Спектральные классы звезд таблица: Спектральные классы звезд | Гид в мире космоса

Спектральная классификация звёзд — Персональный сайт

Спектральная классификация звёзд

Спектральная классификация звёзд, разделение звёзд на классы, установленные по различиям в их спектрах (в первую очередь по относительным интенсивностям спектральных линий).

Гарвардская спектральная классификация
Современная (гарвардская) спектральная классификация звёзд, разработанная в Гарвардской обсерватории в 1890—1924 гг. является температурной классификацией, основанной на виде и относительной интенсивности линий поглощения и испускания спектров звёзд. Диапазону эффективных температур звезд от 60000 до 2000 К соответствует последовательность спектральных классов,
Обозначаемых буквами

&nbsp &nbsp &nbsp &nbsp &nbsp &nbsp &nbsp &nbsp -C(R-N)
&nbsp &nbsp &nbsp &nbsp &nbsp &nbsp &nbsp /
O-B-A-F-G-K-M
&nbsp &nbsp &nbsp &nbsp &nbsp &nbsp &nbsp &nbsp \
&nbsp &nbsp &nbsp &nbsp &nbsp &nbsp &nbsp &nbsp &nbsp -S

Промежуток между соседними классами делится на 10 подклассов — от 0 до 9 — с ростом в сторону уменьшения температуры.

  • Класс О (температура » 30 000—60 000 К) К этому классу принадлежат немногочисленные весьма горячие звёзды с сильно развитым ультрафиолетовым участком спектра. Характерны линии ионизованного гелия. В более поздних подразделениях видны линии нейтрального гелия, многократно ионизованных азота, углерода, кремния. Встречаются звёзды с широкими эмиссионными полосами, источником которых являются также нейтральные и ионизованные атомы гелия и ионизованные атомы азота, углерода и кислорода. Цвет звезды — голубые.
  • Класс В (t » 10 000—30 000 К). Для спектров звёзд этого класса характерно наличие в них линий нейтрального гелия и ионизованных кислорода и азота. Линии водорода хорошо заметны, начиная с В0, и значительно усиливаются при переходе к классу В9. Наоборот, линии гелия к классу В9 ослабляются. Начиная со спектров В5, хорошо заметны линии ионизованного кальция (линия К) и магния (с длиной волны l 4481 ). Цвет звезды — бело-голубые.
  • Класс А (t » 7500—10 000 K). В спектрах преобладают водородные линии бальмеровской серии, достигающие наибольшей интенсивности в классе А0, линии гелия исчезают.
    Нарастают интенсивности линии К и линии l 4481 , в классе А2 появляется линия нейтрального кальция l 4227 , а в классе А5 — линии нейтрального железа.Цвет звезды белые.
  • Класс F (t » 6000—7500 К). Водородные линии всё ещё наиболее интенсивны, но заметны также многочисленные линии металлов — ионизованных и нейтральных. Очень интенсивны линии Н и К ионизованного кальция. Несколько линий железа и ионизованного титана на спектрограммах с малой дисперсией сливаются, образуя т. н. полосу G (длины волн от 4305 ?до 4315 ). Цвет звезды — желтовато-белыею.
  • Класс G (t » 5000—6000 K). Водородные линии более не выделяются среди мощных спектральных линий металлов и в спектрах G5 — G9 слабее некоторых линий железа. Очень интенсивны линии Н и К. К классу G2 принадлежит Солнце. Цвет звезды — жёлтые.
  • Класс К (t » 3500—5000 К). Линии Н и К, линия l 4227 ?и полоса G достигают наибольшего развития. В классе К5 появляются следы полос поглощения молекулы окиси титана. Непрерывный спектр в ближайшем ультрафиолетовом участке (за линией К) практически отсутствует. Цвет звезды — оранжевые.
  • Класс М (t » 2000—3500 К). К этому классу принадлежат красные звёзды с полосчатым спектром. Особенно выделяются полосы окиси титана. Из атомных линий выделяется только линия l 4227 . Линии Н и К почти не видны. Встречаются спектры М с одной или несколькими водородными линиями бальмеровской серии в виде линий излучения. Цвет звезды — красные

Дополнительные классы
  • Класс W (t «60000-100000 К). Звёзды Вольфа-Райе, очень тяжёлые яркие звёзды с температурой порядка 70000 K и интенсивными эмиссионными линиями в спектрах. Излучение в линиях He II, He I, N I, N III-V, O III-VI, C II-IV
  • Класс С (=R-N) (t «2000-350К). Углеродные звёзды, гиганты с повышенным содержанием углерода. Молекулярные полосы поглощения C2 и его соединений CH, CO, CN. У звезд R0–R3 имеются относительно слабые полосы C2 и CN, тогда как в типах R5–R8 эти полосы сильны, а также имеется континуум, простирающийся как минимум до 3900 A. У N-звезд полосы C2 и CN также сильны, но континуум обрывается до 4000 A.
    .. В 1993 году Keenan провел ревизию MK-классификации и разделил углеродные звезды на три последовательности: C-R, C-N и C-H с подклассами до C-R6, C-N9 и C-H6, определяемыми по температуре. Новые последовательности моделировали старую R-N систему с отдельной категорией для CH-звезд, которые ранее классифицировались как R-пекулярные.
  • Класс S (t «2000-3500К). Циркониевые звёзды. Полосы поглощения ZrO.
  • Спектральный класс L (t » 1500-2000К). Сильные полосы CrH, рубидия, цезия.
  • Спектральный класс T (t » 1000-1500 К). Интенсивные полосы поглощения воды, метана, молекулярного водорода.
  • Для планетарных туманностей введен специальный спектральный класс P, а для новых звезд — класс Q.

      Йеркская классификация с учётом светимости (МКК)
      Зависимость вида спектра от светимости отражена в более новой йеркской классификации (называемой также МКК по инициалам её авторов), разработанной в Йеркской обсерватории (Yerkes Observatory). В 1943г В.В. Морган, П. К. Кинан и Э. Келлман определили спектральные критерии для классов светимости , а также выбрали образцы звезд в качестве стандартов для каждого из гарвардских подклассов. Классы светимости обозначаются большими римскими цифрами:
      • I — сверхгиганты
      • II — яркие гиганты
      • III — гиганты
      • IV — субгиганты
      • V — карлики (звезды главной последовательности)
      • VI — субкарлики
      • VII — белые карлики

      По мере того, как научные исследования дают все более детальную информацию, система классификации продолжает развиваться и уточняться. Другие классификации включают S-звезды и углеродные звезды, прежде называвшиеся R- и N-звездами, а теперь располагаемые в последовательности от C0 до C9, что приблизительно соответствует неуглеродным звездам температурных классов от G4 до M. Чтобы отразить дополнительную информацию о спектре, в классификации используются различные префиксы и суффиксы. Наиболее употребительные из них даны в таблице:

      Эти обозначения помещаются после температурного класса и перед любым суффиксом. Например, B3-гигант с эмиссионными линиями классифицировался бы как B3IIIe.

      Таким образом, если гарвардская классификация определяет абсциссу диаграммы Герцшпрунга — Рассела, то йеркская — положение звезды на этой диаграмме. Дополнительным преимуществом йеркской классификации является возможность по виду спектра звезды оценить её светимость и, соответственно, по видимой величине — расстояние (метод спектрального параллакса).

      Французская спектральная классификация
      Помимо Йеркской классификации существует схожая классификация, которуюрую предолжил французкий астрофизик Д. Шалонж (ее наз. французской). Она основана на характеристиках непрерывного спектра, но таких, которые не искажаются межзвездным поглощением. Одной из таких характеристик явл. бальмеровский скачок D, т.е. логарифм отношения интенсивностей по обе стороны предела Бальмера серии. Это отношение зависит от возбуждения и ионизации водорода, т.е. главным. образом от температуры. Второй характеристикой является длина волны , у которой кончается бальмеровская серия и начинается непрерывный спектрю Этот параметр зависит от плотности газа и характеризует класс светимости.
      Иногда в качестве характеристики используют наклон спектра в синей области, но ее можно применять только для близких звезд, для которых нет заметного межзвездного поглощения. Третьим параметром спектральной классификации (помимо темп-ры T и светимости L) явл. хим. состав, точнее относительное содержание в атмосферах звезд хим. элементов тяжелее гелия. Влияние хим. состава особенно сказывается на интенсивности линий металлов у карликов С.к. F и G, а также молекулярных полос у K-M-гигантов. Применение химического состава в качестве параметра классификации позволило решить проблему субкарликов, т.е. показать, что субкарлики являются обычными звездами главной последовательности с пониженным содержанием тяжелях элементов и не образуют отдельного класса светимости.
      Диаграмма Герцшпрунга—Рассела

      В 1905г Эйнар Герцшпрунг (Голландия) установил зависимость светимости звезд с их спектральными классами, сопоставляя данные наблюдений. опубликованы они были (в 1905-м и 1907 годах) в узкоспециализированном «Журнале научной фотографии» (Zeitschrift für Wissenschaeftliche Photographie), издающемся к тому же на немецком языке, и публикация эта поначалу попросту осталась незамеченной астрономами. В 1913г Генри Рессел (США) также независимо установил данную зависимость и представил ее графически. Зависимость «спектр-светимость» получила название диаграммы Герцшпрунга-Рессела. Диаграмма показывает зависимость между абсолютной звёздной величиной, светимостью, спектральным классом и температурой поверхности звезды.

      Диаграмма Герцшпрунга—Рассела для звездного скопления показывает, сколько звезд находится на каждой стадии эволюции. Вместе с теоретическими представлениями об увеличении скорости эволюции с ростом звездной массы, это позволяет определять возраст скоплений. Если по вертикальной оси откладывать для скопления видимую, а не абсолютную звездную величину, то появляется возможность оценить расстояние до этого скопления.
      Диаграммы Герцшпрунга—Рассела полезны также для отображения последовательности изменений цвета и светимости отдельной звезды в ходе эволюции — до попадания на главную последовательность, при нахождении на ней и после ухода с нее. В итоге появляется эволюционный трек звезды. В 1911–24гг астрономы Холм, Рассел, Герцшпрунг и Эддингтон установили, что для звезд главной последовательности существует связь между светимостью L и массой М, и построили диаграмму масса–светимость. Приближенно зависимость “масса- светимость” выражается отношением L≈m3,9.
      Любая звезда известного спектрального класса и светимости может быть отображена на диаграмме Герцшпрунга—Рассела отдельной точкой. Особый смысл диаграмма приобретает в том случае, когда она строится для группы связанных между собой звезд, например, звездного скопления. Для любой такой совокупности звезд точки распределяются неслучайным образом: большинство их оказывается в полосе, идущей по диагонали от верхнего левого края вниз направо (так называемой главной последовательности). Это связано с тем, что основным фактором, определяющим спектральный класс звезды и ее светимость, является ее масса. Главная последовательность — это, по существу, последовательность масс.
      Если бы между светимостями и их температурами не было никакой зависимости, то все звезды распределялись на такой диаграмме равномерно. Но на диаграмме обнаруживаются несколько закономерностей, которые называют последовательностями. Большинство звезд (около 90 %), располагаются на диаграмме вдоль длинной узкой полосы, называемой главной последовательностью. Она протянулась из верхнего левого угла (от голубых сверхгигантов) в нижний правый угол (до красных карликов). К звездам главной последовательности относится Солнце, светимость которого принимают за единицу. Точки, соответствующие гигантам и сверхгигантам, располагаются над главной последовательностью справа, а соответствующие белым карликам – в нижнем левом углу, под главной последовательностью.
      По распределению звезд в соответствии с их светимостью и температурой на диаграмме Герцшпрунга–Рассела выделены следующие классы светимости:

    • сверхгиганты – I класс светимости;
    • гиганты – II класс светимости;
    • звезды главной последовательности – V класс светимости;
    • субкарлики – VI класс светимости;
    • белые карлики – VII класс светимости.
      Принято указывать класс светимости после спектрального класса звезды. Солнце – звезда G2V.
      Звезды главной последовательности – нормальные звезды, похожие на Солнце, в которых происходит сгорание водорода в термоядерных реакциях. Главная последовательность – это последовательность звезд разной массы. Самые большие по массе звезды располагаются в верхней части главной последовательности и являются голубыми гигантами. Самые маленькие по массе звезды – карлики. Они располагаются в нижней части главной последовательности. Параллельно главной последовательности, но несколько ниже ее располагаются субкарлики. Они отличаются от звезд главной последовательности меньшим содержанием металлов.

      Общий вид диаграммы Герцшпрунца—Рассела.
      Диаграмма имеет две оси, но каждая маркирована двумя способами Температура и спектр (O, B, A F, G, K, M) Светимость — в светимостях Солнца и в абсолютных звёздных величинах. Последовательности звёзд: (главная, красные гиганты, сверхгиганты, субкарлики, белые карлики,
      Диаграмма Герцшпрунца—Рассела представляет собой график, на котором по вертикальной оси отсчитываетсясветимость (интенсивность светового излучения) звезд, а по горизонтальной —наблюдаемая температура их поверхностей. Оба этих количественных показателяподдаются экспериментальному измерению при условии, что известно расстояние отЗемли до соответствующей звезды. Чисто исторически сложилось так, что погоризонтальной оси х температуру поверхности звезд откладывают в обратномпорядке: то есть, чем жарче звезда, тем левее она находится; это чистаяусловность.

