Спектральные классы звезд

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.

Классы Анджело Секки

В —1870-х годах пионер звёздной спектроскопии Анджело Секки (итал. Pietro Angelo Secchi) создал первую классификацию звёздных спектров. В 1866 году он разбил наблюдаемые спектры звёзд на три класса в порядке убывания температуры поверхности звезды и соответствующего изменения цвета. В 1868 году Секки открыл углеродные звёзды, которые выделил в отдельную четвёртую группу. А в 1877 году он добавил пятый класс.

• Класс I — белые и голубые звезды с широкими линиями поглощения водорода в спектре, такие, как Вега и Альтаир

  Класс I, подтип Ориона — звёзды класса I с узкими линиями в спектре вместо широких полос, такие, как Ригель и γ Ориона; соответствует началу современного класса B.

  ; включает в себя современные класс A и начало класса F.

• Класс II — жёлтые и оранжевые звёзды со слабыми линиями водорода, но с отчётливыми линиями металлов, такие, как Солнце, Арктур и Капелла; включает в себя современные классы G и К, а также конец класса F.
• Класс III — оранжевые и красные звёзды, в спектре которых линии образуют полосы, темнеющие в сторону синего, такие, как Бетельгейзе и Антарес; соответствует современному классу М.
• Класс IV — красные звёзды с сильными полосами и линиями углерода, углеродные звёзды.
• Класс V — звёзды с эмиссионными линиями, такие, как γ Кассиопеи и β Лиры.

Позднее Эдуард Пикеринг изменил определение класса V, разделив его на горячие звёзды с эмиссионные линиями гелия, углерода и азота (звёзды Вольфа — Райе) и планетарные туманности.

Предложенное Секки деление спектров было общепринятым вплоть до конца 1890-х годов, когда постепенно к середине XX века было заменено Гарвардской классификацией, которая описывается ниже.

Мнемоника

Для запоминания основной последовательности гарвардской классификации существуют мнемонические формулы:

• на здесь есть множество вариантов этой последовательности)
• на русском языке: Один Бритый Англичанин Финики Жевал Как Морковь;
• вариант, намекающий на Бориса Александровича Воронцова-Вельяминова: О, Борис Александрович Финики Жевал Как Морковь;
• модификация, включающая классы W, R, N, S: Вообразите: Один Бритый Англичанин Финики Жевал Как Морковь — Разве Не Смешно?;
• О, Борис Александрович! Физики Ждут Конца Мучений (имеется в виду также Борис Александрович Воронцов-Вельяминов).
• Также версия О. Н. Востряковой «ОБА Фраера Гуляют Как Могут.
• Версия Ш. Т. Хабибуллина: О Боже, АФГанистан. Куда Мы Несемся. Эта мнемоника родилась задолго до войны в Афганистане (1966—1967, а возможно и раньше)[источник не указан 750 дней].

Жизненный цикл

Другая классификация различных типов звезд основана на их жизненном цикле. Жизненный цикл звезд варьируется от их рождения от большого молекулярного облака до смерти звезды. Когда он умирает, он может иметь разные формы и звездные остатки. Когда она рождается, ее называют протозвездой. Давайте посмотрим, каковы разные фазы жизни звезды:

1. PSP: Main Presequence
2. SP: Основная последовательность
3. SubG: Субгигант
4. GR: Красный гигант
5. AR: Red Crowding
6. RH: горизонтальная ветвь
7. RAG: гигантская асимптотическая ветвь
8. SGAz: Синий сверхгигант
9. SGAm: желтый сверхгигант
10. SGR: Красный сверхгигант
11. WR: Звездный Волк-Райе
12. VLA: синяя светящаяся переменная

Когда у звезды заканчивается топливо, она может умереть по-разному. Он может превратиться в коричневый карлик, сверхновую, сверхновую, планетарную туманность или гамма-всплески. Звездные остатки, которые могут привести к гибели звезды, — это белый карлик, черная дыра и нейтронные звезды.

