Ta članek je eden izmed priljubljenih

Spektralna klasifikacija zvezd

Iz Wikipedije, proste enciklopedije

Pojdi na navigacijo Pojdi v iskanje
Zvezde različnih spektralnih tipov

Spektralna klasifikacija zvezd - klasifikacija zvezd glede na značilnosti njihovih spektrov . Spektri zvezd se zelo razlikujejo, čeprav je večina neprekinjenih z absorpcijskimi črtami . Sodobna spektralna klasifikacija je dvoparametrska: obliko spektra, ki je odvisna predvsem od temperature, opisuje spektralni tip, svetilnost zvezde pa razred svetilnosti . Razvrstitev lahko upošteva tudi dodatne značilnosti spektra.

Glavni spektralni razredi zvezd po padajočem temperaturnem vrstnem redu, od modrejše do rdeče - O , B , A , F , G , K , M. Večina zvezd, vključno s Soncem , spada v te spektralne razrede, obstajajo pa tudi drugi razredi: na primer L, T, Y za rjave palčke ali C, S za ogljikove in cirkonijeve zvezde . Glavni spektralni razredi so razdeljeni v podrazrede, označene s številko po oznaki razreda, od 0 do 9 (razen O, katerih podrazredi so od 2 do 9) po padajoči temperaturi. Razredi zvezd z višjimi temperaturami se običajno imenujejo zgodnji, nižje temperature - poznejši.

Zvezde istega spektralnega tipa imajo lahko različne svetilnosti. V tem primeru spektralni razredi in svetilnosti niso porazdeljeni naključno: med njima obstaja določena povezava, na diagramu pa spektralni razred - absolutna zvezdna velikost, zvezde so združene v ločene regije, od katerih vsaka ustreza svetilnosti razred. Razredi svetilnosti so označeni z rimskimi številkami od I do VII, od svetlejših do temnejših. Svetilnost zvezde ima določen vpliv na obliko njenega spektra, tako da obstajajo razlike med spektri zvezd istega spektralnega razreda in različnimi razredi svetilnosti.

Spektralne značilnosti, ki ne sodijo v to klasifikacijo, so običajno označene z dodatnimi simboli. Na primer, prisotnost emisijskih linij je označena s črko e, posebni spektri pa s črko p.

Razvoj spektroskopije v 19. stoletju je omogočil razvrstitev spektrov zvezd. V šestdesetih letih prejšnjega stoletja je eno prvih klasifikacij, ki se je uporabljala do konca 19. stoletja, razvil Angelo Secchi . Na prelomu iz 19. v 20. stoletje so astronomi z observatorija Harvard ustvarili Harvardsko klasifikacijo, v kateri so spektralni razredi dobili skoraj sodobno obliko, leta 1943 pa je nastala klasifikacija Yerkes, v kateri so se pojavili razredi svetilnosti in , se z nekaterimi spremembami uporablja še danes. Izpopolnjevanje tega sistema se je nadaljevalo tako zaradi odkritja novih predmetov kot zaradi povečanja natančnosti spektralnih opazovanj.

Spekter zvezd

Spekter zvezde razreda A0V. Črtkane črte označujejo spektre črnih teles s temperaturami 9500 K in 15000 K

Spektri zvezd imajo zelo pomembno vlogo pri preučevanju mnogih njihovih značilnosti. Spektri večine zvezd so neprekinjeni s prekrivnimi absorpcijskimi črtami , nekatere zvezde pa imajo v svojih spektrih emisijske črte [1][2] .

Na zelo poenostavljen način lahko površino zvezde obravnavamo kot vir neprekinjenega spektra, ozračje pa kot vir črt, v resnici pa med njimi ni jasne meje. Kot preprost model zvezde lahko vzamemo sevanje popolnoma črnega telesa , katerega spekter opisuje Planckov zakon , in čeprav se pogosto izkažejo za popolnoma drugačnega, je za zvezde koncept učinkovite temperature zelo razširjen. uporabljena - temperatura, ki jo mora imeti popolnoma črno telo enake velikosti kot zvezda, da ima enako svetilnost[2][3] .

Izkazalo se je, da so spektri zvezd zelo različni. V spektru lahko prevladujejo kratke ali dolge valovne dolžine, kar vpliva na barvo zvezde. Spektralne črte pa so lahko maloštevilne ali pa, nasprotno, zapolnijo velik del spektra[4][5] .

