Что такое спектральные классы звезд
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.
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).
| Класс | Температура фотосферы | Цвет | Характеристика | Линии водорода | Примеры |
|---|---|---|---|---|---|
| О | Свыше 30 000 К | Голубой | Редчайшие и массивные; формируются в очень плотных молекулярных облаках; отличаются непродолжительным жизненным циклом-до нескольких десятков млн лет. | Слабые | Дзета Кормы, звёзды из трапеции Ориона |
| В | 10 000-30 000 К | Голубой | Также образуются в плотных облаках; имеют высокую массу, но она меньше группы О. Поэтому живут более 100 млн лет. | Средние | Ярчайшие светила скопления Пелеяды, Ригель, Спика, Регул, Беллатрикс |
| А | 7 500-10 000 К | Бело-голубой | Их количество больше, чем ранних классов; срок жизни около млрд лет. | Сильные | Альтаир, Вега, Сириус А, большая часть звёзд Большой Медведицы |
| F | 6 000-7 500 К | Жёлто-белый | Их жизнь длится относительно долго. | Средние | Полярная звезда, Канопус, Процион А, Поррима |
| G | 5 000-6 000 К | Белый, жёлтый | Длительность эволюции похожа на светила предыдущей группы. | Слабые | Солнце, Альфа Центавра А, Тау Китай, 51 Пегаса, Капелла |
| K | 4 000-5 000 К | Оранжевый | Жизненный цикл довольно продолжительный; их довольно много в космическом пространстве. | Очень слабые | Альфа Центавра В,Альдебаран, Арктур, Эпсилон Эридана |
| M | 2 500-3 500 К | Оранжевый, красный | Небольшая масса, но самый продолжительный срок жизни. Преобладают по количеству во Вселенной. | Очень слабые | Бетельгейзе, Мира А, звезда Бернарда, Проксима Центавра |
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:
Йеркская классификация с учётом светимости
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 ей, объекту приписывают основной спектральный класс, а также класс светимости.
Йеркская классификация с учётом светимости
В результате чего, к обозначению светил добавляют:
Стоит отметить, как звезды разделили по размерам. Что, безусловно, очень удобно при общей характеристике небесных объектов.
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.
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
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.
| Класс | Температура, K | Истинный цвет | Видимый цвет [8] [9] | Масса, M☉ | Радиус, R☉ | Светимость, L☉ | Линии водорода | Доля* в глав. послед., % [10] | Доля*нa ветв. бел.к., % [10] | Доля* гигантских, % [10] |
|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|
| O | 30 000—60 000 | голубой | голубой | 60 | 15 | 1 400 000 | слабые | — | — | |
| B | 10 000—30 000 | бело-голубой | бело-голубой и белый | 18 | 7 | 20 000 | средние | 0,1214 | 21,8750 | — |
| A | 7500—10 000 | белый | белый | 3,1 | 2,1 | 80 | сильные | 0,6068 | 34,7222 | — |
| F | 6000—7500 | жёлто-белый | белый | 1,7 | 1,3 | 6 | средние | 3,03398 | 17,3611 | 7,8740 |
| G | 5000—6000 | жёлтый | жёлтый | 1,1 | 1,1 | 1,2 | слабые | 7,6456 | 17,3611 | 25,1969 |
| K | 3500—5000 | оранжевый | желтовато-оранжевый | 0,8 | 0,9 | 0,4 | очень слабые | 12,1359 | 8,6806 | 62,9921 |
| M | 2000—3500 | красный | оранжево-красный | 0,3 | 0,4 | 0,04 | очень слабые | 76,4563 | — | 3,9370 |
* 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]
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:
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
Добавочные индексы, стоящие после обозначения спектра
Мнемоника
Для запоминания основной последовательности гарвардской классификации существуют мнемонические формулы:
Астрономия
Лучшие условия по продуктам Тинькофф по этой ссылке
Дарим 500 ₽ на баланс сим-карты и 1000 ₽ при сохранении номера
. 500 руб. на счет при заказе сим-карты по этой ссылке
Лучшие условия по продуктам
ТИНЬКОФФ по данной ссылке
План урока:
Что такое спектральный класс
Спектральный класс – это классификация звезд, во время которой светила делят на группы с учетом температуры их фотосферы. Различие в звездных спектрах можно объяснить тем, что их атмосфера обладает разными физическими свойствами. Кроме температурных показателей в расчет берется давление. Так же на вид спектрального класса звезды влияет ее магнитное поле, электрические поля между атомами, химический состав, вращение.
