Спектральная классификация звезд

СПЕКТРАЛЬНАЯ КЛАССИФИКАЦИЯ ЗВЕЗД

Почти вся информация о зведах приходит к нам в виде электромагнитного излучения. Изучение спектра излучения, т.е. распределения энергии излучения по частоте или по длинам волн, позволяет определить основные свойста излучающего объекта - его температуру и давление на поверхности, а по возможности указать и иные параметры. В этом и состоит спектральная классификация звезд.

Первый шаг в деле развития спектральной классификации был сделан в 1814 году немецким физиком Йозефом Фраунгофером. В своих спектроскопических наблюдениях Солнца он выделил и обозначил выше 570 линий, причем сильные линии получили буквенные обозначение от А до К, а более слабые были обозначены оставшимися буквами. От первых работ Фраунгофера в настоящее время сохранились особые обозначения некоторых ярких спектральных линий.

После доказательства в 1859 году Кирхгофом и Бузеном соответствия между спектральными линиями и химическими элементами, их излучающими, стало возможным исследовать химичекий состав звезд по их спектру. То есть спектр звезды определяется тремя фундаментальными харакеристиками - температурой, давлением и химическим составом в области формирования излучения.

Классификации звезд стали строить сразу после того, как начали получать их спектры, т.е. с середины XIX века (сначала визуально, потом фотографически). По составу и силе линий в спектре звезде присваивали класс. В 1860-1870-х годах директор обсерватории Римского колледжа аббат Анджело Секки создал первую классификацию звеездных спектров. В 1866 году он разбил наблюдаемые спектры звезд на три класса в порядке убывания изменения цвета. Лишь полвека позднее была осознана температурная обусловленность такого ряда. В 1868 году Секки открыл углеродные звезды, которые выделил в отдельную четвертую группу. А в 1877 году он добавил пятый класс. Всего было классифицировано более 4.000 звезд.

Предложенное Секки деление спектров было общепринятым вплоть до конца 1890-х годов, но постепенно было заменено более подробной HD классификацией. Гарвардская система была разработана при подготовке звездного каталога в Гардвардской обсерватории (США), увидевшего свет в 1918-1924 гг. Было классифицировано 360.000 звезд. По существу, это температурная классификация, как и у Секки. В этой системе звездам присваивались спектральные классы, обозначаемые буквами латинского алфавита. Последовательность выглядит следующим образом:

Q -- P -- W -- O --B -- A -- F -- G -- K -- M

Последовательность (OBAFGKM) запомнить не сложно. Астрономы-учёные давно придумали мнемонические образы как на русском, так и на английском языках. В оригинале звучит так: Oh, Be A Fine Girl, Kiss Me. В русском эквиваленте вариант такой: Один Бритый Англичанин Финики Жевал Как Морковь. И последний вариант, тоже русский, но для упрощённого детского восприятия (читается в обратном порядке): Морковь Кажется Жирафу Фруктом, А Бегемоту Овощем.

Класс O

Звёзды имеют очень высокую температуру 30.000 - 60.000 К, о чём свидетельствует большая интенсивность ультрафиолетовой области. Звёзды имеют ярко выраженный голубой оттенок. Больше всего тёмных спектральных линий в крайней левой фиолетового цвета части спектра. Типичные звёзды этого класса -- Дзета в созвездии Корма, Лямбда Ориона, Кси Персея.

Класс B

Температура поверхности звезды колеблется в диапазоне от 10.000 до 30.000 К. Имеют голубовато-белый цвет. Самый типичный представитель -- звезда Спика (в созвездии Дева). Также Ригель и Эпсилон Ориона.

Класс A

спектр звезда энергия давление

Температура от 7.500 до 10.000 К. Белого цвета. Линии водорода достигают наибольшей интенсивности. Яркими представителями являются звёзды Вега и Сириус.

Класс F

Температура лежит в диапазоне 6.000 -- 7.500 К. Происходит ослабление линий водорода и усиление линий ионизированных металлов: кальций, титан, железо. Цвет ярко-жёлтый. Знаменитые звёзды -- Процион в созвездии Малый Пёс и Канопус в созвездии Киль.

Класс G

Температура на поверхности равна 5.000 -- 6.000 К. Содержится большое количество ионизированного кальция. Цвет жёлтый. Звезда Солнце относится к этому классу.

Класс K

Температура уже не превышает 5 тысяч К и лежит в диапазоне от 3.500 до 5.000 К. Цвет светло-красный. К этому классу относятся звёзды Арктур в созвездии Волопас и Альдебаран в Тельце.

Класс M

Звёзды с минимальной температурой равной 2.000 -- 3.500 К. На спектре линии металлов ослабевают. Цвет ярко-красный, иногда тёмно-оранжевый. К этому классу относится знаменитая звезда Бетельгейзе в созвездии Орион.

Дополнительные классы Q, P, W

Буквой Q обозначаются спектральные классы новых звёзд (молодых). Буквой P - классы спектров планетарных туманностей. Буквой W обозначаются спектры звёзд типа Вольфа-Райе -- очень горячие звёзды, температура превышает звёзды O класса и достигает 100.000 К.

Для более детального разделения на классы были введены подклассы. Каждый класс, за исключением O, делится на 10 подклассов, которые обозначаются цифрами от 0 до 9 и ставятся после буквы основного класса. Спектральный класс O делится на меньшее количество подклассов: от 4 до 9,5. Наше Солнце с учётом подкласса имеет вид -- G2 и температуру поверхности (фотосферы) равную 5780 К.

Литература

1. Википедия. Спектральные классы звезд https://ru.wikipedia.org/wiki

2. Спектральные классы звезд - астрономический справочник http://2i.by/klass-zvezd/

3. Жучков Р.Я., Жуков Г.В. Основы спектральной классификации звезд. Учебно-методическое пособие. Казань, 2011