделяют класс светимости VIII, к которому принадлежат ядра планетарных туманностей, превращающиеся в белые карликиШаблон:Sfn.
В каждом классе светимости есть определённая связь между спектральным классом и светимостьюШаблон:Sfn. Так, например, звёзды главной последовательности тем ярче, чем более ранний их спектральный класс: от +16m для звёзд класса M8V до −5,7m для звёзд класса O5V (см. вышеШаблон:Переход)[10].
Эффекты светимости
Звёзды одного спектрального класса, но разных классов светимости отличаются не только абсолютной звёздной величиной. Некоторые спектральные особенности становятся более выраженными или, наоборот, слабеют при переходе к более ярким классам светимости. В английской литературе такие явления называются эффектами светимости (Шаблон:Lang-en)Шаблон:SfnШаблон:Sfn.
Гиганты и сверхгиганты имеют гораздо большие размеры, чем звёзды главной последовательности тех же спектральных классов, при практически той же массе. Следовательно, ускорение свободного падения у поверхностей ярких звёзд оказывается ниже, поэтому и плотность, и давление газа там меньше. Это приводит к появлению различных эффектов светимостиШаблон:Sfn.
Например, один из самых распространённых эффектов светимости состоит в том, что у более ярких звёзд спектральные линии оказываются более узкими и глубокими. В звёздах более ярких классов светимости более сильны линии ионизованных элементов, а сами эти звёзды более холодные и более красные, чем звёзды главной последовательности тех же спектральных классовШаблон:Sfn. Все эти особенности позволяют только по виду спектра определять класс светимости звезды и, следовательно, её светимость вообще[13]Шаблон:Sfn.
Дополнительные обозначения
В случае, если спектр звезды обладает какими-то особенностями, это отражается дополнительным обозначением, добавляемым к обозначению её класса (перед или за ним). Например, если в спектре звезды класса B5 есть эмиссионные линии, то её спектральным классом будет B5eШаблон:Sfn.
| Обозначение | Описание спектра |
|---|---|
| c, s | Узкие глубокие линии |
| comp | Объединённый спектр двух звёзд разных классов (спектрально-двойная звезда) |
| e | Эмиссионные линии, обычно имеется в виду водород (например, у Be-звёзд)Шаблон:Sfn |
| [e] | Запрещённые эмиссионные линии (например, у B[e]-звёзд)Шаблон:Sfn |
| f, (f), ((f)), f*, f+[комм. 1] | Определённые эмиссионные линии He II и N III в звёздах класса OШаблон:Sfn |
| k | Линии поглощения межзвёздной среды |
| m | Сильные линии металлов |
| n, nn | Широкие линии (например, из-за вращения) |
| neb | Спектр дополнен спектром туманности |
| p | Пекулярный спектр |
| sd | Субкарлик |
| sh | Оболочечная звезда |
| v, var | Переменный спектральный класс |
| wd | Белый карлик |
| wk, wl | Слабые линии |
| : | Неточность в определении класса |
Промежуточные спектральные классы
Иногда спектр звезды проявляет характеристики спектров разных классов. Например, если в спектре наблюдаются как эмиссионные линии, характерные для звезды Вольфа — Райе класса WN6, так и те, что характерны для голубого сверхгиганта класса O2If*, её класс будет записываться как O2If*/WN6. Такие звёзды в английских источниках называются slash stars (букв. «слеш-звёзды»)Шаблон:Sfn. Если же звезда проявляет промежуточные характеристики между двумя классами, то может использоваться как знак /, так и -[13][16][17]: например, Процион имеет спектральный класс F5V-IV[18].
Характеристики звёзд различных классов
Класс O
К спектральному классу O относятся наиболее горячие звёзды. Температура их поверхности составляет более 30 тысяч кельвинов, и они имеют голубой цвет: показатель цвета B−V для таких объектов составляет около −0,3m[4]Шаблон:SfnШаблон:Sfn.
В отличие от остальных спектральных классов, самый ранний подкласс O — это O2, а не O0, а в прошлом использовались классы только от O5 до O9[6]Шаблон:Sfn.
