Звезды также различают по массе, но в более узких пределах, чем по яркости (которая может отличаться в 1000 раз). Существует очень мало звезд с массой в 10 раз больше или меньше массы Солнца.
Спектральный класс
Спектральные классы — классифКлассификация звезд в соответствии с их спектром излучения, в основном в зависимости от температуры фотосферы.
В первом приближении полный спектр излучения звезды аппроксимирует излучение черного тела при температуре, равной температуре фотосферы, которое можно оценить по закону смещения Вина, но этот метод не применим к далеким звездам из-за неоднородного поглощения света в межзвездной среде. Более точным методом является оптическая спектроскопия, которая позволяет наблюдать линии поглощения различной интенсивности в спектрах звезд, в зависимости от температуры и типа звезды. Эмиссионные линии также наблюдаются в спектрах некоторых типов звезд.
Содержание
В 1860-х и 1870-х годах пионер звездной спектроскопии Пьетро Анджело Секки (Италия) разработал первый классифзвездные спектры. В 1866 году он проанализировал наблюдаемые спектры звезд в три класса в порядке уменьшения температуры звездной поверхности и соответствующего изменения цвета. 1 2 3 В 1868 году Секки открыл углеродные звезды, которые он отнес к четвертой группе. 4 А в 1877 году он добавил пятую группу — звездную. класс. 5
- Класс I — белые и голубые звезды с широкими линиями поглощения водорода в спектре, такие, такие как «Вега» и «Альтаир»; сюда также входят 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 и Орион c; он соответствует началу современного класса B.
Эдвард Пикеринг позже изменил свое определение на класса V, разделяя ее на горячие звезды с эмиссионными линиями гелия, углерода и азота (звезды Вольфа-Райе) и планетарные туманности. 6
Классификация спектров, предложенная Секки, была общепринятой до конца 1890-х годов, а затем была постепенно заменена Гарвардской классификацией. классифкоторый описан ниже. 7 6
Основная (гарвардская) спектральная классификация
Модерн (Гарвард) спектральная классифЗвездная визуализация, разработанная в Гарвардской обсерватории между 1890 и 1924 годами, представляет собой температуру классифОн основан на природе и относительной интенсивности линий поглощения и излучения в спектрах звезд.
Основная (гарвардская) спектральная классификация звёзд
Класс Температура, К Настоящий цвет Видимый цвет 8 9 Масса, М☉ Радиус, R☉ Светимость, L☉ Водородные линии Разрыв в основной светимости, % O 30 000-60 000 синий синий 60 15 1 400 000 слабый ~0,00003 B 10 000-30 000 бело-голубой синий-белый-белый 18 7 20 000 средний 0,13 A 7500-10 000 белый белый 3,1 2,1 80 сильный 0,6 F 6000-7500 желто-белый белый 1,7 1,3 6 средний 3 G 5000-6000 желтый желтый 1,1 1,1 1,2 слабый 8 K 3500-5000 апельсин желтовато-оранжевый 0,8 0,9 0,4 очень слабый 13 M 2000-3500 красный оранжево-красный 0,3 0,4 0,04 очень слабый > 78 Звезды также различают по массе, но в более узких пределах, чем по яркости (которая может отличаться в 1000 раз). Существует очень мало звезд с массой в 10 раз больше или меньше массы Солнца.
Классы Анджело Секки
В 1860-х и 1870-х годах Анджело Секки, пионер звездной спектроскопии, разработал первый классифзвездные спектры. В 1866 году он проанализировал наблюдаемые спектры звезд в три класса в порядке уменьшения температуры звездной поверхности и соответствующего изменения цвета. В 1868 году Секки открыл углеродные звезды, которые он отнес к четвертой группе. А в 1877 году он добавил пятый класс.
- Класс I — белые и голубые звёзды с широкими линиями поглощения водорода в спектре, такие, такие как «Вега» и «Альтаир»; сюда также входят 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 и Орион c; он соответствует началу современного класса B.