Sodobna klasifikacija

Sodobna spektralna klasifikacija upošteva dva parametra. Prvi je sam spektralni razred, ki opisuje obliko spektra in črte v njem ter je odvisen predvsem od temperature zvezde[6] . Drugi parameter je odvisen od svetilnosti zvezde, zato se imenuje razred svetilnosti : zvezde istega spektralnega razreda imajo lahko bistveno različne svetilnosti, podrobnosti spektra pa se v takih primerih tudi razlikujejo. Poleg tega, če so v spektru zvezde značilnosti, na primer emisijske črte, se lahko uporabijo dodatne oznake [7] . Razvrstitev upošteva parametre in značilnosti spektra ne le v optičnem območju , ampak tudi v infrardečem in ultravijoličnem . Običajno se v praksi za določitev razreda določene zvezde njen spekter primerja z dobro znanimi spektri nekaterih standardnih zvezd[8] .

Opisani sistem se imenuje Yerkesova klasifikacija po imenu observatorija Yerkes , kjer je bil razvit, ali sistem Morgan - Keenan po imenih astronomov, ki so ga razvili [9] [10] . V tem sistemu je razred Sonca , ki ima spektralni razred G2 in svetlobni razred V, zapisan kot G2V [11] .

Spektralni razredi

Spekter zvezd različnih razredov
Enakovredna širina nekaterih spektralnih linij v zvezdah kot funkcija spektralnega tipa ali temperature

Veliko večino zvezd lahko pripišemo enemu od glavnih razredov: O, B, A, F, G, K, M. V tem vrstnem redu ti razredi tvorijo neprekinjeno zaporedje pri zniževanju efektivne temperature zvezde in barve - od modre do rdeče [12] ...

Vsak od teh razredov je razdeljen na podrazrede od 0 do 9 po padajoči temperaturi [13] . Oznaka podrazreda je za oznako razreda: na primer G2 [14] . Izjema je razred O: uporablja razrede od O2 do O9 [15] . Včasih se uporabljajo delni razredi, na primer B0.5. Višji temperaturni razredi in podrazredi se imenujejo zgodnji, nizki - pozneje [16] . Razred Sonca G2 [17] ali druge razrede [18] lahko vzamemo kot pogojno mejo med njimi, interval »sončnih« razredov F in G [19] pa lahko ločimo tudi med zgodnjimi in poznimi razredi.

Zvezde različnih spektralnih tipov imajo različne temperature in barve, pa tudi spektralne črte. Na primer, v spektru zvezd razreda M opazimo absorpcijske črte različnih molekularnih spojin, v O-zvezdah pa črte večkrat ioniziranih atomov [20] . To je neposredno povezano s temperaturo površine zvezde: z naraščanjem temperature molekule razpadejo na atome in stopnja ionizacije slednjih se poveča [21] . Na intenzivnost različnih črt vpliva tudi kemična sestava zvezde[5] .

Zvezde so v spektralnih razredih razporejene skrajno neenakomerno: približno 73% zvezd Rimske ceste pripada razredu M, približno 15% razredu K, medtem ko je O zvezd 0,00002% [22] . Ker pa so svetlejše zvezde vidne z večjih razdalj in so zvezde zgodnjih spektralnih tipov običajno svetlejše, je opažena porazdelitev zvezd po razredih pogosto drugačna: na primer med zvezdami z navidezno magnitudo 8,5 m je večina Razred K in A sta zelo razširjena in sestavljata 31% oziroma 22% vseh zvezd, najmanj razširjena razreda M in O pa 3% oziroma 1% [23] [24] .

Poleg glavnih spektralnih tipov obstajajo še druge za zvezde, za katere opisana klasifikacija ne ustreza. To so na primer razredi L, T, Y za rjave palčke [12] ali C, S za ogljikove zvezde in cirkonijeve zvezde [20] . Za zvezde Wolf - Rayet se uporablja razred W, za planetarne meglice - P, za nove zvezde - Q [16] .

Za zapomnitev glavnega zaporedja obstaja mnemotehnična fraza : O h B e A F ine G irl ( G uy), K iss M e [12] . Stavek, zgrajen z istim namenom, obstaja tudi v ruskem jeziku: O dynes B rity A nglichanin tujci dajejo F F K ak M eval orc [25] .

