Спектральная Классификация

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 температурной последовательностью, 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..