Спектральна класифікація Моргана-Кінана
Спектральні класи - класифікація зірок по спектру випромінювання, в першу чергу, по температурі фотосфери. Відмінності в спектрах зірок обумовлюються різницею фізичних властивостей їх атмосфер, в основному, температури і тиску (що визначають ступінь іонізації атомів). Вид спектру залежить також від наявності магнітних і міжатомних електричних полів, відмінності в хімічному складі, обертання зірок і від інших факторів.
Суцільний спектр випромінювання зірки близький до випромінювання абсолютно чорного тіла з температурою. рівній температурі її фотосфери. яку можна оцінити за законом зміщення Віна. але для віддалених зірок цей метод непридатний через нерівномірне поглинання світла різних ділянок спектра міжзоряним середовищем. Більш точним методом є оптична спектроскопія. що дозволяє спостерігати в спектрах зірок лінії поглинання. мають різну інтенсивність в залежності від температури і типу зірки. Для деяких типів зірок в спектрах спостерігаються і лінії випускання.
Класи Анджело Секкі [| ]
У 1860 -1870-х роках піонер зоряної спектроскопії Анджело Секкі створив першу класифікацію зоряних спектрів. У 1866 році він розбив спостерігаються спектри зірок на три класи в порядку убування температури поверхні зірки і відповідної зміни кольору [1] [2] [3]. У 1868 році Секки відкрив вуглецеві зірки. які виділив в окрему четверту групу [4]. А в 1877 році він додав п'ятий клас [5].
- Клас I - білі і блакитні зірки з широкими лініями поглинання водню в спектрі, такі, як Вега і Альтаїр; включає в себе сучасні клас A і початок класу F.
- Клас I, підтип Оріона - зірки класу I з вузькими лініями в спектрі замість широких смуг, такі, як Ригель і γ Оріона; відповідає початку сучасного класу B.
- Клас II - жовті та помаранчеві зірки зі слабкими лініями водню, але з виразними лініями металів. такі, як Сонце. Арктур і Капела; включає в себе сучасні класи G і К, а також кінець класу F.
- Клас III - помаранчеві і червоні зірки, в спектрі яких лінії утворюють смуги, темніють в сторону синього, такі, як Бетельгейзе і Антарес; відповідає сучасному класу М.
- Клас IV - червоні зірки з сильними смугами і лініями вуглецю, вуглецеві зірки.
- Клас V - зірки з емісійними лініями, такі, як γ Кассіопеї і β Ліри.
Запропоноване Секки розподіл спектрів було загальноприйнятим аж до кінця 1890-х років. коли поступово до середини XX століття було замінено Гарвардської класифікацією, яка описується нижче [6] [7].
Основна (Гарвардська) спектральна класифікація [| ]
Сучасна (Гарвардська) спектральна класифікація зірок, розроблена в Гарвардської обсерваторії в 1890 -1924 роках є температурної класифікацією, заснованої на вигляді і відносної інтенсивності ліній поглинання і випускання спектрів зірок.
Основна (Гарвардська) спектральна класифікація зірок
* Примітка до таблиці: Дані обчислені за кількістю зірок з абсолютною зоряною величиною більше +16 в околицях Сонця в 10000 пк 3 (радіус 10,77 пк = 35,13 св. Л.). Це дозволяє відтворити приблизну картину розподілу зірок по спектральним класам, хоча б для зірок на відстані від Галактичного центру до Сонця. (Колонка Частка гігантських містить Гігантів. Яскравих гігантів і надгігантів) [10]
Усередині класу зірки діляться на підкласи від 0 (найгарячіші) до 9 (найхолодніші). Сонце має спектральний клас G2 і еквівалентну температуру фотосфери 5780 K [11].
Йерського класифікація з урахуванням світності (МКК) [| ]
Додатковим фактором, що впливає на вигляд спектра. є щільність зовнішніх шарів зірки, що залежить, в свою чергу від її маси і щільності, тобто, в кінцевому підсумку, від світності. Особливо сильно залежать від світності Sr II, Ba II, Fe II, Ti II, що призводить до різниці в спектрах зірок-гігантів і карликів однакових гарвардських спектральних класів.
Відповідно до цієї класифікації зірці приписують гарвардський спектральний клас і клас світності:
Таким чином, якщо Гарвардська класифікація визначає абсциссу діаграми Герцшпрунга - Рассела. то Йерського - положення зірки на цій діаграмі. Додатковою перевагою Йеркской класифікації є можливість по вигляду спектра зірки оцінити її світність і, відповідно, по видимій величиною - відстань (метод спектрального параллакса).
Сонце. будучи жовтим карликом, має Йерського спектральний клас G2V.
Додаткові спектральні класи [| ]
Виділяють також додаткові спектральні класи для деяких класів небесних тіл:
Характеристичні особливості в класі [| ]
У деяких об'єктів можуть спостерігатися додаткові особливості в спектрі. Щоб вказати на ці особливості до позначення додають додаткові префікси і постфікси.
Додаткові індекси, які стоять перед позначенням спектра [| ]
Додаткові індекси, які стоять після позначення спектра [| ]
- c - глибокі вузькі лінії
- comp - складовою спектр
- con - відсутні видимі лінії поглинання
- e - емісія (емісія водню в O-зірки)
- em - емісія в лініях металів
- ep - пекулярная емісія (лінії, за своїм характером відмінні від нормально що відповідають класу)
- er - виразно звернені емісійні лінії
- eq - емісія з поглинанням на більш коротких хвилях
- ev - змінність відноситься тільки до емісійних лініях
- ew - емісії, типові для зірок класу W
- f. (F). ((F)) - емісія гелію і неону в O-зірки
- h - зірки класу WR з емісійними лініями водню
- ha - зірки класу WR з емісійними лініями водню як поглинання, так і випромінювання
- k - міжзоряні лінії
- m - сильні лінії металів
- n - дифузні лінії (широкі і розмиті), обумовлені швидким обертанням
- neb - додатковий спектр туманності
- nn - дуже розмиті дифузні лінії
- p - пекулярними спектр (маються неправильності)
- pq - особливості нагадують спектр нової зірки
- s - різкі і вузькі лінії
- sh - наявність оболонки
- ss - дуже вузькі лінії
- v або var - зміни в спектрі (не обумовлені орбітальним рухом і пульсацією)
- w або wk або wl - слабкі лінії
Мнемоніка [| ]
Для запам'ятовування основної послідовності Гарвардської класифікації існують мнемонічні формули: