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 <http://2i.by/glossariy> 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 <http://2i.by/tymannosti/>. 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
. Спектральные классы
звезд - астрономический справочник <http://2i.by/klass-zvezd/>
. Жучков Р.Я., Жуков
Г.В. Основы спектральной классификации звезд. Учебно-методическое пособие.
Казань, 2011