Открыть главное меню

Изменения

Нет изменений в размере, 1 год назад
м
Нет описания правки
[[Файл:Morgan-Keenan spectral classification.png|500px|right|thumb|Спектральная классификация Моргана-Кинана]]
'''Спектра́льные кла́ссы''' — классификация [[звезда|звёзд]] по [[спектр]]у излучения, в первую очередь, по температуре [[фотосфера|фотосферы]]. Различия в спектрах звездзвёзд 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 звездзвёзд 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 спектра 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 спектрах наблюдаются и [[Эмиссионный спектр|линии испускания]].
В 1860—1870-х годах пионер звёздной [[Спектроскопия|спектроскопии]] [[Секки, Анджело|Анджело Секки]] создал первую классификацию [[Звезда|звёздных]] спектров. В 1866 году 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 году Секки открыл [[Углеродная звезда|углеродные звёзды]], которые выделил в отдельную четвёртую группу<ref name="hearnshaw1987-2"/>. А в 1877 году он добавил пятый класс<ref name="hearnshaw1987-3"/>.
 
* '''Класс I''' — белые и голубые звездызвёзды с широкими линиями поглощения водорода в спектре, такие, как [[Вега]] и [[Альтаир]]; включает в себя современные класс A и начало класса F.
** '''Класс I, подтип Ориона''' — звёзды класса I с узкими линиями в спектре вместо широких полос, такие, как [[Ригель (звезда)|Ригель]] и [[Гамма Ориона|γ Ориона]]; соответствует началу современного класса B.
* '''Класс II''' — жёлтые и оранжевые звёзды со слабыми линиями водорода, но с отчётливыми линиями [[Металлы|металлов]], такие, как [[Солнце]], [[Арктур]] и [[Капелла (звезда)|Капелла]]; включает в себя современные классы G и К, а также конец класса F.
* III, IIIa, IIIab, IIIb — [[Гигант (астрономия)|гиганты]]
* IV — [[субгигант]]ы
* V, Va, Vb — карлики (звездызвёзды [[Главная последовательность|главной последовательности]])
* VI — [[субкарлик]]и
* VII — [[Белый карлик|белые карлики]]
* '''comp''' — составной спектр
* '''con''' — отсутствуют видимые линии поглощения
* '''e''' — эмиссия (эмиссия водорода в O-звездахзвёздах)
* '''em''' — эмиссия в линиях металлов
* '''ep''' — пекулярная эмиссия (линии, по своему характеру отличные от нормально соответствующих классу)
* '''ev''' — переменность относится только к эмиссионным линиям
* '''ew''' — эмиссии, типичные для звёзд класса W
* '''f''', '''(f)''', '''((f))''' — эмиссия гелия и неона в O-звездахзвёздах
* '''h''' — звёзды класса WR с эмиссионными линиями водорода
* '''ha''' — звёзды класса WR с эмиссионными линиями водорода как поглощения, так и излучения
* {{книга
| автор = Serikof
| заглавие = ЗвездныеЗвёздные пары
| ссылка = http://info-news.in.ua/nauka-i-technika/zv-zdnie-pari.html
| издательство = info-news