Спектрални класове Wikipedia

Спектрална класификация на Morgan-Кийнън

Спектрални класове - класификация на звездите на спектъра на емисиите на първо място, температурата на фотосферата. Разликите в спектрите на звезди са причинени от разликата на физичните свойства на техните атмосфери, предимно температура и налягане (определяне на степента на йонизация на атомите). Тип спектър също зависи от присъствието на interatomic магнитни и електрически полета, разликите в химическия състав, въртящата се звезда и други фактори.

Непрекъснато спектър на излъчване близо до звездите на абсолютно черно тяло радиация с температура. равна на температурата на неговото фотосферата. което може да се определи със закон изместване Wien е. но за далечните звезди, този метод не е приложим поради неравномерното усвояването на светлина от различни части на спектъра на междузвездното пространство. По-точен метод е да оптична спектроскопия. възможно да се наблюдава в спектрите на звезди от линията за усвояване. на различна интензивност в зависимост от температурата и вида на звезда. За някои видове звезди, наблюдавани в линиите на спектъра и на емисиите.

Уроци Анджело Секи [| ]

През 1860 -1870 година на пионер на звездната спектроскопия Анджело Секи създава първата класификация на спектрите. През 1866, той стан звезди наблюдавани спектри в три класа в ред на намаляване на температурата на повърхността на звездата и съответната промяна на цвета [1] [2] [3]. През 1868 г. на Секи открили въглеродни звезди. са разпределени в отделни четвъртата група от [4]. И през 1877 г. той добави пето клас [5].

Клас I - бели и сини звезди с големи абсорбционни водород линии в спектъра, като Altair и Vega; Тя включва текущия клас А и клас започва F.
- Клас I, подтип Орион - Клас I звезди с тесни линии в спектъра вместо широките ленти, като Orion Ригел и γ; Тя отговаря на началото на съвременната клас Б.
Клас II - жълти и оранжеви звезди със слаби водородни линии, но с различни метални линии. като слънцето. Арктур и Capella; Тя включва най-модерните класовете G и K, както и в края на клас F.
Клас III - оранжеви и червени звезди в спектъра, които образуват лента линия, потъмняване към синьо, като Antares и Betelgeize; Тя отговаря на съвременния клас М.
Клас IV - червени звезди със силни ивици и линии въглерод, въглеродни звезди.
Клас V - звезди с емисионни линии, като β и у Касиопея Лира.

Предложената поделение на Секи спектрите общо до края на 1890 година. постепенно, когато средата на XX век е заменен Харвард класификация, който е описан по-долу [6] [7].

Обобщение (Харвард) спектрална класификация [| ]

Modern (Harvard) спектрална класификация на звезди, разработена в обсерваторията Харвард през 1890 -1924 година е класификацията на температура на базата на формата и относителната интензивност на линии на абсорбция и емисионни спектри на звезди.

Basic (Харвард) спектрална класификация на звездите

* Бележки към Таблица: Данни, изчислени от броя на звездите в звезда абсолютната стойност по-голяма от 16 в квартала на слънце 10000 3 компютъра (PC = радиус 10,77 35,13 комуникация л ..). Това дава възможност за възпроизвеждане на приблизителна представа за разпределението на звезди от спектрални класове, най-малко за звезди на разстояние от галактическия център на слънце на. (Колона съотношение гигантски съдържа Джайънтс. Светло и гигантски свръхгиганти) [10]

В рамките на този клас се разделят на субкласове звезди от 0 (най-горещите) до 9 (студения). Sun има спектрален клас G2 и еквивалентни температура фотосферата 5780 К [11].

Yerkes класификация, като се вземат предвид светимостта (МНС) [| ]

Допълнителен фактор, който влияе на формата на спектъра. е плътността на външните слоеве на звездата, която зависи от своя страна от неговата маса и плътност, която е в крайна сметка на яркостта. Особено силно зависи от яркостта на Sr II, Ва II, Fe II, Ti II, което води до разлика в спектрите на звезди и гигантски джуджета Харвард идентични спектрални класове.

В съответствие с тази класификация, звездата се кредитира Харвард спектрален клас и светимостта клас:

По този начин, ако Харвард класификация определя абсцисата на диаграмата на HR - Ръсел. на Yerkes - позицията на звездата на диаграмата. Допълнително предимство е възможността да се Yerkes класификация по вид на спектър на звездата да се оцени неговата пропускливост и, съответно, на видима звездна величина - разстоянието (метода на спектралния паралакс).

Слънцето. като жълто джудже, е Yerkes спектрален клас G2V на.

Допълнителни спектрални класове [| ]

Разпределяне на допълнителни спектрални типа за някои класове на небесни тела:

Характерни особености на класа [| ]

Някои предмети могат да се наблюдават допълнителни характеристики в спектъра. За да се отбележи, тези функции, за да добавите допълнителна посочване префикс и постфиксната.

Допълнителни индекси изправени символ спектър [| ]

Допълнителни индекси стоящи след определянето на спектъра [| ]

в - дълбока тясна линия
съединение - композитен спектър
против - няма видими усвояване линия
д - емисия (емисия на водород в О-звезди)
ем - емисии в метални линии
ЕР - особен емисия (линия, по своята същност, различна от нормалната, съответстваща на клас)
НЛП - ясно преобразува емисионни линии
екв - емисии от абсорбцията при къси дължини на вълните,
ЕГ - променливост се отнася само за линиите на емисиите
ИЗ - емисии типичен клас звезди W
е. (F). ((Е)) - излъчване на хелий и неон в О-звезди
ч - клас WR звезди с емисионни линии водород
ха - клас WR звезди с емисионни линии водород двете абсорбция и емисии
к - междузвезден линия
m - силна метална линия
п - дифузна линии (широк и дифузни) поради бързото въртене
човка - разширяване обхват мъглявина
NN - много неясни дифузни линии
р - особен спектър (налични нередности)
PQ - разполага напомня на спектъра на нова звезда
и - остър и тесен линия
ш - наличие обвивка
СС - много тесни редове
V или VAR - промени в спектъра (не са причинени от орбитално движение и пулсациите)
w или седмично или WL - слаби линии

Мнемоника [| ]

Запаметяване на базисната последователност Харвард класификация съществува мнемоничен формула: