Спектральный класс

Сложная, но информативная, содержательная, полезная и важная тема статьи, с которой нам предстоит разобраться. Речь пойдёт о спектральной классификации звёзд.  Я объясню доступным языком, не вдаваясь в подробности написания формул, физических величин, как говорится «на пальцах». Давайте по-порядку.

Для начала, что же такое спектр? Спектр — распределение энергии излучения по частоте или по длинам волн. Спектр излучения звёзд — непрерывный, на который накладываются яркие и тёмные линии.

Видимое в спектроскопе представление оптического спектра

Спектры звёзд удалось расположить в виде последовательности, вдоль которой линии одних химических элементов усиливаются, а других — постепенно ослабевают. Сходные между собой спектры объединяются в спектральные классы. Важно: звёзды, принадлежащие к различным спектральным классам, отличаются температурами.

Гарвардская спектральная классификация

Ещё в начале 20 века в Гарварде была придумана классификация, позднее она дополнялась, но главная идея осталась — спектральные типы обозначаются буквами латинского алфавита. Последовательность выглядит следующим образом:

Q — P — W — O —B — A — F — G — K — M

Первые три буквы (QPW) разберём чуть позже, а последовательность (OBAFGKM) запомните сразу. Сделать это легко, астрономы-учёные уже давно придумали мнемонические образы как на русском, так и на английском языках. В оригинале звучит так: Oh, Be AFine 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, АБегемоту Овощем.

Давайте чуть подробнее остановимся на каждом из классов звёзд.

Спектральный класс звёзд (классификация Моргана-Кинана)

Класс O

Звёзды имеют очень высокую температуру (30-60 тысяч 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 (если смотреть на изображение спектра выше). Типичные звёзды этого класса — Дзета в созвездии Корма, Лямбда Ориона, Кси Персея.

Класс B

Температура поверхности звезды колеблется в диапазоне от 10 до 30 тысяч К. Имеют голубовато-белый цвет. Самый типичный представитель — звезда Спика (в созвездии Дева). Также Ригель и Эпсилон Ориона.

Класс A

Температура от 7500 до 10000 К. Белого цвета. Линии водорода достигают наибольшей интенсивности. Яркими представителями являются звёзды Вега и Сириус.

Класс F

Температура лежит в диапазоне 6000 — 7500 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 5000 — 6000 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 3500 до 5000 К. Цвет светло-красный. К этому классу относятся звёзды Арктур в созвездии Волопас и Альдебаран в Тельце.

Класс M

Звёзды с минимальной температурой равной 2000 — 3500 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 тысяч 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.

Не запутались ещё? Тогда углубимся ещё.

Если спектр звезды обладает дополнительными особенностями, к обозначению класса добавляются дополнительные символы (индексы). Если присутствуют эмиссионные линии, ставится буква е (B5e). Звезды-сверхгиганты часто  отличаются глубокими узкими линиями. Это отмечается буквой с (cF0). Интенсивность избранных линий поглощения даёт нам возможность судить о светимости звезды и определить, является ли она гигантом (перед спектральным классом ставится индекс γ) или карликом (индекс δ). Другие особенности в спектре звезды, нетипичные  для данного спектрального класса, отмечаются буквой р — пекулярные (А6р).

Два последних индекса связаны с осевым вращением звезды, которое приводит к размытию и расширению спектральных линий: индекс n — диффузные линии, s — резкие линии.

Йеркская спектральная классификация с учётом светимости

Йеркская обсерватория

Теперь, когда мы разобрались с гарвардскими спектральными классами, дополним знания Йеркской спектральной классификацией с учётом светимости. Так одному гарвардскому спектральному классу могут соответствовать звёзды с одинаковой температурой поверхности, но различных классов светимости.

Исходя из этой классификации звезде приписывают гарвардский спектральный класс и класс светимости.

Класс Название Абс. звёзд. величины MV
Гипергиганты
Ia+ Ярчайшие сверхгиганты −10
Ia Яркие сверхгиганты −7,5
Ib Нормальные сверхгиганты −4,7
II Яркие гиганты −2,2
III Нормальные гиганты +1,2
IV Субгиганты +2,7
V Карлики главной последовательности +4
VI Субкарлики +5-6
VII Белые карлики +13-15

По данным таблицы, Солнце имеет йеркский спектральный класс G2V.