В домашних условиях получить спектр не так уж и сложно. Для этого свет, который исходит от объекта, направляют в узкое отверстие, в конце которого установлена призма. В призме свет преломляется и направляется на экран или пленку. Картинка, которую видит наблюдатель, представлена в виде цветовых оттенков. Они плавно меняются от фиолетового до красного. Если в спектре нет линий черного цвета, его принято называть непрерывным. Такая картина будет наблюдаться, если свет исходит от твердого или жидкого тела. Например, лампы накаливания.
Прибор, который используется для получения и визуального исследования спектра, называется спектроскопом. Если цвет спектра регистрируется на фотопластинке, то прибор именуют спектрографом. Во время наблюдения за солнечным диском на небосводе, немецкий ученый Йозеф Фраунгофер установил, что в его непрерывном спектре присутствуют тоненькие линии черного цвета. Немного позже Густав Кирхгоф выяснил, что абсолютно любой газ в разреженном состоянии способен поглощать свет с такой длиной волн, которые излучает сам. Благодаря этому открытию и физическим законам специалисты определили химический состав солнечной атмосферы, а линии черного цвета были названы линиями поглощения.
На сегодняшний день существуют приборы, которые способны измерить спектр звезд практически во всех диапазонах, кроме оптического. Для этого достаточно менять фильтры и окуляры.
Классы Анджело Секки
В 60-70 годах XIX века Анджело Секки изучал небесные светила, в ходе чего создал самую первую спектральную классификация звезд. В 1866 г в первых трех классах он расположил объекты по мере убывания температурных показателей поверхности, что проявлялось в изменении цвета спектра. Спустя два года ученый выделили еще одну группу, куда вошли углеродные звезды.
Спектральные классы, выделенные Анджело Секки, применялись практически до конца 1900 года, после чего им на смену пришла новая классификация – Гарвардская, которая используется и сегодня.
Основная (гарвардская) спектральная классификация звезд
Каждый класс из основной спектральной классификации звезд делится на подклассы. Их принято обозначать от 0 до 9, где 0 – это самые горячие светила, а 9 – самые холодные. В последовательности спектральных классов наблюдается непрерывное падение температуры. Большая часть небесных светил относится к последовательности от О до М. Ее особенность в непрерывности, а звездные характеристики здесь постепенно меняются при переходе от одного класса к другому.
Цвет поверхности звезды говорит об ее температуре, благодаря чему светило относят к тому или иному спектральному классу. Например, звезды с самыми высокими температурами светятся голубым цветом и относятся к классам О и В. Спектральные класс нашего Солнца G2, его цвет – желтый. А вот самые холодные звезды светятся красным, их относят к классам К и М.
Есть еще дополнительные классы L и T. Их применяют для обозначения коричневых карликов с разными температурными показателями. Но эти объекты настолько малы (примерно 0,1 солнечных масс), что наблюдать их в большинстве случаев невозможно. Они практически ничего не излучают в видимом диапазоне.
Йеркская классификация с учетом светимости
В основе гарвардской спектральной классификации звезд лежат температурные показатели фотосферы светила. Исходя из этого, к одному классу могут относиться тела с одинаковой температурой, но с разной светимостью. Чтобы упорядочить небесные светила более точно, ученые разработали еще одну классификация, но в ее основу уже легли показатели светимости. Она получила название Йеркская спектральная классификация. Классы светимости обозначаются цифрами от 0 до VII, которые ставят после спектрального класса звезды. Светимость Солнца обозначается V, поэтому в таблице классификации (спектр-светимость) его записывают G2V. У некоторых звезд основной класс может добавляться подклассом:
Например, спектральный класс и класс светимости Полярной звезды – F7 Ib.
Главная последовательность звезд
К 20 веку астрономы, изучая космическое пространство, все больше получали информации о звездах. К этому времени было известно достаточно много о типах этих объектов, их светимости, расстоянии, температуре. Созревала необходимость упорядочить классификацию звезд, которые наблюдаются во Вселенной. Это успешно сделали двое ученых, проживающих на разных континентах. Датский астроном Эйнар Герцшпрунг и американский ученый Генри Рассел в разное время создали одно и тоже, даже не зная об этом. Это была диаграмма, которую сегодня в честь обеих ученых называют диаграммой Герцшпрунга—Рассела (ГР). Диаграмма ГР представляет собой график. Его вертикальная ось указывает на светимость, а горизонтальная – на температуру поверхности звезды.
