Спектральна класифікація зір

Спектра́льна класифіка́ція зі́р — спосіб класифікації зір в астрономії на підставі аналізу їхніх спектральних характеристик.

Загальна характеристика

Спектра́льний кла́с певної зорі надає інформацію про фізичні умови в її атмосфері, де формується спектр зорі. Фізичні умови включають ефективну температуру, тиск випромінювання, поверхневу гравітацію та швидкість осьового обертання, що визначають розподіл потоку випромінювання за довжиною хвилі й визначають стан іонізації та збудження енергетичних рівнів хімічних елементів, лінії яких дають основний внесок до спектру зорі.

Застосовуючи спектрограф, потік випромінювання від зорі розкладають у спектр за допомогою дифракційної ґратки чи ешелє й вимірюють за допомогою ПЗЗ-матриці. Спектр зорі залежно від фізичних умов може мати як лінії поглинання, так і емісійні лінії, що відповідають дозволеним переходам між збудженими енергетичними рівнями атомів та їх іонів. З аналізу цих спектральних ліній можна отримати дані щодо вмісту атомів та іонів хімічних елементів, ефективної температури, поверхневої гравітації та ін. Тому наявність чи відсутність певних спектральних ліній одразу дає інформацію щодо приблизної ефективної температури, що покладено в основу спектральної класифікації. Відомо, що максимум потоку випромінювання від зорі локалізується в певному діапазоні довжин хвиль, який залежить від ефективної температури (закон зміщення Віна). Відповідно, зорі різних спектральних класів мають різну ефективну температуру й різний візуальний колір: від яскраво-блакитного (гарячі зорі з Teff=60 000—50 000 К) до темно-червоного (холодні зорі з Teff = 3000—1000 К).

Гарвардська спектральна класифікація

Гарвардська спектральна класифікація є одновимірною й ґрунтується лише на ефективній температурі зір, яка може набувати значень від 2000 K до 40 000 K. Тому кожен клас вказує на зорі з відповідною певною ефективною температурою.

Клас Температура[1]

(°K)

 Відповідний 
стандартний колір
 Видимий колір[2][3][4] Маса[1]

(у сонячних масах)

 Радіус[1]

(у радіусах Сонця)

 Яскравість[1]

(болометрична)

 Лінії водню Частка від усіх

зір головної послідовності[5]

O ≥ 33 000 K Синій Синій ≥ 16 M☉ ≥ 6,6 R☉ ≥ 30 000 L☉ Слабкі ~0,00003 %
B 10 000—30 000 K Від синього до біло-блакитного Біло-блакитний 2,1—16 M☉ 1,8—6,6 R☉ 25—30 000 L☉ Середні 0,13 %
A 7500—10 000 K Білий Від біло-блакитного до білого 1,4—2,1 M☉ 1,4—1,8 R☉ 5—25 L☉ Сильні 0,6 %
F 6000—7500 K Біло-жовтуватий Білий 1,04—1,4 M☉ 1,15—1,4 R☉ 1,5—5 L☉ Середні 3 %
G 5200—6000 K Жовтий Жовто-білий 0,8—1,04 M☉ 0,96—1,15 R☉ 0,6—1,5 L☉ Слабкі 7,6 %
K 3700—5200 K Помаранчевий Жовто-помаранчевий 0,45—0,8 M☉ 0,7—0,96 R☉ 0,08—0,6 L☉ Дуже слабкі 12,1 %
M ≤ 3700 K Червоний Помаранчево-червоний ≤ 0,45 M☉ ≤ 0,7 R☉ ≤ 0,08 L☉ Дуже слабкі 76,45 %

Для позначення спектральної класифікації зір послідовно вживають латинські літери O, B, A, F, G, K та M, де клас O відповідає найгарячішим зорям, а клас M — найхолоднішим. Щоб легше запам'ятати цю послідовність, інколи застосовують англійську мнемонічну фразу «O Be A Fine Girl, Kiss Me». Класифікація передбачає також окремі класи для нових зір та планетарних туманностей, але на практиці їх не застосовують[6]. З новими відкриттями коричневих карликів, для їх класифікації після класу M були введені класи L та T для класифікації коричневих та холодних червоних карликів[7]. А також, клас Y[8] для субкоричневих карликів.

