Руската универсална енциклопедия
Brockhaus-Ефрон и Енциклопедия
комбиниран лексика
Поръчка на редица класификация и звезди ТА, подразделение на звезди в групи, определени от различията в техните спектри (основно от относителните интензивности на спектралните линии).
След първоначалните опити за стр. S. във 2-та половина на 19 век. (Италиански астроном A. Secchi, немски астроном G. Vogel и др.), Най-успешните е м. Н. Харвард класификация, разработена в началото на 19-ти и 20-ти век. Американската астроном Е. Cannon. Основният критерий в тази класификация, приета от интензивността на спектралните линии на атомни или молекулни групи; докато приблизително взети под внимание разпределението на енергия в непрекъснат звездна спектър. Harvard S. к. Н. въз основа на емпирични данни, е от класификацията на температура отразява температурни разлики йонизация звездни атмосфери и до известна степен възможните разлики химичен състав на звезди.
Спектрални класове имат марка и се намират в следната последователност:
,
подходяща температура низходящ; клон експресира разлики на химически състав. Преходите между класове са непрекъснати и в класове десетични единици, например В0, В1, В2. B9, A0. И всеки допълнителен клас или подразделение се нарича по-късно в сравнение с предишната. 99% от всички звезди принадлежат към спектрални класове B - М. звезди класове О, R, N, S рядко. Спектрални класове се характеризират със следните особености.
Клас D (температура "50000-30000 K). Този клас съдържа няколко много горещи звезди с ултравиолетова част на спектъра. Характеризира се с линии на дейонизирана хелий. В по-нови единици видима линия от неутрален хелий размножават йонизиран азот, въглерод, силиций. Има звезди с широки ленти емисии, които също са източник на неутрални и йонизирани атоми и дейонизирана I гелове азот, въглерод и кислород. Такива звезди, наречени Wolf - Райет звезди и обозначен с буквата W.
Клас А (т »11500-7700K). Спектрите контролирани от водородните линии на серията Balmer, достига своя най-голям интензитет в клас А0, хелий линии изчезват. Чрез бране на интензивността на линия и линията L 4481 в класа А2 появява линия от неутрален калциев л 4227, и в класа А5 - линия от неутрален желязо.
Клас F (т »7600-6100 K). линии водородни са все още най-интензивна, но също се наблюдават множество метални линии - йонизиран и неутрален. Много интензивни линии H и K на йонизиран калций. Няколко линии от желязо и титан йонизирани спектрограмите с малка дисперсия се обединяват, за да формират т. Н. платно G (дължина на вълната от 4305 до 4315).
Клас G (т »6000-5000K). линии водородни вече не се разпределят между мощни спектрални метални линии в спектрите на G5 - G9 малко някои железни линии. Много силен линия Н и К. клас G2 принадлежи към слънцето.
Клас К (т »4900-3700 K). Н и К линии, линия л 4227 и G групата достигат голямото си развитие. В клас K5 следи показват абсорбционни ивици на молекула титанов оксид. Непрекъснатото спектър в близост до ултравиолетова регион (линия К) е практически отсъства.
Клас М (т »3600-2600 K). Към този клас принадлежат на червени звезди, с ивици на спектъра. Особено разпределени лента на титанов оксид. От атомни линии що пусна линия л 4227. H и K линии са почти невидими. Има M спектри с един или повече водородни БАЛМЕР линии на емисионни линии.
Klacc R (т »K 5000 -4000). Спектрите от този клас по много начини, подобни на G5 на спектрите - К5, но рязко отличава абосорбция на молекулата на въглерод и цианоген. В звезди R5 виолетово част от спектъра с дължина на вълната по-малка от 4240 е много слабо.
Малък брой звезди имат спектър, който не се вписват в описаната последователност или с особеност; това е означено с буква Р, или, по-специално, буквите: E - в случай на линии на емисиите, особено чести в спектрите на В и М (например, B2E); п - с високо замъглено линии (например, A0n); и - при остри линии (например, A3s): с - особено когато тънки и дълбоки абсорбционни линии (например, сА2); к - в случай на присъствие в спектъра на добре маркирани линии на междузвездното калций (например, B0k).
Често има промени в спектралния клас на звезди. Така че, в спектрите на звездите в класа често се появяват и изчезват отново емисионни линии (функция F). промяна гланц в променливи звезди физически са придружени от промени в техния спектрален клас. Много сложни трансформации опитни спектри на нови звезди, след като достигна максималния си яркост. Спектрите на планетарни мъглявини на газ. емисии линия, без да има непрекъснат спектър, означена с буквата С. Има комплекс спектри, в които смесени характеристики на две или дори три спектрални класове. Те са, например, така: G0A2 или G0 + A2.Chasto тези спектри принадлежат тесни двойни звезди.
Използването на по-точна, включително спектрофотометричен, методите могат да се разграничат в рамките на всеки спектрални тип звезди, големи или малки блясък. Установено е, че тънки дълбоки спектрални линии на абсорбция (характеристика в) имат звезди-свръхгиганти. В гигантски звезди поради ниско налягане газ в атмосфери йонизация се улеснява в сравнение с звезди-джуджета, при което при същата температура в първия ред на йонизирани атоми са подсилени в сравнение с линии на неутрални атоми, а втората - отслабена. линии водородни от серията Balmer, са много чувствителни към т.нар Старк ефект. силно разширена спектри джуджета (поради високата електронна плътност в атмосферата) и, обратно, много тънка в спектрите на гигантски звезди. Тези и други. Критерии доведоха до способността за различаване на първо приблизително спектри звезди гигантски звезди и джудже (букви г и г, пред буквата определяне спектрален клас), и след това определяне на абсолютни и очевидни величина звездите в тяхната спектър. Това отваря пътя за определяне на спектралните паралаксите звездите и направи възможно да двумерен стр. S. в което звездите са разделени не само от температурата, но също така и в абсолютни звездни величини. най-подробните двуизмерни стволови ssifikatsiya На предназначени да Yerksskoy обсерватория (САЩ) през 1940-1943. В двумерен класификацията, заедно със стария буквата наименование S. к. Н. посочено от римски цифри блясък клас, както следва: Ia - ярките звезди-свръхгиганти, Ib - по-малко ярки звезди-свръхгиганти, II - ярки звезди гиганти, III - нормални звезди гиганти, IV - звезди-subgiants, V - звезди основната последователност , По-рядко се използва VI и VII за характеризиране subdwarfs спектри (SD) и бели джуджета (WD), съответно. Създаване на спектрален клас на звезди в двуизмерен класификация дава широко описание на физичните свойства на нейните повърхностни слоеве; Въз основа на тези данни може да се настрои чрез теоретичните характеристики на звездата като цяло, включително и вътрешно пространство. Двуизмерен спектри класификация на звездите има много предимства в сравнение с едноизмерен, но неговото удължаване по-слаби звезди, чиито спектри обикновено се снимат с помощта на обективен призма, е трудно. В Крим и обсерватория Abastumani (СССР), разработени критерии за двумерен класирането на бледи звезди.
Lit:. Курс на астрофизиката и звездна астрономия, изд. А. Михайлов, 3rd Ed. Vol. 1, М. 1973, гл. 18; Cannon A. J. и протести Е. С. Хенри Draper стоките, [об.] 1-9, Camb. (. Mass), 1918-1924 (Annals на Астрономическата обсерватория на Харвардския колеж, V 91-99.); Morgan W. W. Кийнън Р.С. и Е. Kellman атлас на звездна спектри с описание на спектралната класификация, Chi. 1943.
G0 спектрални видове звезди - M6e.
Спектрални класове vozd Оа - F5.
Свързани статии