Спектральный класс солнца это

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

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.

Содержание

Классы Анджело Секки

В 1860—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 [1] [2] [3] . В 1868 году Секки открыл углеродные звёзды, которые выделил в отдельную четвёртую группу [4] . А в 1877 году он добавил пятый класс [5] .

• Класс I — белые и голубые звезды 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 и γ Ориона; соответствует началу современного класса B.
• 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 [6] .

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 [6] [7] .

Основная (гарвардская) спектральная классификация

Современная (гарвардская) спектральная классификация звёзд, разработанная в Гарвардской обсерватории в 1890—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 пк 3 (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) [10]

Внутри класса звёзды делятся на подклассы от 0 (самые горячие) до 9 (самые холодные). Солнце имеет спектральный класс G2 и эквивалентную температуру фотосферы 5780 K [11] .

Йеркская классификация с учётом светимости (МКК)

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:

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.

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

Характеристические особенности в классе

У некоторых объектов может наблюдаться дополнительные особенности в спектре. Чтобы указать на эти особенности к обозначению добавляют дополнительные префиксы и постфиксы.

Добавочные индексы, стоящие перед обозначением спектра

• d — карлик (звезда главной последовательности)
• esd — экстремальные субкарлики
• g — гигант
• sd — субкарлик
• w или wd — белый карлик

Добавочные индексы, стоящие после обозначения спектра

• c — глубокие узкие линии
• comp — составной спектр
• con — отсутствуют видимые линии поглощения
• e — эмиссия (эмиссия водорода в O-звездах)
• em — эмиссия в линиях металлов
• ep — пекулярная эмиссия (линии, по своему характеру отличные от нормально соответствующих классу)
• er — явственно обращённые эмиссионные линии
• eq — эмиссия с поглощением на более коротких волнах
• ev — переменность относится только к эмиссионным линиям
• ew — эмиссии, типичные для звёзд класса W
• f, (f), ((f)) — эмиссия гелия и неона в O-звездах
• h — звёзды класса WR с эмиссионными линиями водорода
• ha — звёзды класса WR с эмиссионными линиями водорода как поглощения, так и излучения
• k — межзвёздные линии
• m — сильные линии металлов
• n — диффузные линии (широкие и размытые), обусловленные быстрым вращением
• neb — добавочный спектр туманности
• nn — очень размытые диффузные линии
• p — пекулярный спектр (имеются неправильности)
• pq — особенности напоминают спектр новой звезды
• s — резкие и узкие линии
• sh — наличие оболочки
• ss — очень узкие линии
• v или var — изменения в спектре (не обусловленные орбитальным движением и пульсацией)
• w или wk или wl — слабые линии

Мнемоника

Для запоминания основной последовательности гарвардской классификации существуют мнемонические формулы:

• на английском языке: Oh Be AFine Girl, Kiss Me Right Now Sweetheart (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: ОБоже, АФГанистан. Куда Мы Несемся. Эта мнемоника родилась задолго до войны в Афганистане (1966—1967, а возможно и раньше) [источник не указан 791 день] .

Источник