21-10-2023
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.
Содержание |
В 1860—1870-х годах пионер звёздной спектроскопии Анджело Секки (итал. Pietro Angelo Secchi) создал первую классификацию звёздных спектров. В 1866 году он разбил наблюдаемые спектры звёзд на три класса в порядке убывания температуры поверхности звезды и соответствующего изменения цвета[1][2][3]. В 1868 году Секки открыл углеродные звёзды, которые выделил в отдельную четвёртую группу[4]. А в 1877 году он добавил пятый класс[5].
Позднее Эдуард Пикеринг изменил определение класса V, разделив его на горячие звёзды с эмиссионные линиями гелия, углерода и азота (звёзды Вольфа — Райе) и планетарные туманности[6].
Предложенное Секки деление спектров было общепринятым вплоть до конца 1890-х годов, когда постепенно к середине XX века было заменено Гарвардской классификацией, которая описывается ниже[6][7].
Современная (гарвардская) спектральная классификация звёзд, разработанная в Гарвардской обсерватории в 1890—1924 годах является температурной классификацией, основанной на виде и относительной интенсивности линий поглощения и испускания спектров звёзд.
Класс | Температура, K |
Истинный цвет | Видимый цвет[8][9] | Масса, M☉ |
Радиус, R☉ |
Светимость, L☉ |
Линии водорода | Доля* в глав. послед., %[10] |
Доля*нa ветв. бел.к., %[10] |
Доля* гигантских, %[10] |
---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|
O | 30 000—60 000 | голубой | голубой | 60 | 15 | 1 400 000 | слабые | ~0,00003034 | - | - |
B | 10 000—30 000 | бело-голубой | бело-голубой и белый | 18 | 7 | 20 000 | средние | 0,1214 | 21,8750 | - |
A | 7500—10 000 | белый | белый | 3,1 | 2,1 | 80 | сильные | 0,6068 | 34,7222 | - |
F | 6000—7500 | жёлто-белый | белый | 1,7 | 1,3 | 6 | средние | 3,03398 | 17,3611 | 7,8740 |
G | 5000—6000 | жёлтый | жёлтый | 1,1 | 1,1 | 1,2 | слабые | 7,6456 | 17,3611 | 25,1969 |
K | 3500—5000 | оранжевый | желтовато-оранжевый | 0,8 | 0,9 | 0,4 | очень слабые | 12,1359 | 8,6806 | 62,9921 |
M | 2000—3500 | красный | оранжево-красный | 0,3 | 0,4 | 0,04 | очень слабые | 76,4563 | - | 3,9370 |
* Примечание к таблице: Данные вычислены по количеству звёзд с абсолютной звёздной величиной более +16 в окрестностях Солнца в 10000 пк3 (радиус 10,77 пк = 35,13 св. л.). Это позволяет воспроизвести приблизительную картину распределения звёзд по спектральным классам, хотя бы для звёзд на расстоянии от Галактического центра до Солнца. (Колонка Доля гигантских содержит Гигантов, Ярких гигантов и Сверхгигантов)[10]
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[11].
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:
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.
Выделяют также дополнительные спектральные классы для некоторых классов небесных тел:
У некоторых объектов может наблюдаться дополнительные особенности в спектре. Чтобы указать на эти особенности к обозначению добавляют дополнительные префиксы и постфиксы.
Для запоминания основной последовательности гарвардской классификации существуют мнемонические формулы:
Спектральные классы звёзд.