Физическая энциклопедия Том 4 - Порохов А.М.
Скачать (прямая ссылка):
19 в. Дж. Б. Донатн (G. В. Donati) н А. Секки (A. Sec-chi). Решающий этап в разработке спектральной классификации связан с созданием в 1885—1924 в Гарвардской обсерватории (США) каталога звёздных спектров, для к-рого была выработана система классификации. С определ. модификациями эта система существует и поныне. Она известна как гарвардская клас* сификация (нли HD). В HD классифицировано ок. 2.10й звёзд. Она основывается на виде н интенсивности спектральных линий и отражает зависимость степени ионизации разл. элементов от темп-ры. В этой системе все спеитры разбиты на классы
/R-N О—В—A—F-G- К—М.
xS
Ветвление илассифииации после класса G вызвано различиями в хим. составе звёзд. С. к. О, В, А иногда называют ранними, К и M — иоздиими. С. к. разделены на подклассы, обозначаемые араб, цифрами от 0 до 9, напр. 133. Для обозначения особенностей спектров используется система префиксов и суффиксов, иапр. dM6e (префикс d означает спектр, характерный для карликов, суффикс е — наличие эмиссионных линии).
Следующий важный шаг в развитии спектральной классификации 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. Keenan), Э. Келман (Е. Kellman)]. Йёркская классификация звёздиых спектров является основной. В этой системе ироме температурного С. к. (в пределах ±0,5 подкласса, совпадающего с гарвардским) каждой звезде приписывается один из пятн светимости классов, зависящий от её абс. звёздной величины (светимости). Иногда в MK выделяется класс углеродных звёзд (С), объединяющий классы RhN гарвардской классификации. Основой йёркской классификации является набор стандартных звёзд. Классификация в системе МК, иак п в др. классификац. системах, осуществляется путём сравнения со спектрами стандартных звёзд, снятыми на том же инструменте и с той же дисперсией. Критерием классификации является отношение интенсивностей близкорасположенных спектральных лиииц. Существуют списки стандартных звёзд и атдасы их спектров, иллюстрирующие критерии классификации. Точность спектральной классифииации, к-рая определяется путём сравнения оценок С. к., полученных разл. авторами, достигает ±0,6 спектрального подкласса. В системе MK классифицировано ок. IO5 звёзд и существует программа двумерной классификаций всех звёзд каталога HD.
С. к» звёзд можно поставить в соответствие показатели цвота, к-рые также определяются темп-рой. Связь между эфф. темп-ра ми звёзд гл. последовательности (V класс светимости), С. к. в системе MK и показателями цвета в фотометрич. системе Дженсона (см. Астрофотометрия) приведена в табл.
Эффективные температуры (Tt) и показатели цвета (CZ0) авёзд V класса светимости (гт Th. Schmidt-Kaler, 1982)
Спект- ральный класс г», 10» а CI0, звёздная величина Спект- ральный класс Т„ 10* К CJ0, звёздная величина
(U- -В) „ FO 7,20 0,30
О CO 5 2, 5 — 1 ,22 2 •. 6, 89 0,35
4 48,0 — 1 ,20 5 6,44 0,44
5 ¦ 44,5 — 1 , 1« 8 6,20 0,52 '
6 41,0 —1 ,17 GO 1 В, 03 0,58
7 38,0 —1 11 5 2 5,86 0,63
8 35,8 — 1 .14 5 5,77 0,68
9 33,0 —1 , 12 8 5,57 0,74
ВО 30,1) — 1 ,OS КО 5,25 0,81
1 25,4 —0 ,95 1 5,0« 0,86
2 22,0 — 0 ,84 2 4,90 0,91
3 18,7 —0 , 7 1 3 4,73 0,96
5 15,4 —0 ,58 4 4,59 1,05
6 14,0 —0 .50 5 4,35 > 1,15
7 13,0 —0 , 43 7 4,06 1 ,33
8 11,9 —0 (R-J)0
9 10,5 —0 .20 MO 3,85 0,92
(в- -V). 1 3,72 1 ,03
ЛО 9,52 -0 ,02 2 3,58 1,17
1 9,23 0 ,01 3 3, 47 1,30
2 8,97 0 05 4 3,37 1,43
3 8,72 0 ,08 5 3,24 1 ,61
5 8,21) 0 15 6 3,05 1,93
7 7,85 0 20 7 2,94 2,1
H 7,58 0 25 8 2,64 2,4
Количественно осн. закономерности изменения спектров звёзд, лежащие в основе спектральной классификации, описываются (при термодннамнч. равновесии) распределением Больцмана по степеням возбуждения атомои:.
ехр [(*Гг>і-*г>, )/кГ] (1)
Чг.і Sr,і Л
R Саха формулой, определяющей степень ноннзацнн атомов:
^P,--1^(2nme),l-(kT)'l‘ieexV(-XrlkT). (2)
IVf Uy
В (1) и (2) пТ ^ н nrj — концеотрация атомов в стадиях ионизации г н возбуждения уровней Ли і соответственно; пг и лг+1 — концентрации ионов в последоват. стадиях ионизации гиг + I; gT, Jc 11 Sr ,і — статистич. веса уровней к л і; и ?г\ — энергии возбуждения уровней;
К ’ оо
Xr — ионизац. потенциалы; ur = ^iSr,г ^jJkT) —
ft-*
сумма по состояниям г раз ионизованного атома; ре — электронное давление. Применение vp-ний (1) и (2) позволило М. Саха (М. Saha) в 1920—21 объяснить спектральную последовательность звёзд как ионнзац. последовательность. В соответствии с (1) н (2) состояния возбуждений и ионизации в осн. определяются темп-рой. Одиако из ф-лы (2) следует, что состояние ионизации зависит и от электронного давления. В свою очередь, ре связано с величиной ускорения силы ТЯЙЇЄСТИ в атмосфере g: при данной темп-ре’ в атмосфере заезды-гпгаита с малым g степень ионизации выше, чем в атмосфере звезды-карлика с большим g. Кроме того, величина g по-paзиому влияет на ноннзованиыв и нейтральные атомы. Поскольку светимость звезды L пропорциональна её массе M в иек-рой степени s, L ~ Ma (масса — светимость зависимость), a L .г* R2Tb (R — радиус, Td — эфф. темп-ра звезда), то g L(1"e)/S н ха-