В спектрах звёзд класса O доминирует синее и ультрафиолетовое излучение. Кроме того, отличительной чертой их спектров являются линии поглощения многократно ионизованных элементов: к примеру, Si V и C III, N III и O III[комм. 2]. Сильны также линии He II — в частности, серия Пикеринга. Линии нейтрального гелия и водорода заметны, но слабыШаблон:SfnШаблон:SfnШаблон:Sfn. Довольно часто наблюдаются эмиссионные линии: они встречаются у 15 % звёзд классов O и BШаблон:Sfn. У многих звёзд в рентгеновском диапазоне наблюдается эмиссия очень сильно ионизованных элементов, например, Si XVШаблон:Sfn.
У более поздних подклассов относительно более ранних увеличивается интенсивность линий нейтрального гелия и уменьшается — ионизованного: отношение их интенсивностей используется как один из основных критериев для определения, к какому подклассу принадлежит звезда. В зависимости от того, какие именно спектральные линии берутся, интенсивности сравниваются в подклассах O6—O7. В звёздах класса O3 линии нейтрального гелия обнаружить уже не удаётсяШаблон:Sfn.
К этому классу принадлежат в основном самые массивные и яркие звёзды. Они живут короткий срок и вносят основной вклад в светимость (но не массу) галактик, где такие звёзды имеются, очерчивают структуру спиральных рукавов и играют основную роль в обогащении галактик некоторыми элементами, такими, как кислород. Похожие физические и спектральные характеристики имеют звёзды ранних подклассов B, поэтому они часто объединяются со звёздами класса O под общим названием «OB-звёзды». Эта общность, несмотря на название, не включает в себя поздние подклассы B: среди звёзд главной последовательности к ней принадлежат звёзды не позднее B2, но для более ярких классов светимости эта граница сдвинута к более поздним подклассамШаблон:Sfn.
К звёздам класса O относятся, например, Альфа Жирафа — сверхгигант класса O9Ia[19], а также Тета¹ Ориона C — звезда главной последовательности класса O7Vp[20].
Класс B
Звёзды спектрального класса B имеют более низкие температуры, чем звёзды класса O: от 10 до 30 тысяч кельвинов. Они имеют бело-голубой цвет и показатель цвета B−V около −0,2m[4]Шаблон:Sfn.
Как и у класса O, у звёзд класса B в спектрах наличествуют линии ионизованных элементов, например, O II, Si II и Mg II[комм. 2]. Однако в спектрах звёзд класса B практически нет линий He II — лишь в самых ранних подклассах, не позднее B0.5, могут наблюдаться слабые линии. Линии нейтрального гелия, наоборот, очень сильны и максимума своей интенсивности достигают в подклассе B2, но в поздних подклассах значительно ослабевают. Также хорошо заметны линии водорода, в частности, серия Бальмера, которые усиливаются к поздним спектральным классамШаблон:SfnШаблон:SfnШаблон:Sfn. У звёзд класса B также часто встречаются эмиссионные линииШаблон:Sfn.
К сверхгигантам класса B можно отнести Ригель (B8Iae)[21]. Примером гиганта класса B может служить Тау Ориона (B5III)[22], а к звёздам главной последовательности класса B относятся Эта Возничего (B3V)[23] и 18 Тельца (B8V)[24].
Класс A
Звёзды спектрального класса A имеют температуры в диапазоне 7400—10000 K. Их показатели цвета B−V близки к нулю, а цвет кажется белым[4]Шаблон:Sfn.
В спектрах звёзд класса A очень сильны линии водорода, которые достигают максимума интенсивности в подклассе A2, особенно это касается серии Бальмера[3]. Остальные линии гораздо слабее и могут быть практически незаметны. К поздним классам усиливаются линии Ca II[комм. 2] и появляются линии некоторых нейтральных металлов. Линии нейтрального гелия отсутствуют у всех подклассов, кроме самого раннего — A0, где они могут быть слабо видныШаблон:SfnШаблон:Sfn. Тем не менее, спектры звёзд класса A довольно разнообразны. Например, более 30 % звёзд класса A являются химически пекулярными: имеющими сильный дефицит металлов или, наоборот, избыток тех или иных элементов. Также часто встречаются быстро вращающиеся звёзды класса A, что соответствующим образом меняет спектр и делает звезду ярче. По этой причине главную последовательность для звёзд класса A иногда делят на два подкласса светимости: более яркий Va и более тусклый VbШаблон:Sfn.