Невозможно сосчитать все звезды наблюдаемой Вселенной одну за другой. Вместо этого делается попытка подсчитать все галактики, чтобы сделать определенные оценки и средние значения масс Солнца, содержащихся в них. Ученые думают, что только в млечном пути имеется от 150.000 400.000 до XNUMX XNUMX миллионов звезд. После некоторых исследований астрономы подсчитали, что общее количество звезд, найденных в известной вселенной это около 70.000 миллиардов звезд.

Я надеюсь, что с помощью этой информации вы сможете больше узнать о различных типах существующих звезд и их характеристиках.

Дополнительные спектральные классы

Выделяют также дополнительные спектральные классы для некоторых классов небесных тел:

• W — звёзды Вольфа — Райе, очень тяжёлые яркие звёзды с температурой порядка 70000 K и интенсивными эмиссионными линиями в спектрах.
• L — звёзды или коричневые карлики с температурой 1500—2000 K и соединениями металлов в атмосфере.
• T — метановые коричневые карлики с температурой 700—1500 K.
• Y — очень холодные (метано-аммиачные?) коричневые карлики с температурой ниже 700 K.
• C — углеродные звёзды, гиганты с повышенным содержанием углерода. Ранее относились к классам R и N.
• S — циркониевые звёзды
• D — белые карлики
• Q — новые звёзды
• P — планетарные туманности

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 .

НАУЧНО-ТЕХНИЧЕСКИЙ СЛОВАРЬ

Спектральная Классификация

— СПЕКТРАЛЬНАЯ КЛАССИФИКАЦИЯ, классификация ЗВЕЗД, основанная на свойствах их спектров. В 1860-х гг. Анджело СЕККИ создал первую спектральную классификацию звезд, разделив их на четыре группы в соответствии с цветом и спектральными линиями. Когда СПЕКТРОСКОПИЯ усовершенствовалась, в обсерватории Гарвардского колледжа была создана более точная классификация. Она была представлена в каталоге Генри Дрейпера (1918-24), где содержались данные по спектрам звезд. Ряд спектральных типов был выделен в соответствии с наличием или отсутствием определенных линий в спектрах. Существует семь спектральных типов, обозначаемых как О, В, A, F, G, К и М. Этот ряд является температурной последовательностью, идущей от более горячих звезд О и В, бело-голубых, к самым холодным звездам типа М, красно-оранжевым. В соответствии с этой классификацией звезды типа О, В и А называются звездами молодыми, а звезды типа К и М — звездами старыми. Еще три новых типа были добавлены к классификации, когда выяснилось, что некоторые холодные звезды имеют полосы сильного поглощения в спектре, которые не наблюдаются у звезд того же цвета. Тип R и N обозначали полосы молекулярного углерода, а тип S — полосы оксида циркония. Звездные спектры каждого из этих семи типов можно рассматривать более детально, что привело к появлению десятичной классификации. Например, обозначение G5 указывает на то, что звезда относится к подклассу между G0 и К0. Последующая детализация включает использование дополнительных букв в виде индексов к спектральным типам. Эти индексы предоставляют дополнительную информации о звезде, например такую, как существование спектральных линий испускания (е), металлических линий (m), широких линий, обязанных вращению (n и nn), пекулярного спектра (р). Однако, Гарвардская система не подходила для звезд с меняющейся яркостью при данной температуре (например, как у КАРЛИКОВ, ГИГАНТОВ и СВЕРХГИГАНТОВ). В 1943 г. Вильям Морган, Филипп Кинан и Эдит Келлман из Йеркской обсерватории внесли дополнения к классификации, добавив параметр СВЕТИМОСТИ (абсолютную звездную величину) звезд, который они представили, используя римские цифры, от I (сверхгиганты) до VI (субкарлики). Эта система, широко используемая сегодня, известна как система Моргана-Кинана (МК). Например, звезда, классифицируемая в системе МК О9,5 IV-V, имеет спектральный тип (а следовательно, температуру) между О9 и В0 и яркость между яркостью карлика и субгиганта. Система МК применима к звездам нормального химического состава, к которым относится около 95% всех звезд. К различным типам пекулярных звезд применяется своя собственная специфическая классификационная система. Гарвардские типы R и N сейчас объединены в класс углеродных звезд, обозначения которого включают температурный тип и силу интенсивности углеродных линий, например, С2,4. Подобная классификация используется также для звезд типа S. БЕЛЫЕ КАРЛИКИ в этой системе обозначаются буквой D, предшествующей типу.