Презентация на тему Звезды, спектральная классификация, классы светимости, диаграмма Герцшпрунга-Рессела. (Лекция 13-14)

Текст слайда:

S-звёзды

S-звёзды — это класс редко встречающихся звёзд — красных гигантов, близких по эффективной температуре к звездам классов М или С, у которых кроме сильных линий CaII наблюдаются линии CaI — 4226 Å и BaII — 4554 Å. Отсутствуют или слабы, в отличие от спектров звёзд класса М, полосы молекулы TiO, встречаются линии неустойчивого химического элемента технеция (ТсI), но особенно типичны для таких звёзд полосы окислов химических элементов, образующихся в процессе медленного захвата нейтронов ядрами (s-процесс). Это полосы ZrO, ScO, YO и LaO. Именно полосы ZrO и LaO ярче всего сигнализируют о принадлежности звезды к классу S. В настоящее время известно около 700 звёзд этого класса.
S-звёзды подразделяются на две группы, «внутренние» и «внешние», согласно причинам возникновения особенностей спектра. В первую включают звёзды, в спектрах которых имеются линии нестабильного элемента Tс с периодом полупаспада 2?105 лет, и их иногда называют технециевыми звездами. Обычно такие звёзды являются переменными типа Миры Кита, на диаграмме Герцшпрунга-Рессела они лежат на асимптотической ветви гигантов. Ко второй группе относят звёзды, не имеющие линий Tc в спектре и не показывающие изменений блеска. Вероятно, звёзды этой группы являются членами тесных двойных систем, второй компонент которых — белый карлик. Они по своим характеристикам близки к симбиотическим звездам. Со стороны низких температур звёзды этого типа примыкают к бариевым, по крайней мере по причинам, приводящим к особенностям в спектре.
Встречаются звёзды промежуточных между M и S типов, поэтому иногда вводят более подробную последовательность M-MS-S-SC-C, видимо характеризующую последовательное возрастание содержаний углерода и кислорода в атмосферах звёзд. Звёзды SC иногда обозначают и CS, такие звёзды в спектрах в дополнение к полосам ZrO содержат полосы молекулярного углерода и интенсивные полосы CN, что приводит к сильному поглощению в области линий NaI D1-D2.

Звезды и их классификация — Космос, Земля, человек — ЖЖ

(с) Neutron Star Superfluid Discovered?

Звезда́ — небесное тело, в котором идут, шли или будут идти термоядерные реакции. Но чаще всего звездой называют небесное тело, в котором идут в данный момент термоядерные реакции. Солнце — типичная звезда спектрального класса G. Звёзды представляют собой массивные светящиеся газовые (плазменные) шары. Образуются из газово-пылевой среды (главным образом из водорода и гелия) в результате гравитационного сжатия. Температура вещества в недрах звёзд измеряется миллионами кельвинов, а на их поверхности — тысячами кельвинов. Энергия подавляющего большинства звёзд выделяется в результате термоядерных реакций превращения водорода в гелий, происходящих при высоких температурах во внутренних областях. Звёзды часто называют главными телами Вселенной, поскольку в них заключена основная масса светящегося вещества в природе. Примечательно и то, что звёзды имеют отрицательную теплоёмкость

Ближайшей к Земле звездой (не считая Солнца) является Проксима Центавра. Она расположена в 4,2 св. годах от нашей Солнечной системы (4,2 св. года = 39 Пм = 39 триллионов км = 3,9×1013 км).

Невооружённым взглядом (при хорошей остроте зрения) на небе видно около 6000 звёзд, по 3000 в каждом полушарии. Все видимые с Земли звёзды (включая видимые в самые мощные телескопы) находятся в местной группе галактик.

Виды звезд

Диаграмма Герцшпрунга-Рассела, via

Классификации звезд начали строить сразу после того, как начали получать их спектры. В первом приближении спектр звезды можно описать как спектр чёрного тела, но с наложенными на него линиями поглощения или излучения. По составу и силе этих линий, звезде присваивался тот или иной определённый класс. Так поступают и сейчас, однако, нынешнее деление звезд гораздо более сложное: дополнительно оно включает абсолютную звездную величину, наличие или отсутствие переменности блеска и размеров, а основные спектральные классы разбиваются на подклассы.

В начале XX века, Герцшпрунг и Рассел нанесли на диаграмму «Абсолютная звездная величина» — «спектральный класс» различные звёзды, и оказалось, что большая их часть сгруппирована вдоль узкой кривой. Позже эта диаграмма (ныне носящая название Диаграмма Герцшпрунга-Рассела) оказалось ключом к пониманию и исследованиям процессов, происходящих внутри звезды.

Теперь, когда есть теория внутреннего строения звезд и теория их эволюции, стало возможным и объяснение существование классов звезд. Оказалось, что все многообразие видов звезд это не более чем отражение количественных характеристик звезд (такие как масса и химический состав) и эволюционного этапа на котором в данный момент находится звезда.

В каталогах и на письме класс звезд пишется в одно слово, при этом сначала идет буквенное обозначение основного спектрального класса (если класс точно не определен пишется буквенный диапазон, к примеру O-B), далее арабскими цифрами уточняется спектральный подкласс, потом римскими цифрами идет класс светимости (номер области на диаграмме Герцшпрунга-Рассела), а затем идет дополнительная информация. К примеру, Солнце имеет класс G2V.

Звёзды главной последовательности

Наиболее многочисленный класс звезд составляют звёзды главной последовательности, к такому типу звезд принадлежит и наше Солнце. С эволюционной точки зрения главная последовательность это то место диаграммы Герцшпрунга-Рассела, на котором звезда находится большую часть своей жизни. В это время потери энергии на излучения компенсируются за счёт энергии, выделяющейся в ходе ядерных реакции. Время жизни на главной последовательности определяется массой и долей элементов тяжелее гелия (металличностью).

Современная (гарвардская) спектральная классификация звёзд, разработана в Гарвардской обсерватории в 1890—1924 годах.

Коричневые карлики


via

Коричневые карлики это тип звезд, в которых ядерные реакции никогда не могли компенсировать потери энергии на излучение. Долгое время коричневые карлики были гипотетическими объектами. Их существование предсказали в середине XX в., основываясь на представлениях о процессах происходящих во время формирования звезд. Однако в 2004 году впервые был обнаружен коричневый карлик. На сегодняшний день открыто достаточно много звезд подобного типа. Их спектральный класс М — T. В теории выделяется ещё один класс — обозначаемый Y.

Спектральный класс M
Спектральный класс L
Спектральный класс T
Спектральный класс Y

Белые карлики


via

Вскоре после гелиевой вспышки «загораются» углерод и кислород; каждое из этих событий вызывает сильную перестройку звезды и её быстрое перемещение по диаграмме Герцшпрунга — Рассела. Размер атмосферы звезды увеличивается ещё больше, и она начинает интенсивно терять газ в виде разлетающихся потоков звёздного ветра. Судьба центральной части звезды полностью зависит от её исходной массы: ядро звезды может закончить свою эволюцию как белый карлик (маломассивные звёзды), в случае, если её масса на поздних стадиях эволюции превышает предел Чандрасекара — как нейтронная звезда (пульсар), если же масса превышает предел Оппенгеймера — Волкова — как чёрная дыра. В двух последних случаях завершение эволюции звёзд сопровождается катастрофическими событиями — вспышками сверхновых.

Подавляющее большинство звёзд, и Солнце в том числе, заканчивают эволюцию, сжимаясь до тех пор, пока давление вырожденных электронов не уравновесит гравитацию. В этом состоянии, когда размер звезды уменьшается в сотню раз, а плотность становится в миллион раз выше плотности воды, звезду называют белым карликом. Она лишена источников энергии и, постепенно остывая, становится тёмной и невидимой.

Красные гиганты


via

Красные гиганты и сверхгиганты — это звёзды с довольно низкой эффективной температурой (3000 — 5000 К), однако с огромной светимостью. Типичная абсолютная звёздная величина таких объектов −3m—0m(I и III класс светимости). Для их спектра характерно присутствие молекулярных полос поглощения, а максимум излучения приходится на инфракрасный диапазон.

Переменные звёзды


via

Переменная звезда — это звезда, за всю историю наблюдения которой хоть один раз менялся блеск. Причин переменности много и связаны они могут быть не только с внутренними процессами: если звезда двойная и луч зрения лежит или находится под небольшим углом к полю зрения, то одна звезда, проходя по диску звезды, будет его затмевать, также блеск может измениться если свет от звезды пройдет сквозь сильное гравитационное поле. Однако в большинстве случаев переменность связана с нестабильными внутренними процессами. В последней версии общего каталога переменных звезд принято следующее деление:


  1. Эруптивные переменные звёзды — это звёзды, изменяющие свой блеск в силу бурных процессов и вспышек в их хромосферах и коронах. Изменение светимости происходит обычно вследствие изменений в оболочке или потери массы в форме звёздного ветра переменной интенсивности и/или взаимодействия с межзвёздной средой.

  2. Пульсирующие переменные звёзды — это звёзды, показывающие периодические расширения и сжатия своих поверхностных слоёв. Пульсации могут быть радиальными и не радиальными. Радиальные пульсации звезды оставляют её форму сферической, в то время как не радиальные пульсации вызывают отклонение формы звезды от сферической, а соседние зоны звезды могут быть в противоположных фазах.

  3. Вращающиеся переменные звёзды — это звёзды, у которых распределение яркости по поверхности неоднородно и/или они имеют неэлипсоидальную форму, вследствие чего при вращении звёзд наблюдатель фиксирует их переменность. Неоднородность яркости поверхности может быть вызвана наличием пятен или температурных или химических неоднородностей, вызванных магнитными полями, чьи оси не совпадают с осью вращения звезды.

  4. Катаклизмические (взрывные и новоподобные) переменные звёзды. Переменности этих звёзд вызвана взрывами, причиной которых являются взрывные процессы в их поверхностных слоях (новые) или глубоко в их недрах (сверхновые).

  5. Затменно-двойные системы

  6. Оптические переменные двойные системы с жёстким рентгеновским излучением

  7. Новые типы переменных — типы переменности, открытые в процессе издания каталога и поэтому не попавшие в уже изданные классы.

Типа Вольфа — Райе


via

Звёзды Вольфа — Райе — класс звёзд, для которых характерны очень высокая температура и светимость; звёзды Вольфа — Райе отличаются от других горячих звёзд наличием в спектре широких полос излучения водорода, гелия, а также кислорода, углерода, азота в разных степенях ионизации (NIII — NV, CIII — CIV, OIII — OV). Ширина этих полос может достигать 100 Å, а излучение в них может в 10-20 раз превышать излучение в континууме. Звёзды такого типа имеют свой класс — W. Однако подклассы строятся совсем не как у звёзд главной последовательности:


  1. WN — подкласс Вольфа-Райе звезд в спектрах которых есть линии NIII — V и HeI-II.

  2. WO — в их спектрах сильны линии кислорода. Особенно ярки линии OVI λ3811 — 3834

  3. WC — звёзды, богатые углеродом.

Окончательной ясности происхождения звезд типа Вольфа-Райе не достигнуто. Однако можно утверждать, что в нашей Галактике это гелиевые остатки массивных звезд, сбросившие значительную часть массы на каком-то этапе своей эволюции. Типа T Тельц

Звёзды типа T Тельца

Звезда типа T Тельца с околозвёздным диском, via

Звёзды типа T Тельца (T Tauri, T Tauri stars, TTS) — класс переменных звёзд, названный по имени своего прототипа Т Тельца. Обычно их можно обнаружить рядом с молекулярными облаками и идентифицировать по их переменности (весьма нерегулярной) в оптическом диапазоне и хромосферной активности.

Они принадлежат к звёздам спектральных классов F, G, K, M и имеют массу меньше двух солнечных. Период вращения от 1 до 12 дней. Температура их поверхности такая же, как и у звёзд главной последовательности той же массы, но они имеют несколько большую светимость, потому что их радиус больше. Основным источником их энергии является гравитационное сжатие.

В спектре звёзд типа T Тельца присутствует литий, который отсутствует в спектрах Солнца и других звёзд главной последовательности, так как он разрушается при температуре выше 2,500,000 K.

Новые


via

Новая звезда — тип катаклизмических переменных. Блеск у них меняется не так резко, как у сверхновых (хотя амплитуда может составлять 9m): за несколько дней до максимума звезда лишь на 2mслабее. Количество таких дней определяет, к какому классу новых относится звезда:


  1. Очень быстрые, если это время (обозначаемое как t2) меньше 10 дней.

  2. Быстрые — 11<t2<25 дней

  3. Очень медленные: 151<t2<250 дней

  4. Предельно медленные, находящие вблизи максимума годами.

Существует зависимость максимума блеска новой от t2. Иногда эту зависимость используют для определения расстояния до звезды. Максимум вспышки в разных диапазонах ведет себя по-разному: когда в видимом диапазоне уже наблюдается спад излучения, в ультрафиолете все ещё продолжается рост. Если наблюдается вспышка и в инфракрасном диапазоне, то максимум будет достигнут только после того, как блеск в ультрафиолете пойдет на спад. Таким образом болометрическая светимость во время вспышки довольно долго остается неизменной.

В нашей Галактике можно выделить две группы новых: новые диска (в среднем они ярче и быстрее), и новые балджа, которые немного медленнее и, соответственно, немного слабее.

Сверхновые


via

Сверхно́вые звёзды — звёзды, заканчивающие свою эволюцию в катастрофическом взрывном процессе. Термином «сверхновые» были названы звёзды, которые вспыхивали гораздо (на порядки) сильнее так называемых «новых звёзд». На самом деле, ни те, ни другие физически новыми не являются, всегда вспыхивают уже существующие звёзды. Но в нескольких исторических случаях вспыхивали те звёзды, которые ранее были на небе практически или полностью не видны, что и создавало эффект появления новой звезды. Тип сверхновой определяется по наличию в спектре вспышки линий водорода. Если он есть, значит сверхновая II типа, если нет — то I типа.