К звёздам главной последовательности класса A относятся, например, Вега (A0Va)[25] и Денебола (A3Va)[26]. Пример гиганта этого класса — Тубан (A0III)[27], сверхгиганта — Эта Льва (A0Ib)[28].
Класс F
Температуры звёзд класса F лежат в диапазоне 6000—7400 K. Их показатели цвета B−V — около 0,4m, а цвет — жёлто-белый[4]Шаблон:Sfn.
В спектрах этих звёзд видны линии ионизованных и нейтральных металлов, таких как Ca II, Fe I, Fe II, Cr II, Ti II[комм. 2]. У более поздних подклассов они проявляются сильнее, а линии нейтрального водорода — слабее[3]Шаблон:SfnШаблон:Sfn. У звёзд подклассов позднее F5 имеется конвективная оболочка, поэтому избыток или недостаток тех или иных элементов на поверхности исчезает благодаря перемешиванию с более глубокими слоями. Таким образом, химически пекулярных звёзд в позднем классе F практически нет, в отличие от класса A (см. вышеШаблон:Переход)Шаблон:Sfn.
На точке поворота для популяций галактического гало и толстого диска располагаются звёзды класса не ранее F. Таким образом, этот класс — самый ранний для звёзд населения II, находящихся на главной последовательностиШаблон:Sfn.
Примером звезды главной последовательности класса F может служить Процион (F5IV-V)[29], гиганта — Ипсилон Пегаса (F8III)[30], к сверхгигантам класса F относятся Арнеб (F0Ia)[31] и Везен (F8Ia)[32].
Класс G
У звёзд класса G температуры составляют 5000—6000 K. Цвет таких звёзд — жёлтый, показатели цвета B−V составляют около 0,6m[4]Шаблон:Sfn.
Наиболее отчётливо в спектрах таких звёзд видны линии металлов, в частности, железа, титана и в особенности линии Ca II[комм. 2], достигающие максимума интенсивности в подклассе G0. В спектрах звёзд-гигантов видны линии циана. Линии водорода слабы и не выделяются среди линий металлов[3]Шаблон:SfnШаблон:Sfn. Линии металлов усиливаются к поздним спектральным подклассамШаблон:Sfn.
К классу G относится Солнце, благодаря чему звёзды класса G главной последовательности представляют дополнительный интерес. Кроме того, звёзды-карлики классов G и K считаются наиболее подходящими для возникновения и развития жизни в их планетных системахШаблон:Sfn.
Кроме Солнца, имеющего класс G2V, к карликам класса G относится, например, Каппа¹ Кита (G5V)[33]. К гигантам относится Каппа Близнецов (G8III-IIIb)[34], а к сверхгигантам — Эпсилон Близнецов (G8Ib)[35].
Класс K
Звёзды класса K имеют поверхностную температуру 3800—5000 K. Их цвет ― оранжевый, а показатели цвета B−V близки к 1,0m[4]Шаблон:Sfn.
В спектрах таких звёзд хорошо видны линии металлов, в частности, Ca I[комм. 2], и других элементов, которые видны у звёзд класса G. Линии водорода очень слабы и практически незаметны на фоне многочисленных линий металлов. Появляются широкие полосы поглощения молекул: например, полосы TiO появляются в подклассе K5 и в более поздних. Фиолетовая часть спектра уже довольно слаба[3]Шаблон:SfnШаблон:Sfn. В целом, к более поздним подклассам линии металлов продолжают усиливатьсяШаблон:Sfn.
Примером звезды главной последовательности класса K может быть Эпсилон Эридана (K2V)[36], к гигантам относятся Арктур (K1.5III)[37] и Этамин (K5III)[38], а к сверхгигантам ― Дзета Цефея (K1.5Ib)[39].
Класс M
Температура звёзд класса M составляет 2500—3800 K. Они имеют красный цвет, их показатели цвета B−V ― около 1,5m[4]Шаблон:Sfn.
Спектры этих звёзд пересечены молекулярными полосами поглощения TiO и других молекулярных соединений. Также наблюдается множество линий нейтральных металлов, из которых линия Ca I[комм. 2] наиболее сильна[3]Шаблон:SfnШаблон:Sfn. Полосы TiO усиливаются у поздних подклассовШаблон:Sfn.
