СПЕКТРАЛЬНЫЕ КЛАССЫ

СПЕКТРАЛЬНЫЕ КЛАССЫ

- характеристики звёзд, определяемыепо особенностям их спектров. Различия в спектрах звёзд обусловлены различиямихим. состава и физ. условий в звёздных атмосферах. Для большинствазвёзд в видимой области характерен непрерывный спектр, на к-рый накладываютсялинии поглощения, а в нек-рых случаях и эмиссионные линии. Спектральнаяклассификация носит эмпирич. характер и сводится по существу к расположениюспектров звёзд в последовательности, вдоль к-рых спектральные линии одниххим. элементов и соединений усиливаются, а другие ослабевают. Эти последовательностив осн. отражают зависимость спектров от эффективной температуры звёзд. <Сходные спектры объединяются в С. к., внутри к-рых, в свою очередь, выделяютсяподклассы. Спектральная классификация основывается на общих характеристикахспектра и на определении отношений интенсивностей фиксированных спектральныхлиний. Критерии классификации могут изменяться в зависимости от областиспектра и разрешения спектров.

Качественно изменение характерных свойств спектров с ростом темп-рызвёзд может быть описано следующим образом. Для наиб. холодных звёзд характернымолекулярные полосы и линии нейтральных атомов. По мере возрастания темп-рыпроисходит диссоциация молекул и полосы вначале ослабевают, а затем исчезают. <Одновременно происходит ослабление линий поглощения, возникающих при переходахс осн. уровней нейтральных атомов. Интенсивность линий, соответствующихпереходам с возбуждённых уровней нейтральных атомов, с ростом темп-ры усиливается, <достигает максимума, а затем уменьшается из-за ионизации. Линии ионов такжедостигают максимума в определ. месте спектральной последовательности; егоположение определяется темп-рой, при к-рой происходит следующая стадияионизации. Положение максимумов интенсивности линий нейтральных и ионизов. <атомов зависит от потенциала ионизации и потенциала возбуждения уровня, <с к-рого происходит переход, создающий линию. Т. о., при продвижении вдольспектральной последовательности от холодных звёзд к горячим происходитсмена линий и максимумов интенсивности линий, соответствующая нарастаниюпотенциалов ионизации и возбуждения. При этом линейчатые спектры обедняются, <т. к. линии высокоионизованных и трудноионизуемых атомов расположены внедоступной наземным наблюдениям далёкой УФ-области спектра

История спектральной классификации звёзд восходит к И. Фраунгоферу (J.Fraunhofer), обнаружившему в нач. 19 в. различия в спектрах неск. исследованныхим ярких звёзд. Первые попытки выработать систему классификации спектровбыли предприняты в сер. 19 в. Дж. Б. Донати (G. В. Donati) и А. Секки (A.Secchi). Решающий этап в разработке спектральной классификации связан ссозданием в 1885-1924 в Гарвардской обсерватории (США) каталога звёздныхспектров, для к-рого была выработана система классификации. С определ. <модификациями эта система существует и поныне. Она известна как гарвардскаяклассификация (или HD). В HD классифицировано ок. 2*10⁵ звёзд. <Она основывается на виде и интенсивности спектральных линий и отражаетзависимость степени ионизации разл. элементов от темп-ры. В этой системевсе спектры разбиты на классы

Ветвление классификации после класса G вызвано различиями в хим. составезвёзд. С. к. О, В, А иногда называют ранними, К и М - поздними. С. к. разделенына подклассы, обозначаемые араб. цифрами от 0 до 9, напр. ВЗ. Для обозначенияособенностей спектров используется система префиксов и суффиксов, напр.dM6e (префикс d означает спектр, характерный для карликов, суффикс е -наличие эмиссионных линий). Следующий важный шаг в развитии спектральнойклассификации связан с учётом зависимости спектров от светимости звёзд, <что нашло выражение в разработке в 1940-х гг. двумерной йёркской классификации[МК, или МКК; от имён создателей - У. У. Морган (W. W. Morgan), Ф. Ч. Кинан(Р. С. Кееnаn), Э. Келман (Е. Kellman)]. Йёркская классификация звёздныхспектров является основной. В этой системе кроме температурного С. к. (впределах 0,5подкласса, совпадающего с гарвардским) каждой звезде приписывается одиниз пяти светимости классов, зависящий от её абс. звёздной величины (светимости).Иногда в МК выделяется класс углеродных звёзд (С), объединяющий классыR и N гарвардской классификации. Основой йёркской классификации являетсянабор стандартных звёзд. Классификация в системе МК, как и в др. классификац. <системах, осуществляется путём сравнения со спектрами стандартных звёзд, <снятыми на том же инструменте и с той же дисперсией. Критерием классификацииявляется отношение интенсивностей близкорасположенных спектральных линий. <Существуют списки стандартных звёзд и атласы их спектров, иллюстрирующиекритерии классификации. Точность спектральной классификации, к-рая определяетсяпутём сравнения оценок С. к., полученных разл. авторами, достигает 0,6спектрального подкласса. В системе МК классифицировано ок. 10⁶ звёзд и существует программа двумерной классификации всех звёзд каталогаHD.

