Меню

Спектральная светимость звезд таблица



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

В 1860—1870-х годах пионер звёздной спектроскопии Анджело Секки (итал. Pietro Angelo Secchi ) создал первую классификацию звёздных спектров. В 1866 году он разбил наблюдаемые спектры звёзд на три класса в порядке убывания температуры поверхности звезды и соответствующего изменения цвета [1] [2] [3] . В 1868 году Секки открыл углеродные звёзды, которые выделил в отдельную четвёртую группу [4] . А в 1877 году он добавил пятый класс [5] .

  • Класс I — белые и голубые звезды с широкими линиями поглощения водорода в спектре, такие, как Вега и Альтаир; включает в себя современные класс A и начало класса F.
    • Класс I, подтип Ориона — звёзды класса I с узкими линиями в спектре вместо широких полос, такие, как Ригель и γ Ориона; соответствует началу современного класса B.
  • Класс II — жёлтые и оранжевые звёзды со слабыми линиями водорода, но с отчётливыми линиями металлов, такие, как Солнце, Арктур и Капелла; включает в себя современные классы G и К, а также конец класса F.
  • Класс III — оранжевые и красные звёзды, в спектре которых линии образуют полосы, темнеющие в сторону синего, такие, как Бетельгейзе и Антарес; соответствует современному классу М.
  • Класс IV — красные звёзды с сильными полосами и линиями углерода, углеродные звёзды.
  • Класс V — звёзды с эмиссионными линиями, такие, как γ Кассиопеи и β Лиры.

Позднее Эдуард Пикеринг изменил определение класса V, разделив его на горячие звёзды с эмиссионные линиями гелия, углерода и азота (звёзды Вольфа — Райе) и планетарные туманности [6] .

Предложенное Секки деление спектров было общепринятым вплоть до конца 1890-х годов, когда постепенно к середине XX века было заменено Гарвардской классификацией, которая описывается ниже [6] [7] .

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.

* 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]

Внутри класса звёзды делятся на подклассы от (самые горячие) до 9 (самые холодные). Солнце имеет спектральный класс G2 и эквивалентную температуру фотосферы 5780 K [11] .

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:

  • Ia+ или 0 — гипергиганты
  • I, Ia, Iab, Ib — сверхгиганты
  • II, IIa, IIb — яркие гиганты
  • III, IIIa, IIIab, IIIb — гиганты
  • IV — субгиганты
  • V, Va, Vb — карлики (звезды главной последовательности)
  • VI — субкарлики
  • VII — белые карлики

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:

  • W — звёзды Вольфа — Райе, очень тяжёлые яркие звёзды с температурой порядка 70000 K и интенсивными эмиссионными линиями в спектрах.
  • L — звёзды или коричневые карлики с температурой 1500—2000 K и соединениями металлов в атмосфере.
  • T — метановые коричневые карлики с температурой 700—1500 K.
  • Y — очень холодные (метано-аммиачные?) коричневые карлики с температурой ниже 700 K.
  • C — углеродные звёзды, гиганты с повышенным содержанием углерода. Ранее относились к классам R и N.
  • S — циркониевые звёзды
  • D — белые карлики
  • Q — новые звёзды
  • P — планетарные туманности

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

  • d — карлик (звезда главной последовательности)
  • esd — экстремальные субкарлики
  • g — гигант
  • sd — субкарлик
  • w или wd — белый карлик

Добавочные индексы, стоящие после обозначения спектра

  • c — глубокие узкие линии
  • comp — составной спектр
  • con — отсутствуют видимые линии поглощения
  • e — эмиссия (эмиссия водорода в O-звездах)
  • em — эмиссия в линиях металлов
  • ep — пекулярная эмиссия (линии, по своему характеру отличные от нормально соответствующих классу)
  • er — явственно обращённые эмиссионные линии
  • eq — эмиссия с поглощением на более коротких волнах
  • ev — переменность относится только к эмиссионным линиям
  • ew — эмиссии, типичные для звёзд класса W
  • f, (f), ((f)) — эмиссия гелия и неона в O-звездах
  • h — звёзды класса WR с эмиссионными линиями водорода
  • ha — звёзды класса WR с эмиссионными линиями водорода как поглощения, так и излучения
  • k — межзвёздные линии
  • m — сильные линии металлов
  • n — диффузные линии (широкие и размытые), обусловленные быстрым вращением
  • neb — добавочный спектр туманности
  • nn — очень размытые диффузные линии
  • p — пекулярный спектр (имеются неправильности)
  • pq — особенности напоминают спектр новой звезды
  • s — резкие и узкие линии
  • sh — наличие оболочки
  • ss — очень узкие линии
  • v или var — изменения в спектре (не обусловленные орбитальным движением и пульсацией)
  • w или wk или wl — слабые линии

