Encyclopediile universale din Rusia
Brockhaus-Ephron și Marea Enciclopedie Sovietică
vocabular combinat
Clasificarea spectrală a stelelor, separarea stelelor în clase, stabilită prin diferențele dintre spectrele lor (în primul rând pe intensitățile relative ale liniilor spectrale).
După primele încercări ale lui S. k. în a doua jumătate a secolului al XIX-lea. (Astronomul italian A. Secchi, astronomul german G. Vogel etc.), cel mai de succes a fost așa-numitul. Clasificarea Harvard, dezvoltată la începutul secolului al XIX-lea și al XX-lea. astronomul american E. Cannon. Criteriul principal în această clasificare este intensitatea liniilor spectrale atomice sau a benzilor moleculare; În același timp, distribuția energiei în spectrul continuu al stelei este luată în considerare în general. Harvard S. Sc. pe baza datelor empirice, este o clasificare a temperaturii care reflectă diferențele dintre temperaturile de ionizare ale atmosferelor stelare și, într-o oarecare măsură, posibile diferențe în compoziția chimică a stelelor.
Clasele spectrale au denumiri de litere și sunt aranjate în ordine:
,
corespunzătoare temperaturii descendente; Ramurile exprimă diferențe în compoziția chimică. Tranzițiile între clase sunt continue, unitățile zecimale sunt introduse în interiorul claselor, de exemplu, B0, B1, B2. B9, A0. Fiecare clasă ulterioară sau subdiviziunea sa este numită una ulterioară în raport cu cea anterioară. 99% din toate stelele aparțin claselor spectrale ale lui B-M. Stelele din clasele O, R, N, S sunt rare. Clasele spectrale sunt caracterizate de următoarele caracteristici.
Clasa O (temperatura »50000-30000 K). La această clasă apar câteva stele foarte fierbinți, cu o regiune ultra-violetă foarte dezvoltată a spectrului. Liniile caracteristice ale heliului ionizat. În diviziunile ulterioare, sunt vizibile linii de heliu neutru, azot ionizat în mod repetat, carbon și siliciu. Există stele cu benzile largi de emisie, ale căror surse sunt și atomi de heliu neutri și ionizați și atomi ionizați de azot, carbon și oxigen. Astfel de stele sunt numite stelele Wolf-Rayet și sunt notate cu litera W.
Clasa A (t »11500-7700K). Liniile de hidrogen din seria Balmer, care ating cea mai mare intensitate din clasa A0, predomină în spectre, liniile de heliu dispar. Intensitățile liniei K și linia l 4481 cresc, în clasa A2 apare linia de calciu neutră l 4227, iar în clasa A5 apar linii de fier neutru.
Clasa F (t »7600-6100 K). Liniile de hidrogen sunt încă cele mai intense, dar sunt de asemenea remarcabile numeroase linii de metale, ionizate și neutre. Liniile H și K ale calciului ionizat sunt foarte intense. Câteva linii de fier și titan ionizat pe spectrograme cu o dispersie mică se îmbină, formând așa-numitele. banda G (lungimi de undă de la 4305 la 4315).
Clasa G (t »6000-5000K). Liniile de hidrogen nu se mai remarcă printre liniile spectrale puternice ale metalelor, iar în spectrele G5-G9 sunt mai slabe decât unele linii de fier. Linile H și K sunt foarte intense. Soarele aparține clasei G2.
Clasa K (t »4900-3700 K). Linile H și K, linia l 4227 și banda G ajung la cea mai mare dezvoltare. În clasa K5, apar urmele benzilor de absorbție ale moleculei de oxid de titan. Spectrul continuu din regiunea ultra-violetă (în spatele liniei K) este practic absent.
Clasa M (t »3600 - 2600 K). La această clasă apar stele roșii cu spectru bandajat. Se disting în special benzi de oxid de titan. Din liniile atomice, este alocată numai linia l 4227. Liniile H și K sunt aproape invizibile. Există spectre de M cu una sau mai multe linii de hidrogen din seria Balmer sub forma liniilor de emisie.
Clasa R (t »5000 -4000 K). Spectrele acestei clase sunt similare în multe privințe cu spectrele lui G5-K5, dar benzile de absorbție a moleculelor de carbon și cyan se disting foarte clar. Pentru stelele R5, partea purpurie a spectrului cu o lungime de undă mai mică de 4240 este foarte slabă.
