Clasificarea spectrală a lui Morgan-Keenan
Clasele spectrale sunt clasificarea stelelor din spectrul de radiații, în special temperatura fotosferei. Diferențele în spectrele stelelor se datorează diferenței în proprietățile fizice ale atmosferei lor, în principal temperatură și presiune (determinând gradul de ionizare a atomilor). Forma spectrului depinde, de asemenea, de prezența câmpurilor magnetice și interatomice, diferențele în compoziția chimică, rotația stelelor și alți factori.
Spectrul continuu al radiației unei stele este aproape de emisia unui corp absolut negru cu temperatură. egală cu temperatura fotosferei. care poate fi estimată în conformitate cu legea deplasării în Wien. dar pentru stele îndepărtate această metodă este inaplicabilă datorită absorbției inegale a luminii din diferite părți ale spectrului de către mediul interstelar. O metodă mai precisă este spectroscopia optică. Permite observarea liniilor de absorbție în spectrele stelelor. având o intensitate diferită, în funcție de temperatură și de tipul stelei. Pentru unele tipuri de stele, liniile de emisie sunt observate în spectre.
Clasele lui Angelo Secchi
În 1860 -1870 ani de pionier al spectroscopiei stelare Angelo Secchi a creat prima clasificare a spectrelor stelare. In 1866, el a tăbărât stele observate spectre în trei clase, în ordinea descrescătoare a suprafeței temperaturii stelei și schimbarea culorii corespunzătoare [1] [2] [3]. În 1868, Secchi a descoperit stelele de carbon. care au fost separate într-un al patrulea grup distinct [4]. Și în 1877 a adăugat o clasă a cincea [5].
- Clasa I - stele alb și albastru, cu linii mari de absorbție a hidrogenului în spectru, cum ar fi Vega și Altair; include clasa modernă A și începutul clasei F.
- Clasa I, subtipul Orion sunt stele de clasa I cu linii înguste în spectru în loc de benzi largi, cum ar fi Rigel și γ Orion; corespunde începutului clasei moderne B.
- Clasa II - stele galbene și portocalii cu linii slabe de hidrogen, dar cu linii distincte de metale. cum ar fi Soarele. Arcturus și Capella; include clasele moderne G și K, precum și sfârșitul clasei F.
- Clasa III - stele portocalii și roșii, în spectrul căruia liniile formează benzi întunecate spre albastru, cum ar fi Betelgeuse și Antares; corespunde clasei moderne M.
- Clasa IV - stele roșii cu benzi puternice și linii de carbon, stele de carbon.
- Clasa V - stele cu linii de emisie, cum ar fi γ Cassiopeia și β Lira.
Diviziunea seculară a spectrelor propusă de Secchi a fost în general acceptată până la sfârșitul anilor 1890. când treptat, până la mijlocul secolului XX, a fost înlocuită de clasificarea Harvard, care este descrisă mai jos [6] [7].
Clasificarea spectrală de bază (Harvard)
Modern clasificare (Harvard) spectral de stele, dezvoltat la Observatorul Harvard în 1890 -1924 ani este clasificarea temperaturii bazată pe forma și intensitatea relativă a liniilor de absorbție și spectrele de emisie ale stelelor.
Clasificarea spectrală principală (Harvard) a stelelor
* Note la Tabelul: date calculate de numărul de stele, în valoare absolută stea mai mare de 16, în vecinătatea soarelui 10000 3 PC (PC = raza 10.77 35.13 comunicare l ..). Acest lucru face posibil de a reproduce o imagine aproximativă a distribuției de stele din clasele spectrale, cel puțin pentru stele, la o distanta de centrul galactic la soare. (Coloana Giant parts contains Giants: Giants bright și Super Giants) [10]
În interiorul clasei, stelele sunt împărțite în subclase de la 0 (cel mai tare) la 9 (cel mai rece). Soarele are o clasă spectrală G2 și o temperatură fotosferică echivalentă de 5780 K [11].