Мнемоника

Для запоминания основной последовательности гарвардской классификации существуют мнемонические формулы:

  • на английском языке: Oh Be AFine Girl, Kiss Me Right Now Sweetheart (здесь есть множество вариантов этой последовательности)
  • на русском языке: Один Бритый Англичанин Финики Жевал Как Морковь;
  • вариант, намекающий на Бориса Александровича Воронцова-Вельяминова: О, Борис Александрович Финики Жевал Как Морковь;
  • модификация, включающая классы W, R, N, S: Вообразите: Один Бритый Англичанин Финики Жевал Как Морковь — Разве Не Смешно?;
  • О, Борис Александрович! Физики Ждут Конца Мучений (имеется в виду также Борис Александрович Воронцов-Вельяминов).
  • Также версия О. Н. Востряковой «ОБА Фраера Гуляют Как Могут.
  • Версия Ш. Т. Хабибуллина: ОБоже, АФГанистан. Куда Мы Несемся. Эта мнемоника родилась задолго до войны в Афганистане (1966—1967, а возможно и раньше) [источник не указан 791 день] .
Читайте также:  Таблица менделеева название элементов водорода

Источник

Спектральная классификация звезд

Спектры звезд – это их паспорта с описанием всех звездных особенностей. Звезды состоят из тех же химических элементов, которые известны на Земле, но в процентном отношении в них преобладают легкие элементы: водород и гелий.

Спектры звезд – это их паспорта с описанием всех звездных особенностей.

По спектру звезды можно узнать ее светимость, расстояние до звезды, температуру, размер, химический состав ее атмосферы, скорость вращения вокруг оси, особенности движения вокруг общего центра тяжести.

Спектральный аппарат, устанавливаемый на телескопе, раскладывает свет звезды по длинам волн в полоску спектра. По спектру можно узнать, какая энергия приходит от звезды на различных длинах волн и оценить очень точно ее температуру. Цвет и спектр звезд связан с их температурой. В холодных звездах с температурой фотосферы 3000 К преобладает излучение в красной области спектра. В спектрах таких звездах много линий металлов и молекул. В горячих голубых звездах с температурой свыше 10000–15000 К большая часть атомов ионизована. Полностью ионизованные атомы не дают спектральных линий, поэтому в спектрах таких звездах линий мало.

На основе многочисленных снимков спектров звезд, полученных в США на Гарвардской обсерватории, в начале XX в. была разработана детальная классификация звездных спектров, которая легла в основу современной спектральной классификации.

В Гарвардской классификации спектральные типы (классы) обозначены буквами латинского алфавита: О, В, A, F, G, К и М. Поскольку в эпоху разработки этой классификации связь между видом спектра и температурой не была еще известна, то после установления соответствующей зависимости пришлось изменить порядок спектральных классов, который первоначально совпадал с алфавитным расположением букв.

Спектральная классификация звёзд

Основная (гарвардская) спектральная классификация звёзд

Внутри класса звёзды делятся на подклассы от 0 (самые горячие) до 9 (самые холодные). В классе О подклассы начинаются с О5. Последовательность спектральных классов отражает непрерывное падение температуры звезд по мере перехода к все более поздним спектральным классам.

Подавляющее большинство звезд относится к последовательности от О до М. Эта последовательность непрерывна: характеристики звезд плавно изменяются при переходе от одного класса к другому.