Чем выше была температура, тем звезда находилась левее. Расположение на диаграмме объекта не было случайным. Учитывая соотношение спектра и светимости, звезды были поделены на три последовательности. С левого верхнего угла до нижнего правого расположились звезды главной последовательности. Практически все светила оказываются на этой линии после того, как полностью сформируются. Исключение – субкарлики. С одной стороны, они похожи на звезды главной последовательности, так как выделяют энергию в результате горения водорода, но с другой – их светимость гораздо меньше. В их составе незначительное количество тяжелых элементов, соответственно они имеют небольшой размер.
Главная последовательность имеет достаточно большое количество густо расположенных объектов. Здесь звезда находится примерно 90% времени всей своей жизни. В середине этой линии расположилось и Солнце.
Абсолютно все представители главной последовательности обладают горячим ядром с высокой плотностью. В нем в ходе термоядерных реакций происходит сгорание водорода и его превращение в гелий. После того как процесс горения водорода прекращается, пребывание звезды на этой линии тоже заканчивается.
На втором месте после главной последовательности идут красные гиганты и сверхгиганты. Это яркие светила с достаточно большой массой и светимостью. Расположены они в верхней правой части диаграммы. Их температура варьируется от 3000 до 5000 0 С. Красные гиганты и сверхгиганты – это то, во что превращаются светила после главной последовательности, то есть ближе к концу своей жизни.
Слева внизу на диаграмме находятся белые карлики.Их диаметр небольшой, но температура высокая. Белые карлики лишены всех источников энергии, они постепенно остывают и становятся темными и невидимыми.
В 2018 году открыли самую далекую звезду главной последовательности – Икар. От Земного шара она отдалена на 9 млрд. световых лет.
Звезды до главной последовательности
Сюда относят тип самых молодых светил, которые уже можно разглядеть в оптический телескоп. В звездах до главной последовательности могут происходить термоядерные реакции, но их сила настолько мала, что выделяемой энергии не хватает, чтобы компенсировать затраты энергии на свечение. Сжатие и нагрев светил происходит благодаря собственным силам гравитации, что и является их главной отличительной чертой от звезд главной последовательности.
Высокая светимость звезд объясняется их большими размерами и низкими температурами. На диаграмме Герцшпрунга — Рассела они находятся в верхней правой части. Постепенно температура светил повышается, а размеры уменьшаются и тогда звезда перемещается вниз и влево по диаграмме, чтобы перейти в стадию звезд главной последовательности. Одним из примера таких объектов являются светила типа Т Тельца. У самых холодных звезд до главной последовательности температура составляет всего 650 Кельвинов (К).
В некоторой терминологии к звездам до главной последовательности относят протозвезды на завершающей стадии формирования.
Жизненный путь звезды очень интересен и таинственен. Несмотря на многочисленные знания, у ученых все еще остается множество вопросов. В современном мире разрабатываются новые методики, усовершенствуются аппараты и приборы, которые в дальнейшем позволят не только подтвердить или обновить, имеющуюся информацию, но и, возможно, открыть еще не изведанные тела в космическом пространстве.
Спектральные классы звезд
Звезды разных спектральных классов в сравнении
Звезды делятся на спектральные классы в зависимости от их спектра электромагнитного излучения. Из него можно получить такую важную информацию о космическом теле как температура и давление верхних слоев, химический состав, скорость вращения и прочие физические характеристики.
Получение спектров
Спектры излучения разных источников света
В простом случае спектр можно получить следующим образом: свет, излучаемый объектом, пропускается через узкое отверстие, позади которого располагается призма. Последняя преломляет свет, который после направляется на экран или специальную фотопленку. Полученное изображение представляется в виде плавного градиента цветов от фиолетового к красному. Спектр без каких-либо черных линий называется непрерывным. Подобная картина наблюдается при излучении света твердыми или жидкими телами, к примеру – лампой накаливания.
Рассмотрим следующий случай: пусть имеется горелка, в пламя которой поместили некоторую массу соли. В описанном случае в свете пламени будет наблюдаться ярко-желтый цвет. И если посмотреть через спектроскоп на эти испарения, то мы увидим яркую желтую линию. Это означает, что разогретые пары натрия излучают свет с длиной волны желтого цвета. Данное свойство присущее любому веществу в газообразном состоянии, а его спектр называется линейчатым.