Всего звёзд класса M больше, чем всех остальных, вместе взятых ― 73 % от общего числа. Гиганты и сверхгиганты этого класса часто переменны, причём их переменность очень долгопериодична, например, как у Миры[9]Шаблон:Sfn.
К звёздам главной последовательности класса M можно отнести 40 Эридана C (M4.5V)[40], примером гиганта служит Бета Пегаса (M2.5II-III)[41], а сверхгиганта ― Бетельгейзе (M1-M2Ia-Iab)[42].
Классы углеродных и циркониевых звёзд
Углеродные и циркониевые звёзды относят, соответственно, к классам C и S. Звёзды этих классов чаще всего имеют примерно те же поверхностные температуры, что и звёзды класса M, красный цвет и их показатели цвета B−V ― около 1,5m. Эти классы обычно рассматриваются в последовательности основных классов как ответвление от класса K или GШаблон:SfnШаблон:Sfn.
Спектры также похожи на таковые у звёзд классов позднего G, K и MШаблон:Sfn. Отличия от них у звёзд класса S в том, что вместо полос TiO в их спектре сильнее всего выражены полосы ZrO[43]. Также наблюдаются полосы других соединений: YO, LaO. В спектрах звёзд класса C вместо полос TiO также наблюдаются линии атомарного углерода и некоторых его соединений, например, C2, CN, Шаблон:Не переведено 3[44].
В прошлом вместо класса C использовались два класса: более горячий класс R и более холодный N, но оказалось, что они в некоторой степени перекрываются, что привело к объединению их в общий класс. Однако в дальнейшем выяснилось, что звёзды этого класса могут иметь разную природу и спектральные особенности, и с учётом того, что классы светимости для них не используются, были выделены несколько подтипов этого классаШаблон:Sfn:
- C-R приблизительно соответствует устаревшему классу R.
- C-N приблизительно соответствует устаревшему классу N.
- В спектрах C-J сильны линии изотопа углерода 13C.
- В спектрах C-H сильны линии соединения CH.
- В спектрах C-Hd слабы линии водорода и его соединений.
Среди звёзд классов C и S наиболее известны гиганты и яркие гиганты — звёзды асимптотической ветви гигантов, у которых содержание углерода на поверхности сильно увеличивается на этой стадии[45]. Являясь сначала звёздами класса M, они превращаются в звезды класса S, а затем переходят в класс C, поэтому в классификации иногда используют промежуточные классы MS и SC. Тем не менее, известны углеродные звёзды-карлики, которых, возможно, даже больше, чем гигантовШаблон:Sfn.
Примером углеродной звезды может служить U Жирафа[44], а циркониевой — S Большой Медведицы[43].
Классы коричневых карликов
Коричневые карлики — объекты, недостаточно массивные для того, чтобы поддерживать термоядерный синтез гелия в своих недрах длительный срок. Они тусклее и холоднее красных карликов, поэтому для них используют иные спектральные классы: L, T, Y в порядке понижения температуры. Эта последовательность рассматривается как продолжение основных классов после MШаблон:Sfn. Самые массивные коричневые карлики могут относиться и к классу M, но не ранее подкласса M7[46].
Коричневые карлики имеют тёмно-красный цвет, линии TiO исчезают в звёздах раннего класса L. Принадлежащие классу L имеют температуры в диапазоне 1300—2500 KШаблон:Sfn, в их спектрах присутствуют линии щелочных металлов, например, натрия и рубидия. У карликов класса T температуры составляют 600—1300 K, а спектры отличаются наличием линий метана. Наконец, температура карликов класса Y не превышает 600 K, а в их спектрах видны полосы поглощения воды и аммиака[4]Шаблон:Sfn[47].
Классы звёзд Вольфа — Райе
Звёзды Вольфа — Райе — класс ярких, массивных звёзд с температурами более 25 тыс. K, которые выделяются в отдельный спектральный класс W или WRШаблон:Sfn[48][49].
Главная особенность спектров таких звёзд — яркие и широкие эмиссионные линии H I, He I—II, N III—V, C III—IV, O III—V[комм. 2]. Их ширина может составлять 50—100 ангстрем, а в максимуме линии интенсивность излучения может в 10—20 раз превосходить интенсивность соседних участков непрерывного спектраШаблон:Sfn[50].