Značilnosti zvezd glavnih razredov [12]
Razred Temperatura ( K ) [26] Barva [16] Barvni indeks B - V [27] M V (za glavno zaporedje ) [23]
O > 30.000 Modra −0,3 −5,7 ... −3,3
B 10.000-30.000 Bela-modra −0,2 −4,1 ... + 1,5
A 7400-10.000 Bela 0 + 0,7 ... + 3,1
F. 6000-7400 Rumeno-bela +0,4 + 2,6 ... + 4,6
G 5000-6000 Rumena +0,6 + 4,4 ... + 6,0
K 3800-5000 Oranžna +1,0 + 5,9 ... + 9,0
M 2500-3800 rdeča +1,5 + 9,0 ... + 16

Razredi svetilnosti

Hertzsprung - Russellov diagram z označenimi razredi svetilnosti

Zvezde, ki pripadajo istemu spektralnemu razredu, imajo lahko zelo različne svetilnosti in absolutne zvezdne velikosti , zato en spektralni razred ni dovolj za opis lastnosti zvezde. Zvezde na Hertzsprungovem - Russellovem diagramu , kjer so označene s spektralnim tipom in absolutno velikostjo, niso enakomerno porazdeljene, ampak so skoncentrirane na več področjih diagrama. Zato razred svetilnosti ni neposredno povezan s svetilnostjo, ampak ustreza določenemu območju diagrama [28] . Zvezde istega razreda svetilnosti se lahko zelo razlikujejo [29] , vendar razred svetilnosti resnično omogoča razlikovanje med zvezdami istega spektralnega razreda in različnimi svetilnostmi [30] .

Razredi svetilnosti so označeni z rimskimi številkami, ki so postavljene za spektralnim razredom. Glavni razredi svetilnosti po padajoči svetilnosti [11] [30] [31] :

V redkih primerih ločimo razred svetilnosti VIII, kamor sodijo jedra planetarnih meglic , ki se spremenijo v bele pritlikavce [34] .

V vsakem razredu svetilnosti obstaja določeno razmerje med spektralnim razredom in svetilnostjo [11] . Na primer, prej ko je njihov spektralni tip, svetlejše so zvezde glavnega zaporedja : od +16 m za zvezde M8V do -5,7 m za zvezde O5V (glej zgoraj [⇨] ) [23] .

Učinki svetilnosti

Spekter zvezd K2: super velikan (modra), velikanka (oranžna) in zvezde glavnega zaporedja (zelena). Vidne so razlike v globinah in širinah spektralnih linij

Zvezde istega spektralnega razreda, vendar različnih razredov svetilnosti se razlikujejo ne le po absolutni zvezdni velikosti. Nekatere spektralne značilnosti postanejo bolj izrazite ali, nasprotno, oslabijo, ko preidejo v svetlejše razrede svetilnosti. V angleški literaturi se ti pojavi imenujejo učinki svetilnosti ( angl. Luminosity effects) [10] [35] .

Velikani in supergiganti so veliko večji od zvezd glavnega zaporedja istih spektralnih tipov s praktično enako maso. Posledično se izkaže, da je pospešek gravitacije v bližini površin svetlih zvezd manjši, zato sta tam gostota in tlak plina manjša. To vodi do pojava različnih učinkov svetilnosti [10] .

Na primer, eden najpogostejših učinkov svetilnosti je, da imajo svetlejše zvezde ožje in globlje spektralne črte. V zvezdah svetlejših razredov svetilnosti so črte ioniziranih elementov močnejše, te zvezde same pa so hladnejše in rdeče od zvezd glavnega zaporedja istih spektralnih razredov [36] . Vse te lastnosti omogočajo določitev razreda svetilnosti zvezde in posledično njene svetilnosti na splošno le po obliki spektra [30] [37] .

Dodatne oznake

Če ima spekter zvezde nekaj posebnosti, se to odraža z dodatno oznako, dodano oznaki njenega razreda (pred ali za njo). Na primer, če so v spektru zvezde B5 emisijske črte, bo njen spektralni tip B5e [38] .

Nekaj ​​dodatnih zapisov [9] [13] [39]
Označba Opis spektra
c, s Ozke globoke črte
komp Kombinirani spekter dveh zvezd različnih razredov ( spektroskopska binarna )
e Emisijske črte, ki se običajno nanašajo na vodik (na primer v zvezdah Be ) [40]
[e] Prepovedani emisijski vodi (na primer za zvezde B [e] ) [40]
f, (f), ((f)), f *, f + [comm. 1] Nekatere emisijske linije He II in N III v zvezdah razreda O [41]
k Absorpcijske črte medzvezdnega medija
m Močne kovinske linije
n, nn Široke črte (npr. Zaradi vrtenja)
neb Spekter, dopolnjen s spektrom meglic
str Poseben spekter
sd Pod palček
sh Zvezda lupine
v, var Spremenljiv spektralni razred
wd Beli škrat
wk, wl Šibke črte
: Netočnost pri opredelitvi razreda

Vmesni spektralni razredi

Včasih spekter zvezde kaže značilnosti spektrov različnih razredov. Na primer, če spekter vsebuje tako emisijske črte, značilne za Wolf -Rayetovo zvezdo razreda WN6, kot tiste, značilne za modrega supergiganta razreda O2If *, bo njegov razred zapisan kot O2If * / WN6. Takšne zvezde se v angleških virih imenujejo poševnice (črke. " Slash -zvozdy") [42] . Če ima zvezda vmesne značilnosti med obema razredoma, lahko uporabimo tako znak / - kot - [30] [43] [44] : na primer, Procyon ima spektralni tip F5V -IV [45] .