Хочу добавить, что и это ещё не все характеристики и особенности спектральных классов звёзд. Есть ещё много дополнительных индексов, стоящих как перед, так и после обозначения спектра. Все примеры приводить и тем более запоминать не нужно. В статьях, если будут встречаться новые обозначения спектральных классов звёзд, я обязательно буду давать пояснение уже конкретно для этой звезды.

В заключение отмечу, что ключевым моментом для определения зависимости между видом спектра и светимостью звёзд разработана диаграмма спектр-светимость или диаграмма Герцшпрунга-Рассела. О ней я расскажу в отдельной статье.

А пока на этом всё. Прочитайте, пожалуйста, внимательно. Непонятные моменты спрашивайте в комментариях — я обязательно отвечу каждому и постараюсь ещё лучше объяснить.

Как оказалось, разделение на классы звёзд основано на их излучении или, точнее, на спектре. Поскольку существуют определённые различия между каждым видом спектра. Собственно говоря, отличия связаны с физическими характеристиками звездных атмосфер. Прежде всего это зависит от температуры и давления, а также полей (магнитных и электрических), химического состава, движения тела и т.д.

Спектр — распределение излучения по частотам или длинам волн.

Классификация звезд по спектральным классам

Хотя классифицируют объекты именно по особенности поглощения и излучения спектра, на протяжении времени их систематизация совершенствовалась с появлением новых данных. Итак, рассмотрим какие бывают классы звезд.

Классы звёзд Анджело Секки

Klassy-Andzhelo-Sekki.jpg
Классы Анджело Секки
  • Класс I объединил белые и голубые звёздные объекты, которым в спектре свойственны широкие линии поглощения водорода. Также сюда он отнёс подтип Ориона, то есть тела с узкими линиями.
  • Класс II представляют оранжевые и жёлтые светила, у которых наблюдаются слабые линии водорода, а также чёткие линии металлов.
  • Класс III включает в себя оранжевые и красные светила со спектром, где полосы линий темнеют ближе к синему цвету.
  • А вот Класс IV составляют красные светила с сильными линиями и полосами углерода. По другому такие тела называют углеродными звёздами.

Позднее Секки выделил Класс V, объединяющий светила с эмиссионными линиями в излучении. Стоит отметить, что со временем эту категорию подредактировал Эдуард Пикеринг. Он разделил горячие тела на эмиссионные гелиевые, углеродные и азотные линии, а также добавил сюда планетарные туманности.Предложенное Анджело Секки группирование звёздных объектов было актуальным почти до 1900 годов.

Пьетро Анджело Секки

Гарвардская спектральная классификация

Гарвардская (современная) спектральная классификация

Основные классы звёзд

Собственно говоря, выделяют 7 спектральных классов, отражающих температурные свойства звёздных объектов. В свою очередь, каждый из них подразделяется на подклассы от 0 до 9 (от самых горячих к холодным).

Класс Температура фотосферы Цвет Характеристика Линии водорода Примеры
О  Свыше 30 000 К Голубой   Редчайшие и массивные; формируются в очень плотных молекулярных облаках; отличаются непродолжительным жизненным циклом-до нескольких десятков млн лет. Слабые Дзета Кормы, звёзды из трапеции Ориона
В 10 000-30 000 К Голубой Также образуются в плотных облаках; имеют высокую массу, но она меньше группы О. Поэтому живут более 100 млн лет. Средние Ярчайшие светила скопления Пелеяды, Ригель, Спика, Регул, Беллатрикс
А  7 500-10 000 К Бело-голубой Их количество больше, чем ранних классов; срок жизни около млрд лет. Сильные Альтаир, Вега, Сириус А, большая часть звёзд Большой Медведицы
6 000-7 500 К Жёлто-белый Их жизнь длится относительно долго.   Средние Полярная звезда, Канопус, Процион А, Поррима
5 000-6 000 К Белый, жёлтый Длительность эволюции похожа на светила предыдущей группы. Слабые Солнце, Альфа Центавра А, Тау Китай, 51 Пегаса, Капелла
4 000-5 000 К Оранжевый Жизненный цикл довольно продолжительный; их довольно много в космическом пространстве. Очень слабые  Альфа Центавра В,Альдебаран, Арктур, Эпсилон Эридана
2 500-3 500 К Оранжевый, красный Небольшая масса, но самый продолжительный срок жизни. Преобладают по количеству во Вселенной. Очень слабые  Бетельгейзе, Мира А, звезда Бернарда, Проксима Центавра
Таблица Спектральный класс звезд

