Спектральныя класы зорак
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[правіць | правіць зыходнік]
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[правіць | правіць зыходнік]
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.
| 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)[правіць | правіць зыходнік]
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[правіць | правіць зыходнік]
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(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[правіць | правіць зыходнік]
- 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)
