Звездная классификация

Диаграмма Герцшпрунга – Рассела

Спектральный тип

Коричневые карлики

Белые карлики

Красные карлики

Субкарлики

Основная последовательность
(«карлики»)

Субгиганты

Гиганты

Яркие гиганты

Сверхгиганты

Гипергиганты

абсолютная
звездная
величина
(M _V )

В астрономии , звездная классификация является классификацией звезд на основе их спектральных характеристик. Электромагнитное излучение звезды анализируется путем разделения его с помощью призмы или дифракционной решетки на спектр, показывающий радугу цветов, перемежающихся со спектральными линиями . Каждая линия указывает на конкретный химический элемент или молекулу , а сила линии указывает на содержание этого элемента. Интенсивность различных спектральных линий различается в основном из-за температурыфотосфера , хотя в некоторых случаях наблюдаются истинные различия в численности. Спектральный класс звезды короткий код , прежде всего , суммируя ионизацию состояние, что дает объективную меру температуры фотосферы в.

Большинство звезд в настоящее время классифицируются по системе Моргана – Кинана (MK) с использованием букв O , B , A , F , G , K и M - последовательности от самых горячих ( тип O ) к самым холодным ( тип M ). Затем каждый буквенный класс подразделяется с помощью числовой цифры, где 0 - самый горячий, а 9 - самый холодный (например, A8, A9, F0 и F1 образуют последовательность от горячего к холодному). Последовательность была расширена классами для других звезд и звездообразных объектов, которые не вписываются в классическую систему, например, класс  D для белых карликов.и классы  S и C для углеродных звезд .

В системе МК класс светимости добавляется к спектральному классу римскими цифрами . Это основано на ширине определенных линий поглощения в спектре звезды, которые меняются в зависимости от плотности атмосферы и поэтому отличают звезды-гиганты от карликов. Класс светимости  0 или Ia + используется для гипергигантов , класс  I для сверхгигантов , класс  II для ярких гигантов , класс  III для обычных гигантов , класс  IV для субгигантов , класс  V для звезд главной последовательности, класс  sd (или VI ) для субкарликов и класс  D (или VII ) для белых карликов . Тогда полный спектральный класс Солнца будет G2V, что указывает на звезду главной последовательности с температурой поверхности около 5800 К.

Описание обычного цвета [ править ]

Обычное цветовое описание учитывает только пик звездного спектра. На самом деле, однако, звезды излучают во всех частях спектра. Поскольку все вместе спектральные цвета кажутся белыми, фактические видимые цвета, которые мог бы наблюдать человеческий глаз, намного светлее, чем предполагают обычные описания цветов. Эта характеристика «легкости» указывает на то, что упрощенное назначение цветов в спектре может вводить в заблуждение. За исключением иллюзий цветового контраста при тусклом свете, нет зеленых, индиго или фиолетовых звезд. Красные карлики - это глубокий оттенок оранжевого, а коричневые карлики не кажутся коричневыми буквально, но гипотетически кажутся тускло-серыми для ближайшего наблюдателя.

Современная классификация[ редактировать ]

Современная система классификации известна как классификация Моргана – Кинана (МК). Каждой звезде назначается спектральный класс из более старой Гарвардской спектральной классификации и класс светимости с использованием римских цифр, как объяснено ниже, образуя спектральный класс звезды.

Другие современные системы классификации звезд , такие как система UBV , основаны на показателях цвета - измеренных различиях в трех или более величинах цвета . Этим номерам присвоены метки, такие как «U-V» или «B-V», которые представляют цвета, пропускаемые двумя стандартными фильтрами (например, U ltraviolet, B lue и V isual).

Гарвардская спектральная классификация [ править ]

Система Гарварда является одномерной схемой классификации астронома Энни Джамп Кэннон , который вновь заказанным и упростил перед алфавитной системой Draper (смотрите следующий пункт). Звезды сгруппированы по их спектральным характеристикам отдельными буквами алфавита, при желании с числовыми подразделениями. Звезды главной последовательности различаются по температуре поверхности примерно от 2 000 до 50 000  К , тогда как более развитые звезды могут иметь температуру выше 100 000 К. Физически классы указывают температуру атмосферы звезды и обычно перечислены от самых горячих до самых холодных.