Спектр. класс Цвет Темпер., K Особенности спектра Типичные звезды
О Голубой 40000 Интенсивные линии ионизированного гелия, линий металлов нет Минтака
В Голубовато-белый 20000 Линии нейтрального гелия. Слабые линии Н и К ионизованного кальция Спика
А Белый 10000 Линии водорода достигают наибольшей интенсивности. Видны линии Н и К ионизованного кальция, слабые линии металлов Сириус, Вега
F Желтоватый 7000 Ионизированные металлы. Линии водорода ослабевают Процион, Канопус
G Желтый 6000 Нейтральные металлы, интенсивные линии ионизованного кальция Н и К Солнце, Капелла
К Оранжевый 4500 Линий водорода почти нет. Присутствуют слабые полосы окиси титана. Многочисленные линии металлов Арктур, Альдебаран
М Красный 3000 Сильные полосы окиси титана и других молекулярных соединений Антарес, Бетельгейзе

Характерной особенностью звездных спектров также является наличие у них огромного количества линий поглощения, принадлежащих различным элементам. Тонкий анализ этих линий позволил получить особенно ценную информацию о природе наружных слоев звезд. Химический состав наружных слоев звезд, откуда к нам непосредственно приходит их излучение, характеризуется полным преобладанием водорода. На втором месте находится гелий, а количество остальных элементов достаточно невелико. Приблизительно на каждые десять тысяч атомов водорода приходится тысяча атомов гелия, около 10 атомов кислорода, немного меньше углерода и азота и всего лишь один атом железа. Примеси остальных элементов совершенно ничтожны. Без преувеличения можно сказать, что звезды состоят из водорода и гелия с небольшой примесью более тяжелых элементов.

Хорошим индикатором температуры наружных слоев звезды является ее цвет. Горячие звезды спектральных классов О и В имеют голубой цвет; звезды, сходные с нашим Солнцем (спектральный класс которого G2), представляются желтыми, звезды же спектральных классов К и М – красные. В астрофизике имеется тщательно разработанная и вполне объективная система цветов. Она основана на сравнении наблюдаемых звездных величин, полученных через различные строго эталонированные светофильтры. Количественно цвет звезд характеризуется разностью двух величин, полученных через два фильтра, один из которых пропускает преимущественно синие лучи («В»), а другой имеет кривую спектральной чувствительности, сходную с человеческим глазом («V»). Техника измерений цвета звезд настолько высока, что по измеренному значению B-V можно определить спектральный класс звезды с точностью до подкласса. Для слабых звезд анализ цветов – единственная возможность их спектральной классификации.

Гарвардская спектральная классификация основана на наличии или отсутствии, а также относительной интенсивности определенных спектральных линий. Кроме перечисленных в таблице основных спектральных классов, для относительно холодных звезд имеются еще классы N и R (полосы поглощения молекул углерода C2, циана CN и окиси углерода CO), класс S (полосы окисей титана TiO и циркония ZrO), а также для самых холодных звезд – класс L (полоса гидрида хрома CrH, линии рубидия, цезия, калия и натрия). Для объектов субзвездного типа – «коричневых карликов», промежуточных по массе между звездами и планетами, недавно введен специальный спектральный класс T (полосы поглощения воды, метана и молекулярного водорода).

Спектральные классы О, В, А часто называют горячими или ранними, классы F и G – солнечными, а классы К и М – холодными или поздними спектральными классами.

Так как одному гарвардскому спектральному классу могут соответствовать звёзды с одинаковой температурой фотосферы, но различных классов светимости (то есть отличающимися на порядки светимостями), то с учётом светимости была разработана йеркская спектральная классификация (называемая ещё МКК – по инициалам её авторов У. Моргана, Ф. Кинана и Э. Келмана).

В соответствии с этой классификацией звезде приписывают гарвардский спектральный класс и класс светимости.

Различают следующие классы светимости

Класс Название Абс. звёздные
величины MV
Гипергиганты
Ia+ Ярчайшие сверхгиганты −10
Ia Яркие сверхгиганты −7,5
Ib Нормальные сверхгиганты −4,7
II Яркие гиганты −2,2
III Нормальные гиганты +1,2
IV Субгиганты +2,7
V Карлики главной последовательности +4
VI Субкарлики +5-6
VII Белые карлики +13-15

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.