Гиперновые


via

Гиперновая — коллапс исключительно тяжёлой звезды после того, как в ней больше не осталось источников для поддержания термоядерных реакций; другими словами, это очень большая сверхновая. С начала 1990-х годов были замечены столь мощные взрывы звёзд, что сила взрыва превышала мощность взрыва обычной сверхновой примерно в 100 раз, а энергия взрыва превышала 1046 джоулей. К тому же многие из этих взрывов сопровождались очень сильными гамма-всплесками. Интенсивное исследование неба нашло несколько аргументов в пользу существования гиперновых, но пока что гиперновые являются гипотетическими объектами. Сегодня термин используется для описания взрывов звёзд с массой от 100 до 150 и более масс Солнца. Гиперновые теоретически могли бы создать серьёзную угрозу Земле вследствие сильной радиоактивной вспышки, но в настоящее время вблизи Земли нет звёзд, которые могли бы представлять такую опасность. По некоторым данным, 440 миллионов лет назад имел место взрыв гиперновой звезды вблизи Земли. Вероятно, короткоживущий изотоп никеля 56Ni попал на Землю в результате этого взрыва.

Источник. Спасибо

Спектральная классификация звезд — Энциклопедия по машиностроению XXL

Таблица 45.13. Спектральная классификация звезд [1—3]

ЗВЕЗДЫ Спектральная классификация звезд  [c.979]

Принадлежность звезды к данному спектральному классу определяется видом линейчатого спектра звезды. Температура убывает от класса О к классу М. Каждый спектральный класс делится иа 10 подклассов, обозначаемых арабскими цифрами от О до 9, которые ставятся после буквы, например, F0, М5. Иногда дают еще более дробную классификацию (G 7,3 или К 0,2).  [c.979]

СВЕТИМОСТИ КЛАССЫ — параметры спектральной классификации звёзд, характеризующие зависимость спектра звезды от ее абс. видимой звёздной величины Му. С. к. определяются в т. н. йерксскон системе спектральной классификации звёзд (см. Спектральные классы).  [c.460]

СПЕКТРАЛЬНЫЕ КЛАССЫ ЗВЕЗД — классы звезд, установленные по особенностям их спектрок. Полыпинство звезд обладает непрерывным спектром, на к-рый налагаются темные линии поглощения у пек-рых типов звезд в спектре видпы также и яркие линии (по-видимому, возникающие в оболочках звезд). Различия в спектрах звезд обусловливаются различием в физ, свойствах их атмосфер, в основном темн-ры и давления (определяющих степень ионизации атомов). Вид снектра зависит также от наличия маги, и электрич. нолей, различий в хим. составе, нращения звезд и др. Общепринята гарвардская спектр, классификация звездных спектров, основанная на оценках относит, интенсивности и вид спектр, линий, а не на распределении энергии в непрерывном спектре, т. к. последнее может сильно искажаться поглощением межзвездного газа.  [c.7]

Разделение звёзд на С. к. связано с зависимостью степени ионизации атомов в атмосферах звёзд от электронного давления и с зависимостью интенсивности спектральных линий от величины взаимодействия атомов с окружающими частицами. Эти зависимости различаются для звёзд с разными ускорениями силы тяжести в атмосфере g. Вследствие масса — светимость зависимости величина g, в свою очередь, связана со светимостью звезды, мерой к-рой является абс. звёздная величина. В йерксской классификации определяются след. С. к. (табл. не во всех спектральных классах представлены все С. к,).  [c.460]


5.2.Спектральная классификация звёзд — Любопытному об астрономии

   Когда в начале 80-х годов прошлого столетия фотография прочно вошла в астрономию, ее стали использовать для фотографирования спектров звезд. Чтобы на каждой фотопластинке получить спектры возможно большего числа звезд, директор Гарвардской обсерватории в Кембридже (США) Э. m (спектры более ярких звезд фотографировались на спектрографе.) Полученные спектрограммы позволили изучить характерные детали спектров. Это изучение показало, что спектры звезд принадлежат к спектрам поглощения (сплошной фон перерезан темными линиями), но отличаются друг от друга. В спектрах одних звезд лучше всего видны линии водорода, в спектрах других — линии гелия, в спектрах третьих — много линий металлов, да и интенсивность этих линий различна, от слабо различимых до очень четких, от широких и размытых — до резких и узких. Необходимо было объединить спектры по их сходным признакам в несколько групп, т. е. создать классификацию звездных спектров, чтобы в дальнейшем не описывать деталей каждого из них в отдельности, а прямо причислять к одной из этих групп, к тому или иному спектральному классу, указывая лишь особенности.

   Поскольку спектры звезд классифицировались по присутствию и интенсивности линий поглощения различных химических элементов, то спектральная классификация получилась чисто эмпирическая. Сначала спектральные классы обозначались буквами латинского алфавита в их строгой алфавитной последовательности: А- интенсивные линии водорода,В — интенсивные линии гелия, С — несколько ослабленные линии водорода и т. д., вплоть до класса О. Но более тщательное изучение спектров звезд показало, что многие первоначально выделенные спектральные классы оказались промежуточными между наиболее характерными спектрами, а вид спектра зависит от температуры звезды. Тем самым спектральная классификация получила теоретическое обоснование. В связи с этим половина первоначальных спектральных классов была ликвидирована. Оставшиеся наиболее характерные классы расположили в порядке уменьшения соответствующей им температуры звезд, но прежние буквенные обозначения классов сохранили. В результате осталось лишь семь основных спектральных классов, буквенные обозначения которых расположены с нарушением алфавитного порядка. Эта классификация спектров звезд получила название Гарвардской спектральной классификации и используется до настоящего времени. В ней спектральные классы расположены в порядке уменьшения температуры звезд и обозначены буквами латинского алфавита в следующей последовательности:О-В-A-F-G-К-М,причем спектры наиболее горячих звезд, с высокой температурой и поэтому голубоватого цвета, обозначены буквой О, а спектры наиболее холодных звезд, с низкой температурой и красного цвета,— буквой М. Между ними расположены спектры звезд, цвет которых по мере уменьшения их температуры изменяется от белого к желтому и далее к оранжевому. Таким образом, каждому спектральному классу соответствует определенный показатель цвета: чем ниже температура звезды, тем больше ее показатель цвета. Спектральные классы О, В и А считаются ранними, а F, G, К и М — поздними.

   Кстати, запоминанию последовательности обозначений спектральных классов хорошо помогают различные мнемонические фразы, одна из которых гласит: «Один бритый англичанин финики жевал как морковку». Здесь каждое слово начинается с буквы, обозначающей спектральный класс.


   В действительности спектры звезд значительно многообразнее, чем в принятой классификации, и многие из них являются промежуточными между основными спектральными классами. Поэтому спектральные классы, кроме класса О, подразделяют на 10 подклассов,обозначаемых цифрами от 0 до 9. Наиболее характерные основные спектры обозначаются буквами с нулем (В0, А0, М0), а их подклассы — теми же буквами с цифрами от 1 до 9 (от В1 до В9, от А1 до А9, от F1 до F9 и т.д.), так что, например, спектр А9 ближе к спектру F0,чем к спектру АО, а спектр К8 ближе к спектру МО, чем к КО. Наше Солнце принадлежит к спектральному классу G, а точнее к G2.

   В спектральном классе О приняты подразделения только от 05 до 09, так как в спектрах звезд этого класса слишком больших различий не наблюдается.

   Спектры звезд различных спектральных классов приведены на рисунке 56.  Следует иметь в виду, что все без исключения звезды состоят главным образом из водорода (других химических элементов—значительно меньше), поэтому в спектрах всех звезд присутствуют водородные линии поглощения, но их интенсивность в зависимости от температуры звезды различна. В таблице показаны лишь характерные линии с наибольшей интенсивностью, по которым классифицируются спектры звезд.

   По этой классификации гарвардские астрономы уже к 1924 году классифицировали спектры около 400 тыс. звезд. В настоящее время изучены спектры более 500 тыс. звезд.

   Почему же спектры звезд различны, хотя их химический состав примерно одинаков? Дело в том, что при температуре около 3000 К существуют молекулярные соединения, которые и вызывают в спектре фотосферы звезды полосы поглощения. При более высокой температуре молекулярные соединения распадаются и соответствующие им спектральные полосы исчезают. Зато хорошо видны линии, свойственные нейтральным металлам, атомы которых возбуждаются и поглощают свет определенных длин волн, соответствующих их природе. При температуре в 6000 К многие металлы ионизуются и поэтому в спектрах появляются линии ионизированных металлов. Атомы же водорода и гелия проявляют себя слабо, так как такая и более низкая температура недостаточна для возбуждения всей водородной и гелиевой массы, и только некоторая часть их атомов поглощает свет. Но если температура фотосферы близка к 10 000 К, то энергии излучения вполне достаточно, чтобы возбуждать почти все атомы водорода, поэтому в спектрах A-звезд водородные линии поглощения особенно интенсивны. При температуре около 20 000 К значительная часть атомов водорода ионизована и спектральные водородные линии поглощения ослаблены. Зато такая температура вызывает активное возбуждение атомов гелия, этим и объясняются интенсивные линии поглощения гелия в спектрах В-звезд. Наконец, при температуре около 30 000 К уже многие атомы гелия ионизованы, а атомы кислорода и азота претерпевают многократную ионизацию, поэтому в спектрах О-звезд хорошо проявляются спектральные линии, соответствующие этим ионам.

   Среди горячих звезд спектрального класса О встречаются и такие, в спектрах которых, наряду с линиями поглощения, присутствуют яркие (эмиссионные), порой даже широкие линии водорода, гелия и ионизованного кислорода и азота. Эти уникальные звезды называются звездами Вольфа — Райэ, по имени двух французских астрономов, впервые их исследовавших. Яркие линии в спектрах этих звезд объясняются тем, что температура их внешней оболочки (атмосферы) очень высока, иногда достигает 60 000 К и значительно превышает температуру фотосферы, близкую к 15000 К. В звездах Вольфа — Райэ содержится больше гелия, чем водорода.

   На некоторых четких крупномасштабных спектрограммах звезд замечается небольшое расширение спектральных линий, вызванное вращением этих звезд вокруг осей. В самом деле, свет поступает от всей поверхности вращающейся звезды, в том числе и от ее краев, один из которых удаляется от земного наблюдателя, а другой приближается к нему. Поэтому, вследствие эффекта Доплера, спектральные линии, образованные краями звезды, слегка смещены в противоположные стороны спектра, а те же линии от центральной ее части не смещаются. Это и приводит к небольшому расширению спектральных линий. Половина ширины такой линии дает ее смещение Δλ  к одному из концов спектра и позволяет вычислить линейную скорость вращения звезды

,

где  λ — длина волны середины спектральной линии.

   Оказалось, что линейные скорости вращения экваториальных зон звезд различны, от километра до сотен километров в секунду. Одной из самых быстро вращающихся звезд является звезда φ Персея (спектрального класса В1), блеск которой 4,06^m, радиус в 3 раза больше солнечного, а светимость превышает солнечную в 65 раз. Скорость вращения ее экваториальной зоны близка к 500 км/с, в то время как у Солнца она равна 2 км/с. Выяснилось, что звезды спектральных классов О — F вращаются в среднем значительно быстрее, чем звезды типов G — М, скорости вращения которых составляют десятки и менее километров в секунду.

   Быстрое вращение звезды может привести к истечению вещества с ее поверхности, что и происходит у некоторых массивных звезд спектральных классов О и В.

Вопросы к параграфу 5.2.

   1)Спектральные классы.

   2)Почему спектры звёзд различны?

   


Основные характеристики звезд

Теорема о вириале
 

 

Средняя кинетическая энергия материальной точки, совершающей пространственно ограниченное движение под действием сил притяжения, подчиняющихся закону обратных квадратов, равна половине её средней потенциальной энергии с обратным знаком.

    Рассмотрим движение одной материальной точки в поле центральных сил, описываемых потенциалом:

U(r) = C/r,

где C — константа. В нерелятивистском случае уравнение движения имеет вид:

(1).

Умножая обе части уравнения (1) скалярно на  , получаем:

.

    Рассмотрим выражение:

.

    Усредняя по большому интервалу времени и учитывая, что , получаем:

        или        

(2)

что и требовалось доказать.
    Для системы материальных точек имеем:

(

Средняя полная
кинетическая энергия

)

(

Средняя полная
потенциальная энергия
) (3)

    Согласно теореме о вириале у звезды, находящейся в термодинамическом равновесии, средняя тепловая энергия и средняя гравитационная энергия связаны соотношением:

2тепл + гравит = 0

(4).

Полная энергия звезды дается выражением:

E = тепл + гравит =  —тепл (5)

    Это означает, что теплоемкость звезды является отрицательной величиной: потери энергии на излучение не охлаждают звезду, а, наоборот, нагревают. Действительно, пусть звезда в результате излучения потеряла энергию E, тогда её тепловая энергия изменится от тепл =  — E до тепл = — (E - ΔE) = — E + ΔE, т.е. увеличится, что и приводит к увеличению температуры звезды.
    Как звезда попадает на главную последовательность? В образующейся звезде возможны два способа переноса тепла из более горячей центральной области к холодной периферии. Первый способ — конвекция, в процессе которой горячие частицы пыли и газа перемещаются из более нагретой центральной области на периферию. Второй способ — излучение. В этом случае тепло переносится фотонами.
    В зависимости от условий, существующих в среде, роль этих механизмов может быть различной. В процессе сжатия звезды плотность вещества звезды возрастает и конвекция становится менее эффективным способом переноса энергии и в результате светимость звезды ослабевает. Эта фаза в истории звезды называется фазой Хаяши. Для этой фазы характерно примерное постоянство температуры поверхности звезды - около 4000 K. При температуре >4000 K происходит ионизация атомов и свободные электроны начинают эффективно рассеивать излучение, т.е. под поверхностью протозвезды, находящейся при температуре выше 4000 K, излучение оказывается в ловушке. В конце фазы Хаяши в протозвезде перенос тепла от центра к периферии происходит за счет излучения. Звезда продолжает сжиматься и температура в центре звезды возрастает. Возрастает температура и на поверхности. Однако темп роста температуры в центре звезды оказывается существенно выше. При температуре несколько тысяч градусов на поверхности звезды температура в центре звезды достигает миллионов градусов. В конце фазы Хаяши звезда попадает на главную последовательность.
    Рассмотрим два состояния вещества с полной массой M. Состояние I — это состояние когда вся масса сконцентрирована внутри шара радиуса R. Состояние II — это когда всё вещество разнесено на бесконечность. Чтобы перейти от состояния I к состоянию II необходимо затратить энергию. Вычисления, основанные на законе тяготения Ньютона, приводят к следующему выражению для гравитационной потенциальной энергии:

Uгравит

где G — гравитационная постоянная, R — радиус звезды. При этом предполагается, что вещество равномерно распределено внутри сферы радиуса R. В качестве нулевого уровня отсчета энергии выбирается состояние II. Поэтому гравитационная потенциальная энергия должна быть отрицательной. Итак, величина полной гравитационной энергии, освобождаемой при сжатии звезды, по порядку величины равна:

Eгравит

(6)

    Для типичных астрономических объектов эта величина дана в табл. 6.