Эдвард Пикеринг позже изменил свое определение на класса V, разделив его на горячие звезды с эмиссионными линиями гелия, углерода и азота (звезды Вольфа-Райе) и планетарные туманности.
Классификация спектров, предложенная Секки, была общепринятой до конца 1890-х годов, а затем была постепенно заменена Гарвардской классификацией. классифкоторый описан ниже.
Основная (гарвардская) спектральная классификация
Модерн (Гарвард) спектральная классифСовременная (гарвардская) звездная икация, разработанная в Гарвардской обсерватории в 1890-1924 годах, представляет собой температуру классифОн основан на природе и относительной интенсивности линий поглощения и излучения в спектрах звезд.
* Примечание к таблице: данные были рассчитаны по количеству звезд с абсолютной величиной более +16 в области вокруг Солнца в 10000 пк3 (радиус 10,77 пк = 35,13 св), что дает приблизительную картину звездного распределения по спектральным классам, по крайней мере, для тех звезд, которые находятся на расстоянии между галактическим центром и Солнцем. (Колоссальный гигант, легкий гигант и сверхгигант).
Внутри класса Звезды делятся на субгиганты и звезды-субгигантыклассы От 0 (самый теплый) до 9 (самый холодный). Солнце спектральный класс G2 и имеет эквивалентную фотосферную температуру 5780 K.
Йеркская классификация с учётом светимости (МКК)
Другим фактором, влияющим на тип спектра, является плотность внешних слоев звезды, которая, в свою очередь, зависит от ее массы и плотности, то есть, в конечном счете, от ее светимости. SrII, BaII, FeII, TiII особенно сильно зависят от светимости, что приводит к различиям в спектрах звезд-гигантов и карликов того же Гарварда. спектральных классов.
Зависимость спектрального типа от светимости отражена в недавнем исследовании Йеркса классифЗависимость спектрального типа от светимости отражена в более новой классификации Йеркса, разработанной в обсерватории Йеркса В. Морганом и Ф. Кином. Морган, Ф. Кинан и Е. Кельман, позвонил также MCC после инициалов авторов.
После этого классифзвезда приписывается Гарварду спектральный класс и класс светимости:
- 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
Так что если Гарвард классифопределяет дистальную ось диаграммы Герцшпрунга-Рассела, а аналог Йеркса определяет положение звезды на этой диаграмме. Еще одно преимущество Йеркса классифКлассификация Йеркса — это способность оценить яркость звезды по ее спектру и, следовательно, определить величину видимого расстояния до нее (Солнце, будучи желтым карликом на небе, может быть выведено из нее). спектрального параллакса).
Солнце, как желтый карлик, имеет йеркесское значение спектральный класс G2V .
Причина странного расположения букв в классифи Гарвард исторически сложились и развились из более ранних классов Secchi и постепенно менялись по мере улучшения его понимания.
Классы Анджело Секки
Впервые классифИменно итальянский священник и астроном Анджело Секки открыл звездные спектры. В 1866 году он разделил все небесные светила на три группы в зависимости от температуры поверхности звезды и соответствующего цвета. В течение следующих 11 лет астроном добавил еще больше два класса.
- I – небесные светила голубого и белого цветов. В их спектре имеются широкие линии поглощения водорода. По современной классиф…и звезды типа А, и частично… F, такие например, «Вега» или «Альтаир». К ним также относятсякласс звезды с узкими линиями Фраунгофера (происхождение класса B), к ним относится Ригель и γ Ориона.
Вега из созвездия Лиры
- II – звезды оранжевого или желтого цвета. Имеют малоразличимые линии поглощения водорода, и отчетливые – металлов. Среди них наше Солнце, или Капелла из созвездия Возничего. В современной классификации – G, K и конец F.
- III – светила оранжевого и красного цветов (класс М), с отчетливыми линиями поглощения в синей области, металлы, а также слабые линии водорода, кальция и калия. Звезды типа Антарес и Бетельгейзе.
