 |
Астронет: А. В. Локтин, В. А. Марсаков Звездная астрономия в лекциях http://variable-stars.ru/db/msg/1245721/lec.4.1.html |
Лекция 4. Спектральная классификация звёзд
4.1 Исторические сведения
Спектры звёзд астрономы начали исследовать с середины XIX-го века. В настоящее время спектральный анализ является основным источником данных о физических свойствах поверхностных слоев звёзд и их химическом составе, так как наиболее полно использует информацию об излучении звезды. Спектрограммы звёзд получают с различными целями, используя для этого спектральные приборы с дисперсией от 1000?/мм - для спектральных обзоров слабых звёзд, до долей ?/мм - для детального исследования атмосфер ярких звёзд. Спектральная классификация является первым шагом в исследовании звезды, так как позволяет определить, к какому типу относится звезда, оценить ее эффективную температуру и светимость. Для многих звёздно-астрономических исследований уже этого оказывается достаточно. Поэтому спектральная классификация по сей день сохраняет свою актуальность.
Начиная с первых исследований излучения звёзд, было установлено, что звёздные спектры чрезвычайно разнообразны. При этом быстро было понято на основе существовавших к концу XIX в. знаний, что главным параметром, управляющим видом спектра является температура поверхности звезды. Поэтому и классификация спектров является, прежде всего, температурной классификацией. Хронологически первой системой спектральной классификации является Гарвардская система, разработанная при подготовке звёздного каталога HD. Здесь первоначально были введены следующие обозначения спектральных классов (в порядке убывания эффективной температуры на поверхности звезды): P - O - B - A - F - G - K - M, где символ P использовался для обозначения спектров газовых туманностей. Впоследствии для холодных красных звёзд были добавлены обозначения S, R и N. Класс О был разделен на подклассы Oa, Ob, Oc, Od и подклассы эмиссионных звёзд Oe и Oe5. Для других спектральных классов были введены подклассы B0-B9, A0-A5, F0, F2, F5, F8, G0, G5, K0, K2. Для самых холодных звёзд были введены подклассы Ma, Mb, Mc, классифицируемые по интенсивностям полос окиси титана TiO, и подкласс Md для долгопериодических переменных типа Миры Кита (мирид). Гарвардская система является одномерной, так как единственный параметр, определяющий спектральный класс, - это температура.
В классификационной схеме обсерватории Mount Wilson были введены обозначения классов светимости d для карликов (звёзд главной последовательности диаграммы Герцшпрунга - Рессела, от английского слова dwarf - карлик), g - для гигантов (giants), sd и sg для субкарликов и субгигантов соответственно. Таким образом, спектральная классификация превратилась в двумерную - классификация проводилась как по температурному показателю (спектральный класс), так и по светимости (класс светимости). Для звёзд с резкими и узкими спектральными линиями использовалось обозначение c, такие звёзды обычно оказываются сверхгигантами. Вместо гарвардских обозначений для подклассов спектрального класса М были введены обозначения M0 - M6. Так, например, для красного гиганта класса K5 мы имеем обозначение gK5, а для субкарлика класса G0 имеем обозначение sdG0. Кроме того, для обозначения звёзд с резкими линиями в данном спектральном подклассе использовался добавочный индекс s, а для спектров с широкими линиями - индекс n. Звёзды с индексом n обычно являются быстро вращающимися, а наиболее быстрые ротаторы даже могут иметь обозначения nn.
Отметим, что от первых работ по применению спектрального анализа в астрономии (работ Фраунгофера), в настоящее время сохранились особые обозначения некоторых ярких спектральных линий. Так линии однократно ионизованного кальция CaII с длинами волн 3970А и 3934А носят обозначения H и K, линии нейтрального натрия (желтый дублет) с длинами волн 5896 ? и 5890? обозначаются соответственно D2 и D1 и т.д..
Наиболее современной классификационной схемой является классификация Моргана и Кинана (система МКК), которая с некоторыми дополнениями живет уже почти пять десятилетий. Рассмотрим эту схему более подробно.