Таблица 6

Гравитационная энергия типичных астрономических объектов

Астрономический объект

Гравитационная энергия, эрг

Луна

1.3·1036

Земля

2. 0·1039

Солнце

2.0·1048

Белый карлик

2.4·1050

Нейтронная звезда

1.0·1053

Наша Галактика

5.0·1059

    Итак, звезда медленно сжимается и излучает энергию во внешнее пространство.
    Если светимость звезды L, то за счет гравитационного сжатия звезда может излучать в течение времени

Tгравит =

(7)

    Для Солнца можно рассчитать энергию Eгравит, которую оно излучило, сжимаясь до настоящего состояния (R =7·1010 см, M =2·1033 г):

(Eгравит)  =  = 2. 0·1048 эрг.

    В настоящее время светимость Солнца L ~ 4·1033 эрг/с. Считая её постоянной, можно оценить время излучения Солнца за счет гравитационного сжатия:

(Tгравит) =    = 17 млн лет.

    Это означает, что если бы высвобождающаяся за счет гравитационного сжатия энергия была единственным источником энергии Солнца, то время его существования исчислялось бы десятками млн лет. Однако это противоречит данным геологии. Палеонтологические данные указывают на наличие на Земле примитивных форм жизни по крайней мере 3 млрд лет назад. Следовательно, должен существовать другой механизм выделения энергии в звездах. Таким механизмом является синтез легких ядер.

Ядерные реакции в звездах
 

 

Время излучения звезд за счет гравитационного сжатия не превышает 5·109 лет для всех звезд в наблюдаемом интервале масс. Процесс гравитационного сжатия звезды с повышением температуры будет продолжаться до тех пор пока температура в центре звезды не поднимется до 107 K. Гравитационное сжатие будет остановлено начавшейся ядерной реакцией горения водорода. Масса ядра водорода составляет 1.0073 атомных единиц массы (а.е.м.), масса ядра гелия 4.0015 а.е.м. При образовании одного ядра гелия путем слияния четырех ядер водорода дефект массы составляет M = 0.0277 а.е.м., что соответствует высвободившейся энергии

E = c2M = 4.1·10-5 эрг.

    Если считать, что Солнце состоит только из водорода и в результате ядерной реакции 4p 4He  (рис.14) происходит полное сгорание водорода и превращение его в гелий, полная выделившаяся при этом энергия составляет Eядерн = 1.3·1052 эрг. Учитывая светимость Солнца (L = 4·1033 эрг/с), получим, что при современном темпе сгорания водорода за счет ядерного источника Солнце способно излучать 100 млрд лет

(Tядерн) = 1. 3·1052 эрг/ 4·1033 эрг/c3·1018 с = 1011 лет.

    На самом деле горение водорода с образованием гелия происходит в ограниченной центральной области Солнца. В результате потери энергии на излучение ежесекундно масса Солнца уменьшается на 4.3 млн тонн.
    При сгорании водорода температура ядра звезды остается относительно постоянной и составляет примерно 107 K. Звезда находится в состоянии квазистатического равновесия, при котором энергия, высвобождаемая в термоядерных реакциях, компенсирует потери энергии на излучение с поверхности звезды. Звезда будет устойчива, когда уравновешиваются противодействующие эффекты гравитации и стремления горячих газов к расширению.
    Рассмотрим, что будет происходить со звездой, если температура внутри неё внезапно начнет увеличиваться или уменьшаться. Если температура в центре звезды начнет увеличиваться, то там будет вырабатываться больше энергии, чем излучается с поверхности. При этом давление внутри звезды повышается и она начнет расширяться. Увеличение размеров звезды приведет к тому, что скорость протекания термоядерных реакций уменьшится и температура в центре звезды начнет падать. И, наоборот, если поверхность звезды охлаждается быстрее, чем вырабатывается энергия в звезде, то звезда начнет сжиматься и скорость протекания ядерных реакций увеличивается. Процесс стабилизации температуры звезды на этой стадии её эволюции происходит таким образом, что вырабатываемая в результате термоядерных реакций энергия, излучается без каких-либо резких изменений.
    В стадии квазистатического равновесия в каждой точке звезды вес внешних слоев уравновешивается газовым и световым давлением. Таким образом, начавшаяся термоядерная реакция сразу же прекращает дальнейшее сжатие звезды и она обретает стабильные размеры и светимость, которые для звезды с массой Солнца практически не меняются в течение нескольких млрд лет. Время достижения главной последовательности и время жизни на главной последовательности для звезд различной массы приведены в табл. 7.

Таблица 7

Время достижения главной последовательности и время жизни на главной последовательности звезд различной массы

M/M

Время достижения главной
последовательности, лет

Время жизни на главной
последовательности, лет

15

6.2·104

1.0·107

9

1. 5·105

2.2·107

5

5.8·105

6.8·107

3

2.5·106

2.3·108

2.25

5.9·106

5.0·108

1.5

1..8·107

1.7·109

1.25

2. 9·107

3.0·109

1.0

5.0·107

8.2·109

0.5

1.5·108

5.0·1010

    Передача энергии из глубины звезды, где вещество существует в виде горячей плазмы, во внешние слои происходит благодаря двум основным механизмам:
    1. В результате конвективного движения более горячее вещество из центральной части звезды, расширяясь, перемещается во внешние менее плотные слои.
    2. Фотоны, испускаемые атомами, находящимися в возбужденном состоянии, поглощаются другими атомами и вновь излучаются. Такой процесс происходит многократно. При этом энергии фотонов уменьшаются за счет каскадных переходов и существенно возрастает время их диффузии во внешние слои. Так, например, в случае Солнца время диффузии с переизлучением квантов, образовавшихся в центре Солнца, к периферии составляет ~ 60 млн лет.
    Какой из этих двух механизмов важнее, зависит от условий внутри звезды. В звездах малой массы в центре звезды преобладает перенос энергии за счет излучения, а в оболочке происходит конвективный процесс. В очень массивных звездах в сердцевине преобладает конвекция, а на периферии — излучение. Так в случае звезд с M > 2M на стадии CNO — цикла основной механизм передачи энергии в центре — конвекция. По мере уменьшения давления увеличивается длина свободного пробега фотона и основную роль начинает играть механизм передачи энергии за счет излучения.
    Из-за не очень сильной температурной зависимости pp-цикла ядро Солнца лучистое. Во внутренней области Солнца при температурах 106 — 107 K атомы водорода и гелия ионизованы. Во внешних областях, где температура падает до 104 — 105 K, атомы уже могут находиться в нейтральном состоянии. Происходит изменение механизма передачи энергии. Атом водорода может эффективно поглощать фотоны, переходя в ионизованное состояние, и вновь излучать их, становясь нейтральным. Поэтому увеличивается вероятность захвата фотонов и возрастает роль конвективного механизма передачи энергии. Конвекция вещества внутри звезды играет существенную роль в протекании ядерных реакций, так как происходит эффективное перемешивание слоев звезды, имеющих различный химический состав.
    Ядерные реакции, протекающие в звездах при сверхвысоких температурах, имеют ряд особенностей. В обычных условиях заряженная частица, обладающая достаточной энергией для того, чтобы произошла ядерная реакция, двигаясь в среде, быстро теряет свою энергию на возбуждение и ионизацию атомов среды. Потеряв энергию, заряженная частица не в состоянии преодолеть кулоновский барьер. Поэтому даже для достаточно энергичных заряженных частиц эффективность ядерного взаимодействия оказывается низкой из-за потерь энергии на ионизацию.
    При высоких температурах звездная материя ионизована и поэтому потери энергии на ионизацию и возбуждение атомов отсутствуют.
    Следующая особенность протекания реакций в звездах обусловлена распределением ядер по скоростям. Если звезда имеет температуру около 107 K, то средняя энергия ядер Eср = 3/2 kT ~ 1 кэВ мала по сравнению с высотой кулоновского барьера даже для самых легких ядер ( ~ 103 кэВ). Однако, в системе, находящейся в термодинамическом равновесии, имеются ядра, энергия которых значительно превосходит Eср (число их можно оценить, исходя из распределения Максвелла). Это, наряду с эффектом квантовомеханического туннелирования для основной части ядер, имеющих энергию ниже высоты кулоновского барьера, приводит к тому, что реакции в звездах могут протекать при значительно более низких температурах.


Рис. 11. Зависимость от энергии числа ядер в звездах n, эффективного сечения ядерной реакции σ, а также их произведения  nσ

    Произведение максвелловского распределения n(E) на скорость протекания ядерной реакции, пропорциональную её эффективному сечению σ(E), имеет максимум, отвечающий ядрам, с наибольшей вероятностью вступающим в ядерную реакцию (рис.11).
    Этот максимум для многих термоядерных реакций лежит в районе E0 > 10 kT. Скорость протекания термоядерной реакции raA в звездах (число актов реакции слияния в единицу времени в единице объема) между частицами a и A описывается выражением:

raA= ρa ·ρA ·waA (T) (8)

где ρa, ρA — плотности частиц a и A, вступающих во взаимодействие; waA — зависящая от температуры вероятность реакции. Последняя равна произведению эффективного сечения реакции σaA и относительной скорости v взаимодействующих частиц, усредненному по максвелловскому распределению:

.

Эта величина называется удельной скоростью термоядерной реакции (она совпадает с raA при ρa= ρA= 1) и определяется из соотношения

где n(v) — распределение по относительным скоростям частиц a и A.
    Эффективная энергия ядерных реакций E0 в звездах зависит от температуры T, зарядов частиц, вступающих во взаимодействие, и приведенной массы этих частиц следующим образом:

(9)

Здесь заряды выражены в единицах элементарного заряда; T в единицах  109 К; М — в а. е.м. (1 а.е.м. = 935.5 МэВ/c21/66·10-24 г).  При малых энергиях столкновения и предположении, что частица и мишень окажутся в пределах действия ядерных сил, для σaA(E) можно использовать следующее выражение

σaA(E) = 2 ·P(E),

где - длина волны де Бройля налетающей частицы (2 ~ 1/E), а P(E) — фактор кулоновской проницаемости Гамова:

P(E) = (EG/E)1/2exp[-(EG/E)1/2], (10)

где EG — энергия Гамова (), которая выражается в МэВ, если М — в а.е.м..
    Обычно вводится слабо зависящая от энергии функция S(E), которая позволяет более точно экстраполировать величину сечений реакций, измеренных при более высоких лабораторных энергиях в пороговую область, т. е. к звездным условиям. Эта функция вводится следующим образом:

σ(E) = S(E)/Eexp[-(EG/E)1/2].

    Отсюда следует, что

S(E) = E(E)exp(EG/E)1/2. (11)

    Сечения многих термоядерных реакций определены вплоть до довольно низких энергий ~ (5 - 10) кэВ. На основе этих данных получены функции S(E).
    Удельная скорость ядерной реакции как функция температуры T (а также вид функции S(E)) существенно зависит от того, есть ли резонанс вблизи энергии сталкивающихся частиц или нет. Для нерезонансной реакции:

нерез ~ S(E0)T-2/3exp(-3E0/kT). (12)

Для резонансной реакции:

рез ~ S(Eрез)T-3/2exp(-3Eрез/kT). (13)