- IV – углеродные звезды, имеют красный цвет.
- V – небесные светила, спектр которых имеет линии поглощения – эмиссионные линии.
Гарвардская спектральная классификация
Разработана между 1890 и 1924 годами учеными Гарвардской обсерватории и постепенно заменена классифИллюстрация Анджело Секки, которая сегодня является самой важной. Гарвард классифКорреляция основана на относительных интенсивностях линий поглощения и фракции, а также на цвете звезд.
Таблица спектральных классов звезд
каждый из заявленных классов включает 10 подклассов от 0 до 9, причем 0 представляет самые горячие звезды, а 9 — самые холодные. Только класс O распределяется по-разному, от 4 до 9,5.
Йеркская классификация с учётом светимости
В 1943 году одноименная обсерватория Йеркса разработала еще один классифИкация, учитывающая яркость звезд, что отражено в ее названии. Их также называют ICC, по первым буквам фамилий ученых: W.W. Morgan, P.K. Keenan и E. Келлман. Дело в том, что Гарвард классифявляется то, что гарвардская аббревиатура не считается такую важная характеристика яркости неба. Позднее Йеркс классифЗамораживание было проиллюстрировано Эйнаром Херцшпрунгом (Дания) и Генри Расселом (США) в виде диаграммы со следующей зависимостью спектрального класса к светимости. Таким образом, мы можем визуально наблюдать закономерность в свойствах различных типов звезд.
-
Ia+ или 0 — сверхгиганты с наибольшей мощностью, массой, яркостью и коротким сроком жизни,
С помощью этой диаграммы можно также для определения светимости звезды по ее спектру. На основании вышеизложенного классифВ настоящее время Солнце классифицируется как звезда. к классу G2V.
Масса
Звезды также различают по массе, но в более узких пределах, чем по яркости (которая может отличаться в 1000 раз). Существует очень мало звезд с массой в 10 раз больше или меньше массы Солнца.
Изучая распределение массы звезд и принимая во внимание время жизни звезд с разной массой, ученые распределяют звезды в соответствии с их массой на момент рождения. Они обнаружили, что вероятность рождения звезды с заданной массой, грубо говоря, обратно пропорциональна квадрату массы (функция Солпетера):
Это общая закономерность. Во многих регионах Вселенной наблюдается нехватка массивных звезд. В регионах, где много молодых звезд, меньше звезд низкой массы. Исследователи считают, что первые звезды были яркими, массивными и недолговечными.
Радиус
Радиусы звезд могут варьироваться в огромных пределах, а также и вариации… Благодаря способности анализировать спектральный химический состав звезды стал известен. С точки зрения химического состава звезды представляют собой плазму водорода и гелия, с гораздо меньшим количеством других элементов. На каждые 10 000 атомов водорода приходится 1000 атомов гелия, 5 атомов кислорода, 2 атома азота, 1 атом углерода и 0,5 атома железа. Других элементов еще меньше ….
Были предприняты попытки построить теоретическую эволюцию звезд вдоль главной последовательности на основе предположений о потере массы этих звезд, но они не увенчались успехом.
Время пребывания звезд в главной последовательности зависит от их начальной массы. Чем сильнее излучение и масса звезды, тем быстрее она будет расходовать свой водород.
Автор.
Спектральный анализ (в линейной алгебре) — спектральный анализ линейных операторов, обобщение теории собственных значений и собственных векторов матриц (т.е. линейных преобразований в конечно-мерном пространстве), развитой из задач механики на бесконечно-мерный случай (см. Линейные операторы … Большая советская энциклопедия
Гарвардская спектральная классификация
Данная классифПерерыв считается фундаментальным, так так как он является самым популярным. Он был разработан еще между 1890 и 1924 годами в Гарвардской обсерватории в США. Это температура классифи интенсивность линий поглощения звезды, а также и излучение их спектров.
Внутри основного класса, Звезды могут быть разделены на свои подгруппыклассы, обозначаются арабскими цифрами от 0 — самый жаркий, до 9 — самый холодный.