С. к. звёзд можно поставить в соответствие показатели цвета, к-рые такжеопределяются темп-рой. Связь между эфф. темп-рами звёзд гл. последовательности(V класс светимости), С. к. в системе МК и показателями цвета в фотометрич. <системе Джонсона (см. Астрофотометрия )приведена в табл.

Эффективные температуры (Т _э) и показатели цвета(Cl_o) звёзд V класса светимости (по Th. Schmidt-Kaler, 1982)

Количественно осн. закономерности изменения спектров звёзд, лежащиев основе спектральной классификации, описываются (при термодинамич. равновесии)распределением Больцмана по степеням возбуждения атомов:

и Саха формулой, определяющей степень ионизации атомов:

В (1) и (2) - концентрация атомов в стадиях ионизации . ивозбуждения уровней k и i соответственно;- концентрации ионов в последоват. стадиях ионизации r и r+1; - статистич. <веса уровней k и i;- энергии возбуждения уровней;- ионизац. потенциалы;

сумма по состояниям r раз ионизованного атома; р _е- электронное давление. Применение ур-ний (1) и (2) позволило М. <Саха(М. Saha) в 1920-21 объяснить спектральную последовательность звёзд какионизац. последовательность. В соответствии с (1) и (2) состояния возбужденияи ионизации в осн. определяются темп-рой. Однако из ф-лы (2) следует, чтосостояние ионизации зависит и от электронного давления. В свою очередь, <р _е связано с величиной ускорения силы тяжести в атмосфере g: приданной темп-ре в атмосфере звезды-гиганта с малым g степень ионизациивыше, чем в атмосфере звезды-карлика с большим g. Кроме того, величина . по-разному влияет на ионизованные и нейтральные атомы. Поскольку светимостьзвезды L пропорциональна её массе . в нек-рой степени s, (масса - светимость зависимость), а (R - радиус, Т _э - эфф. темп-pa звезды), то и характер спектра оказывается связанным со светимостью звезды. Эта связьназ. эффектом абс. величины, и именно её отражают классы светимости звёздв йёркской классификации. Различия в g сказываются на виде спектратакже вследствие т. н. эффектов давления, под к-рыми подразумевается взаимодействиеатома с окружающими частицами, влияющее на коэф. селективного поглощениязвёздного вещества. На вид спектра влияют также различия в скоростях турбулентныхдвижений в атмосферах гигантов и карликов.

В рамках йёркской системы удаётся описать порядка 95% всех звёздныхспектров. Значит. часть особенностей спектров, не укладывающихся в этусхему, может быть объяснена аномалиями хим. состава или физ. характеристикобъектов. Звёзды с особенностями в спектрах наз. пекулярными. Для них введеныспец. классы. Напр., А _р, В _р, F_p - звёздыс усиленными линиями одного или неск. элементов (Hg, Mn, Si, Eu, Сr); CNO- звёзды С. к. О и В, у к-рых аномальна интенсивность линий С, N, О. Особаяклассификация введена для белых карликов.

Дальнейшее развитие спектральной классификации связано с освоением областейспектра, недоступных наземным наблюдениям, и с автоматизацией классификации.

Лит.: Мустель Э. Р., Звездные атмосферы, М., 1960; Schmidt-KalerTh., Physical parameters of the stars, в кн.: Landolt-Bomstein. Zahlenwerteund Funktionen aus Naturwissenschaften und Technik, Bd 2, Teilband 6, В.,1982; Jaschek C.,Jaschek M., The classification of stars, Camhj., 1987.Л. Р. Юнгельсон.

Физическая энциклопедия. В 5-ти томах. — М.: Советская энциклопедия. Главный редактор А. М. Прохоров. 1988.