    Таким образом, для вычисления скорости ядерной реакции в звездах необходимо, помимо плотностей сталкивающихся частиц, знать:
    1) распределение температуры внутри звезды;
    2) эффективные сечения реакций вплоть до достаточно низких энергий взаимодействующих частиц, соответствующих температуре ~ 107 K. Эта температура отвечает кинетической энергии ~ 1 кэВ.
    В звездах реакции между двумя ядрами происходят при их сближении до расстояний ~ 10-13 см в результате туннелирования через кулоновский барьер. Для энергий столкновения ниже кулоновского барьера сечение ядерной реакции падает по экспоненциальному закону. Поэтому для надежных оценок скорости ядерных реакций в звездах необходимы измерения сечений ядерных реакций при энергии ниже кулоновского барьера, что является достаточно сложной экспериментальной задачей. Так, например, в настоящее время для имеющих важное значение ядерных реакций в звездах 7Be(p,γ), 25Mg(p,γ), 12C(α,γ) сечения реакций измерены вплоть до энергий 120 кэВ, 190 кэВ и 1 МэВ, соответственно. Предел со стороны низких энергий определяется величиной космического фона. В то же время сечения для указанных реакций должны быть известны до энергии 19 кэВ, 39 кэВ и 300 кэВ, соответственно. Таким образом, в настоящее время единственная возможность для оценки величины сечения — это экстраполяция к низким энергиям. Однако, как показывает сравнение измеренных сечений с ранее полученными путем экстраполяции, отличие экспериментальных и экстраполированных значений достигает десятков и сотен раз. Необходимые для ядерной астрофизики результаты могут быть получены на сильноточных ускорителях, работающих при энергиях несколько десятков и сотен кэВ и расположенных в низкофоновых условиях (например, по аналогии с нейтринными измерениями, глубоко под Землей).
    Определенные трудности при оценке сечений реакций, протекающих в звездах, возникают также при учете эффекта экранирования. Должны быть учтены два основных эффекта прежде, чем использовать экспериментальные результаты, полученные на ускорителях, применительно к звездному веществу.
    Лабораторное экранирование. В случае экспериментов на ускорителе сталкиваются не голые ядра, а ядра-мишени и налетающие ядра, имеющие электронные оболочки, т. е. сталкивается атом с ионизованным атомом, в то время как в звездах атомы полностью ионизованы. Наличие электронной оболочки сильно искажает кулоновское поле, что существенно при низких звездных энергиях сталкивающихся частиц.
    Экранирование в астрофизической плазме. В ядерной реакции, происходящей в звездной среде, необходимо учесть эффекты поляризации ионизованной звездной материи. Окружающие сталкивающиеся ядра электроны и соседние ионы приводят к изменению кулоновского поля сталкивающихся частиц. Так, расчеты показывают, что в углеродной плазме при плотностях ~ 10 г/см3 и температурах ~ 109 K сечение взаимодействия может измениться на фактор 1010 благодаря влиянию окружающих частиц.
    Чем больше заряды ядер, вступающих во взаимодействие, тем выше должна быть температура звездного вещества для того, чтобы реакция могла осуществляться. Таким образом, на начальной стадии звездной эволюции в ядерную реакцию могут вступать лишь легкие ядра — водород, гелий. Затем, по мере эволюции химического состава звезды, увеличения её внутренней температуры, в ядерные реакции будут вовлекаться все более тяжелые ядра. Этот процесс будет продолжаться до тех пор, пока вещество в центре звезды не превратится в элементы, близкие к железу (A ~ 60). Это обусловлено тем, что удельная энергия связи ядер имеет максимум в районе A ~ 60 (см. рис. 3). Получение более тяжелых ядер за счет реакций синтеза происходит с поглощением энергии, а значит и снижения внутренней температуры звезды.
    Зная массу, радиус и светимость звезды, можно оценить зависимость давления, плотности и температуры от радиуса звезды. Важную роль в таких расчетах играет химический состав звездного вещества. Обусловлено это следующими причинами.
    1. Химический состав в значительной степени определяет прозрачность вещества и, следовательно, скорость, с которой выделяемая в центре звезды энергия будет достигать поверхности.
    2. Количество энергии, вырабатываемое в центре звезды, и температура, при которой будут происходить ядерные реакции, зависит от состава ядер, вступающих во взаимодействие.
    Если у звезды нет недостатка в ядерном горючем, то чем более тяжелые ядра сгорают в ядерных реакциях, тем большее количество энергии будет выделяться в единицу времени и тем больше будет её светимость. Железная звезда должна светить примерно в 100 раз более ярко, чем водородная. В звезде, имеющей массу и радиус Солнца и состоящей из чистого водорода, температура в центральной части должна составлять около 107 K. Чисто гелиевый состав приводит к температуре порядка 108 K. Температура в центре звезды, состоящей из железа, достигает примерно 109 K.


Рис.12. Распределение плотности и температуры внутри Солнца (R — радиус Солнца)

    Чтобы построить модель данной звезды, обычно задаются относительным содержанием водорода, гелия и других химических элементов, полученным из анализа звездной атмосферы. Используя законы тяготения, газовые законы и законы излучения, с учетом различных ядерных реакций, рассчитывают зависимость давления, температуры и плотности от расстояния до центра звезды. На рис.12 в качестве примера показано распределение температуры и плотности для Солнца. В большей части объема Солнца плотность вещества меньше 1 г/см3, а температура выше миллиона градусов по Кельвину.
    Особенности зависимости распространенности элементов от массового числа A наиболее просто объяснить, предположив, что источником большинства ядер является определенная последовательность ядерных реакций, протекающих в недрах звезд.
    Эти реакции обычно классифицируют следующим образом:

  1. Горение водорода. Это один из основных процессов, под-держивающих длительное выделение энергии в звездах. При горении водорода происходит слияние 4-х ядер водорода с образованием ядра 4He. Этот процесс происходит либо в pp-цепочке, либо в циклических ядерных реакциях с участием более тяжелых ядер - C, N, O, Ne и др., играющих роль катализатора. Сюда же относятся процессы с участием протонов, в которых производится некоторое количество легких элементов.
  2. Горение гелия. После того, как в звезде накапливается гелий, под действием сил гравитации гелиевое ядро сжимается, становится достаточно плотным и горячим и в нем начинается процесс горения гелия с образованием ядер 12C, 16O, 20Ne.
  3. α-Процесс. Это процесс последовательного добавления α-частиц к ядру 20Ne с образованием ядер 24Mg, 28Si, 32S, 36Ar, 40Ca. Он описывает повышенную распространенность элементов типа N ·α, где α — ядро 4He, а N — целое число.
  4. E-процесс. Это процесс, в котором в условиях термодинами-ческого равновесия образуются элементы, расположенные в районе железного максимума.
  5. s-Процесс. Это образование ядер тяжелее железа в результате медленного последовательного захвата нейтронов. Скорость s-процесса меньше скорости β-распада образующихся в процессе захвата нейтронов радиоактивных ядер. Длительность s-процесса от 102 до 105 лет. s-Процесс отвечает за образование максимумов в распространенности элементов при A ~ 90, 138 и 208.
  6. r-Процесс. Это образование ядер тяжелее железа в результате быстрого последовательного захвата нейтронов со скоростью, существенно превышающей скорость -распада образующихся радиоактивных ядер. Характерное время r-процесса 0.01 — 100 с. В результате r-процесса в кривой распространенности элементов возникают максимумы при A = 80, 130 и 195.
  7. p-Процесс. Это образование наиболее легких изотопов ядер. Он включает в себя образование и захват позитронов, захват протона, фоторождение нейтрона, (p,n) — реакции.
  8. X-процесс. Это процесс нуклеосинтеза, ответственный за образование изотопов 6,7Li, 9Be, 10,11B. Считается, что эти элементы образуются в реакциях расщепления под действием космических лучей.

 

 

Уроки. Урок 24. Спектральная классификация звезд

Уроки. Урок 24. Спектральная классификация звезд

ПН, 01/10/2011 — 13:05 — mav

Спектральная классификация звезд

    В 1859г выдающийся немецкий физик Густав Кирхгоф (1824-1887) и его коллега, известный химик Роберт Бунзен (1811-1899), сравнивая длины волн фраунгоферовых линий в спектре Солнца и линий излучения паров различных веществ, обнаружили на Солнце натрий, железо, магний, кальций, хром и другие металлы. Каждый раз светящимся лабораторным линиям земных газов соответствовали тёмные линии в спектре Солнца. Г.Р.Кирхгоф  и Р.В.Бунзен открыли спектральный анализ, сделав вывод: газы поглощают те же длины волн, которые излучают в нагретом состоянии. В начальном приближении, сплошной спектр излучения звезды близок к излучению абсолютно чёрного тела с температурой, равной температуре её фотосферы, которую можно оценить по закону смещения Вина, но для удалённых звёзд этот метод неприменим из-за неравномерного поглощения света различных участков спектра межзвёздной средой. Более точным методом является оптическая спектроскопия, позволяющая наблюдать в спектрах звёзд линии поглощения, имеющие различную интенсивность в зависимости от температуры и типа звезды. Для некоторых типов звёзд в спектрах наблюдаются и линии испускания.
    Спектральная классификация в первую очередь основана на температурной последовательности, но может учитываться и класс светимости. Иногда при классификации указывают и дополнительную информацию относительно спектра звезды (например, появление эмиссионных линий или наличие необычно сильных металлических линий).
    Сходные спектры были сгруппированы, сперва в 1862г Анжело Секки (1818-1878, Италия), давшему первую спектральную классификацию по цвету: белые, желтоватые, красные, очень красные. Существующие буквенные обозначения классов восходят к первой классификации, предпринятой в Обсерватории Гарвардского колледжа (финансируемой по завещанию Генри Дрэпера) и опубликованной в 1890 году. Первоначально введенные классы, обозначенные буквами A — Q, впоследствии были упорядочены в порядке температурной последовательности, в результате чего окончательно установилось деление на основные классы с буквенными обозначениями O, B, A, F, G, K и M. Основные классы могут быть разделены далее на 10 подклассов, обозначаемых цифрами от 0 до 9 (например, A0, K5).

Основная (гарвардская) спектральная классификация звёзд:Современная (гарвардская) спектральная классификация звёзд, разработанная в Гарвардской обсерватории в 1890—1924гг является температурной классификацией, основанной на виде и относительной интенсивности линий поглощения и испускания спектров звёзд. На основе созданной классификации Энной Кэннон (1863-1941, США) в 1924г  издан каталог в 9 томах на 225330 звезд- HD каталог.
Класс Температура Цвет звезды Особенноси спектров Типичные звезды
O 30 000—60 000 K Голубые Относительно мало линий поглощения. Линии HI, HeI, HeII, многократно ионизованных SiIV, CIV, CIII, NIII. Линии H слабы. Минтака
B 11 000—30 000 K Бело-голубые Линии HeI, HI, усиливающиеся к классу A. Слабые линии H, K, CaII Спика
A 7500—11 000 K Белые Интенсивные линии HI, линии H, K CaII, усиливающиеся к классу F, cлабые линии металлов (Fe, Mg) Сириус, Вега
F 6000—7500 K Желтовато-белые Линии H и K CaII и линии металлов, усиливающиеся к классу G, линии HI ослабевают. Появляется линия CaI и полоса G (линии Fe, Ca, Ti) Процион, Канопус
G 5000—6000 K Жёлтые Интенсивные линии H и K CaII, CaI, линии FeI и FeII. Многочисленные линии др. металлов, интенсивная полоса G. Линии HI слабеют к классу K Солнце, Капелла
K 3500—5000 K Оранжевые Наибольшая интенсивность линий H и K CaII, интенсивная линия CaI, линии металлов и полоса G. С подкласса K5 появляются полосы поглощения TiO Арктур, Альдебаран
M 2000—3500 K Красные Интенсивные полосы поглощения TiO и др. молекулярные полосы, линии металлов, H и K CaII, CaI, полоса G слабеет. У переменных типа о Кита имеются линии излучения HI Антарес, Бетельгейзе
  • на английском: Oh Be A Fine Girl, Kiss Me Right Now Sweetheart
  • и на русском: Один Бритый Англичанин Финики Жевал Как Морковь

Внутри класса звёзды делятся на подклассы от 0 (самые горячие) до 9 (самые холодные). Солнце имеет спектральный класс G2 и эквивалентную температуру фотосферы 5780 K. Для запоминания последовательности существуют мнемонические формулы.

Йеркская классификация с учётом светимости (МКК)

  Зависимость вида спектра от светимости отражена в более новой йеркской классификации (называемой также МКК по инициалам её авторов), разработанной в Йеркской обсерватории Yerkes Observatory). В 1943г В.В. Морган, П.К. Кинан и Э. Келлман определили спектральные критерии для классов светимости , а также выбрали образцы звезд в качестве стандартов для каждого из гарвардских подклассов. Классы светимости обозначаются большими римскими цифрами:.

Ia Сверхгиганты с большой светимостью
Ib Сверхгиганты с меньшей светимостью
II Яркие гиганты
III Нормальные гиганты
IV Субгиганты
V Карлики/Главная последовательность

Позже в 1953 году были введены еще два класса (в настоящее время они используются редко):

VI Субкарлики.
VII Белые карлики.
Солнце, будучи жёлтым карликом, имеет йеркский спектральный класс G2V.

Эти абличные обозначения помещаются после температурного класса и перед любым суффиксом.

c резкие линии k межзвездные линии
d карлик = звезда главной последовательности m сильные линии металлов
D белый карлик n диффузные линии
e эмиссия (эмиссия водорода в O-звездах) nn очень размытые диффузные линии
em эмиссия в линиях металлов p пекулярный спектр
ep пекулярная эмиссия s резкие линии
eq эмиссия с поглощением на более коротких волнах sd субкарлик
f эмиссия гелия и неона в O-звездах wd белый карлик
g гигант wk слабые линии

  Например, B3-гигант с эмиссионными линиями классифицировался бы как B3IIIe.
 По мере того, как научные исследования дают все более детальную информацию, система классификации продолжает развиваться и уточняться. Другие классификации включают S-звезды и углеродные звезды, прежде называвшиеся R- и N-звездами, а теперь располагаемые в последовательности от C0 до C9, что приблизительно соответствует неуглеродным звездам температурных классов от G4 до M. Чтобы отразить дополнительную информацию о спектре, в классификации используются различные префиксы и суффиксы. Наиболее употребительные из них даны в таблице.
     Таким образом, если гарвардская классификация определяет абсциссу диаграммы Герцшпрунга — Рассела, то йеркская — положение звезды на этой диаграмме. Дополнительным преимуществом йеркской классификации является возможность по виду спектра звезды оценить её светимость и, соответственно, по видимой величине — расстояние (метод спектрального параллакса).