Наше Солнце, которое, согласно основным классификации имеет класс G и подкласс 2, указывает на фотосферную температуру 5780 К.
Йоркская классификация (МКК)
С развитием спектроскопии выяснилось, что характер спектра карликовых и гигантских звезд зависит от их светимости. Это особенно поразительно для светимостей некоторых элементов, встречающихся в химическом составе тех же звезд (стронций Sr, барий Ba, железо Fe и титан Ti). Поэтому новый, йоркский классификация, уточняющая спектральные классы гигантских и карликовых звезд.
Согласно этой классифЗвезда должна быть отнесена к Гарварду спектрального класса ещё и её же класс светимости:
- Ia+ или же 0 – значит, что это гипергиганты;
- I, Ia, Iab, Ib – обозначает, что такие звёзды — сверхгиганты;
- II, IIa, IIb – гиганты с большой яркостью;
- III, IIIa, IIIab, IIIb – это гиганты;
- IV – ветвь субгигантов;
- V, Va, Vb – звёзды находящиеся на главной последовательности (карлики);
- VI – субкарлики;
- VII – белые карлики.
Приведенная выше система дает положение звезд на диаграмме Герцшпрунга-Рассела, в то время как гарвардская система дает только их дивергенцию.
Наше Солнце, по данным Йорка классификации, имеет спектральный класс G2V.
Классы Анджело Секки
Классификация Анджело Секки является одной из первых, разработанных классифкоторый определяет спектральные классы звезды. Он был разработан в 1860-1870 годах, а затем дополнен и несколько изменен.
Согласно этой системе, все звезды делятся на 5 классов:
- I – голубые и белые звёзды, обладающие широкими линиями поглощения водорода;
- II – оранжевые и желтые звёзды, с отчётливыми линиями металлов, но слабыми линиями водорода;
- III – красные и оранжевые звёзды, современный М класс;
- IV – красные звёзды, характерными сильными линиями углерода, ещё называемые углеродными звёздами;
- V – звёзды, имеющие эмиссионные линии азота, гелия и углерода и планетарные туманности;
- подтип Ориона – это те же звёзды I класса, только они имеют узкие линии в спектре, вместо широких.
Приведенное выше описание было неполным классов Анджело Секки, так поскольку они больше не используются.
Многие свойства звезды выражаются особенностями ее спектра, для обозначения которого существует множество букв, следующие спектрального класса, например, резкие металлические линии с буквой m и резкие и узкие линии с буквой s.
Самые горячие звезды
Из диаграммы видно, что самые горячие звезды — это голубые гиганты, сверхгиганты и супергиганты. Это чрезвычайно массивные, яркие и недолговечные звезды. Внутри этих звезд происходят очень сильные термоядерные реакции, вызывающие огромную яркость и очень высокие температуры. Эти звезды либо к классам Б и О или специальный классу W (отмечены широкими эмиссионными линиями в спектре).
Например, эта звезда Большой Медведицы (на «конце ручки» Медведицы) с массой в 6 раз больше массы Солнца, в 700 раз массивнее и имеет температуру поверхности около 22 000 К. Дзета Ориона, звезда Альнитак, — которая в 28 раз массивнее Солнца, имеет внешний слой, нагретый до 33 500 К. А температура сверхгиганта с самой большой известной массой и светимостью (по крайней мере, в 8,7 миллионов раз больше, чем у нашего Солнца), R136a1 в Большом Магеллановом Облаке, была оценена в 53 000 К.
Однако фотосфера звезды, какой бы горячей она ни была, не говорит нам о самой высокой температуре во Вселенной. В поисках более теплых регионов мы должны заглянуть внутрь звезд.
Гарвардская спектральная классификация
В начале 20-го века в Гарварде был разработан классифи позже расширил его, но основная идея осталась — спектральные формулы обозначаются буквами латинского алфавита. Порядок следующий:
Q — P — W — O — B — A — F — G — K — M.
