Большая советсткая энциклопедия Спектральная классификация звёзд

Спектральная классификация звёзд

Спектральная классификация звёзд, разделение звёзд на классы, установленные по различиям в их спектрах (в первую очередь по относительным интенсивностям спектральных линий).

После первых попыток С. к. з. во 2-й половине 19 в. (итальянский астроном А. Секки, немецкий астроном Г. Фогель и др.) наиболее удачной оказалась т. н. гарвардская классификация, разработанная на рубеже 19 и 20 вв. американским астрономом Э. Кэннон. Основным критерием в этой классификации принята интенсивность атомных спектральных линий или молекулярных полос; одновременно грубо учитывается распределение энергии в непрерывном спектре звезды. Гарвардская С. к. з., основанная на эмпирических данных, является температурной классификацией, отражающей различия ионизационных температур звёздных атмосфер и в некоторой степени возможные различия химического состава звёзд.

Спектральные классы имеют буквенные обозначения и располагаются в последовательности:

,

соответствующей убыванию температуры; ответвления выражают различия химического состава. Переходы между классами непрерывны, внутри классов вводятся десятичные подразделения, например В0, В1, В2, ..., В9, А0, ..., причём каждый последующий класс или его подразделение называется более поздним по отношению к предыдущему. 99% всех звёзд принадлежат к спектральным классам В — М. Звёзды классов О, R, N, S редки. Спектральные классы характеризуются следующими признаками.

Класс О (температура " 50000—30000 К ). К этому классу принадлежат немногочисленные весьма горячие звёзды с сильно развитым ультрафиолетовым участком спектра. Характерны линии ионизованного гелия. В более поздних подразделениях видны линии нейтрального гелия, многократно ионизованных азота, углерода, кремния. Встречаются звёзды с широкими эмиссионными полосами, источником которых являются также нейтральные и ионизованные атомы гелия и ионизованные атомы азота, углерода и кислорода. Такие звёзды называются Вольфа — Райе звёздами и обозначают буквой W.

Класс В (t " 30000—12000 К). Для спектров звёзд этого класса характерно наличие в них линий нейтрального гелия и ионизованных кислорода и азота. Линии водорода хорошо заметны, начиная с В0, и значительно усиливаются при переходе к классу В9. Наоборот, линии гелия к классу В9 ослабляются. Начиная со спектров В5, хорошо заметны линии ионизованного кальция (линия К) и магния (с длиной волны l 4481 ).

Класс А (t " 11500—7700К). В спектрах преобладают водородные линии бальмеровской серии, достигающие наибольшей интенсивности в классе А0, линии гелия исчезают. Нарастают интенсивности линии К и линии l 4481 , в классе А2 появляется линия нейтрального кальция l 4227 , а в классе А5 — линии нейтрального железа.

Класс F (t " 7600—6100 К). Водородные линии всё ещё наиболее интенсивны, но заметны также многочисленные линии металлов — ионизованных и нейтральных. Очень интенсивны линии Н и К ионизованного кальция. Несколько линий железа и ионизованного титана на спектрограммах с малой дисперсией сливаются, образуя т. н. полосу G (длины волн от 4305 до 4315 ).

Класс G (t " 6000—5000К). Водородные линии более не выделяются среди мощных спектральных линий металлов и в спектрах G5 — G9 слабее некоторых линий железа. Очень интенсивны линии Н и К. К классу G2 принадлежит Солнце.

Класс К (t " 4900—3700 К). Линии Н и К, линия l 4227 и полоса G достигают наибольшего развития. В классе К5 появляются следы полос поглощения молекулы окиси титана. Непрерывный спектр в ближайшем ультрафиолетовом участке (за линией К) практически отсутствует.

Класс М (t " 3600 — 2600 К). К этому классу принадлежат красные звёзды с полосчатым спектром. Особенно выделяются полосы окиси титана. Из атомных линий выделяется только линия l 4227 . Линии Н и К почти не видны. Встречаются спектры М с одной или несколькими водородными линиями бальмеровской серии в виде линий излучения.

Клacc R (t " 5000—4000 К). Спектры этого класса во многих чертах сходны со спектрами G5 — К5, но резко выделяются полосы поглощения молекул углерода и циана. У звёзд R5 фиолетовая часть спектра с длиной волны меньше 4240 очень слаба.

Класс N (t " 3000—2000 К ). Наблюдается дальнейшее усиление полос поглощения молекул углерода и циана, резко ограниченных с красной стороны. Непрерывный спектр с длиной волны меньше 4400 очень слаб, чем и объясняется красный цвет этих звёзд. Звёзды классов R и N часто называют углеродными и сокращённо обозначаются как С-звёзды.