При наблюдении за Солнцем немецкий оптик Йозеф Фраунгофер отметил, что в его непрерывном спектре излучения имеются некие тонкие черные линии. Позже Густав Кирхгоф определил, что всякий разреженный газ поглощает лучи света именно тех длин волн, которые испускает сам, находясь в состоянии свечения. Получаемые на непрерывном спектре черные линии были названы как линии поглощения. Применив упомянутые законы к Солнцу, ученые, смогли выявить химический состав атмосферы звезды. Так как газы в атмосфере поглощали излучение с определенными длинами волн.
40 различных спектров Солнца
В дальнейшем в спектроскопии появилось множество методов изучения других свойств звезд, то бишь смещение спектра в определенную сторону, сравнение со спектром абсолютно черного тела, раздвоение линий наложения и прочее.
Сегодня приборы ученых позволяют измерять спектры звезд, в любых диапазонах помимо оптического, при помощи различных фильтров и окуляров, например в рентгеновском или ультрафиолетовом.
Классы Анджело Секки
Впервые классифицировал звездные спектры священник и астроном из Италии — Анджело Секки. В 1866-м году он разделил все небесные светила на три группы, в зависимости от температуры поверхности звезды и соответствующего ей цвета. За последующие 11 лет астроном добавил еще два класса.
Вега из созвездия Лиры
Гарвардская спектральная классификация
Разработана в 1890 — 1924 годах учеными обсерватории Гарварда, и постепенно заменившая классификацию Анджело Секки, став основной и использующейся сегодня. Гарвардская классификация строится на относительной интенсивности линий поглощения и фраунгофервских линий, а также на цвете звезд.
Таблица спектральных классов звезд
Каждый из перечисленных классов включает 10 подклассов от 0 до 9, где 0 – это наиболее горячие звезды, а 9 – наиболее холодные. Лишь класс O делится иначе — от 4 до 9,5.
Йеркская классификация с учётом светимости
В 1943 г. в одноименной обсерватории была разработана еще Йеркская классификация, которая учитывает светимость звезд, что отражается в ее названии. Иначе ее называют МКК — по первым буквам фамилий ученых: В.В. Морган, П.К. Кинан и Э. Келлман. Дело в том, что Гарвардская классификация не принимает в расчет такую важную характеристику небесного светила как светимость. Позже Йеркская классификация была отображена Эйнаром Герцшпрунгом (Дания) и Генри Расселом (США) в виде диаграммы с зависимостью спектрального класса от светимости. Таким образом, мы можем визуально наблюдать закономерность в свойствах звезд разного рода.
Материалы по теме
Диаграмма Герцшпрунга-Рассела
Звезды разных классов
Данная диаграмма позволяет также определить светимость звезды, при наличии ее спектра. Исходя из вышеописанных классификаций сегодня Солнце относят к классу G2V.
Существует множество дополнительных спектральных классов для более экзотических объектов. Например, Q – для молодых звезд, P – для планетарных туманностей, D – для белых карликов, W для самых горячих светил, температура которых превышает температуру звезд класса O, и может достигать около 100 000 К.
Характеристические особенности в классе
Очевидно, каждая звезда хоть и относится к определенному классу, все же остается индивидуальным и неповторимым объектом, как и человек. Потому существует ряд дополнительных буквенных обозначений, которые указывают на особенности светила. Тип звезды обозначается буквой, которая стоит перед спектральным классом: карлик (d от dwarf), сверхгигант (с), гигант (g), субгигант (sg), субкарлик (sd), белый карлик (w или wd).
Пульсар PSR J0348 +0432 — нейтронная звезда и белый карлик
Многие свойства звезды выражаются особенностями его спектра, для них существует множество буквенных обозначений, которые располагаются после спектрального класса, например сильные линии металлов буквой m, а резкие и узкие линии – s.
Используя вышеописанные спектральные классы, астрономы могут кратко изложить основные свойства и особенности космического объекта. Так ярчайшая точка ночного небосвода – Сириус АB представляет собой систему из двух звезд и имеет спектральный класс A1Vm/DA2. Это означает, что видимая звезда (Сириус А) относится к классу А с подклассом температуры 1, является карликом главной последовательности и имеет сильные линии металлов, о чем говорят буквы «V» и «m». Ее компаньон Сириус Б – желтый карлик с подклассом 2, имеющий в атмосфере водород, и не имеющий гелий, линии которых соответственно присутствуют/отсутствуют в спектре, на что указывает буква А.
Похожие статьи
Понравилась запись? Расскажи о ней друзьям!