Первые три буквы (QPW) будут объяснены позже, но порядок (OBAFGKM) необходимо запомнить сразу. Все очень просто: астрономы и ученые придумали образы памяти на русском языке так и на английском. Оригинальные звуки такOh, Be A Fine Girl, Kiss Me. Русский эквивалент такойБритый англичанин жевал финики, как морковку. И последний вариант, тоже русский, но для упрощенного детского понимания (читается задом наперед): Для жирафа морковь воспринимается как фрукт, а для бегемота — как овощ.
Давайте более подробно остановимся на каждом из них. из классов звёзд.
Спектральный класс звёзд (классифMorgan-Keenan).
Класс O
Звезды имеют очень высокую температуру (30-60 тыс. К), на что указывает высокая интенсивность области. Звезды имеют интенсивный синий оттенок. Самые темные линии находятся в крайнем левом фиолетовом. спектральных Линии в самой левой фиолетовой части спектра (если вы посмотрите на изображение спектра выше). Типичные звезды в этом класса — Дзета в созвездии Кормы, Лямбда Ориона, Кси Персея.
Класс B
Температура поверхности звезды составляет 10-30 тысяч К. Она имеет голубовато-белый цвет. Наиболее типичным представителем является звезда Спика (в созвездии Девы). Также Ригель и Эпсилон Ориона.
Класс A
Температура варьируется от 7500 до 10000 К. Белый цвет. Линии водорода более интенсивны. Яркими представителями являются звезды Вега и Сириус.
Класс F
Температура варьируется от 6000 до 7500 К. Линии водорода тускнеют, а линии ионизированных металлов становятся более интенсивными: кальций, титан, железо. Цвет ярко-желтый. Известные звезды — Процион в созвездии Малого Пса и Канопус в созвездии Киля.
Класс G
Температура поверхности составляет от 5000 до 6000 К. Он содержит большое количество ионизированного кальция. Цвет — желтый. Звезда Солнца принадлежит ему классу.
Класс K
Температура больше не превышает 5 000 К и находится в диапазоне от 3500 до 5000 К. Цвет — светло-красный. В нем классу Арктур в пурпурном и Альдебаран в Тельце.
Класс M
Звезды с минимальной температурой от 2000 до 3500 К. Металлические линии в спектре тускнеют. Цвет ярко-красный, иногда темно-оранжевый. С этим классу относится к известной звезде Бетельгейзе в созвездии Ориона.
Дополнительные классы Q, P, W
Буква Q означает спектральные классы молодые звезды (молодые звезды).
Буквой P — классы Спектры планетарных туманностей.
W обозначает спектры звезд типа Вольфа-Райе, т.е. очень горячих звезд с температурой O класса достигающие 100 000 К.
Для более детальной разбивки на классы были введены подклассы. Каждый класс, в дополнение к O, она делится на 10 подгруппклассов, которые обозначаются цифрами от 0 до 9 и располагаются после основной буквы класса. Спектральный класс O делится на меньшее число подклассовот 4 до 9,5. Наше солнце, включая субкласса имеет форму — G2, а температура поверхности (фотосферы) равна 5780 K.
Светоизмерительная классификация
Звезды могут также быть классифМы можем откалибровать диаграммы, используя данные измерения освещенности с любой системы измерения освещенности. Например, мы можем откалибровать диаграммы цветовых индексов U-B и B-V в системе UBV в соответствии со следующим соотношением. классам яркости и спектральному. Однако такая калибровка нелегка, поскольку в базе данных представлено множество эффектов. в таких диаграммы: межзвездное покраснение, изменение цвета из-за металличности и смешение света от двойных и кратных звезд.
Фотометрические системы с большим количеством цветов и более узкой полосой пропускания позволяют класс для более точной идентификации звезд и, следовательно, физических параметров. Более точная идентификация, конечно, достаточна из спектральных измерений, но не всегда есть достаточно времени для получения качественных спектров с высоким отношением сигнал/шум.