Značilnosti zvezd različnih razredov

Razred O

Spekter zvezde razreda O5V

Najbolj vroče zvezde spadajo v spektralni tip O. Njihova površinska temperatura je več kot 30 tisoč Kelvinov in so modre: barvni indeks B - V za take predmete je približno −0,3 m [12] [46] [27] .

Za razliko od preostalih spektralnih razredov je najzgodnejši podrazred O O2, ne O0, v preteklosti pa so bili uporabljeni le razredi od O5 do O9 [15] [20] .

V spektru zvezd razreda O prevladuje modro in ultravijolično sevanje. Poleg tega so značilnost njihovih spektrov absorpcijske črte večkrat ioniziranih elementov: na primer Si V in C III , N III in O III [comm. 2] . Močne so tudi linije He II - zlasti serija Pickering . Črte nevtralnega helija in vodika so opazne, vendar šibke [47] [48] [49] . Emisijske črte opazimo precej pogosto: najdemo jih v 15% zvezd O in B [50] . Mnoge zvezde oddajajo zelo močno ionizirane elemente v rentgenskem območju , na primer Si XV [51] .

V poznejših podrazredih se glede na prejšnje intenzivnost črt nevtralnega helija povečuje, intenzivnost ioniziranega helija pa zmanjšuje: razmerje med njihovimi intenzivnostmi se uporablja kot eno od glavnih meril za določanje, kateremu podrazredu pripada zvezda. Odvisno od tega, katere spektralne črte so posnete, se intenzivnosti primerjajo v podrazredih O6 - O7. Nevtralnih linij helija ni več mogoče zaznati v zvezdah O3 [52] .

V bistvu v ta razred spadajo najmasivnejše in najsvetlejše zvezde. 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 подклассам [53] .

К звёздам класса O относятся, например, Альфа Жирафасверхгигант класса O9Ia [54] , а также Тета¹ Ориона Cзвезда главной последовательности класса O7Vp [55] .

Класс B

Спектр звезды класса B3V
Спектр звезды класса B8V

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 −0,2 m [12] [27] .

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 классам [21] [48] [56] . У звёзд класса B также часто встречаются эмиссионные линии [50] .

К сверхгигантам класса B можно отнести Ригель (B8Iae) [57] . Примером гиганта класса B может служитьТау Ориона (B5III) [58] , а к звёздам главной последовательности класса B относятся Эта Возничего (B3V) [59] и 18 Тельца (B8V) [60] .

Класс A

Спектр звезды класса A5V

Звёзды спектрального класса A имеют температуры в диапазоне 7400—10000 K . Их показатели цвета B−V близки к нулю, а цвет кажется белым [12] [27] .

В спектрах звёзд класса A очень сильны линии водорода , которые достигают максимума интенсивности в подклассе A2, особенно это касается серии Бальмера [9] . 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 видны [21] [48] . 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 Vb [61] .

К звёздам главной последовательности класса A относятся, например, Вега (A0Va) [62] и Денебола (A3Va) [63] . Пример гиганта этого класса — Тубан (A0III) [64] , сверхгиганта — Эта Льва (A0Ib) [65] .

Класс F

Спектр звезды класса F5V

Температуры звёзд класса F лежат в диапазоне 6000—7400 K . Их показатели цвета B−V — около 0,4 m , а цвет — жёлто-белый [12] [27] .

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 [9] [21] [48] . 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. выше [⇨] ) [66] .

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 последовательности [66] .

Примером звезды главной последовательности класса F может служить Процион (F5IV-V) [67] , гиганта — Ипсилон Пегаса (F8III) [68] , к сверхгигантам класса F относятся Арнеб (F0Ia) [69] и Везен (F8Ia) [70] .

Класс G

Спектр звезды класса G5V

У звёзд класса G температуры составляют 5000—6000 K . Цвет таких звёзд — жёлтый, показатели цвета B−V составляют около 0,6 m [12] [27] .

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 [9] [21] [48] . Линии металлов усиливаются к поздним спектральным подклассам [71] .