Дополнительные спектральные классы и сегодняшняя классификация

                          C
 

 
R
 
       
WN                         С
 
N
 
       
W                         C
 

 
H
 
       
WC                       /
 
             
      O
 
B
 
A
 
F
 
G
 
K
 
M
 
L
 
T
                            \
 
         
              D
 
              S
 
       

Выделяют также дополнительные спектральные классы для некоторых классов звёзд:

  •   W — звёзды Вольфа — Райе, очень тяжёлые яркие звёзды с температурой порядка 70000 K и интенсивными эмиссионными линиями в спектрах.
  •   L и T — коричневые карлики, объекты, переходные между звёздами и планетами, с температурой 1500—2000 K и около 1000 K соответственно.
  •   C — углеродные звёзды, гиганты с повышенным содержанием углерода
  •   S — циркониевые звёзды
  •   D — белые карлики
Класс Т,  К Цвет звезды Особенности спектров Типичные звезды
W
 
60000-100000
 
Голубой Звёзды Вольфа-Райе, очень тяжёлые яркие звёзды с температурой порядка 70000 K и интенсивными эмиссионными линиями в спектрах. Излучение в линиях He II, He I, N I, N III-V, O III-VI, C II-IV S Золотой Рыбы
O 30000-60000 Голубой Линии HI, HeI, HeII, многократно ионизованных SiIV, CIV, CIII,NIII z Кормы, l Ориона, l Персея
B 10000-30000 Бело-голубой Линии HeI, HI, усиливающиеся к классу A. Слабые линии H, K, CaII e Ориона, a Девы, g Ориона
A 7500-10000 Белый Интенсивные линии HI, линии H, K CaII, усиливающиеся к классу F, cлабые линии металлов (Fe, Mg) a Большого Пса, a Лиры, g Близнецов
F 6000-7500 Жёлто-белый Линии H и K CaII и линии металлов, усиливающиеся к классу G, линии HI ослабевают. Появляется линия CaI и полоса G (линии Fe, Ca, Ti) d Близнецов, a Малого Пса, a Персея
G 5000-6000 Жёлтый Интенсивные линии H и K CaII, CaI, линии FeI и FeII. Многочисленные линии др. металлов, интенсивная полоса G. Линии HI слабеют к классу K Солнце, a Возничего
K 3500-5000 Оранжевый Наибольшая интенсивность линий H и K CaII, интенсивная линия CaI, линии металлов и полоса G. С подкласса K5 появляются полосы поглощения TiO a Волопаса, b Близнецов, a Тельца
M 2000-3500 Красный Интенсивные полосы поглощения TiO и др. молекулярные полосы, линии металлов, H и K CaII, CaI, полоса G слабеет. У переменных типа о Кита имеются линии излучения HI a Ориона, a Скорпиона, o Кита, Проксима Центавра
L
 
1500-2000
 
Тёмно-красный Полосы TiO и VO отсутствуют. Видна сильная полоса CrH, сильные линии Rb и Cs, широкие линии калия и натрия.  
T
 
1000-1500
 
Красно-коричневый Коричневые карлики, объекты, переходные между звёздами и планетами. Интенсивные полосы поглощения воды, метана и молекулярного водорода.  

Дополнительные  классы

Звёзды с аномальным химическим составом
 
 
С-R
С-N
С-H
 
2000-3500 Красный Углеродные звёзды, гиганты с повышенным содержанием углерода. Молекулярные полосы поглощения C2 и его соединений CH, CO, CN. У звезд R0–R3 имеются относительно слабые полосы C2 и CN, тогда как в типах R5–R8 эти полосы сильны, а также имеется континуум, простирающийся как минимум до 3900 A. У N-звезд полосы C2 и CN также сильны, но континуум обрывается до 4000 A… В 1993 году Keenan провел ревизию MK-классификации и разделил углеродные звезды на три последовательности: C-R, C-N и C-H с подклассами до C-R6, C-N9 и C-H6, определяемыми по температуре. Новые последовательности моделировали старую R-N систему с отдельной категорией для CH-звезд, которые ранее классифицировались как R-пекулярные. R Северной Короны
S
 
2000-3500 Красный Циркониевые звёзды. Полосы поглощения ZrO  
D
 
  Белый Белые карлики  

Спектральные классы

Быстрое распространение спектроскопии в конце девятнадцатого века привело к появлению большого количества звездных спектров. Астрономы столкнулись с серьезной проблемой, пытаясь разобраться в них. Это было аналогично проблеме, стоявшей ранее в биологических науках и решаемой Линнеем с помощью его системы классификации живых организмов. Используемая сейчас система была принята в 1910 году после подробной и обширной работы Энни Кэннон и ее команды в Гарвардской обсерватории. С тех пор он был усовершенствован, но по сути остался прежним.

Чтобы увидеть, как работает эта схема спектральной классификации, изучите последовательность спектров, показанную ниже. Он показывает спектры для разных звезд в виде фотографических графиков. В действительности фотографические спектры не отображали бы цвет, поскольку пластины были монохромными, но здесь был добавлен цвет, чтобы выделить разные длины волн.

Если вы изучите приведенные выше спектры, вы заметите некоторые тенденции. Спектр 0-класса имеет относительно слабые линии, но линии ионизированного He + присутствуют.Звезды B, A и F имеют похожий рисунок линий, которые наиболее сильны у звезды A. Это серия H Balmer для нейтрального водорода. F- и G-звезды имеют линии, соответствующие ионизированному Ca + . У звезд K и M видно гораздо больше линий, но серия Бальмера очень слабая. Эти линии соответствуют Fe, другим нейтральным металлам и молекулам. Линии TiO видны в спектре М-звезд.

Другой способ сравнения звездных спектров состоит в изучении их графиков интенсивности .Приведенная ниже последовательность предназначена для звезд главной последовательности примерно из середины каждого спектрального класса. Он показывает спектр для небольшой области видимого диапазона волн от 390 до 450 нм.

Авторы и права: Адаптировано на основе данных проекта CLEA «Классификация звездных спектров».

Почему у разных звезд разные линии? Этот вопрос является ключом к тому, чтобы помочь нам классифицировать звезды. Если мы сравним звезду О-класса со звездой М-класса, у них будут очень разные линии. Звезда класса O имеет слабые линии, за исключением линий ионизированного He + , а также сильный континуум в УФ-области.

Ключевым фактором здесь является температура. Под температурой мы действительно подразумеваем эффективную температуру звезды (иногда называемую температурой поверхности). Это температура черного тела, имеющего тот же размер и светимость, что и звезда, и определяется законом Стефана. Вариации спектральных линий у разных звезд обусловлены прежде всего разницей температур внешних слоев газа звезды.

В очень горячих звездах гелий может быть ионизирован, поэтому мы можем ожидать увидеть спектральные линии из-за поглощения ионами гелия.В большинстве звезд температура слишком низкая для ионизации гелия, поэтому такие линии не могут образовываться в спектре. Хотя спектральные линии гелия не обнаружены в холодных звездах, это не означает, что в звезде отсутствует гелий. На самом деле гелий является вторым наиболее распространенным элементом во Вселенной и в звездах. Отсутствие линий гелия просто означает, что условия не подходят для образования линий гелия или их изобилия в этой звезде.

Некоторые звезды достаточно холодные, чтобы молекулы могли существовать во внешних слоях, не разрываясь на части.Поскольку количество возможных электронных переходов в молекулах намного больше, чем в отдельных атомах, существует много возможных спектральных линий, которые могут образовываться, поэтому холодные звезды обычно имеют много линий.

Таким образом, стандартная схема классификации спектральных классов основана на температуре. Большинство звезд относятся к одному из следующих типов или спектральных классов :

.

О, Б, А, Ж, Г, К, М

Эти классы идут от горячих к крутым, где О — самый горячий, а М — крутой. недавние открытия привели к новым предварительным классификациям еще более холодных звезд L-класса.Однако на данный момент мы сосредоточимся на семи исходных классах. Буквы, присвоенные каждому классу, кажутся запутанными и не по порядку. Это исторический артефакт, поскольку классы были присвоены спектрам до того, как стали известны лежащие в их основе физические отношения. Вместо того, чтобы переназначать буквы разным спектрам, некоторые классы были объединены, а вся последовательность выстроена в порядке убывания температуры.

Как запомнить последовательность?

Многие люди используют запоминающее устройство или мнемонику, чтобы помочь себе. Вот общий пример, но вы можете придумать свой собственный.

O h B e A F ine G irl (или Guy), K iss M e!

Базовая система букв для обозначения спектрального класса дополнительно уточняется путем добавления после нее числа от 0 до 9. Таким образом, каждый спектральный класс разбивается на десять подразделений, так что, например, звезда F2 горячее, чем звезда F7.

Основные характеристики каждого спектрального класса приведены в следующей таблице.Четыре столбца справа от таблицы дают сравнение массы, радиуса и светимости звезды (выходной мощности) по отношению к Солнцу и продолжительности жизни главной последовательности для звезды этого спектрального класса. Эти факторы более подробно обсуждаются в следующих разделах сайта.

Сводка по спектральному классу

Спектральный класс Эффективная температура (К) Цвет Особенности H Balmer Другие характеристики М/М Вс Р/Р Вс Л/Л Вс Продолжительность жизни основной последовательности
О 28 000 — 50 000 Синий слабый ионизированный He + линий, сильный УФ-континуум 20 — 60 9 — 15 90 000 — 800 000 1 — 10 млн. лет
Б 10 000 — 28 000 Сине-белый средний нейтральный He линии 3 — 18 3.0 — 8,4 95 — 52 000 11 — 400 млн. лет
А 7 500 — 10 000 Белый сильный сильные линии H, линии ионизированного металла 2,0 — 3,0 1,7 — 2,7 8 -55 400 млн — 3 млрд
Ф 6000 — 7500 Бело-желтый средний слабоионизированный Ca + 1.1 — 1,6 1,2 — 1,6 2,0 — 6,5 3 — 7 лет
Г 4900 — 6000 Желтый слабый ионизированный Ca + , металлические линии 0,85 — 1,1 0,85 — 1,1 0,66 — 1,5 7 — 15 гривен
К 3 500 — 4 900 Оранжевый очень слабый Ca + , Fe, сильные молекулы, CH, CN 0. 65 — 0,85 0,65 — 0,85 0,10 — 0,42 17 гривен
М 2000 — 3500 Красный очень слабый молекулярные линии, например TiO, нейтральные металлы 90–100 0,08 — 0,05 0,17 — 0,63 0,001 — 0,08 56 гривен
Л? <2000 Предварительная новая (2000 г.) классификация звезд с очень малой массой. <0,08 Может или не может быть сплав H в ядрах?

Некоторые звезды демонстрируют спектральные аномалии, в результате чего им присваивается специальная классификация:

  • Звезды класса R имеют ту же температуру, что и звезды класса K, но имеют высокое содержание углерода и молекул углерода.
  • Звезды класса N богаты углеродом и имеют ту же температуру, что и звезды М-класса.
  • Звезды класса S имеют такую ​​же температуру, что и звезды M, но имеют полосы оксида циркония и оксида лантана.
  • WN и WC представляют собой два типа звезд Вольфа-Райе, имеют ту же температуру, что и звезды O-класса, но демонстрируют сильные широкие эмиссионные линии углерода и азота соответственно.

Классы яркости

Одна из проблем, с которой столкнулись первые попытки классификации звездных спектров, заключалась в том, что в двух спектрах могли присутствовать одни и те же линии, что указывало на то, что звезды имели одинаковую эффективную температуру, но линии в спектре одной звезды были шире, чем в спектре другой.Когда звезды были нанесены на диаграмму HR, также стало очевидно, что две звезды могут иметь одинаковую эффективную температуру (следовательно, также цвет и спектральный класс), но сильно различаться по светимости и, следовательно, по абсолютной величине. Чтобы учесть это, к исходной концепции спектрального класса была добавлена ​​вторая схема классификации класса светимости. Упрощенный вариант системы классов светимости МК показан в таблице ниже.

Классы светимости звезд

Символ Класс Звезды Пример
0 Экстремальные светящиеся сверхгиганты
Иа Светящиеся сверхгиганты Бетельгейзе
Иб Менее светящиеся сверхгиганты Антарес
II Яркие гиганты Канопус
III Нормальные гиганты Альдебаран
IV Субгиганты Процион
В Главная последовательность Вс
сд Субкарлики Звезда Каптейна (HD 33793)
вд или д Белые карлики Сириус Б

Спектральная классификация звезд

Звезды могут быть классифицированы по температурам их поверхности, определяемым законом смещения Вина, но это создает практические трудности для далеких звезд. Спектральные характеристики предлагают способ классификации звезд, который дает информацию о температуре по-другому — определенные линии поглощения можно наблюдать только для определенного диапазона температур, потому что только в этом диапазоне заселены соответствующие энергетические уровни атомов. Стандартные классы:

0
0 O
— 60 000 K — 60 000 K — 60 000
B 10 000 — 30 000 K Blue-белые звезды
A 7500 — 10000 K Белые звезды 0
F 6 000 — 7500 K Желтые белые звезды 0 G 5000 — 6000 K Желтые звезды (как солнце)
K 3500 — 5000K Желто-оранжевые звезды
M Красные звезды

Обычно используемая мнемоника для последовательности этих классификаций: « O h B e A F ine G irl, K iss M e».

Характеристики спектрального класса

Данные JC Evans, Университет Джорджа Мейсона

Спектральный класс Внутренний цвет Температура (К) Заметные линии поглощения
О Синий 41 000 He+, O++, N++, Si++, He, H
Б Синий 31 000 He, H, O+, C+, N+, Si+
А Сине-белый 9 500 H(сильнейший), Ca+, Mg+, Fe+
Ф Белый 7 240 H(слабее), Ca+, ионизированные металлы
Г Желто-белый 5 920 H (слабее), Ca+, ионизированный и нейтральный металл
К Оранжевый 5 300 Ca+(самый сильный), нейтральные металлы сильный, H(слабый)
М Красный 3 850 Сильные нейтральные атомы, TiO
Индекс

Звездные концепции

звезда | Определение, свет, имена и факты

Изменения размера звезды

Что касается массы, размера и собственной яркости, Солнце является типичной звездой. Его приблизительная масса составляет 2 × 10 30 кг (около 330 000 масс Земли), его приблизительный радиус 700 000 км (430 000 миль), а его приблизительная светимость 4 × 10 33 эрг в секунду (или эквивалентно 4 × 10 23 ). киловатт мощности). Соответствующие величины других звезд часто измеряются с точки зрения величин Солнца.