Un număr mic de stele au spectre care nu se încadrează în secvența descrisă sau au această caracteristică sau acea caracteristică; acest lucru este indicat fie prin litera p, fie mai precis prin literele: e - în cazul liniilor de emisie, care sunt frecvente în spectrul lui B și M (de exemplu, B2e); n - pentru liniile foarte difuze (de exemplu, A0n); s - pentru linii ascuțite (de exemplu, A3): c - pentru linii de absorbție deosebit de subțiri și adânci (de exemplu, cA2); k - dacă există linii de calciu interstelar bine marcate în spectru (de exemplu, B0k).
Adesea observate schimbări în clasa spectrală a stelelor. Astfel, în spectrele stelelor din clasa B, apar adesea, apoi dispar din nou liniile de emisie (caracteristica e). Modificările luminozității variabilelor fizice ale stelelor sunt însoțite de schimbări în clasa lor spectrală. Transformările foarte complexe înregistrează spectrele noilor stele după ce ajung la o luminozitate maximă. Spectra de nebuloase planetare gaze. având linii de emisie fără spectru continuu, sunt notate cu litera P. Există spectre complexe în care sunt amestecate caracteristicile a două și chiar trei clase spectrale. Acestea sunt desemnate, de exemplu, ca: G0A2 sau G0 + A2. Deseori, aceste spectre aparțin stelelor binare apropiate.
Utilizarea mai precise, inclusiv spectrofotometrice, metode permis să se facă distincția în cadrul fiecărei stele de tip spectrale, luminozitate mari sau mici. Sa constatat că stelele super-gigante posedă linii profunde de absorbție spectrală profundă (caracteristică c). La stele gigant datorită presiunii gazului scăzută în atmosfere de ionizare este facilitată, în comparație cu stelele pitice, care, la aceeași temperatură, în prima linie a atomilor ionizați sunt intarite comparativ cu linii de atomi neutri, iar al doilea - slăbit. Liniile de hidrogen din seria Balmer, foarte sensibile la așa-numitul efect Stark. extins puternic stelele pitice spectre (datorită densității mari de electroni în atmosfere) și, invers, foarte subțire în spectrele de stele gigantice. Acestea și altele. Criteriile au dus la capacitatea de a distinge la stele primul aproximativ spectra stele gigant și pitic (literele g și d, care se confruntă cu litera care desemnează clasa spectrală), și, ulterior, a determina absolute și aparente stelele de magnitudine în spectrul lor. Aceasta a deschis calea pentru determinarea spectrale paralaxele stelele și a făcut posibilă pp bidimensională. S. în care stelele sunt subdivizate nu numai de temperaturile lor, ci și de magnitudinile absolute. Cele mai detaliate ssifikatsiya stem bidimensionale concepute pentru Yerksskoy Observatory (USA) în 1940-1943. În clasificarea bidimensională, împreună cu vechea desemnare a literei SS. indicată de clasa luminozitate numeral roman după cum urmează: Ia - cele mai strălucitoare stele-supergigantii, Ib - mai puțin strălucitoare stele-supergigantii, II - stele strălucitoare giganți, III - stele normale giganți, IV - stele-subgiants, V - stele de secvență principală . Mai rar folosit VI și VII pentru caracterizarea spectre subdwarfs (SD) și pitice albe (wd), respectiv. Stabilirea unei clase spectrale de stele într-o clasificare bidimensională oferă o descriere amplă a proprietăților fizice ale straturilor de suprafață ale acestora; pe baza acestor date, caracteristicile unei stele în ansamblu, inclusiv a regiunilor sale interne, pot fi determinate teoretic. Clasificarea spectre bidimensional de stele are multe avantaje în comparație cu un unidimensional, dar extinderea acesteia la stele palide, ale căror spectre sunt, de obicei, fotografiate cu ajutorul unei prisme obiectiv, este dificil. În Crimeea și Observatorul Abastumani (URSS) a dezvoltat criterii pentru clasificarea bidimensională de stele slabe.
Lit.: Curs de astrofizică și astronomie stelară, ed. AA Mikhailova, ed. t. 1, M. 1973, Ch. 18; Cannon A. J. și Picketing E. C. Catalogul lui Henry Draper, [v.] 1-9, Camb. (Mass.), 1918-1924 (Analele Observatorului astronomic al Colegiului Harvard, v. 91-99); Morgan W. W. Keenan, P.C. și Kellman, E., Un atlas de spectre stelare cu o schemă de clasificare spectrală, Chi. 1943.
Clase spectrale de stele G0 - M6e.
Clasele spectrale ale stelelor sunt Oa - F5.