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 системах [72] .

Кроме Солнца, имеющего класс G2V, к карликам класса G относится, например, Каппа¹ Кита (G5V) [73] . К гигантам относится Каппа Близнецов (G8III-IIIb) [74] , а к сверхгигантам — Эпсилон Близнецов (G8Ib) [75] .

Класс K

Спектр звезды класса K5V

Звёзды класса K имеют поверхностную температуру 3800—5000 K . Их цвет ― оранжевый, а показатели цвета B−V близки к 1,0 m [12] [27] .

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 [9] [21] [48] . В целом, к более поздним подклассам линии металлов продолжают усиливаться [71] .

Примером звезды главной последовательности класса K может быть Эпсилон Эридана (K2V) [76] , к гигантам относятся Арктур (K1.5III) [77] и Этамин (K5III) [78] , а к сверхгигантам ― Дзета Цефея (K1.5Ib) [79] .

Класс M

Спектр звезды класса M5V

Температура звёзд класса M составляет 2500—3800 K . Они имеют красный цвет, их показатели цвета B−V ― около 1,5 m [12] [27] .

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 [9] [21] [48] . Полосы TiO усиливаются у поздних подклассов [80] .

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 [22] [81] .

К звёздам главной последовательности класса M можно отнести 40 Эридана C (M4.5V) [82] , примером гиганта служит Бета Пегаса (M2.5II-III) [83] , а сверхгигантаБетельгейзе (M1-M2Ia-Iab) [84] .

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 1,5 m . Эти классы обычно рассматриваются в последовательности основных классов как ответвление от класса K или G [16] [48] .

Спектры также похожи на таковые у звёзд классов позднего G, K и M [85] . Отличия от них у звёзд класса S в том, что вместо полос TiO в их спектре сильнее всего выражены полосы ZrO [86] . Такие наблюдаются полосы других соединений: YO , LaO . В спектрах звёзд класса C вместо полос TiO также наблюдаются линии атомарного углерода и некоторых его соединений, например, C 2 , CN , CH (англ.) [87] .

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 класса [85] :

  • CR приблизительно соответствует устаревшему классу R.
  • CN приблизительно соответствует устаревшему классу N.
  • В спектрах CJ сильны линии изотопа углерода 13 C .
  • В спектрах CH 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 [88] . 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 гигантов [85] .

Примером углеродной звезды может служить U Жирафа [87] , а циркониевой — S Большой Медведицы [86] .

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 M [16] . Самые массивные коричневые карлики могут относиться и к классу M, но не ранее подкласса M7 [89] .

Коричневые карлики имеют тёмно-красный цвет, линии TiO исчезают в звёздах раннего класса L. Принадлежащие классу L имеют температуры в диапазоне 1300—2500 K [46] , 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 [12] [16] [90] .

Классы звёзд Вольфа — Райе

Спектр звезды Вольфа — Райе

Звёзды Вольфа — Райе — класс ярких, массивных звёзд с температурами более 25 тыс. K , которые выделяются в отдельный спектральный класс W или WR [47] [91] [92] .

Главная особенность спектров таких звёзд — яркие и широкие эмиссионные линии HI , 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 спектра [93] [94] .

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 [92] . 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 [95] .

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 [92] [96] .

Классы белых карликов и планетарных туманностей

Зачастую белые карлики вместо 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 D [97] :

  • 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 [98] .

В широком диапазоне находятся и значения температур белых карликов: от нескольких тысяч до более ста тысяч кельвинов [99] . Подкласс белого карлика определяется эффективной температурой, и, например, для белых карликов класса DA могут существовать подклассы от 0.1 (записывается как DA.1) до 13 [97] .

Белые карлики — остатки звёзд, имеющие размеры порядка земных, а массу — порядка солнечной [100] . Ширина их линий поглощения вызвана больши́м ускорением свободного падения на их поверхности [97] .

К белым карликам относится, например, Сириус B , имеющий класс DA1.9 [101] , а также Процион B класса DQZ [102] .

Планетарным туманностям присваивается отдельный класс P [47] , 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 — Райе [103] .

Классы новых и сверхновых звёзд

Для обозначения новых звёзд используется класс Q [47] , 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 [104] [105] .

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 IIn [106] .

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 звезды [107] .

История

Классы Анджело Секки

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 элементами[2] [108] [109] .

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 V [110] .

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 [109] [110] [111] .

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 неба [47] [112] .

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 [113] . 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 приборов [112] [114] .

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 развития [112] .

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 классификации [47] , либо системы Дрейпера [112] .

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 классификации [115] .

