Спектральна класифікація зір

Матеріал з Вікіпедії — вільної енциклопедії.
Перейти до: навігація, пошук

Спектра́льна класифіка́ція зі́р — спосіб класифікації зір в астрономії на підставі аналізу їхніх спектральних характеристик. Загалом, 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 гратки 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 зсуву 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).


Гарвадська спектральна класифікація[ред.ред. код]

Гарвадська 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]

сонячних масах)

Радіус[1]

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 7,500–10,000 K білий від біло-блакитного до білого 1.4–2.1 M 1.4–1.8 R 5–25 L Сильні 0.6%
F 6,000–7,500 K біло-жовтуватий білий 1.04–1.4 M 1.15–1.4 R 1.5–5 L Середні 3%
G 5,200–6,000 K жовтий жовто-білий 0.8–1.04 M 0.96–1.15 R 0.6–1.5 L Слабкі 7.6%
K 3,700–5,200 K помаранчевий жовто-помаранчевий 0.45–0.8 M 0.7–0.96 R 0.08–0.6 L Дуже слабкі 12.1%
M ≤ 3,700 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, M, R та N, де клас O відповідає найгарячішим зорям, а класи M, R та N -- найхолоднішим зорям. Щоб легше запам'ятати цю послідовність інколи використовують англійську мнемонічну фразу «O Be A Fine Girl, Kiss Me Right Now.» Класифікація передбачає також окремі класи для нових зір та планетарних туманностей, але на практиці їх не застосовують[6].

Йєркська класифікація[ред.ред. код]

Спектральна класифікація Моргана-Кінана

Йєркська класифікація (або МК-класифікація) розроблена в 1930-х роках в Йєркській обсерваторії В. Морганом, Ф. Кінаном та Е. Келманом. Вона є двовимірною. Основним виміром, як і в Гарвардській класифікації, є ефективна температура[7]. Для точнішої класифікації в межах одного класу в сучасній системі Морган-Кінана разом з 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. У той же час є випадки застосування проміжних підкласів, наприклад O9.5 та B2.5[8].

Obafgkm noao big.jpg

Другим виміром класифікації в системі Морган-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 наступні 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
VIІ 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[ред.ред. код]

Джерела[ред.ред. код]

  1. а б в г 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, Bibcode1981A&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. 2004-12-21. Архів оригіналу за 2011-08-24. Процитовано 2007-09-26.  — 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 загальною редакцією І. А. Климишина та А. О. Корсунь. — Львів: ЛНУ—ГАО НАНУ, 2003. — С. 100—101. — ISBN 966-613-263-X, УДК 52(031).
  7. Йєркська класифікація // Астрономічний енциклопедичний словник / За загальною редакцією І. А. Климишина та А. О. Корсунь. — Львів: ЛНУ—ГАО НАНУ, 2003. — С. 202. — ISBN 966-613-263-X, УДК 52(031).
  8. David.F. Gray "The observation and analysis of stellar photospheres", Cambridge University Press 2005, p.533

Посилання[ред.ред. код]