Изображение с использованием ультрафиолетового света

Изображение Солнца в крайнем ультрафиолетовом свете со спутника Солнечной и гелиосферной обсерватории (SOHO) на орбите Земли.Слева внизу виден массивный петлеобразный эруптивный выступ. Почти белые области являются самыми горячими; более глубокие красные цвета указывают на более низкие температуры.

НАСА

Узнайте о различных типах звезд, классифицированных по их массе и температуре: красные карлики, красные гиганты, сверхгиганты, белые и коричневые карлики

Обзор нескольких типов звезд, в частности, красный карлик, красный гигант , сверхгигант, белый карлик и коричневый карлик.

© Открытый университет (партнер-издатель Britannica) Просмотреть все видео к этой статье

Многие звезды различаются по количеству излучаемого ими света.Такие звезды, как Альтаир, Альфа Центавра A и B и Процион A, называются карликовыми звездами; их размеры примерно сопоставимы с размерами Солнца. Сириус А и Вега, хотя и намного ярче, также являются карликовыми звездами; их более высокие температуры дают большую скорость излучения на единицу площади. Альдебаран А, Арктур ​​и Капелла А являются примерами звезд-гигантов, размеры которых намного больше, чем у Солнца. Наблюдения с помощью интерферометра (инструмента, который измеряет угол, образуемый диаметром звезды в позиции наблюдателя) в сочетании с измерениями параллакса (которые дают расстояние до звезды; см. ниже Определение звездных расстояний) дают размеры 12 и 22. солнечные радиусы для Арктура и Альдебарана А.Бетельгейзе и Антарес А являются примерами звезд-сверхгигантов. Последняя имеет радиус примерно в 300 раз больше солнечного, тогда как переменная звезда Бетельгейзе колеблется между примерно 300 и 600 солнечными радиусами. Некоторые из звездного класса белых карликов, которые имеют низкую светимость и высокую плотность, также являются одними из самых ярких звезд. Ярким примером является Сириус B, имеющий радиус в одну тысячную меньше, чем у Солнца, что сравнимо с размером Земли. Также среди самых ярких звезд находятся Ригель А, молодой сверхгигант в созвездии Ориона, и Канопус, яркий маяк в Южном полушарии, часто используемый для навигации космических кораблей.

Звездная активность и потеря массы

Солнечная активность, по-видимому, не уникальна. Установлено, что звезды многих типов активны и имеют звездные ветры, аналогичные солнечному ветру. Важность и повсеместность сильных звездных ветров стали очевидными только благодаря достижениям космической ультрафиолетовой и рентгеновской астрономии, а также радио- и инфракрасной наземной астрономии.

Рентгеновские наблюдения, проведенные в начале 1980-х годов, дали довольно неожиданные результаты.Они обнаружили, что почти все типы звезд окружены коронами с температурой в один миллион кельвинов (К) и выше. Кроме того, все звезды, по-видимому, имеют активные области, включая пятна, вспышки и протуберанцы, очень похожие на солнечные ( см. солнечное пятно; солнечная вспышка; солнечный протуберанец). У некоторых звезд звездные пятна настолько велики, что все лицо звезды относительно темное, в то время как другие проявляют вспышечную активность в тысячи раз более интенсивную, чем на Солнце.

солнечная вспышка

Одна из самых сильных солнечных вспышек, когда-либо обнаруженных, на изображении Солнца в крайнем ультрафиолетовом (искусственном) цвете, сделанном спутником Солнечной и гелиосферной обсерватории (SOHO) 4 ноября 2003 г.Такие мощные вспышки, называемые вспышками X-класса, испускают интенсивное излучение, которое может временно вызвать отключение радиосвязи по всей Земле.

SOHO/ESA/NASA

Яркие горячие голубые звезды имеют самые сильные звездные ветры. Наблюдения их ультрафиолетовых спектров с помощью телескопов на зондирующих ракетах и ​​космических кораблях показали, что скорость их ветра часто достигает 3000 км (примерно 2000 миль) в секунду, при этом скорость потери массы в миллиард раз превышает скорость солнечного ветра. Соответствующие темпы потери массы приближаются, а иногда и превышают стотысячную часть солнечной массы в год, а это означает, что одна целая солнечная масса (возможно, десятая часть общей массы звезды) уносится в космос за относительно короткий промежуток времени. из 100 000 лет. Соответственно, считается, что самые яркие звезды теряют значительную часть своей массы в течение своей жизни, которая, по расчетам, составляет всего несколько миллионов лет.

Ультрафиолетовые наблюдения показали, что для создания таких сильных ветров недостаточно давления горячих газов в короне, которая движет солнечным ветром.Вместо этого ветры горячих звезд должны быть вызваны непосредственно давлением энергичного ультрафиолетового излучения, испускаемого этими звездами. Помимо простого осознания того, что от таких горячих звезд исходит обильное количество ультрафиолетового излучения, детали этого процесса не совсем понятны. Что бы ни происходило, это, безусловно, сложно, поскольку ультрафиолетовые спектры звезд имеют тенденцию меняться со временем, а это означает, что ветер непостоянен. Стремясь лучше понять изменения скорости потока, теоретики исследуют возможные виды нестабильности, которые могут быть свойственны ярко светящимся горячим звездам.

Наблюдения, сделанные с помощью радио- и инфракрасных телескопов, а также с помощью оптических приборов, доказывают, что и у светящихся холодных звезд есть ветры, суммарные скорости потока массы которых сравнимы с таковыми у светящихся горячих звезд, хотя их скорости значительно ниже — около 30 км ( 20 миль) в секунду. Поскольку светящиеся красные звезды по своей природе являются холодными объектами (с температурой поверхности около 3000 К, или вдвое меньше, чем у Солнца), они излучают очень мало обнаруживаемого ультрафиолетового или рентгеновского излучения; таким образом, механизм, приводящий ветры в действие, должен отличаться от механизма светящихся горячих звезд.Ветры светящихся холодных звезд, в отличие от ветров горячих звезд, богаты пылинками и молекулами. Поскольку почти все звезды более массивные, чем Солнце, в конечном счете превращаются в такие холодные звезды, их ветры, изливающиеся в космос от огромного количества звезд, обеспечивают главный источник нового газа и пыли в межзвездном пространстве, обеспечивая тем самым жизненно важное звено в цикле эволюции. звездообразование и галактическая эволюция. Как и в случае с горячими звездами, конкретный механизм, приводящий в движение ветры холодных звезд, непонятен; в настоящее время исследователи могут только предполагать, что турбулентность газа, магнитные поля или и то, и другое в атмосферах этих звезд как-то ответственны.

Сильные ветры также связаны с объектами, называемыми протозвездами, которые представляют собой огромные газовые шары, еще не ставшие полноценными звездами, в которых энергия обеспечивается ядерными реакциями ( см. ниже Звездообразование и эволюция). Радио- и инфракрасные наблюдения за молекулами дейтерия (тяжелого водорода) и окиси углерода (CO) в туманности Ориона показали, что облака газа расширяются наружу со скоростью, приближающейся к 100 км (60 миль) в секунду. Кроме того, интерферометрические наблюдения с высоким разрешением и очень длинной базой выявили расширяющиеся узлы естественного мазерного (когерентного микроволнового) излучения водяного пара вблизи областей звездообразования в Орионе, таким образом связывая сильные ветры с самими протозвездами. Конкретные причины этих ветров остаются неизвестными, но если они обычно сопровождают звездообразование, астрономам придется рассмотреть последствия для ранней Солнечной системы. В конце концов, Солнце тоже когда-то было протозвездой.

Типы звезд | Обсерватория Лас-Кумбрес

Астрономы всегда были очарованы различными размерами и цветами звезд, которые они наблюдали. В 1817 году немецкий изготовитель инструментов Йозеф фон Фраунгофер прикрепил спектроскоп к телескопу и направил его на звезды.Он обнаружил, что разные звезды имеют разные линии поглощения в своих спектрах. Сначала астрономы не понимали, почему у разных звезд разные линии поглощения. Тем не менее в начале 1900-х годов группа астрономов из обсерватории Гарвардского колледжа начала проект по изучению спектров сотен тысяч звезд. Они хотели разработать подробную систему спектральной классификации на основе наблюдаемых линий поглощения. Они адаптировали существующую систему спектральных классов, в которой звездам присваивались буквы от A до O на основе силы линий поглощения серии Бальмера.

Новая система переупорядочила классы в порядке OBAFGKM , где O звезд являются самыми горячими, а каждый последующий класс холоднее, а M являются самыми холодными звездами. Каждая буква также была разделена на десятые части диапазона добавлением в конце цифры 0-9. Звезды O являются наименее распространенными, а M — наиболее распространенными в главной последовательности звезд. Звезды в начале или в конце своей жизни не входят в эту классификацию.Новая система классификации была опубликована в 1920-х годах и включала 225 300 звезд. Он был назван Каталогом Генри Дрейпера , потому что финансирование проекта было предоставлено Генри Дрейпером.

Большую часть работы над проектом проделали Энни Джамп Кэннон, Уильямина Флеминг, Антония Мори и Эдвард Пикеринг.

Спектральная последовательность, которую они разработали, представлена ​​в таблице ниже:

  Спектральный тип  Цвет Диапазон температур Преобладание среди звезд главной последовательности  Примеры
О сине-фиолетовый >30 000 К 0. 00003% Звезды Пояса Ориона
 В сине-белый 10 000–30 000 К 0,13%  Ригель
 А Белый 7 500 К — 10 000 К 0,6%  Сириус
Ф Желто-белый 6 000–7 500 К  3%  Полярис
Г  Желтый 5 000–6 000 К  7.6%  Вс
К  оранжевый 3 500 К — 5 000 К 12,1% Арктур ​​
М  Красно-оранжевый  <3500 К  76,5%  Проксима Центавра

Гарвардская спектральная классификация | COSMOS

Поглощающие особенности, присутствующие в спектрах звезд, позволяют разделить звезды на несколько спектральных классов в зависимости от температуры звезды. Схема, используемая сегодня, представляет собой схему спектральной классификации Гарварда, которая была разработана в обсерватории Гарвардского колледжа в конце 1800-х годов и усовершенствована до ее нынешнего воплощения Энни Джамп Кэннон для публикации в 1924 году. от силы линий водорода, присутствующих в их спектрах. Однако позже выяснилось, что между типами существует значительное совпадение, и некоторые буквы были опущены. Непрерывность других спектральных признаков также улучшалась, если B предшествовало A, а O предшествовало B, с конечным результатом, спектральной последовательностью: OBAFGKM.Эта последовательность упорядочена от самых горячих до самых крутых звезд, и ее часто помнят по мнемонике «О, будь хорошей девушкой / парнем, поцелуй меня».
В следующей таблице приведены основные спектральные классы Гарвардской схемы спектральной классификации:

О Б А Ф Г К М
фиолетовый синий синий сине-белый бело-желтый оранжево-красный красный
более 28 000 тыс. 10 000–28 000 тыс. 7 500–10 000 тыс. 6 000–7 500 тыс. 5000-6000К 3 500–5 000 тыс. менее 3500 тыс.
несколько видимых линий поглощения, слабые бальмеровские линии, линии ионизированного гелия линий нейтрального водорода, более заметные линии Бальмера самые сильные линии Бальмера, другие сильные линии более слабые бальмеровские линии, многие линии включают нейтральные металлы Линии Бальмера еще слабее, преобладают линии ионизированного кальция нейтральные металлические линии наиболее заметные сильные линии нейтральных металлов и молекулярные полосы

К сожалению, правильная классификация звездного спектра не так проста.Внутри каждого спектрального класса существуют значительные различия в интенсивности линий поглощения, и каждый тип подразделяется на 10 подклассов, пронумерованных от 0 до 9. Кроме того, звезды определенного спектрального класса могут сильно различаться по светимости и должны быть присвоен класс светосилы. Это отличает звезды главной последовательности (звезды-карлики) от звезд-гигантов и сверхгигантов.

В качестве примера полной классификации звезд рассмотрим Солнце. Это звезда главной последовательности (класс светимости «V») с температурой около 5700 Кельвинов.В современной схеме классификации Гарварда наше Солнце является звездой G2V .


См. также: Диаграмма Герцшпрунга-Рассела.


spec_class_tables

spec_class_tables

(от IVOA Примечание: Система кодирования для представления звездных спектральных классов
в архивных базах данных и каталогах» Смит, Томпсон, Грей, Корбалли и Камп.)

КОДИРОВАННЫЕ СПЕКТРАЛЬНЫЕ ТИПЫ (TT):

    Sp           Код  Описание                     Sp             Код   Описание          

 —

 00

 Неизвестно

Д

 19

 Для будущих холодных коричневых карликов

О, ОС, ВКЛ

 10

O тип

 С

 20

 Недифференцированные звезды C

Б,БК,БН

 11

Тип B

CR

 21

R углеродные звездочки

 А

 12

 Тип А

CN

 22

N углеродные звезды

Ф, СДФ

 13

 F тип

 CJ

 23

J углеродные звездочки

Г, СдГ

 14

Тип G

CH

 24

CH звезды

К, сдК

 15

Тип К

CHd

 25

 Углеродные звезды с дефицитом водорода

М

 16

Тип М

С, СК, МС

 26

Звездочки типа S

 Л

 17

Тип L

 CV

27

Новая

 Т

 18

Тип Т

 ??

 28

Открыто на будущее

    Sp           Код  Описание                     Sp             Код   Описание        

Серийный номер

 29

 Сверхновые

 DQ

 46

 белые карлики с углеродными линиями

сд

30

 субкарлик без типа

 PG

 47

PG1159 звездочки

sdO, sdON, sdOC, sdOB

31

Субкарлики O-типа

 Д?

 48

зарезервировано для нового WD типа

sdB, sdBN, sdBC

32

Субкарлики типа B

Д??