Clasificarea Yerk cu luminozitate (IWC)
Un factor suplimentar care afectează forma spectrului. este densitatea straturilor exterioare ale stelei, depinzând, la rândul ei, pe masa și densitatea, adică, în cele din urmă, pe luminozitate. În mod deosebit depind în mare măsură de luminozitatea lui Sr II, Ba II, Fe II și Ti II, ceea ce duce la o diferență în spectrele starilor giganți și pitici ale acelorași clase spectrale Harvard.
În conformitate cu această clasificare, steaua este atribuită clasei spectrale Harvard și clasei de luminozitate:
Astfel, dacă clasificarea Harvard determină abscisa diagramei Hertzsprung-Russell. atunci Yerk este poziția stelei în această diagramă. Un avantaj suplimentar al clasificării Yerk este posibilitatea de a-și aprecia luminozitatea prin tipul spectrului de stele și, în consecință, prin magnitudinea aparentă - distanța (metoda paralaxelor spectrale).
Soarele. fiind un pitic galben, are o clasă spectrală Yerk G2V.
Clase Spectrale suplimentare
Există, de asemenea, clase spectrale suplimentare pentru anumite clase de corpuri celeste:
Caracteristici ale clasei
Unele obiecte pot avea caracteristici suplimentare în spectru. Pentru a indica aceste caracteristici se adaugă prefixe și postfixe suplimentare la denumire.
Indicii suplimentari care preced desemnarea spectrului
Indici suplimentari după spectru
- c - linii profunde înguste
- comp este spectrul compozit
- con - nu există linii de absorbție vizibile
- emisia electronică (emisia de hidrogen în stelele O)
- em - emisie în liniile metalice
- ep - emisie peculară (linii care au un caracter diferit de cele care corespund în mod normal clasei)
- er - linii de emisie în mod clar inversate
- eq - emisie cu absorbție la lungimi de undă mai scurte
- ev - variabilitatea se referă numai la liniile de emisie
- ew - emisii tipice pentru stelele din clasa W
- f. (F). ((f)) - emisia de heliu și neon în stelele O
- h - stele de clasa WR cu linii de emisii de hidrogen
- ha sunt stele ale clasei WR cu linii de emisii de hidrogen ca absorbție și radiație
- k - liniile interstelar
- m - linii puternice de metale
- n - liniile difuze (largi și neclar) datorită rotației rapide
- neb - spectru suplimentar al nebuloasei
- nn - linii difuze foarte difuze
- p - spectru pectoral (există nereguli)
- pq - caracteristici asemănătoare cu spectrul unei noi stele
- s - linii ascuțite și înguste
- prezența colacului
- ss - linii foarte înguste
- v sau var - modificări ale spectrului (nu datorită mișcării orbitale și a pulsației)
- w sau wk sau wl sunt linii slabe
Pentru a ne aminti secvența de bază a clasificării Harvard, există formule mnemonice:
- în engleză. O h B e AF ine g il l, K estes M e R oight N ow S ă ă ă ă ă ă ă ă ă ă ă precum și multe alte opțiuni [12].
- în rusă. O Din Brytiy A nglicanin Finiki Zhalav Kak a M orkov;
- opțiune, aluzie la Boris Alexandrovich Vorontsov-Veliyaminov. O. B horos Un leksandrovich Finiki Zhalav Kak a M orkov;
- modificare care cuprinde clasele W, R, N, S: In oobrazite: Despre dyn B cială A nglichanin străini da F F K ak eval Orc M - H e F azve meshno C? ;
- O. B horos Un leksandrovich! F iziki Zh veniți la doctrinele lui Matsu M (care se referă și la Boris Aleksandrovici Vorontsov-Velyaminov).
- De asemenea, versiunea O.N. Vostyakova "AL DOILEA Fahrer Gulayut Kak Mogut.
- Versiunea lui Sh. T. Habibullin. Despre Auger, AFG anistan. La lovitura lui M H esemsya. Această memeonică sa născut cu mult înainte de războiul din Afganistan (1966-1967, și probabil mai devreme) [sursa nu este specificată 2406 zile].