Єркська класифікація
Спектральна класифікація Моргана — Кінана

Єркська класифікація (або МК-класифікація) розроблена в 1930-х роках в Єркській обсерваторії В. Морганом, Ф. Кінаном та Е. Келманом. Вона є двовимірною. Основним виміром, як і в Гарвардській класифікації, є ефективна температура[9]. Для точнішої класифікації в межах одного класу в сучасній системі Моргана — Кінана разом із літерами для позначення підкласів використовують арабські цифри від 0 до 9. Наприклад: ... O8, O9, B0, B1, ..., B8, B9, A0, A1, ..., де підкласи B0, B1 відповідають гарячішим зорям, а підкласи B8, B9 — холоднішим зорям спектрального класу B. Деякі підкласи використовуються досить рідко. Для холодних зір найбільш вживаними підкласами є G0, G2, G5, G8, K0, K1, K2, K4, K5, M0, M2, M3, M4, M5, M6, M7 та M8. Водночас є випадки застосування проміжних підкласів, наприклад O9.5 та B2.5[10].

Файл:Stellar Spectral Types (OBAFGKM).jpg

Другим виміром класифікації в системі Моргана — Кінана є розподіл зір за класом світності, які відповідають певній ширині та формі ліній поглинання в спектрах зір. Було виявлено, що ці характеристики залежать від поверхневої гравітації, а значить, від маси та розмірів зорі.

За світністю зорі поділено на такі класи (позначаються римськими числами I, II, III, IV та V):

Позначення Клас світності
0 (або Ia+) Гіпергіганти
Ia Яскраві надгіганти
Ib Надгіганти
II Яскраві гіганти
III Гіганти
IV Субгіганти
V Зорі головної послідовності
VI Субкарлики
VII Білі карлики

Наприклад, наше Сонце належить до спектрального класу G2V й відповідно є зорею головної послідовності. Найяскравіша зоря північної півкулі неба, Сіріус, має спектральний клас A1V і відповідно є білою зорею головної послідовності.

Див.також

Джерела
  1. Таблиці VII, VIII, Емпіричні болометричні поправки для зір головної послідовності, G. M. H. J. Habets and J. R. W. Heinze, Astronomy and Astrophysics Supplement Series 46 (November 1981), pp. 193–237, Bibcode: 1981A&AS...46..193H. Світність зорі визначають за допомогою її значення Mbol, вважаючи що Mbol(☉)=4.75.
  2. The Guinness book of astronomy facts & feats, Patrick Moore, 1992, 0-900424-76-1
  3. Кольори зір. Australia Telescope Outreach and Education. 21 грудня 2004. Архів оригіналу за 24 серпня 2011. Процитовано 26 вересня 2007. — Пояснює причини різного сприйняття кольорів.
  4. Якого кольору зорі?, Mitchell Charity. Accessed online March 19, 2008.
  5. 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. Note: Table 2 has an error and so this article will use 824 as the assumed correct total of main sequence stars
  6. Гарвардська класифікація // Астрономічний енциклопедичний словник / за заг. ред. І. А. Климишина та А. О. Корсунь. — Львів : Голов. астроном. обсерваторія НАН України : Львів. нац. ун-т ім. Івана Франка, 2003. — С. 100—101. — ISBN 966-613-263-X.
  7. Outstanding Issues in Our Understanding of L, T, and Y Dwarfs, J. D. Kirkpatrick, April 2007, arXiv:0704.1522. Accessed on line September 18, 2007.
  8. Discovery of the Y1 Dwarf WISE J064723.23-623235.5, J. Davy Kirkpatrick, Michael C. Cushing, Christopher R. Gelino, Charles A. Beichman, C. G. Tinney, Jacqueline K. Faherty, Adam Schneider, Gregory N. Mace, The Astrophysical Journal preprint (submitted 25 Aug 2013)
  9. Єркська класифікація // Астрономічний енциклопедичний словник / за заг. ред. І. А. Климишина та А. О. Корсунь. — Львів : Голов. астроном. обсерваторія НАН України : Львів. нац. ун-т ім. Івана Франка, 2003. — С. 202. — ISBN 966-613-263-X.
  10. David.F. Gray "The observation and analysis of stellar photospheres", Cambridge University Press 2005, p.533

Посилання
This article is issued from Wikipedia. The text is licensed under Creative Commons - Attribution - Sharealike. Additional terms may apply for the media files.