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. выше [⇨] ) [13] . Таким образом, классификация звёзд по ширине спектральных линий оказалась удобной. В 1943 году Морган и двое коллег — Филипп Кинан и Эдит Келлман (англ.) опубликовали Атлас звёздных спектров [116] , в котором вводились классы светимости и подробно рассматривались эффекты светимости. Эта система стала называться Йеркской классификацией по названию обсерватории , где она была разработана [10] , или системой Моргана — Кинана [115] .

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 [117] для этих объектов ввели класс L, а затем классы T и Y [12] . 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 [15] [118] .

Примечания

Комментарии

  1. Разные обозначения используются при разных параметрах линий.
  2. 1 2 3 4 5 6 7 8 9 10 Римская цифра после обозначения элемента означает его степень ионизации. I — нейтральный атом, II — однократно ионизованный элемент, III — дважды ионизованный, и так далее.

Источники

  1. Star — Stellar spectra (англ.) . Encyclopedia Britannica . Дата обращения: 14 апреля 2021.
  2. 1 2 3 Karttunen et al., 2007 , p. 207.
  3. Сурдин, 2015 , с. 148—149.
  4. Кононович, Мороз, 2004 , с. 368—370.
  5. 1 2 Gray, Corbally, 2009 , p. 32.
  6. Кононович, Мороз, 2004 , с. 369.
  7. Юнгельсон Л. Р. Спектральные классы звёзд . Большая российская энциклопедия . Дата обращения: 14 апреля 2021.
  8. Gray, Corbally, 2009 , pp. 21—25.
  9. 1 2 3 4 5 6 7 Darling D. Spectral type . Internet Encyclopedia of Science . Дата обращения: 14 апреля 2021.
  10. 1 2 3 4 Karttunen et al., 2007 , p. 212.
  11. 1 2 3 Кононович, Мороз, 2004 , с. 377.
  12. 1 2 3 4 5 6 7 8 9 10 11 12 13 Stellar classification (англ.) . Encyclopedia Britannica . Дата обращения: 14 апреля 2021.
  13. 1 2 3 Berlind P. A note on the spectral atlas and spectral classification . Center for Astrophysics Harvard & Smithsonian . Дата обращения: 16 апреля 2021.
  14. Кононович, Мороз, 2004 , с. 369—370.
  15. 1 2 3 Walborn NR, Howarth ID, Lennon DJ, Massey P., Oey MS A New Spectral Classification System for the Earliest O Stars: Definition of Type O2 (англ.) // The Astronomical Journal . — Bristol: IOP Publishing , 2002. — 1 May (vol. 123). — P. 2754—2771. — ISSN 0004-6256 . — doi : 10.1086/339831 .
  16. 1 2 3 4 5 6 Karttunen et al., 2007 , pp. 209—210.
  17. Gray, Corbally, 2009 , p. 34.
  18. Darling D. Early-type stars . Internet Encyclopedia of Science . Дата обращения: 28 мая 2021.
  19. Масевич А. Г. Спектральные классы звезд . Астронет . Дата обращения: 14 апреля 2021.
  20. 1 2 3 Кононович, Мороз, 2004 , с. 370.
  21. 1 2 3 4 5 6 7 Karttunen et al., 2007 , p. 210.
  22. 1 2 Darling D. Numbers of stars . Internet Encyclopedia of Science . Дата обращения: 14 апреля 2021.
  23. 1 2 3 Zombeck MV Handbook of Space Astronomy and Astrophysics 71, 78. Cambridge University Press . Дата обращения: 1 апреля 2021.
  24. Karttunen et al., 2007 , p. 216.
  25. Спектральные классы звезд: OBAFGKM . Астронет . Дата обращения: 15 апреля 2021.
  26. Gray, Corbally, 2009 , pp. 567—568.
  27. 1 2 3 4 5 6 7 8 Кононович, Мороз, 2004 , с. 373.
  28. Кононович, Мороз, 2004 , с. 376—377.
  29. Hertzsprung-Russell Diagram . Astronomy . Swinburne University of Technology . Дата обращения: 16 апреля 2021.
  30. 1 2 3 4 Юнгельсон Л. Р. Светимости классы . Большая российская энциклопедия . Дата обращения: 16 апреля 2021.
  31. Сурдин, 2015 , с. 148—150.
  32. Сурдин, 2015 , с. 149.