 49

зарезервировано для нового WD типа

сда

33

Субкарлики А-типа

NS

50

нейтронные звезды

Д, ВД, ВД

 40

 белый карлик без типа

 ВР

 51

 Вольф Райе без типа

ДА

41

 белый карлик с линиями водорода

 ВН

52

N-последовательность Вольфа Райе

DB

 42

 белый карлик с линиями He I

 Унитаз

53

C-последовательность Вольфа Райе

 DC

 43

 белые карлики с непрерывным спектром

WO

54

O-последовательность Вольфа Райе

 DO

44

 белый карлик с линиями He II

55

Открыт для нового типа Wolf Rayet

 DZ, DF, DG,  DK, DM, DX

45

 Белый карлик с металлическими линиями

ОБ, ОБН, ОБК

56

OB звезды

Примечания:

1. В этой таблице отсутствуют некоторые устаревшие варианты использования. Например, R и N отображаются в CN и CR соответственно. Схема интерпретирует «R» и «N» как соответствующие спектральные типы.

2. Для сведения читателя (только), субкарликовые звезды А (sdA  TT=33) состоят из двух эволюционно обособленных групп: звезды sdA0-sdA2 являются продуктами продвинутой эволюции (подобно sdO, sdB), тогда как звезды sdA3..sdA9 (подобно звездам sdF-sdK) являются старыми звездами на металл-слабом основная последовательность.

3. «Недифференцированные С-звезды» не являются общепризнанным спектральным классом, но поскольку эти обозначения продолжают встречаться в литературе, они были добавлены в нашу таблицу; ТТ=20.

ЗАКОДИРОВАННЫЕ ПОДТИПЫ ( тт ) ДЛЯ НЕВЗРЫВАЮЩИХСЯ ЗВЕЗД:

Код       Подтип

00

 Неизвестно

  10-19

 0-9

  20

 9,5–9,9 для горячих звезд (TT=10, 11, 31, 32, 52–54, 56)

 10 для других спектральных классов (например, AM)

ЗАКОДИРОВАННЫЕ ПОДТИПЫ ( тт ) ДЛЯ НОВЫХ И СВЕРХНОВЫХ:

Код Nova Class            Code   SN Class                          

 00

 Неизвестно

 00

 Неизвестно

 10

He/N

 10

 Иа

 11

Fe IIn

 11

 Ib

 12

 Fe IIb

 12

 IC

 13

Ib/Ic

 14

II

 15

 IIb

 16

 IIв

Класс            Код          Класс                                      

 Неизвестно

 00

IIa

 18

 IV, IVab, III-V, III/V

 27

 0

 10

 II, IIab, I-III, I/III

 19

IVb

 28

0-Ia, Ia0, Ia-0, Ia+

 11

IIб

 20

IV/V, IV-V, IVa-V, IVa/V

 29

Ia, Ia0-Ia, Ia0/Ia

 12

II-III, II/III, IIb-III, IIb-IIIa

 21

Ва, В, Ва+, Ва-, д, Ва-В, Ваб

30

Ia-Iab, Ia/Iab, Ia-ab

 13

IIIa

 22

Вб, Вз, Вб-Вз

31

Iab, I, c

 14

 III, IIIa-III, IIIab, III-IIIa, г

 23

VI

32

Iab-Ib, Iab/Ib, Iab-b

 15

 IIIб, III-IIIб

 24

 VII, ЕСД

33

Ib, I-II, I/II

 16

III-IV, IIIb-IV, IIIb-IVa, III/IV

 25

VIII

34

Ib-II, Ib-IIa, Ib/II

 17

IVa

 26

IX

35

Примечания:

  1. Boldface — это «базовые» классы, псевдонимами которых считаются обычные классы шрифтов.
  2. Игнорировать «–» и «+», как в Va- , Ва + . Сохранить на 1a +
  3. «esd» используется как класс светимости для звезд F, G и K, но как пекулярность для звезд M, L и T. В обоих случаях он непосредственно предшествует спектральному типу.

Таблица «глобальных» особенностей п 1 и п 2 (кроме новых, CV, сверхновых)

Код    Pec string                Описание

 0

 Не указано

 1

 +

 Композитный  (P3, P4 описывают вторичное)

 2

п, пэч

 Особенность

 3

е, эм

 Выбросные линии

 4

 [е], кв

 Запрещенное линейное излучение

 5

v, вар

 Переменная

 6

с

 Острые линии

 7

н, нн

 Широкие линии

 8

Открыто на будущее

 9

Открыто на будущее

ПРИМЕЧАНИЯ О «ГЛОБАЛЬНЫХ» ОСОБЕННОСТЯХ (P1P2):

  1. Если в строке классификации присутствуют две или более глобальных особенности, выбираются только две с наименьшими значениями в этой таблице.
  2. Если присутствует одна глобальная особенность, ее значение присваивается P1, а P2 присваивается значение 0.
  3. Значения двух ненулевых глобальных особенностей будут отображаться в P1 и P2 в порядке их значений в этой таблице (т. е. P1 < P2). Исключением является то, что если появляются «p» и «e», они сохраняют свой первоначальный порядок классификации.

4.  Для составных спектров применяются следующие правила:

а) Коды TT.tt.LL.P1P2 относятся к основному спектру, а P1=1.

б) P3P4 относятся к спектральному классу вторичного спектра.

Таблица особенностей Р3, Р4, определяемых ТТ Спектральные типы

Звезды Вольфа-Райе (TT = 51-55)                                                 P3   Pec          Описание                                                          P4    Pec       Описание

 0

 Нет особенностей

 0

 

 Нет особенностей

 1

б

широкая

 2

 (ч)

слабый водород

 3

ч

водородный эмис. настоящее время

 4

га

водородные выбросы + абс присутствуют

Типы OB (также OB, SDB, SDO, SDA; TT = 10,11, 31, 32, 33, 56)

P3 PEC Описание P4 PEC Описание

 0

 Нет особенностей

 0  

 Нет особенностей

 1

Он

 Он сильный или Он слабый

 1

PCyg, w

ветер

2

 HgMn, Hg, Mn

Hg и/или Mn

 2

 ф

 класс линии выбросов

 3

Si, SiSr

Si или Sr сильный

3

 f+

 класс линии выбросов

 4

SiCrEu, SiCr

SiCrEu или SiCr сильный

 4

е*

 класс линии выбросов

 5

SrCrEu

SrCrEu сильный

5

Fe+, Fe, м+, м

прочный металл

 6

SiEu

SiEu сильный

 6

Fe-, м-, нед

 металл слабый

 7

Кр

Cr прочный

 7

ш, оболочка

линии оболочки

8

Ср, СрСи

Sr или SrSi сильный

 8

Ц, С

 Специфика CN:

вызвано указанными выше ТТ

Примечание к предыдущей таблице:

  1. г. «ОС9 В».
  2. Эти строки особенностей и другие в следующих таблицах P3P4 могут быть обозначены различными, но обычно очевидными способами некоторыми классификаторами, например. «m» может быть «металлическим» и т. д.
  3. Аномалия «He» распознается у B-звезд. В редких случаях, когда «He» предшествует типу A, эти символы игнорируются.

Типы AF (также SDF; TT = 12, 13)

P3 PEC Описание P4 PEC Описание

 0

 Нет особенностей

 0          

 Нет особенностей

 1

HgMn, Mn, Hg

Hg и/или Mn сильные

 1

P Cyg

Профили P Cygni

 2

Си

Si сильный

 2

лам бу, л бу, лямбда бу

лямбда-звезда Boo

3

SiCrEu

SiCrEu прочный

3

Fe-, m-, w, wk

металлические слабопрочные или подогнутые

4

SrCrEu

SrCrEu сильный

 4

Fe+, м+

 металлопрочный

 5

SiEu

SiEu сильный

5

м

с металлической футеровкой

 6

Кр

Cr прочный

 6

ш, оболочка

линии оболочки

 7

Старший

Старший сильный

 7

Ба

Ба карлик

 8

Ро Щенок

Rho Звезда щенка

Примечание:

1. Аномалия P4=3 «Fe-» запускается автоматически для типа sdF, как и для слабометалличных звезд.

  Типы  GK (также sdG, sdK; TT = 14, 15)

 0

 Нет особенностей

 0

 Без особенностей

 1

CN+, CN

сильный CN

 1

Ва+, Ва

бариевая звезда

 2

CN-

слабый CN

 2

Ba Fe+

металлическая бариевая звезда

3

CH+, CH

сильный CH

3

Ба Fe-

 металлически-слабая бариевая звезда

 4

СН-

слабый CH

 4

Fe+, м+

 металлопрочный

 5

CN+ CH+

 (не требует пояснений)

5

Fe-, m-

металл-слабый или субкарликовый

 6

CN+CH-

 (не требует пояснений)

 6

 C2

 сильные полосы Лебедя

 7

CN-CH+

 (не требует пояснений)

 7

Ба С2

Звезда Ба, сильные полосы Лебедя

8

CN-CH-

 (не требует пояснений)

 8

 Ca

особенность кальция

Примечание:

  1. Аномалия P4=5 «Fe-» срабатывает для типов sdG, sdK, как и для металлослабых звезд.

Типы МЛТ (ТТ=16-18)

P3     Pec             Описание                              P4     Pec     Описание        

 0

 Нет особенностей

 0

Без особенностей

 1

Ва+, Ва

Ба сильный

 1

Fe+

 Fe прочный

 2

сд

 субкарлик

 2

Fe-

Fe слабое

3

евро в долларах США

 Экстремальный или сверхмалый

Белые карлики («D» типы TT = 40-49)

P3, P4    Особенность       Описание                                      

 0

Без особенностей

 1

А

трасса H I линии

 2

В

трасса He I линии

 3

О

след He II линии

 4

Q

следовые линии углерода

 5

Z

металлические линии

 6

Н

магнитный, без видимой поляризации

 7

 П

магнитный с видимой поляризацией

 8

д

пыль

Примечания:  

1. Как отмечают Gray & Corbally (2009): «К первичному типу может быть добавлен один или несколько вторичных символов композиции

     (A, B, C, O, Z или Q), указывающих след элемента, определенного как для первичные [спектральные типы]». Эти

     композиционные символы, а также обозначения P и d также определены в таблице.

2. Один и тот же символ не может использоваться как для спектрального класса, так и для целей состава, например. «DAA» не используется.

 Тип C* (Carbon Stars, TT = 20-25)                  

 P3  Pec     Описание                                         P4  Pec   Описание      

 0

Без особенностей

 0

Без особенностей

 1

МС

Ленты Меррилла-Сэнфорда

 1

j

улучшенный C13

 2

DC

Карликовая углеродная звезда

 

Тип S (S звезды, TT = 26)

P3 PEC Описание P4 PEC Описание

 0

Без особенностей

Без особенностей

 0

Без особенностей

 1

МС

Звезды MS (маргинальные S-типа)

 1

Тк+, Тк

Tc-сильный

 2

/1, /2, /3

Индекс СО= 1,2 или 3

 2

ТС-

Tc-слабый

 3

/4, /5, /6

Индекс СО =4, 5 или 6

 4

СК, /7, /8, /9, /10

Индекс СО =7,8,9 или 10

Примечания, касающиеся пекулярности звезд C и S:

1) Существует два возможных триггера пекулярности для TT=26 (S и родственных) звезд:  

             аномалия, а именно P3 = 4.

             b) «РС» — это спектральный тип, который запускает P3=1.

2) «MS» в таблицах звезд C и S имеет два разных значения, а именно:

а) для звезд C означает наличие полос Меррилла-Сэнфорда (Si-C-C); обычно «MS»       стоит в конце строки классификации.

b) для S-звезд это относится к маргинальной S-звезде.

Атомные спектры

Атомные спектры Спектральные типы и температуры поверхности

Мы можем использовать спектральные типы для определения температуры поверхности звезд.Как только это было признано, что различия в спектральном классе (различия в линиях и интенсивности линий в спектрах) были обусловлены в основном различиями в температуры звезд, спектральная последовательность была переупорядочена по температуре. Здесь мы можем увидеть взаимосвязь между звездным типом и элементами, которые создать каждый тип спектра. Доминирующая характеристика спектрального класса А звезд является наличие сильных линий водорода, но линии ионизированного гелия присутствует только у звезд класса О. Поскольку гелий ионизируется только при высоких температуры, это говорит нам о том, что звезды класса O должны иметь очень высокую поверхность температуры.С другой стороны, спектральные линии, связанные с молекулами, найдено только для спектральных классов K и M. Это связано с тем, что они соответствуют низкие температуры поверхности, и молекулы могут держаться вместе только в звездах с относительно низкие температуры поверхности.

[НМСУ, Н. Фогт]

Эта таблица содержит ту же информацию, что и диаграмма, показывающая связь между спектральным типом и различными элементами. Последние два столбцы указывают температуры, обнаруженные в атмосфере этих типов звезды и некоторые представительные кандидаты. К какой звезде относится наше Солнце?

Последовательность спектральной классификации
Класс Отличительные характеристики Температура (K) Примеры
O Ионизированный гелий и металлы, слабый водород 28 000 – 60 000 дзета Ориона
B Нейтральный гелий, ионизированные металлы, более сильный водород 10 000 – 28 000 Rigel, Spica
A Металлы с преобладанием водорода, однократно ионизированные 7500 – 10 000 Сириус, Денеб
F Слабые по водороду, нейтральные и однократно ионизированные металлы 6000 – 7500 Procyon, Canopus
G Однократно ионизированный кальций, более слабый водород, нейтральные металлы 5000 – 6000 Sun, Capella
К Нейтральные металлы, молекулярные полосы начинают проявляться 3500 – 5000 Альдебаран, Арктур ​​
M Молекулярные линии оксида титана, нейтральные металлы Антарес, Бетельгейзе
.

Добавить комментарий

Ваш адрес email не будет опубликован.