PROFILBARU.COM

Спектральныя класы — класіфікацыя зорак па спектры выпраменьвання, у першую чаргу, па тэмпературы фотасферы.

У пачатковым набліжэнні, суцэльны спектр выпраменьвання зоркі блізкі да выпраменьвання абсалютна чорнага цела з тэмпературай, роўнай тэмпературы яе фотасферы, якую можна ацаніць па закону зрушэння Віна, але для аддаленых зорак гэты метад недастасавальны з-за нераўнамернага паглынання святла розных участкаў спектру міжзорным асяроддзем. Больш дакладным метадам з’яўляецца аптычная спектраскапія, якая дазваляе назіраць у спектрах зорак лініі паглынання, якія маюць розную інтэнсіўнасць у залежнасці ад тэмпературы і тыпу зоркі. Для некаторых тыпаў зорак у спектрах назіраюцца і лініі выпускання.

Класы Анджэла Секі

У 1860—1870-х гадах піянер зорнай спектраскапіі Анджэла Секі Анджэла Секі (італ.: Pietro Angelo Secchi) стварыў першую класіфікацыю зорных спектраў. У 1866 годзе ён разбіў назіраныя спектры зорак на тры класа ў парадку змяншэння тэмпературы паверхні зоркі і адпаведнай змены колеру. У 1868 Секі адкрыў вугляродныя зоркі, якія вылучыў у асобную чацвёртую групу. А ў 1877 годзе ён дадаў пяты клас.

Клас I — белыя і блакітныя зоркі з шырокімі лініямі паглынання вадароду ў дыяпазоне, такія, як Вега і Альтаір; ўключае ў сябе сучасныя клас A і пачатак класа F.
- Клас I, падтып Арыёна — зоркі класа I з вузкімі лініямі ў спектры замест шырокіх палос, такія, як Рыгель і γ Арыёна; адпавядае пачатку сучаснага класа B.
Клас II — жоўтыя і аранжавыя зоркі са слабымі лініямі вадароду, але з выразнымі лініямі металаў, такія, як Сонца, Арктур і Капэла; ўключае ў сябе сучасныя класы G і К, а таксама канец класа F.
Клас III — аранжавыя і чырвоныя зоркі, у спектры якіх лініі ўтвараюць палосы, месца, дзе цямнела ў бок сіняга, такія, як Бетэльгейзе і Антарэс; адпавядае сучаснаму класу М.
Клас IV — чырвоныя зоркі з моцнымі палосамі і лініямі вугляроду, вугляродныя зоркі.
Клас V — зоркі з эмісійнымі лініямі, такія, як γ Касіяпеі і β Ліры.

Пазней Эдуард Пикерынг змяніў вызначэнне класа V, падзяліўшы яго на гарачыя зоркі з эмісійныя лініямі гелію, вугляроду і азоту (зоркі Вольфа — Райе) і планетарныя туманнасці.

Прапанаванае Секі дзяленне спектраў было агульнапрынятым аж да канца 1890-х гадоў, калі паступова да сярэдзіны XX стагоддзя было заменена Гарвардскай класіфікацыяй, якая апісваецца ніжэй.

Асноўная (гарвардская) спектральная класіфікацыя

Сучасная (гарвардская) спектральная класіфікацыя зорак, распрацаваная ў Гарвардскай абсерваторыі ў 1890-1924 гадах з'яўляецца тэмпературнай класіфікацыяй, заснаванай на выглядзе і адноснай інтэнсіўнасці ліній паглынання і выпускання спектраў зорак.

Асноўная (гарвардская) спектральная класіфікацыя зорак
Клас	Тэмпература, K	Сапраўдны колер	Бачны колер^[1]^[2]	Маса, M_☉	Радыус, R_☉	Свяцільнасць, L_☉	Лініі вадароду	Доля* ў гал. пасляд., %^[3]	Доля* нa гал. бел.к., %^[3]	Доля* гіганцкіх, %^[3]
O	30 000—60 000	блакітны	блакітны	60	15	1 400 000	слабыя	~0,00003034	-	-
B	10 000—30 000	бела-блакітны	бела-блакітны і белы	18	7	20 000	сярэднія	0,1214	21,8750	-
A	7500—10 000	белы	белы	3,1	2,1	80	сільныя	0,6068	34,7222	-
F	6000—7500	жоўта-белы	белы	1,7	1,3	6	сярэднія	3,03398	17,3611	7,8740
G	5000—6000	жоўты	жоўты	1,1	1,1	1,2	слабыя	7,6456	17,3611	25,1969
K	3500—5000	аранжавы	жоўтавата-аранжавы	0,8	0,9	0,4	вельмі слабыя	12,1359	8,6806	62,9921
M	2000—3500	чырвоны	аранжава-чырвоны	0,3	0,4	0,04	вельмі слабыя	76,4563	-	3,9370

Унутры класа зоркі дзеляцца на падкласы ад 0 (самыя гарачыя) да 9 (самыя халодныя). Сонца мае спектральны клас G2 і эквівалентную тэмпературу фотпсферы 5780 K^[4].