Звёзды одинаковых (или близких) классов светимости образуют на диаграмме Герцшпрунга – Рассела последовательности (ветви), например, ветвь красных гигантов или белых карликов.

Диаграмма Герцшпрунга-Рассела
(в разных представлениях)

Диаграмма 1

Диаграмма 2

Диаграмма была предложена астрономами Эйнаром Герцшпрунгом и Генри Расселом независимо друг от друга примерно в 1910 году.

Используя диаграмму, астрономы способны проследить жизненный цикл звезд, от молодых горячих протозвезд, через основные фазы развития, вплоть до фазы умирающего красного гиганта. Диаграмма также показывает зависимость температуры и цвета звезд от различных этапов их жизненного цикла.

Читайте также:  Как посмотреть структуры таблицы mysql

На диаграмме Герцшпрунга-Рассела можно увидеть диагональную линию, ведущую с левого верхнего угла вправо вниз. Она известна как Главная Последовательность и большинство звезд проходят именно эти этапы в своем развитии. В целом, когда температура звезды уменьшается, падает и светимость звезды. На диаграмме также можно увидеть ответвление, которое находится выше 100 ед. светимости. Это красные гиганты, которые находятся в конце своего жизненного цикла. Они могут быть одновременно яркими и относительно холодными, поскольку они очень большие. Обычно эта стадия длится несколько миллионов лет.

Наклонные пунктирные линии на нижней диаграмме определяют размеры звезд в радиусах Солнца.

Источник

Звезды: анализ таблиц

В этой статье мы научимся определять принадлежность звезды к тому или иному звездному классу по ее абсолютной звездной величине и по температуре. Для того, чтобы решать эти и подобные им задания, советую выучить приблизительные диапазоны температур звезд разных классов. Всю диаграмму не надо учить, а вот температуры представлять себе необходимо.

Задача Рассмотрите таблицу, содержащую сведения о ярких звездах.

Выберите два утверждения, которые соответствуют характеристикам звезд, и укажите их номера.

1) Температура поверхности и радиус Бетельгейзе говорят о том, что эта звезда относится к красным сверхгигантам.

2) Температура на поверхности Проциона в 2 раза ниже, чем на поверхности Солнца.

3) Звезды Кастор и Капелла находятся на одинаковом расстоянии от Земли и, следовательно, относятся к одному созвездию.

4) Звезда Вега относится к белым звездам спектрального класса А.

5) Так как массы звезд Вега и Капелла одинаковы, то они относятся к одному и тому же спектральному классу.

1) Бетельгейзе – один из самых известных красных сверхгигантов. Она поистине огромна и видна невооруженным глазом. Звезда имеет красный цвет. Утверждение верно. Проверим еще раз:

Поскольку принадлежность звезды к тому или иному классу можно определить по ее абсолютной звездной величине, то давайте определим эту величину для Бетельгейзе.

\[M=5-2,5\lg \frac <L_z data-lazy-src=

Светимость, в свою очередь, может быть найдена по данным таблицы с помощью формулы

\[L_z=4\pi r^2\sigma T^4\]

\sigma– постоянная Стефана-Больцмана.

Отнесем к светимостям Солнца:

По классификации на картинке ниже у сверхгигантов звездные величины варьируются от -5 до -10. Поэтому утверждение верно: Бетельгейзе относится к сверхгигантам.

2) Температура на поверхности Солнца – 6000 К. Утверждение неверно.

3) Расстояние не говорит о принадлежности звезд к одному созвездию. Для того, чтобы звезды принадлежали к одному созвездию, надо чтобы были близки их координаты – то есть между ними были бы малые угловые расстояния.

4) Звезда Вега, действительно, относится к белым звездам спектрального класса А. Для того, чтобы судить об этом, придется, видимо, выучить некоторую информацию из диаграммы Герцшпрунга-Рассела. Например, диапазоны температур звезд разных спектральных классов. Сами классы запомнить легко по первым буквам фразы: «Oh, be a fine girl, kiss me». Утверждение верно.