  33. Darling D. Main sequence . Internet Encyclopedia of Science . Дата обращения: 16 апреля 2021.
  34. Сурдин, 2015 , с. 150.
  35. Gray, Corbally, 2009 , p. 44.
  36. Karttunen et al., 2007 , pp. 212—213.
  37. Кононович, Мороз, 2004 , с. 377—378.
  38. Кононович, Мороз, 2004 , с. 370—371.
  39. Crowthers P. The Classification of Stellar Spectra . UCL Astrophysics Group . University College London . Дата обращения: 16 апреля 2021.
  40. 1 2 Gray, Corbally, 2009 , pp. 135—137.
  41. Gray, Corbally, 2009 , pp. 71—73.
  42. Gray, Corbally, 2009 , pp. 74—75.
  43. Gray RO The extension of the MK spectral classification system to the intermediate population II F type stars (англ.) // The Astronomical Journal . — Bristol: IOP Publishing , 1989. — 1 September (vol. 98). — P. 1049—1062. — ISSN 0004-6256 . — doi : 10.1086/115195 .
  44. Bailer-Jones CAL, Irwin M., von Hippel T. Automated classification of stellar spectra - II. Two-dimensional classification with neural networks and principal components analysis (англ.) // Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . — NY : Wiley-Blackwell , 1998. — 1 August (vol. 298). — P. 361—377. — ISSN 0035-8711 . — doi : 10.1046/j.1365-8711.1998.01596.x .
  45. Darling D. Procyon . Internet Encyclopedia of Science . Дата обращения: 16 апреля 2021.
  46. 1 2 Gray, Corbally, 2009 , p. 568.
  47. 1 2 3 4 5 6 Karttunen et al., 2007 , p. 209.
  48. 1 2 3 4 5 6 7 8 Кононович, Мороз, 2004 , с. 369—373.
  49. Gray, Corbally, 2009 , pp. 66—67.
  50. 1 2 Karttunen et al., 2007 , p. 214.
  51. Gray, Corbally, 2009 , pp. 102—104.
  52. Gray, Corbally, 2009 , p. 67.
  53. Gray, Corbally, 2009 , p. 66.
  54. Alpha Camelopardalis . SIMBAD . Дата обращения: 18 апреля 2021.
  55. Theta1 Orionis C . SIMBAD . Дата обращения: 18 апреля 2021.
  56. Gray, Corbally, 2009 , pp. 115—116.
  57. Rigel . SIMBAD . Дата обращения: 18 апреля 2021.
  58. Tau Orionis . SIMBAD . Дата обращения: 18 апреля 2021.
  59. Eta Aurigae . SIMBAD . Дата обращения: 18 апреля 2021.
  60. 18 Tauri . SIMBAD . Дата обращения: 18 апреля 2021.
  61. Gray, Corbally, 2009 , pp. 160—162.
  62. Vega . SIMBAD . Дата обращения: 18 апреля 2021.
  63. Denebola . SIMBAD . Дата обращения: 18 апреля 2021.
  64. Thuban . SIMBAD . Дата обращения: 18 апреля 2021.
  65. Eta Leonis . SIMBAD . Дата обращения: 18 апреля 2021.
  66. 1 2 Gray, Corbally, 2009 , p. 221.
  67. Procyon . SIMBAD . Дата обращения: 18 апреля 2021.
  68. Upsilon Pegasi . SIMBAD . Дата обращения: 18 апреля 2021.
  69. Arneb . SIMBAD . Дата обращения: 18 апреля 2021.
  70. Wezen . SIMBAD . Дата обращения: 18 апреля 2021.
  71. 1 2 Gray, Corbally, 2009 , p. 259.
  72. Gray, Corbally, 2009 , pp. 259, 270—273.
  73. Kappa1 Ceti . SIMBAD . Дата обращения: 18 апреля 2021.
  74. Kappa Geminorum . SIMBAD . Дата обращения: 18 апреля 2021.
  75. Epsilon Geminorum . SIMBAD . Дата обращения: 18 апреля 2021.
  76. Epsilon Eridani . SIMBAD . Дата обращения: 18 апреля 2021.
  77. Arcturus . SIMBAD . Дата обращения: 18 апреля 2021.
  78. Gamma Draconis . SIMBAD . Дата обращения: 18 апреля 2021.
  79. Zeta Cephei . SIMBAD . Дата обращения: 18 апреля 2021.
  80. Gray, Corbally, 2009 , p. 294.
  81. Gray, Corbally, 2009 , p. 293.
  82. 40 Eridani C . SIMBAD . Дата обращения: 18 апреля 2021.
  83. Beta Pegasi . SIMBAD . Дата обращения: 18 апреля 2021.
  84. Betelgeuse . SIMBAD . Дата обращения: 18 апреля 2021.
  85. 1 2 3 Gray, Corbally, 2009 , pp. 306—324.
  86. 1 2 Darling D. S star . Internet Encyclopedia of Science . Дата обращения: 18 апреля 2021.
