Класс солнца по гарвардской

Спектральная классификация звезд

Спектры звезд – это их паспорта с описанием всех звездных особенностей. Звезды состоят из тех же химических элементов, которые известны на Земле, но в процентном отношении в них преобладают легкие элементы: водород и гелий.

Спектры звезд – это их паспорта с описанием всех звездных особенностей.

По спектру звезды можно узнать ее светимость, расстояние до звезды, температуру, размер, химический состав ее атмосферы, скорость вращения вокруг оси, особенности движения вокруг общего центра тяжести.

Спектральный аппарат, устанавливаемый на телескопе, раскладывает свет звезды по длинам волн в полоску спектра. По спектру можно узнать, какая энергия приходит от звезды на различных длинах волн и оценить очень точно ее температуру. Цвет и спектр звезд связан с их температурой. В холодных звездах с температурой фотосферы 3000 К преобладает излучение в красной области спектра. В спектрах таких звездах много линий металлов и молекул. В горячих голубых звездах с температурой свыше 10000–15000 К большая часть атомов ионизована. Полностью ионизованные атомы не дают спектральных линий, поэтому в спектрах таких звездах линий мало.

На основе многочисленных снимков спектров звезд, полученных в США на Гарвардской обсерватории, в начале XX в. была разработана детальная классификация звездных спектров, которая легла в основу современной спектральной классификации.

В Гарвардской классификации спектральные типы (классы) обозначены буквами латинского алфавита: О, В, A, F, G, К и М. Поскольку в эпоху разработки этой классификации связь между видом спектра и температурой не была еще известна, то после установления соответствующей зависимости пришлось изменить порядок спектральных классов, который первоначально совпадал с алфавитным расположением букв.

Основная (гарвардская) спектральная классификация звёзд

Внутри класса звёзды делятся на подклассы от 0 (самые горячие) до 9 (самые холодные). В классе О подклассы начинаются с О5. Последовательность спектральных классов отражает непрерывное падение температуры звезд по мере перехода к все более поздним спектральным классам.

Подавляющее большинство звезд относится к последовательности от О до М. Эта последовательность непрерывна: характеристики звезд плавно изменяются при переходе от одного класса к другому.

Характерной особенностью звездных спектров также является наличие у них огромного количества линий поглощения, принадлежащих различным элементам. Тонкий анализ этих линий позволил получить особенно ценную информацию о природе наружных слоев звезд. Химический состав наружных слоев звезд, откуда к нам непосредственно приходит их излучение, характеризуется полным преобладанием водорода. На втором месте находится гелий, а количество остальных элементов достаточно невелико. Приблизительно на каждые десять тысяч атомов водорода приходится тысяча атомов гелия, около 10 атомов кислорода, немного меньше углерода и азота и всего лишь один атом железа. Примеси остальных элементов совершенно ничтожны. Без преувеличения можно сказать, что звезды состоят из водорода и гелия с небольшой примесью более тяжелых элементов.

Хорошим индикатором температуры наружных слоев звезды является ее цвет. Горячие звезды спектральных классов О и В имеют голубой цвет; звезды, сходные с нашим Солнцем (спектральный класс которого G2), представляются желтыми, звезды же спектральных классов К и М – красные. В астрофизике имеется тщательно разработанная и вполне объективная система цветов. Она основана на сравнении наблюдаемых звездных величин, полученных через различные строго эталонированные светофильтры. Количественно цвет звезд характеризуется разностью двух величин, полученных через два фильтра, один из которых пропускает преимущественно синие лучи («В»), а другой имеет кривую спектральной чувствительности, сходную с человеческим глазом («V»). Техника измерений цвета звезд настолько высока, что по измеренному значению B-V можно определить спектральный класс звезды с точностью до подкласса. Для слабых звезд анализ цветов – единственная возможность их спектральной классификации.

Гарвардская спектральная классификация основана на наличии или отсутствии, а также относительной интенсивности определенных спектральных линий. Кроме перечисленных в таблице основных спектральных классов, для относительно холодных звезд имеются еще классы N и R (полосы поглощения молекул углерода C2, циана CN и окиси углерода CO), класс S (полосы окисей титана TiO и циркония ZrO), а также для самых холодных звезд – класс L (полоса гидрида хрома CrH, линии рубидия, цезия, калия и натрия). Для объектов субзвездного типа – «коричневых карликов», промежуточных по массе между звездами и планетами, недавно введен специальный спектральный класс T (полосы поглощения воды, метана и молекулярного водорода).

Спектральные классы О, В, А часто называют горячими или ранними, классы F и G – солнечными, а классы К и М – холодными или поздними спектральными классами.

Так как одному гарвардскому спектральному классу могут соответствовать звёзды с одинаковой температурой фотосферы, но различных классов светимости (то есть отличающимися на порядки светимостями), то с учётом светимости была разработана йеркская спектральная классификация (называемая ещё МКК – по инициалам её авторов У. Моргана, Ф. Кинана и Э. Келмана).

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

Различают следующие классы светимости

Таким образом, если гарвардская классификация определяет абсциссу диаграммы 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.

Звёзды одинаковых (или близких) классов светимости образуют на диаграмме Герцшпрунга – Рассела последовательности (ветви), например, ветвь красных гигантов или белых карликов.

Диаграмма Герцшпрунга-Рассела
(в разных представлениях)

Диаграмма была предложена астрономами Эйнаром Герцшпрунгом и Генри Расселом независимо друг от друга примерно в 1910 году.

Используя диаграмму, астрономы способны проследить жизненный цикл звезд, от молодых горячих протозвезд, через основные фазы развития, вплоть до фазы умирающего красного гиганта. Диаграмма также показывает зависимость температуры и цвета звезд от различных этапов их жизненного цикла.

На диаграмме Герцшпрунга-Рассела можно увидеть диагональную линию, ведущую с левого верхнего угла вправо вниз. Она известна как Главная Последовательность и большинство звезд проходят именно эти этапы в своем развитии. В целом, когда температура звезды уменьшается, падает и светимость звезды. На диаграмме также можно увидеть ответвление, которое находится выше 100 ед. светимости. Это красные гиганты, которые находятся в конце своего жизненного цикла. Они могут быть одновременно яркими и относительно холодными, поскольку они очень большие. Обычно эта стадия длится несколько миллионов лет.

Наклонные пунктирные линии на нижней диаграмме определяют размеры звезд в радиусах Солнца.

Источник

Спектральные классы звёзд

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

Название данное распределение получило в честь своего создателя. Поскольку именно Анджело Секки в 1860-1870 годах изучая небесные тела, разделил их по интенсивности излучения.
Согласно его делению светила располагаются в порядке убывания температуры их поверхности, чем обусловлено изменение цвета.

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

В 1890-1924 годах учёные, изучающие спектральные линии поглощения и излучения светил, в обсерватории Гарварда разрабатывали новую систему их деления.
Итак, появилась современная и основная гарвардская классификация. Часто её называют температурной, поскольку основывается на виде и насыщенности линий излучения и поглощения спектра светил. Однако, главным образом, она группирует тела по светимости.

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).

Таблица Спектральный класс звезд

Другие классы звёзд

Помимо этого, группы тел, не относящиеся к основным, выделили в отдельные категории.
Итак, получились дополнительные спектральные классы звезд:

• 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.

Стоит отметить, как звезды разделили по размерам. Что, безусловно, очень удобно при общей характеристике небесных объектов.
Между прочим, часто данную классификацию называют МКК, что отражает инициалы её авторов.

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.

Источник