5) Масса не является признаком, по которому звезду относят к тому или иному классу. Главный при этом признак – температура, которая определяет и цвет звезды.

Задача Используя таблицу, содержащую сведения о ярких звездах, выполните задание.

Выберите два утверждения, которые соответствуют характеристикам звезд.

1) Звезда Альдебаран является сверхгигантом.

2) Звезды Альдебаран и Эльнат имеют одинаковую массу, значит, они относятся к одному и тому же спектральному классу.

3) Звезда Бетельгейзе относится к красным звездам спектрального класса М.

4) Звезды Альдебаран и Эльнат относятся к одному созвездию, значит, находятся на одинаковом расстоянии от Солнца.

5) Температура на поверхности Солнца больше, чем температура на поверхности звезды Капелла.

1) Поскольку принадлежность звезды к тому или иному классу можно определить по ее абсолютной звездной величине, то давайте определим эту величину для Альдебарана.

\[M=5-2,5\lg \frac <L_z data-lazy-src=

Светимость, в свою очередь, может быть найдена по данным таблицы с помощью формулы

\[L_z=4\pi r^2\sigma T^4\]

\sigma– постоянная Стефана-Больцмана.

Отнесем к светимостям Солнца:

По классификации на картинке выше у сверхгигантов звездные величины варьируются от -5 до -10. Поэтому утверждение неверно: Альдебаран относится к гигантам.

2) Масса не является признаком, по которому звезду относят к тому или иному классу. Главный при этом признак – температура, которая определяет и цвет звезды.

3) Утверждение верно. При решении смотрим на температуру и диаграмму Герцшпрунга-Рассела.

4) Звезды Альдебаран и Эльнат относятся к одному созвездию, значит, находятся на одинаковом расстоянии от Солнца – нет, ответ поясняет рисунок:

5) Температура на поверхности Солнца – 6000 К. Утверждение верно.

Задача Используя таблицу, содержащую сведения о ярких звездах, выполните задание.

Выберите два утверждения, которые соответствуют характеристикам звезд.

1) Звезды Денеб и Садр относятся к одному созвездию, значит, находятся на одинаковом расстоянии от Солнца.

2) Звезда Ригель является сверхгигантом.

3) Температура на поверхности Солнца в 2 раза ниже, чем на поверхности Альдебарана.

4) Звезда Ригель относится к красным звездам спектрального класса М.

5) Звезды Садр и Ригель относятся к различным спектральным классам.

1) Утверждение неверно. См. рисунок.

2) Звезда Ригель является сверхгигантом – это нам придется посчитать.

Абсолютная звездная величина звезды может быть найдена так:

\[M=5-2,5\lg \frac <L_z data-lazy-src=

Светимость, в свою очередь, может быть найдена по данным таблицы с помощью формулы

\[L_z=4\pi r^2\sigma T^4\]

\sigma– постоянная Стефана-Больцмана.

Отнесем к светимостям Солнца:

По классификации на картинке выше у сверхгигантов звездные величины варьируются от -5 до -10. Поэтому утверждение верно: Ригель относится к сверхгигантам.

3) Температура на поверхности Солнца в 2 раза ниже, чем на поверхности Альдебарана – неверно, температура поверхности Солнца 6000 К.

4) Звезда Ригель относится к красным звездам спектрального класса М – это противоречит утверждению 2, неверно.

5) Звезды Садр и Ригель относятся к различным спектральным классам – судя по температуре, да. Смотрим диаграмму Герцшпрунга-Рассела, а к экзамену примерные диапазоны температур звезд разных классов придется выучить.

Задача Первая звезда излучает в 100 раз больше энергии, чем вторая. Они расположены на небе так близко друг от друга, что видны как одна звезда с видимой звёздной величиной, равной 5.

Исходя из этого условия, выберите два верных утверждения.

1) Если вторая звезда расположена в 10 раз ближе к нам, чем первая, то их видимые звёздные величины равны.

2) Если звёзды расположены на одном расстоянии, то блеск первой равен 5 звёздным величинам, а второй – 0 звёздных величин.