По виду их спектров звёзды Вольфа — Райе подразделяются на три подтипа: WN, WC, WO. В спектрах звёзд этих подтипов, соответственно, доминируют линии азота, углерода и кислорода[49]. Деление на подклассы отличается от принятого для основных спектральных классов: используют подклассы от WN2 до WN11, от WC4 до WC9 и от WO1 до WO4[51].
Звёзды Вольфа — Райе — это центральные части массивных звёзд класса O, которые лишились водородной оболочки из-за сильного звёздного ветра или влияния компаньона в тесной двойной системе. В процессе эволюции звёзды переходят из класса WN в WC, а затем в WO[49]Шаблон:Sfn.
Классы белых карликов и планетарных туманностей
Зачастую белые карлики рассматриваются не как отдельный класс светимости, а как отдельный спектральный класс D. Их спектры выделяются гораздо более широкими линиями поглощения, чем у других звёзд. В остальном же спектры этих звёзд могут сильно различаться, поэтому существует 6 основных подтипов класса DШаблон:Sfn:
- В спектрах DA наблюдаются только водородные линии серии Бальмера.
- В спектрах DB присутствуют только линии He I[комм. 2].
- В спектрах DC глубина линий составляет не более 5 % от интенсивности непрерывного спектра.
- В спектрах DO сильны линии He II, вместе с ними наблюдаются линии He I и H.
- В спектрах DZ наблюдаются линии элементов тяжелее гелия при отсутствии линий водорода и гелия.
- В спектрах DQ есть линии атомов или молекул углерода.
В случае, если в спектре белого карлика есть линии, которые встречаются у разных подтипов, используется несколько соответствующих букв дополнительно к D: например, если в спектре видны линии углерода, кислорода и ионизованного гелия, то класс будет обозначаться как DZQO[52].
В широком диапазоне находятся и значения температур белых карликов: от нескольких тысяч до более ста тысяч кельвинов[53]. Подкласс белого карлика определяется эффективной температурой, и, например, для белых карликов класса DA могут существовать подклассы от 0.1 (записывается как DA.1) до 13Шаблон:Sfn.
Белые карлики — остатки звёзд, имеющие размеры порядка земных, а массу — порядка солнечной[54]. Ширина их линий поглощения вызвана больши́м ускорением свободного падения на их поверхностиШаблон:Sfn.
К белым карликам относится, например, Сириус B, имеющий класс DA1.9[55], а также Процион B класса DQZ[56].
Планетарным туманностям присваивается отдельный класс PШаблон:Sfn, а их центральные звёзды, которые превращаются в белые карлики, могут классифицироваться вместе с другими объектами: с белыми карликами, с субкарликами класса O или даже со звёздами Вольфа — РайеШаблон:Sfn.
Классы новых и сверхновых звёзд
Для обозначения новых звёзд используется класс QШаблон:Sfn, но существует и более подробная классификация, которая учитывает кривую блеска и вид спектра новой после максимума блеска. Спектры новых звёзд в максимуме блеска являются непрерывными с линиями поглощения, похожими на спектры сверхгигантов класса A или F, но с падением яркости у них появляются эмиссионные линии[57]Шаблон:Sfn.
Сверхновые звёзды в первую очередь делятся по наличию спектральных линий водорода: при их наличии сверхновая относится к типу II, при отсутствии — к типу I. Сверхновые типа I также делятся на типы Ia, Ib, Ic: в спектрах сверхновых типа Ia есть линии Si II[комм. 2], а спектры Ib и Ic отличаются, соответственно, наличием или отсутствием линий He I. Сверхновые типа II в основном различаются кривыми блеска, но есть отличия и в спектрах: например, у сверхновых типа IIb спектры со временем становятся похожи на таковые класса Ib, а спектры с аномально узкими линиями поглощения выделяют в класс IInШаблон:Sfn.
И новые, и сверхновые звёзды — катаклизмические переменные, резко повышающие свою светимость, которая затем постепенно падает. У новых звёзд это происходит в результате термоядерного взрыва на поверхности белого карлика, который перетянул достаточное количество вещества со звезды-компаньона. Вспышки сверхновых могут быть вызваны различными механизмами, но они в любом случае, в отличие от новых звёзд, приводят к разрушению самой звездыШаблон:Sfn.
