Светимости звезд. Классификация по светимостям

Классы светимости звёзд — классификация светимости звёзд по их абсолютным звёздным величинам. Диаграмма спектральный класс — светимость (Диаграмма Герцшпрунга — Рассела), фиолетовыми линиями отмечены классы светимости

Классы светимости звёзд устанавливаются по косвенным признакам: так как видимая звёздная величина зависит от расстояния до звезды, то абсолютная звёздная величина определяется по особенностям спектра, зависящим от температуры (о которой можно судить по гарвардскому спектральному классу звезды), плотности и протяжённости атмосферы звезды (зависящих, в свою очередь от её массы и строения), влияющих на относительные интенсивности ряда спектральных линий ионизованных элементов. Так, например, в спектрах звёзд-гигантов линии ионизованных элементов усилены и все линии сужены, в спектрах белых карликов линии крайне уширены.

Так как одному гарвардскому спектральному классу могут соответствовать звёзды с одинаковой температурой фотосферы, но различных классов светимости (то есть отличающимися на порядки светимостями), была разработана йеркская спектральная классификация с учётом светимости (МКК). В соответствии с этой классификацией звезде приписывают гарвардский спектральный класс и класс светимости. 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).

Звёзды одинаковых (или близких) классов светимости образуют на диаграмме Герцшпрунга — Рассела последовательности (ветви), например, ветвь красных гигантов или белых карликов.

Различают следующие классы светимости:

Класс Название Абс. звёзд. величины MV

0 Гипергиганты

Ia+ Ярчайшие сверхгиганты −10

Ia Яркие сверхгиганты −7,5

Ib Нормальные сверхгиганты −4,7

II Яркие гиганты −2,2

III Нормальные гиганты +1,2

IV Субгиганты +2,7

V Карлики главной последовательности +4

VI Субкарлики +5-6

VII Белые карлики +13-15

22. Принципы и виды спектральной классификации

СПЕКТРАЛЬНАЯ КЛАССИФИКАЦИЯ, классификация ЗВЕЗД, основанная на свойствах их спектров. В 1860-х гг. Анджело СЕККИ создал первую спектральную классификацию звезд, разделив их на четыре группы в соответствии с цветом и спектральными линиями. Когда СПЕКТРОСКОПИЯ усовершенствовалась, в обсерватории Гарвардского колледжа была создана более точная классификация. Она была представлена в каталоге Генри Дрейпера (1918-24), где содержались данные по спектрам звезд. Ряд спектральных типов был выделен в соответствии с наличием или отсутствием определенных линий в спектрах. Существует семь спектральных типов, обозначаемых как О, В, A, F, G, К и М. Этот ряд является температурнойпоследовательностью, идущей от более горячих звезд О и В, бело-голубых, к самым холодным звездам типа М, красно-оранжевым. В соответствии с этой классификацией звезды типа О, В и А называются звездами молодыми, а звезды типа К и М - звездами старыми. Еще три новых типа были добавлены к классификации, когда выяснилось, что некоторые холодные звезды имеют полосы сильного поглощения в спектре, которые не наблюдаются у звезд того же цвета. Тип R и N обозначали полосы молекулярного углерода, а тип S - полосы оксида циркония. Звездные спектры каждого из этих семи типов можно рассматривать более детально, что привело к появлению десятичной классификации. Например, обозначение G5 указывает на то, что звезда относится к подклассу между G0 и К0. Последующая детализация включает использование дополнительных букв в виде индексов к спектральным типам. Эти индексы предоставляют дополнительную информации о звезде, например такую, как существование спектральных линий испускания (е), металлических линий (m), широких линий, обязанных вращению (n и nn), пекулярного спектра (р). Однако, Гарвардская система не подходила для звезд с меняющейся яркостью при данной температуре (например, как у КАРЛИКОВ, ГИГАНТОВ и СВЕРХГИГАНТОВ). В 1943 г. Вильям Морган, Филипп Кинан и Эдит Келлман из Йеркской обсерватории внесли дополнения к классификации, добавив параметр СВЕТИМОСТИ (абсолютную звездную величину) звезд, который они представили, используя римские цифры, от I (сверхгиганты) до VI (субкарлики). Эта система, широко используемая сегодня, известна как система Моргана-Кинана (МК). Например, звезда, классифицируемая в системе МК О9,5 IV-V, имеет спектральный тип (а следовательно, температуру) между О9 и В0 и яркость между яркостью карлика и субгиганта. Система МК применима к звездам нормального химического состава, к которым относится около 95% всех звезд. К различным типам пекулярных звезд применяется своя собственная специфическая классификационная система. Гарвардские типы R и N сейчас объединены в класс углеродных звезд, обозначения которого включают температурный тип и силу интенсивности углеродных линий, например, С2,4. Подобная классификация используется также для звезд типа S. БЕЛЫЕ КАРЛИКИ в этой системе обозначаются буквой D, предшествующей типу.

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

Дата добавления: 2015-10-13