Википедия

Спектральная классификация звёзд: различия между версиями

Интерактивная навигация по истории
[отпатрулированная версия][отпатрулированная версия]
← Предыдущая правкаСледующая правка →
Содержимое удалено Содержимое добавлено
ВизуальныйВики-текст
отмена правки 90452618 участника 95.25.140.104 (обс.)
Метка: отмена
оформление
Строка 2:
'''Спектра́льные кла́ссы''' — классификация [[звезда|звёзд]] по [[спектр]]у излучения, в первую очередь, по температуре [[фотосфера|фотосферы]]. Различия в спектрах звезд обусловливаются различием физических свойств их атмосфер, в основном, температуры и давления (определяющих степень ионизации атомов). Вид спектра зависит также от наличия магнитных и межатомных электрических полей, различий в химическом составе, вращения звезд и от других факторов.
 
Сплошной [[спектр]] излучения звезды близок к излучению [[абсолютно чёрное тело|абсолютно чёрного тела]] с [[Температура|температурой]], равной [[Температура|температуре]] её [[Фотосфера|фотосферы]], которую можно оценить по [[закон смещения Вина|закону смещения Вина]], но для удалённых звёзд этот метод неприменим из-за неравномерного поглощения света различных участков [[спектр]]аспектра межзвёздной средой. Более точным методом является оптическая [[спектроскопия]], позволяющая наблюдать в спектрах звёзд [[Спектральная линия поглощения|линии поглощения]], имеющие различную интенсивность в зависимости от температуры и типа звезды. Для некоторых типов звёзд в [[спектр]]ахспектрах наблюдаются и [[Эмиссионный спектр|линии испускания]].
 
== Классы Анджело Секки ==
В [[1860-е|1860]]—[[1870-е|18701860—1870-х]] годах пионер звёздной [[Спектроскопия|спектроскопии]] [[Секки, Анджело|Анджело Секки]] создал первую классификацию [[Звезда|звёздных]] [[спектр]]овспектров. В [[1866 год]]угоду он разбил наблюдаемые спектры звёзд на три класса в порядке убывания температуры поверхности звезды и соответствующего изменения цвета<ref name="secchi1866-1"/><ref name="secchi1866-2"/><ref name="hearnshaw1987-1"/>. В [[1868 год]]угоду Секки открыл [[Углеродная звезда|углеродные звёзды]], которые выделил в отдельную четвёртую группу<ref name="hearnshaw1987-2"/>. А в [[1877 год]]угоду он добавил пятый класс<ref name="hearnshaw1987-3"/>.
 
* '''Класс I''' — белые и голубые звезды с широкими линиями поглощения водорода в спектре, такие, как [[Вега]] и [[Альтаир]]; включает в себя современные класс A и начало класса F.
Строка 16:
Позднее [[Пикеринг, Эдуард Чарлз|Эдуард Пикеринг]] изменил определение класса V, разделив его на горячие звёзды с эмиссионными линиями [[Гелий|гелия]], [[углерод]]а и [[азот]]а ([[Звезда Вольфа — Райе|звёзды Вольфа — Райе]]) и [[Планетарная туманность|планетарные туманности]]<ref name="kaler1997"/>.
 
Предложенное Секки деление спектров было общепринятым вплоть до конца [[1890-е|1890-х годов]], когда постепенно к середине [[XX век]]авека было заменено Гарвардской классификацией, которая описывается ниже<ref name="kaler1997"/><ref name="gottesman2004"/>.
 
== Основная (гарвардская) спектральная классификация ==
Современная (гарвардская) спектральная классификация звёзд, разработанная в [[Гарвардская обсерватория|Гарвардской обсерватории]] в [[1890]]—[[1924 год]]ах1890—1924 годах, является [[Температура|температурной]] классификацией, основанной на виде и относительной интенсивности линий поглощения и испускания [[спектр]]овспектров звёзд.▼
 
▲Современная (гарвардская) спектральная классификация звёзд, разработанная в [[Гарвардская обсерватория|Гарвардской обсерватории]] в [[1890]]—[[1924 год]]ах является [[Температура|температурной]] классификацией, основанной на виде и относительной интенсивности линий поглощения и испускания [[спектр]]ов звёзд.
 
