Лекция по Астрономии на тему _Спектральная классификация звезд_.. Спектральная классификация звезд в 1859г выдающийся немецкий физик Густав Кирхгоф
 Скачать 65.53 Kb.
|
|
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.
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:.
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.
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
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
| |||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||