Спектральные классы от O до M, а также другие более специализированные классы, обсуждаемые позже, подразделяются арабскими цифрами (0–9), где 0 обозначает самые горячие звезды данного класса. Например, A0 обозначает самые горячие звезды в классе A, а A9 обозначает самые холодные. Допускаются дробные числа; например, звезда Mu Normae классифицируется как O9.7. ^[9] ВС классифицируются как G2. ^[10]

Обычные описания цвета являются традиционными в астрономии и представляют цвета относительно среднего цвета звезды класса А, которая считается белой. Описание видимого цвета ^[5] - это то, что наблюдатель увидел бы, если бы попытался описать звезды под темным небом без помощи глаза или в бинокль. Однако большинство звезд на небе, за исключением самых ярких, кажутся невооруженным глазом белыми или голубовато-белыми, потому что они слишком тусклые для работы цветного зрения. Красные сверхгиганты холоднее и краснее карликов того же спектрального класса, а звезды с определенными спектральными характеристиками, такими как углеродные звезды, могут быть намного краснее любого черного тела.

Тот факт, что гарвардская классификация звезды указывает на ее поверхностную или фотосферную температуру (или, точнее, ее эффективную температуру ), не был полностью понят до ее развития, хотя к тому времени, когда была сформулирована первая диаграмма Герцшпрунга-Рассела (к 1914 году), это обычно предполагалось правдой. ^[11] В 1920-х годах индийский физик Мегнад Саха разработал теорию ионизации, расширив хорошо известные идеи физической химии, касающиеся диссоциации молекул, до ионизации атомов. Сначала он применил его к солнечной хромосфере, затем к звездным спектрам. ^[12]

Затем астроном из Гарварда Сесилия Пейн продемонстрировала, что спектральная последовательность OBAFGKM на самом деле является последовательностью по температуре. ^[13] Поскольку классификационная последовательность предшествует нашему пониманию того, что это температурная последовательность, размещение спектра в данном подтипе, таком как B3 или A7, зависит от (в значительной степени субъективных) оценок силы характеристик поглощения в звездных спектрах. В результате эти подтипы не делятся равномерно на какие-либо математически представимые интервалы.

Спектральная классификация Йеркса[ редактировать ]

Йеркской спектральной классификации , которая также называется MKK система из инициалов авторов, представляет собой систему звездной спектральной классификации , введенной в 1943 году Уильям Уилсон Морган , Филип С. Кинан и Эдит Келлман из Йеркской обсерватории . ^[15] Эта двумерная схема классификации ( температура и светимость ) основана на спектральных линиях, чувствительных к температуре звезды и поверхностной гравитации , которая связана со светимостью (в то время как классификация Гарвардаосновывается только на температуре поверхности). Позже, в 1953 году, после некоторых изменений в списке стандартных звезд и критериев классификации, эта схема была названа классификации Моргана-Кинана , или МК , ^[16] , и эта система остается в использовании.

Более плотные звезды с более высокой поверхностной силой тяжести демонстрируют большее расширение спектральных линий давлением . Гравитация и, следовательно, давление на поверхности гигантской звезды намного ниже, чем у карликовой звезды, потому что радиус гиганта намного больше, чем у карлика такой же массы. Следовательно, различия в спектре можно интерпретировать как эффекты светимости, а класс светимости может быть назначен исключительно на основе исследования спектра.

Различают несколько различных классов светимости , перечисленных в таблице ниже. ^[17]

Допускаются маргинальные случаи; например, звезда может быть либо сверхгигантом, либо ярким гигантом, либо может находиться между классификациями субгигантов и главной последовательности. В этих случаях используются два специальных символа:

• Косая черта ( / ) означает, что звезда относится либо к одному классу, либо к другому.
• Прочерк ( - ) означает, что звезда находится между двумя классами.

Например, звезда, классифицированная как A3-4III / IV, будет находиться между спектральными классами A3 и A4, будучи либо звездой-гигантом, либо субгигантом.

Также использовались субкарликовые классы: VI для субкарликов (звезды немного менее ярки, чем главная последовательность).

Номинальный класс светимости VII (а иногда и более высокие цифры) теперь редко используется для классов белых карликов или «горячих субкарликов», поскольку буквы температуры главной последовательности и звезд-гигантов больше не применимы к белым карликам.

Иногда буквы a и b применяют к классам светимости, отличным от сверхгигантов; например, гигантской звезде, немного менее яркой, чем обычно, может быть присвоен класс светимости IIIb, тогда как класс светимости IIIa указывает на звезду, немного более яркую, чем типичный гигант. ^[27]

Выборка экстремальных звезд V с сильным поглощением в спектральных линиях He II λ4686 получила обозначение Vz . Пример звезда HD 93129 B . ^[28]

Спектральные особенности [ править ]

Дополнительная номенклатура в виде строчных букв может следовать за спектральным типом, чтобы указывать на особенности спектра. ^[29]

Например, 59 Cygni указан как спектральный класс B1.5Vnne ^{[35], что} указывает на спектр с общей классификацией B1.5V, а также очень широкие линии поглощения и некоторые линии излучения.