{|class="standard sortable" style="text-align: center;"
|+ Основная (гарвардская) спектральная классификация звёзд
! style="width: 5%;" | Класс
! style="width: 10%;" | Температура, <br />K
! style="width: 15%;" abbr="color" | Истинный цвет
! style="width: 15%;" abbr="color" | Видимый цвет<ref name="möre">The Guinness book of astronomy facts & feats, Patrick Moore, 1992, 0-900424-76-1</ref><ref>{{cite web
Строка 36 ⟶ 35 :
| archivedate = 2011-08-24
}} — Explains the reason for the difference in color perception.</ref>
! style="width: 10%;" | Масса, <br />[[Солнечная масса|M<sub>☉</sub>]]
! style="width: 10%;" | Радиус, <br />[[Солнечный радиус|R<sub>☉</sub>]]
! style="width: 10%;" | Светимость, <br />[[Солнечная светимость|L<sub>☉</sub>]]
! style="width: 15%;" | Линии водорода
! Доля* в [[Главная последовательность|глав. послед.]], <br />%<ref name="LeDrew2001">[[Glenn LeDrew|LeDrew, G.]]; ''[http://adsabs.harvard.edu/abs/2001JRASC..95...32L The Real Starry Sky]'', Journal of the Royal Astronomical Society of Canada, Vol. 95, No. 1 (whole No. 686, February 2001), pp. 32–33. ''Примечание:'' Таблица 2 содержит ошибку и для подсчёта звёзд главной последовательности, белых карликов и гигантских использовалось общее количество звёзд 824,00025 и 288 и 6,35 соответственно, а не 800 и 200 и 6,3 соответственно.</ref>
! Доля* нa ветв. [[Белый карлик|бел.к.]], <br />%<ref name="LeDrew2001"/>
! Доля* гигантских, <br />%<ref name="LeDrew2001"/>
|- style="background: #9bb0ff;"
! style="background: #9bb0ff;" | [[#Класс O|O]]
Строка 145 ⟶ 144 :
 
== Йеркская классификация с учётом светимости (МКК) ==
Дополнительным фактором, влияющим на вид [[спектр]]аспектра, 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 [[стронций|Sr]]II, [[барий|Ba]]II, [[железо|Fe]]II, [[титан (элемент)|Ti]]II, что приводит к различию в [[спектр]]ахспектрах звёзд-гигантов и карликов одинаковых гарвардских спектральных классов.▼
 
▲Дополнительным фактором, влияющим на вид [[спектр]]а, 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 [[стронций|Sr]]II, [[барий|Ba]]II, [[железо|Fe]]II, [[титан (элемент)|Ti]]II, что приводит к различию в [[спектр]]ах звёзд-гигантов и карликов одинаковых гарвардских спектральных классов.
 
Зависимость вида спектра от светимости отражена в более новой йеркской классификации, разработанной в Йеркской обсерватории ({{lang|en|Yerkes Observatory}}) [[Морган, Уильям Уилсон|У. Морганом]], [[Кинан, Филипп|Ф. Кинаном]] и [[Келман, Эдит|Э. Келман]], называемой также МКК по инициалам её авторов.
Строка 168 ⟶ 166 :
Выделяют также дополнительные спектральные классы для некоторых классов небесных тел:
 
* '''W''' — [[Звезда Вольфа — Райе|звёзды Вольфа — Райе]], очень тяжёлые яркие звёзды с температурой порядка 70000  K и интенсивными эмиссионными линиями в спектрах.
* '''L''' — звёзды или [[коричневый карлик|коричневые карлики]] с температурой 1500—2000  K и соединениями металлов в атмосфере.
* '''T''' — метановые [[коричневый карлик|коричневые карлики]] с температурой 700—1500  K.
* '''Y''' — очень холодные (метано-аммиачные) [[коричневый карлик|коричневые карлики]] с температурой ниже 700  K.
* '''C''' — [[углеродная звезда|углеродные звёзды]], гиганты с повышенным содержанием [[углерод]]а. Ранее относились к классам '''R''' и '''N'''.
* '''S''' — [[циркониевые звёзды]]
Строка 184 ⟶ 182 :
* '''d''' — карлик (звезда [[Главная последовательность|главной последовательности]])
* '''esd''' — [[экстремальный субкарлик]]
* '''c'''  — [[сверхгигант]]
* '''g''' — [[гигант (астрономия)|гигант]]
* '''sg'''  — [[субгигант]]
* '''sd''' — [[субкарлик]]
* '''w''' или '''wd''' — [[белый карлик]]
Строка 218 ⟶ 216 :
 
== Мнемоника ==
Для запоминания основной последовательности гарвардской [[классификации]] существуют мнемонические формулы:
* на [[английский язык|английском языке]]: {{lang|en|'''''O'''h '''B'''e '''A''' '''F'''ine '''G'''irl, '''K'''iss '''M'''e '''R'''ight '''N'''ow '''S'''weetheart''}}, а также множество других вариантов<ref>{{cite web|url=http://www.star.ucl.ac.uk/~pac/obafgkmrns.html |title=Mnemonics for the Harvard Spectral Classification Scheme |author= Allen S. J.|publisher=UCL Astrophysics Group|accessdate=2016-10-10|lang=en}}</ref>.
 
Строка 229 ⟶ 227 :
 
== Примечания ==
 
{{примечания|2|height=1|refs=
<ref name="secchi1866-1">
Источник — https://ru.wikipedia.org/wiki/Спектральная_классификация_звёзд