  87. 1 2 Darling D. Carbon star . Internet Encyclopedia of Science . Дата обращения: 18 апреля 2021.
  88. Weiss A., Ferguson JW New asymptotic giant branch models for a range of metallicities (англ.) //Astronomy & Astrophysics . — Paris: EDP Sciences , 2009-12-01. — Vol. 508. — P. 1343—1358. — ISSN 1432-0746 0004-6361, 1432-0746 . — doi : 10.1051/0004-6361/200912043 .
  89. Darling D. Brown dwarf . Internet Encyclopedia of Science . Дата обращения: 18 апреля 2021.
  90. Allard F., Homeier D. Brown dwarfs (англ.) // Scholarpedia . — 2007-12-17. — Vol. 2 , iss. 12 . — P. 4475 . — ISSN 1941-6016 . — doi : 10.4249/scholarpedia.4475 . Архивировано 21 мая 2021 года.
  91. Wolf-Rayet Star . Astronomy . Swinburne University of Technology . Дата обращения: 18 апреля 2021.
  92. 1 2 3 Черепащук А. М. Вольфа-Райе звёзды . Большая российская энциклопедия . Дата обращения: 20 апреля 2021.
  93. Кононович, Мороз, 2004 , с. 407.
  94. Черепащук А. М. Вольфа-Райе звёзды . Астронет . Дата обращения: 18 апреля 2021.
  95. Crowther PA Physical Properties of Wolf-Rayet Stars (англ.) //Annual Review of Astronomy and Astrophysics [en] . — Palo Ato: Annual Reviews , 2007. — 1 September (vol. 45). — P. 177—219. — ISSN 0066-4146 . — doi : 10.1146/annurev.astro.45.051806.110615 .
  96. Gray, Corbally, 2009 , p. 441.
  97. 1 2 3 Gray, Corbally, 2009 , pp. 472—476.
  98. Liebert J., Sion EM The Spectroscopic Classification of White Dwarfs: Unique Requirements and Challenges // The MK process at 50 years. — San Franciscto: Astronomical Society of the Pacific , 1994. — Vol. 60. — P. 64.
  99. White Dwarf . Astronomy . Swinburne University of Technology . Дата обращения: 20 апреля 2021.
  100. Darling D. White dwarf . Internet Encyclopedia of Science . Дата обращения: 20 апреля 2021.
  101. Sirius B . SIMBAD . Дата обращения: 20 апреля 2021.
  102. Procyon B . SIMBAD . Дата обращения: 20 апреля 2021.
  103. Gray, Corbally, 2009 , p. 472.
  104. Williams RE, Hamuy M., Phillips MM, Heathcote SR, Wells L. The evolution and classification of postoutburst novae spectra (англ.) // The Astrophysical Journal . — Bristol: IOP Publishing , 1991. — 1 August (vol. 376). — P. 721—737. — ISSN 0004-637X . — doi : 10.1086/170319 .
  105. Gray, Corbally, 2009 , pp. 482—494.
  106. Gray, Corbally, 2009 , pp. 497—504.
  107. Karttunen et al., 2007 , pp. 286—288.
  108. Gray, Corbally, 2009 , p. 1.
  109. 1 2 История астрономии . Институт истории естествознания и техники им. С.И. Вавилова . Дата обращения: 21 апреля 2021.
  110. 1 2 Gray, Corbally, 2009 , pp. 1—3.
  111. Darling D. Secchi, Rev. Pietro Angelo (1818—1878) . Internet Encyclopedia of Science . Дата обращения: 21 апреля 2021.
  112. 1 2 3 4 Gray, Corbally, 2009 , pp. 4—8.
  113. Richmond M. Classification of stellar spectra . Rochester Institute of Technology. Дата обращения: 22 апреля 2021.
  114. Pickering EC The Draper Catalogue of stellar spectra photographed with the 8-inch Bache telescope as a part of the Henry Draper memorial // Annals of Harvard College Observatory. — Harvard:Harvard College Observatory , 1890. — Vol. 27. — P. 1—6.
  115. 1 2 Gray, Corbally, 2009 , pp. 8—10.
  116. Morgan WW, Keenan PC, Kellman E. An Atlas of Stellar Spectra (англ.) // University of Chicago Press . — 1943.
  117. Astronomers Announce First Clear Evidence of a Brown Dwarf (англ.) . NASA . Дата обращения: 23 апреля 2021.
  118. Gray, Corbally, 2009 , pp. 15—16.

Литература