3) Если эти звезды расположены в пространстве рядом друг с другом, то вторая звезда такая тусклая, что не видна невооружённым глазом, даже если бы этому не препятствовала яркая первая.

4) Первая звезда – белый сверхгигант, а вторая – красный сверхгигант.

5) Первая звезда обязательно горячее второй.

1) Если вторая звезда расположена в 10 раз ближе к нам, чем первая, то световой поток от нее больше в 10^2=100раз, чем от первой. Увеличение светового потока в 100 раз уменьшает видимую звездную величину на 5 единиц. Верно.

Читайте также:  Структурный гороскоп григория кваши совместимость таблица браков

2) Это не так. Так как суммарный блеск всегда больше, чем блеск компонентов, то у второй звезды звездная величина обязана быть больше 5: с ее ростом блеск падает.

3) Звезды со звездными величинами более 6 не видны невооруженным глазом – верно.

4) О том, к какому звездному классу относятся звезды, невозможно судить, глядя на них невооруженным глазом. Не верно.

5) Первая звезда обязательно горячее второй – необязательно. Например, светимость Бетельгейзе, у которой температура 3100 К (57720 в светимостях Солнца), больше, чем светимость звезды Эльнат (523 в светимостях Солнца), при том, что температура Эльнат 14000 К и она относится совсем к другому классу, нежели Бетельгейзе. Утверждение неверно.

Задача Используя таблицу, содержащую сведения о ярких звездах, выполните задание.

Выберите два утверждения, которые соответствуют характеристикам звезд.

1) Звезды Арктур и Шедар относятся к одному спектральному классу К.

2) Звезды Сегин и Шедар относятся к одному созвездию, значит, находятся на одинаковом расстоянии от Солнца.

3) Звезда 107 Рыб не является сверхгигантом.

4) Звезда Сегин относится к спектральному классу В.

5) Звезда Неккар является белым карликом.

1)Определим абсолютную звездную величину Арктура

\[M=5-2,5\lg \frac <L_z data-lazy-src=

Светимость, в свою очередь, может быть найдена по данным таблицы с помощью формулы

\[L_z=4\pi r^2\sigma T^4\]

\sigma– постоянная Стефана-Больцмана.

Источник

Спектральная светимость звезд таблица

Спектральная классификация звезд

В 1859г выдающийся немецкий физик Густав Кирхгоф (1824-1887) и его коллега, известный химик Роберт Бунзен (1811-1899), сравнивая длины волн фраунгоферовых линий в спектре Солнца и линий излучения паров различных веществ, обнаружили на Солнце натрий, железо, магний, кальций, хром и другие металлы. Каждый раз светящимся лабораторным линиям земных газов соответствовали тёмные линии в спектре Солнца. Г.Р.Кирхгоф и Р.В.Бунзен открыли спектральный анализ, сделав вывод: газы поглощают те же длины волн, которые излучают в нагретом состоянии. 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.
Спектральная классификация в первую очередь основана на температурной последовательности, но может учитываться и класс светимости. Иногда при классификации указывают и дополнительную информацию относительно спектра звезды (например, появление эмиссионных линий или наличие необычно сильных металлических линий).
Сходные спектры были сгруппированы, сперва в 1862г Анжело Секки (1818-1878, Италия), давшему первую спектральную классификацию по цвету: белые, желтоватые, красные, очень красные. Существующие буквенные обозначения классов восходят к первой классификации, предпринятой в Обсерватории Гарвардского колледжа (финансируемой по завещанию Генри Дрэпера) и опубликованной в 1890 году. Первоначально введенные классы, обозначенные буквами A — Q, впоследствии были упорядочены в порядке температурной последовательности, в результате чего окончательно установилось деление на основные классы с буквенными обозначениями O, B, A, F, G, K и M. Основные классы могут быть разделены далее на 10 подклассов, обозначаемых цифрами от 0 до 9 (например, A0, K5).
Основная (гарвардская) спектральная классификация звёзд: Современная (гарвардская) спектральная классификация звёзд, разработанная в Гарвардской обсерватории в 1890—1924гг является температурной классификацией, основанной на виде и относительной интенсивности линий поглощения и испускания спектров звёзд. На основе созданной классификации Энной Кэннон (1863-1941, США) в 1924г издан каталог в 9 томах на 225330 звезд- HD каталог.