Еркская класіфікацыя з улікам свяцільнасці (МКК)

Дадатковым фактарам, якія ўплываюць на выгляд спектру, з'яўляецца шчыльнасць знешніх слаёў зоркі, якая залежыць, у сваю чаргу ад яе масы і шчыльнасці, гэта значыць, у канчатковым выніку, ад свяцільнасці. Асабліва моцна залежаць ад свяцільнасці SrII, BaII , FeII, TiII, што прыводзіць да адрознення ў спектрах зорак-гігантаў і карлікаў аднолькавых гарвардскіх спектральных класаў.

Залежнасць выгляду спектру ад свяцільнасці адлюстравана ў больш новай еркскай класіфікацыі, распрацаванай у Еркскай абсерваторыі (Yerkes Observatory) У. Морганам, Ф. Кінанія і Э. Келманам, званай таксама МКК па ініцыялах яе аўтараў.

У адпаведнасці з гэтай класіфікацыяй зорцы прыпісваюць гарвардскі спектральны клас і клас свяцільнасці:

Ia+ або 0 — гіпергіганты
I, Ia, Iab, Ib — звышгіганты
II, IIa, IIb — яркія гіганты
III, IIIa, IIIab, IIIb — гіганты
IV — субгіганты
V, Va, Vb — карлікі (зоркі галоўнай паслядоўнасці)
VI — субкарлікі
VII — белыя карлікі

Такім чынам, калі гарвардская класіфікацыя вызначае абсцысу дыяграмы Герцшпрунга — Расела, то еркская — становішча зоркі на гэтай дыяграме. Дадатковым перавагай еркскай класіфікацыі з'яўляецца магчымасць па выглядзе спектру зоркі ацаніць яе свяцільнасць і, адпаведна, па бачнай велічыні — адлегласць (метад спектральнага паралаксу).

Сонца, будучы жоўтым карлікам, мае еркскі спектральны клас G2V.

Дадатковыя спектральныя класы

Вылучаюць таксама дадатковыя спектральныя класы для некаторых класаў нябесных цел:

W — зоркі Вольфа — Райе, вельмі цяжкія яркія зоркі з тэмпературай парадку 70000 K і інтэнсіўнымі эмісійнымі лініямі ў спектрах.
L — зоркі або карычневыя карлікі з тэмпературай 1500-2000 K і злучэннямі металаў у атмасферы.
T — метанавыя карычневыя карлікі з тэмпературай 700-1500 K.
Y — вельмі халодныя карычневыя карлікі з тэмпературай ніжэй 700 K.
C — вугляродныя зоркі, гіганты з павышаным утрыманнем вугляроду. Раней адносіліся да класаў R і N.
S — цырконіевыя зоркі
D — белыя карлікі
Q — новыя зоркі
P — планетарныя туманнасці

Зноскі

↑ The Guinness book of astronomy facts & feats, Patrick Moore, 1992, 0-900424-76-1
↑ The Colour of Stars (нявызн.)(недаступная спасылка). Australia Telescope Outreach and Education (21 снежня 2004). Архівавана з першакрыніцы 24 жніўня 2011. Праверана 26 верасня 2007. — Explains the reason for the difference in color perception.
↑ ^а ^б ^в LeDrew, G.; The Real Starry Sky, Journal of the Royal Astronomical Society of Canada, Vol. 95, No. 1 (whole No. 686, February 2001), pp. 32–33. Заўвага: Табліца 2 змяшчае памылку і для падліку зорак галоўнай паслядоўнасці, белых карлікаў і гіганцкіх выкарыстоўвалася агульная колькасць зорак 824,00025 і 288 і 6,35 адпаведна, а не 800 і 200 і 6,3 адпаведна.
↑ Солнце // Физика космоса / под редакцией Р. А. Сюняева. — 2-е изд. — М.: Советская энциклопедия, 1986. — С. 37.

Літаратура

Шымбалёў А. А. Спектра́льная класіфіка́цыя зо́рак // Беларуская энцыклапедыя: У 18 т. Т. 15: Следавікі — Трыо / Рэдкал.: Г. П. Пашкоў і інш. — Мн. : БелЭн, 2002. — Т. 15. — С. 106. — 10 000 экз. — ISBN 985-11-0035-8. — ISBN 985-11-0251-2 (т. 15).
Serikof. Зорныя пары. — info-news, 2013. — P. 62—63. — 300 p. — ISBN 0-521-58570-8, ISBN 978-0-521-58570-5.(недаступная спасылка)

[möre-1] The Guinness book of astronomy facts & feats, Patrick Moore, 1992, 0-900424-76-1

[2] The Colour of Stars (нявызн.)(недаступная спасылка). Australia Telescope Outreach and Education (21 снежня 2004). Архівавана з першакрыніцы 24 жніўня 2011. Праверана 26 верасня 2007. — Explains the reason for the difference in color perception.

[LeDrew2001-3] а ^б ^в LeDrew, G.; The Real Starry Sky, Journal of the Royal Astronomical Society of Canada, Vol. 95, No. 1 (whole No. 686, February 2001), pp. 32–33. Заўвага: Табліца 2 змяшчае памылку і для падліку зорак галоўнай паслядоўнасці, белых карлікаў і гіганцкіх выкарыстоўвалася агульная колькасць зорак 824,00025 і 288 і 6,35 адпаведна, а не 800 і 200 і 6,3 адпаведна.

[4] Солнце // Физика космоса / под редакцией Р. А. Сюняева. — 2-е изд. — М.: Советская энциклопедия, 1986. — С. 37.

[1]

[2]

[3]