История
Предпосылкой к созданию спектральной классификации звёзд стало появление спектроскопии. Ещё в 1666 году Исаак Ньютон наблюдал спектр Солнца, но первый серьёзный результат был достигнут в 1814 году: Йозеф Фраунгофер обнаружил в спектре Солнца тёмные линии поглощения, которые впоследствии стали называться фраунгоферовыми. В 1860 году Густав Кирхгоф и Роберт Бунзен определили, что эти линии порождаются определёнными химическими элементамиШаблон:SfnШаблон:Sfn[58].
Классы Секки
Анджело Секки в 1860-х годах предпринял одну из первых попыток классификации звёзд по их спектрам. В 1863 году он разделил звёзды на два класса: I, соответствующий современным ранним классам, и II — соответствующий более поздним. В последующие годы Секки ввёл класс III, в который попали звёзды класса M, а затем класс IV, в который попали углеродные звёзды. Наконец, для звёзд с эмиссионными линиями он выделил класс VШаблон:Sfn.
Секки не был первым, кто классифицировал звёздные спектры — в то же время этим занимались такие учёные как Джованни Донати, Джордж Эйри, Уильям Хаггинс и Льюис Резерфорд, и они также внесли заметный вклад в их изучение. Однако среди современников Секки больше всех преуспел в наблюдениях. Он классифицировал около 4000 звёзд, и именно его классификация наиболее широко использовалась во второй половине XIX века[58]Шаблон:Sfn[59].
Гарвардская классификация
В конце XIX и в начале XX века спектральную классификацию разрабатывали астрономы Гарвардской обсерватории. В 1872 году Генри Дрейпер сделал первую фотографию спектра Веги, но масштабная работа началась с 1885 года, когда директор обсерватории, Эдуард Пикеринг, организовал спектроскопический обзор всего небаШаблон:SfnШаблон:Sfn.
Анализ спектров был поручен Вильямине Флеминг, и в 1890 году появился первый каталог, в котором более 10 тысяч звёзд были разделены на 16 классов. Классы обозначались латинскими буквами от A до Q с пропуском J, причём 13 из них являлись подтипами первых четырёх классов Секки, а классы шли в порядке ослабевания линий водорода[60]. Часть этих классов сохранилась и в современной классификации, хотя от некоторых впоследствии отказались: например, к классу C относились звёзды с двойными линиями, появление которых на самом деле оказалось ошибкой приборовШаблон:Sfn[61].
Антония Мори в то же время работала с более детальными спектрами более ярких звёзд, которые разделила на 22 класса от I до XXII. В её классификации самым ранним классом стал тот, который соответствовал современному классу B, в то время как в предыдущих классификациях таковым считался класс A как имеющий самые сильные линии водорода. Кроме того, в классификации Мори впервые учитывался вид линий: рассматривались линии средней ширины, размытые или узкие. Несмотря на эти нововведения, классификация не получила дальнейшего развитияШаблон:Sfn.
Далее важный вклад внесла Энни Кэннон. Она доработала алфавитную схему классификации Флеминг: в частности, часть классов была отвергнута, а остальные были расставлены в порядке понижения температуры. Последовательность основных классов приобрела современный вид — O, B, A, F, G, K, M. Кроме того, Кэннон добавила подклассы, и к 1912 году система классификации была завершена. В 1922 году система была принята Международным астрономическим союзом, а к 1924 году был полностью опубликован каталог Генри Дрейпера, в котором классифицировались более 225 тысяч звёзд. Сама система получила название Гарвардской классификацииШаблон:Sfn, либо системы ДрейпераШаблон:Sfn.
Йеркская классификация
В период, когда разрабатывалась Гарвардская классификация, стало известно, что светимости у звёзд одного класса могут отличаться, причём спектры более ярких и более тусклых звёзд также оказываются различными. Это указывало на необходимость уточнения классификацииШаблон:Sfn.