Класс Температура Цвет звезды Особенноси спектров Типичные звезды
O 30 000—60 000 K Голубые Относительно мало линий поглощения. Линии HI, HeI, HeII, многократно ионизованных SiIV, CIV, CIII, NIII. Линии H слабы. Минтака
B 11 000—30 000 K Бело-голубые Линии HeI, HI, усиливающиеся к классу A. Слабые линии H, K, CaII Спика
A 7500—11 000 K Белые Интенсивные линии HI, линии H, K CaII, усиливающиеся к классу F, cлабые линии металлов (Fe, Mg) Сириус, Вега
F 6000—7500 K Желтовато-белые Линии H и K CaII и линии металлов, усиливающиеся к классу G, линии HI ослабевают. Появляется линия CaI и полоса G (линии Fe, Ca, Ti) Процион, Канопус
G 5000—6000 K Жёлтые Интенсивные линии H и K CaII, CaI, линии FeI и FeII. Многочисленные линии др. металлов, интенсивная полоса G. Линии HI слабеют к классу K Солнце, Капелла
K 3500—5000 K Оранжевые Наибольшая интенсивность линий H и K CaII, интенсивная линия CaI, линии металлов и полоса G. С подкласса K5 появляются полосы поглощения TiO Арктур, Альдебаран
M 2000—3500 K Красные Интенсивные полосы поглощения TiO и др. молекулярные полосы, линии металлов, H и K CaII, CaI, полоса G слабеет. У переменных типа о Кита имеются линии излучения HI Антарес, Бетельгейзе
  • на английском: Oh Be AFine Girl, Kiss Me Right Now Sweetheart
  • и на русском: Один Бритый Англичанин Финики Жевал Как Морковь

Внутри класса звёзды делятся на подклассы от (самые горячие) до 9 (самые холодные). Солнце имеет спектральный класс G2 и эквивалентную температуру фотосферы 5780 K. Для запоминания последовательности существуют мнемонические формулы.

Йеркская классификация с учётом светимости (МКК)

Зависимость вида спектра от светимости отражена в более новой йеркской классификации (называемой также МКК по инициалам её авторов), разработанной в Йеркской обсерватории Yerkes Observatory). В 1943г В.В. Морган, П.К. Кинан и Э. Келлман определили спектральные критерии для классов светимости , а также выбрали образцы звезд в качестве стандартов для каждого из гарвардских подклассов. Классы светимости обозначаются большими римскими цифрами:.

Ia Сверхгиганты с большой светимостью
Ib Сверхгиганты с меньшей светимостью
II Яркие гиганты
III Нормальные гиганты
IV Субгиганты
V Карлики/Главная последовательность
c резкие линии k межзвездные линии
d карлик = звезда главной последовательности m сильные линии металлов
D белый карлик n диффузные линии
e эмиссия (эмиссия водорода в O-звездах) nn очень размытые диффузные линии
em эмиссия в линиях металлов p пекулярный спектр
ep пекулярная эмиссия s резкие линии
eq эмиссия с поглощением на более коротких волнах sd субкарлик
f эмиссия гелия и неона в O-звездах wd белый карлик
g гигант wk слабые линии

Например, B3-гигант с эмиссионными линиями классифицировался бы как B3IIIe.
По мере того, как научные исследования дают все более детальную информацию, система классификации продолжает развиваться и уточняться. Другие классификации включают S-звезды и углеродные звезды, прежде называвшиеся R- и N-звездами, а теперь располагаемые в последовательности от C0 до C9, что приблизительно соответствует неуглеродным звездам температурных классов от G4 до M. Чтобы отразить дополнительную информацию о спектре, в классификации используются различные префиксы и суффиксы. Наиболее употребительные из них даны в таблице.
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).

Дополнительные спектральные классы и сегодняшняя классификация

C R
WN С N
W C H
WC /
O B A F G K M L T
\
D S

Выделяют также дополнительные спектральные классы для некоторых классов звёзд:

Источник

Adblock
detector