Другие классы звёзд

  • R и H или С — по цвету и температуру похожи на группы К и М, но в отличие от них содержат в атмосфере большое количество углерода. Поэтому их называют углеродными звёздами.
  • S — яркие гиганты, также по цвету и температуре похожи на классы К и М, но в спектральных линиях преобладают оксиды циркония. Собственно говоря, по этой причине их называют циркониевыми.
  • W (WR и подклассы WN, WS) — звёзды Вольфа-Райе, редчайшие в нашей галактике. Им свойственна сильная активность, в результате чего их часто окружают туманности. А температура таких светил выше даже, чем у представителей группы О (то есть свыше 60 000 К). По данным астрономов, их наибольшее количество зарегистрировали в Большом Магеллановом облаке, а точнее в туманности Тарантул.
  • D (в том числе подклассы DA, DW и др.)-это белые карлики со слабой светимостью. Хотя температура их поверхности и масса относительно высокие.
  • L, T и Y включают в себя коричневых карликов, которые практически невозможно рассмотреть невооружённым глазом. Поскольку их видимое излучение очень слабое.
  • Стоит отметить, что существуют классы: Q — новые звёзды, P — планетарные туманности.

Йеркская классификация с учётом светимости

Как оказалось, вид спектральных линий во многом зависит от светимости светила. По сути на этом факте в Йеркской обсерватории три учёных (Морган В.В., Келлман Э. и Кинан П.К) разработали новую классификацию звёздных тел. Согласно которой, объекту приписывают основной спектральный класс, а также класс светимости.

Йеркская классификация с учётом светимости

В результате чего, к обозначению светил добавляют:

  • Ia+ или 0 — гипергиганты,
  • I, Ia, Iab, Ib — сверхгиганты,
  • II, IIa, IIb — яркие гиганты,
  • III, IIIa, IIIab, IIIb — гиганты,
  • IV — субгиганты,
  • V, Va, Vb — карлики (звёзды главной последовательности),
  • VI — субкарлики,
  • VII — белые карлики.

Жизненный цикл звезды каждого спектрального класса наиболее понятно изображен на диаграмме Герцшпрунга-Рассела.

Бесспорно, группирование звёздных тел позволило не просто выделить их общие черты, но и расширило границы их изучения. Кроме того, подобное разделение объектов показывает их многогранность.

Спектра́льные кла́ссы — классификация звёзд по спектру излучения, в первую очередь, по температуре фотосферы.

В начальном приближении, сплошной спектр излучения звезды близок к излучению абсолютно чёрного тела с температурой, равной температуре её фотосферы, которую можно оценить по 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 линии поглощения, имеющие различную интенсивность в зависимости от температуры и типа звезды. Для некоторых типов звёзд в спектрах наблюдаются и линии испускания.

Основная (гарвардская) спектральная классификация[править | ]

Современная (гарвардская) спектральная классификация звёзд, разработанная в Гарвардской обсерватории в 1890—1924 гг. является температурной классификацией, основанной на виде и относительной интенсивности линий поглощения и испускания спектров звёзд.

Файл:Stellar.Spectra.Lnes.Intensity.jpg

Интенсивности групп линий в спектрахзвёзд различных спектральных классов.