Прочитано: 3204 раз(а)

Основная (гарвардская) спектральная классификация

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

* Примечание к таблице: Данные вычислены по количеству звёзд с абсолютной звёздной величиной более +16 в окрестностях Солнца в 10000 пк3 (радиус 10,77 пк = 35,13 св. л.). Это позволяет воспроизвести приблизительную картину распределения звёзд по спектральным классам, хотя бы для звёзд на расстоянии от Галактического центра до Солнца. (Колонка Доля гигантских содержит Гигантов, Ярких гигантов и Сверхгигантов)

Диаграмма спектральный класс—светимость (диаграмма Герцшпрунга — Рассела)

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

Примечания

1. Analyse spectrale de la lumière de quelques étoiles, et nouvelles observations sur les taches solaires (фр.) // Comptes rendus hebdomadaires des séances de l’Académie des sciences. — Juillet—Décembre 1866. — Vol. 63. — P. 364—368.  (Проверено 21 октября 2009)
2. Nouvelles recherches sur l’analrse spectrale de la lumière des étoiles (фр.) // Comptes rendus hebdomadaires des séances de l’Académie des sciences. — Juillet—Décembre 1866. — Vol. 63. — P. 621—628.  (Проверено 21 октября 2009)
3. J. B. Hearnshaw. The analysis of starlight: One hundred and fifty years of astronomical spectroscopy. — Cambridge University Press, 1987. — P. 62—63. — 546 p. — ISBN 0-521-25548-1, ISBN 978-0-521-25548-6.
4. J. B. Hearnshaw. — 1987. — P. 62—63.
5. J. B. Hearnshaw. — 1987. — P. 60.
6. ↑ Stars and their spectra: an introduction to the spectral sequence. — Cambridge University Press, 1997. — P. 62—63. — 300 p. — ISBN 0-521-58570-8, ISBN 978-0-521-58570-5.  (Проверено 21 октября 2009)
7. Classification of stellar spectra: Some history  (англ.) (4 February 2004). Архивировано из первоисточника 24 августа 2011.  (Проверено 21 октября 2009)
8. The Guinness book of astronomy facts & feats, Patrick Moore, 1992, 0-900424-76-1
9. The Colour of Stars. Australia Telescope Outreach and Education (December 21 2004). Архивировано из первоисточника 24 августа 2011. Проверено 26 сентября 2007. — Explains the reason for the difference in color perception.
10. ↑ 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.
11. Физика космоса / под редакцией Р. А. Сюняева. — 2-е изд. — М.: Советская энциклопедия, 1986. — С. 37.

Какие звезды

Прежде всего, нужно знать, что такое звезды и как они классифицируются. В астрономии звезды определяются как плазменные сфероиды, которые излучают свет и поддерживают структуру благодаря действию силы тяжести. Ближайшая звезда вокруг нас — это солнце. Это единственная звезда в солнечной системе, которая дает нам свет и тепло, делая возможной жизнь на нашей планете. Мы знаем, что планета Земля находится в обитаемой зоне Солнечной системы, что является для нее идеальным расстоянием.

Однако существует много разных типов звезд, и их можно классифицировать по следующим характеристикам:

• Уровень тепла и света, даваемый звездой
• Долголетие у них есть
• Сила гравитации