После этого Уильям Морган обнаружил, что внутри каждой группы на диаграмме Герцшпрунга — Рассела у звёзд практически одинаково ускорение свободного падения, которое может быть измерено по ширине спектральных линий (см. вышеШаблон:Переход)[5]. Таким образом, классификация звёзд по ширине спектральных линий оказалась удобной. В 1943 году Морган и двое коллег — Филипп Кинан и Шаблон:Не переведено 3 опубликовали Атлас звёздных спектров[62], в котором вводились классы светимости и подробно рассматривались эффекты светимости. Эта система стала называться Йеркской классификацией по названию обсерватории, где она была разработанаШаблон:Sfn, или системой Моргана — КинанаШаблон:Sfn.
Дальнейшее развитие
Йеркская классификация быстро стала важным инструментом для астрономии и используется до сих пор, но с момента создания в неё вносились изменения. Так, например, после открытия коричневых карликов в 1994 году[63] для этих объектов ввели класс L, а затем классы T и Y[4]. Также на классификацию повлияло и увеличение точности спектроскопии. Спектральный класс O, самым ранним подклассом которого изначально был O5, к 2002 году был расширен до подкласса O2[6]Шаблон:Sfn.
Примечания
Комментарии
Источники
Литература
- ↑ Шаблон:Cite web
- ↑ Шаблон:БРЭ
- ↑ 3,0 3,1 3,2 3,3 3,4 3,5 3,6 Шаблон:Cite web
- ↑ 4,00 4,01 4,02 4,03 4,04 4,05 4,06 4,07 4,08 4,09 4,10 4,11 4,12 Шаблон:Cite web
- ↑ 5,0 5,1 5,2 Шаблон:Cite web
- ↑ 6,0 6,1 6,2 Шаблон:Статья
- ↑ Шаблон:Cite web
- ↑ Шаблон:Cite web
- ↑ 9,0 9,1 Шаблон:Cite web
- ↑ 10,0 10,1 10,2 Шаблон:Cite web
- ↑ Шаблон:Cite web
- ↑ Шаблон:Cite web
- ↑ 13,0 13,1 13,2 13,3 Шаблон:БРЭ
- ↑ Шаблон:Cite web
- ↑ Шаблон:Cite web
- ↑ Шаблон:Статья
- ↑ Шаблон:Статья
- ↑ Шаблон:Cite web
- ↑ Шаблон:Cite web
- ↑ Шаблон:Cite web
- ↑ Шаблон:Cite web
- ↑ Шаблон:Cite web
- ↑ Шаблон:Cite web
- ↑ Шаблон:Cite web
- ↑ Шаблон:Cite web
- ↑ Шаблон:Cite web
- ↑ Шаблон:Cite web
- ↑ Шаблон:Cite web
- ↑ Шаблон:Cite web
- ↑ Шаблон:Cite web
- ↑ Шаблон:Cite web
- ↑ Шаблон:Cite web
- ↑ Шаблон:Cite web
- ↑ Шаблон:Cite web
- ↑ Шаблон:Cite web
- ↑ Шаблон:Cite web
- ↑ Шаблон:Cite web
- ↑ Шаблон:Cite web
- ↑ Шаблон:Cite web
- ↑ Шаблон:Cite web
- ↑ Шаблон:Cite web
- ↑ Шаблон:Cite web
- ↑ 43,0 43,1 Шаблон:Cite web
- ↑ 44,0 44,1 Шаблон:Cite web
- ↑ Шаблон:Статья
- ↑ Шаблон:Cite web
- ↑ Шаблон:Статья
- ↑ Шаблон:Cite web
- ↑ 49,0 49,1 49,2 Шаблон:БРЭ
- ↑ Шаблон:Cite web
- ↑ Шаблон:Статья
- ↑ Шаблон:Статья
- ↑ Шаблон:Cite web
- ↑ Шаблон:Cite web
- ↑ Шаблон:Cite web
- ↑ Шаблон:Cite web
- ↑ Шаблон:Статья
- ↑ 58,0 58,1 Шаблон:Cite web
- ↑ Шаблон:Cite web
- ↑ Шаблон:Cite web
- ↑ Шаблон:Статья
- ↑ Шаблон:Статья
- ↑ Шаблон:Cite web
Шаблон:Выбор языка Шаблон:Звёзды Шаблон:Спектральная классификация звёзд Шаблон:Избранная статья
Ошибка цитирования Для существующих тегов <ref> группы «комм.» не найдено соответствующего тега <references group="комм."/>
_from_Pickles_1998.png){kind=link}