Диаграмма спектральный класс—светимость (Диаграмма Герцшпрунга — Рассела)

Основная (гарвардская) спектральная классификация звёзд:

Класс Температура(Кельвин) Цвет звезды Особенноси спектров
O 30 000—60 000 K Голубые Линии HI, HeI, HeII, многократно ионизованных SiIV, CIV, CIII, NIII
B 10 000—30 000 K Бело-голубые Линии HeI, HI, усиливающиеся к классу A. Слабые линии H, K, CaII
A 7500—10 000 K Белые Интенсивные линии HI, линии H, K CaII, усиливающиеся к классу F, cлабые линии металлов (Fe, Mg)
F 6000—7500 K Желтовато-белые Линии H и K CaII и линии металлов, усиливающиеся к классу G, линии HI ослабевают. Появляется линия CaI и полоса G (линии Fe, Ca, Ti)
G 5000—6000 K Жёлтые Интенсивные линии H и K CaII, CaI, линии FeI и FeII. Многочисленные линии др. металлов, интенсивная полоса G. Линии HI слабеют к классу K
K 3500—5000 K Оранжевые Наибольшая интенсивность линий H и K CaII, интенсивная линия CaI, линии металлов и полоса G. С подкласса K5 появляются полосы поглощения TiO
M 2000—3500 K Красные Интенсивные полосы поглощения TiO и др. молекулярные полосы, линии металлов, H и K CaII, CaI, полоса G слабеет. У переменных типа о Кита имеются линии излучения HI

Внутри класса звёзды делятся на подклассы от (самые горячие) до 9 (самые холодные). Солнце имеет спектральный класс G2 и эквивалентную температуру фотосферы 5780 K.

Для запоминания последовательности существуют мнемонические формулы:

  • на английском: Oh Be AFine Girl, Kiss Me Right Now Sweetheart (Выше указаны не все существующие классы)(здесь [1] есть множество вариантов этой последовательности)
  • и на русском: Один Бритый Англичанин Финики Жевал Как Морковь

языках.

Йеркская классификация с учётом светимости (МКК)[править | ]

Дополнительным фактором, влияющим на вид спектра, 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 SrII, BaII, FeII, TiII, что приводит к различию в спектрах звёзд-гигантов и карликов одинаковых гарвардских спектральных классов.

Зависимость вида спектра от светимости отражена в более новой йеркской классификации, разработанной в Йеркской обсерватории (Yerkes Observatory) У. Морганом, Ф. Кинаном и Э. Келман, называемой также МКК по инициалам её авторов.

В соответствии с этой классификацией звезде приписывают гарвардский спектральный класс и класс светимости:

  • I — сверхгиганты
  • II — яркие гиганты
  • III — гиганты
  • IV — субгиганты
  • V — карлики (звезды главной последовательности)
  • VI — субкарлики
  • VII — белые карлики

Таким образом, если гарвардская классификация определяет абсциссудиаграммы Герцшпрунга — Рассела, то йеркская — положение звезды на этой диаграмме. Дополнительным преимуществом йеркской классификации является возможность по виду спектра звезды оценить её светимость и, соответственно, по видимой величине — расстояние (метод спектрального параллакса).

Солнце, будучи жёлтым карликом, имеет йеркский спектральный класс G2V.

Дополнительные спектральные классы[править | ]

Выделяют также дополнительные спектральные классы для некоторых классов звёзд:

  • W — звёзды Вольфа — Райе, очень тяжёлые яркие звёзды с температурой порядка 70000 K и интенсивными эмиссионными линиями в спектрах.
  • L и T — коричневые карлики, объекты, переходные между звёздами и планетами, с температурой 1500—2000 K и около 1000 K соответственно.
  • C — углеродные звёзды, гиганты с повышенным содержанием углерода
  • S — циркониевые звёзды
  • D — белые карлики

ca:Tipus espectralcs:Spektrální klasifikaceda:Spektralklassede:Spektralklasseen:Stellar classificationes:Clasificación estelarfi:Spektriluokkafr:Type spectralga:Aicme speictreachgl:Clasificación estelarhu:Csillagászati színképosztályozásid:Klasifikasi bintangit:Classificazione stellareja:スペクトル分類lt:Spektrinė klasifikacijanl:Spectraalklassepl:Typ widmowypt:Classificação estelarro:Spectru stelarsk:Spektrálna klasifikáciasl:Spektralna razvrstitev zvezdsv:Spektraltypvi:Phân loại saozh:恒星光谱

Используемые источники:

  • https://2i.by/klass-zvezd/
  • https://kosmosgid.ru/zvyozdy/klassi-zvezd
  • https://science.wikia.org/ru/wiki/спектральный_класс