Класс S (t "3000—2000 К). Звёзды этого класса по распределению энергии в непрерывном спектре сходны со звёздами спектральных классов М и N, но отличаются от них присутствием полос окиси циркония, а также менее заметных полос окиси иттрия и окиси лантана — элементов, очень редких на Земле. Водородные линии наблюдаются часто в форме излучения, как в классе М. В классах R, N и S также присутствуют полосы окиси титана.

Небольшое количество звёзд имеют спектры, не укладывающиеся в описанную последовательность или имеющие ту или иную особенность; это отмечается либо буквой р, либо, более определенно, буквами: е — в случае наличия эмиссионных линий, особенно часто встречающихся в спектрах В и М (например, В2е); n — при сильно размытых линиях (например, A0n); s — при резких линиях (например, A3s): с — при особенно тонких и глубоких линиях поглощения (например, сА2); k — в случае присутствия в спектре хорошо заметных линий межзвёздного кальция (например, B0k).

Часто наблюдаются изменения спектрального класса у звёзд. Так, в спектрах звёзд класса В нередко то появляются, то вновь исчезают эмиссионные линии (характеристика е). Изменения блеска физических переменных звёзд сопровождаются изменениями их спектрального класса. Очень сложные превращения испытывают спектры новых звёзд после достижения ими максимума блеска. Спектры газовых планетарных туманностей, имеющие линии излучения без непрерывного спектра, обозначаются буквой Р. Встречаются сложные спектры, в которых смешиваются характеристики двух и даже трёх спектральных классов. Их обозначают, например, так: G0A2 или G0 + A2.Часто эти спектры принадлежат тесным двойным звёздам.

Применение более точных, в том числе спектрофотометрических, методов позволило различать внутри каждого спектрального класса звёзды большой или малой светимости. Обнаружилось, что тонкими глубокими спектральными линиями поглощения (характеристика с) обладают звёзды-сверхгиганты. У звёзд-гигантов вследствие низкого газового давления в атмосферах ионизация облегчена по сравнению со звёздами-карликами, в результате чего при той же температуре у первых линии ионизованных атомов усилены по сравнению с линиями нейтральных атомов, а у вторых — ослаблены. Водородные линии бальмеровской серии, очень чувствительные к так называемому Штарка эффекту, сильно расширены в спектрах звёзд-карликов (вследствие большой плотности электронов в атмосферах) и, наоборот, весьма тонки в спектрах звёзд-гигантов. Эти и некоторые др. критерии привели к возможности сначала грубо различать спектры звёзд-гигантов и звёзд-карликов (буквы g и d, стоящие перед буквой, обозначающей спектральный класс), а впоследствии определять и абсолютную звёздную величину звёзд по их спектру. Последнее обстоятельство открыло пути к определению спектральных параллаксов звёзд и сделало возможной двумерную С. к. з., в которой звёзды подразделяются не только по своим температурам, но и по абсолютным звёздным величинам. Наиболее детально двумерная классификация разработана на Йерксской обсерватории (США) в 1940—1943. В двумерной классификации наряду со старым буквенным обозначением С. к. з. указывается римской цифрой класс светимости по следующей схеме: Iа — самые яркие звёзды-сверхгиганты, Ib — менее яркие звёзды-сверхгиганты, II — яркие звёзды-гиганты, III — нормальные звёзды-гиганты, IV — звёзды-субгиганты, V — звёзды главной последовательности. Изредка употребляются ещё VI и VII для характеристики спектров субкарликов (sd) и белых карликов (wd) соответственно. Установление спектрального класса звезды в двумерной классификации даёт широкую характеристику физических свойств её поверхностных слоев; на основании этих данных теоретическим путём можно установить характеристики звезды в целом, включая её внутренние области. Двумерная классификация спектров звёзд имеет много преимуществ сравнительно с одномерной, но её распространение на слабые звёзды, спектры которых фотографируются обычно с помощью объективной призмы, затруднительно. На Крымской и Абастуманской обсерваториях (СССР) разработаны критерии двумерной классификации слабых звёзд.

Лит.: Курс астрофизики и звездной астрономии, под ред. А. А. Михайлова, 3 изд., т. 1, М., 1973, гл. 18; Cannon A. J. and Picketing Е. C., The Henry Draper catalogue, [v.] 1—9, Camb. (Mass.), 1918—1924 (Annals of the Astronomical observatory of Harvard college, v. 91—99); Morgan W. W., Keenan P.C. and Кellman Е., An atlas of stellar spectra with an outline of spectral classification, Chi., 1943.

Д. Я. Мартынов.