История [ править ]

Причина странного расположения букв в Гарвардской классификации историческая, она произошла от более ранних классов Секки и постепенно видоизменялась по мере улучшения понимания.

Классы Секки [ править ]

В течение 1860-х и 1870-х годов ведущий звездный спектроскопист Анджело Секки создал классы Секки для классификации наблюдаемых спектров. К 1866 году он разработал три класса звездных спектров, показанных в таблице ниже. ^{[36] [37] [38]}

В конце 1890-х годов эту классификацию начала заменять Гарвардская классификация, которая обсуждается в оставшейся части этой статьи. ^{[39] [40] [41]}

В римских цифрах , используемые для классов Секков не следует путать с совершенно неродственными римскими цифрами используются для Йеркских классов светимости и предлагаемых нейтронных звездами классов.

Система драпировки [ править ]

В 1880-х годах астроном Эдвард К. Пикеринг начал делать обзор звездных спектров в обсерватории Гарвардского колледжа , используя метод объективной призмы. Первым результатом этой работы стал Каталог звездных спектров Дрейпера , опубликованный в 1890 году. Уильямина Флеминг классифицировала большую часть спектров в этом каталоге, и ей приписывают классификацию более 10 000 звезд и открытие 10 новых и более 200 переменных звезд. ^[47] С помощью компьютеров Гарварда, особенно Уильямины Флеминг , была разработана первая версия каталога Генри Дрейпера, призванная заменить римско-цифровую схему, установленную Анджело Секки. ^[48]

В каталоге использовалась схема, в которой ранее использовавшиеся классы Секки (от I до V) были подразделены на более конкретные классы, получив буквы от A до P. Кроме того, буква Q использовалась для звезд, не подходящих ни к одному другому классу. ^{[45] [46]}Флеминг работал с Пикерингом, чтобы различать 17 различных классов на основе интенсивности спектральных линий водорода, что вызывает изменение длин волн, исходящих от звезд, и приводит к изменению внешнего вида. Спектры класса A, как правило, дают самые сильные линии поглощения водорода, тогда как спектры класса O практически не дают видимых линий. Буквенная система отображала постепенное уменьшение поглощения водорода в спектральных классах при движении вниз по алфавиту. Эта система классификации была позже модифицирована Энни Джамп Кэннон и Антонией Мори для создания схемы спектральной классификации Гарварда. ^{[47] [49]}

Гарвардская система [ править ]

В 1897 году другой компьютер в Гарварде, Антония Мори , поместила подтип Orion класса I по Секки впереди остальной части класса I по Secchi, таким образом поместив современный тип B впереди современного типа A. Она была первой, кто это сделал, хотя она не использовала буквенные спектральные типы, а скорее серию из двадцати двух типов, пронумерованных от I до XXII. ^{[50] [51]}Поскольку 22 группы римских цифр не учитывали дополнительных вариаций в спектрах, было сделано три дополнительных деления для уточнения различий. Группы с I по V включали звезды типа Орион, которые демонстрировали возрастающую силу линий поглощения водорода от группы I до группы V. Группы с VII по XI были звездами типа I Секки с уменьшающейся силой линий поглощения водорода от группы VII до XI. Группа VI действовала как промежуточное звено между типом Орион и группой типа Секки I, в то время как группы XIII – XVI включали звезды типа 2 Секки с уменьшающимися линиями поглощения водорода и увеличивающимися линиями металлов солнечного типа. В группы с XVII по XX вошли звезды 3 типа Секки с растущими спектральными линиями. В группу XXI вошли звезды типа 4 Секки, а в группу XXII вошли звезды Вольфа-Рейета.Дополнительная категоризация с использованием строчных букв была добавлена ​​для различения относительного внешнего вида линий в спектрах. Линии были определены как а) средней ширины, б) мутные или в) резкие.^{[52] [53] [54]}

Антония Мори опубликовала свой собственный каталог классификации звезд в 1897 году под названием «Спектры ярких звезд, сфотографированные с помощью 11-дюймового телескопа Дрейпера как часть мемориала Генри Дрейпера», который включал 4800 фотографий и проведенный Мори анализ 681 яркой северной звезды. Это был первый случай, когда женщине приписали публикацию обсерватории. ^[55]

В 1901 году Annie Jump Cannon вернулась к буквенным типам, но отказалась от всех букв, кроме O, B, A, F, G, K, M и N, используемых в этом порядке, а также P для планетарных туманностей и Q для некоторых своеобразных спектры. Она также использовала такие типы, как B5A для звезд на полпути между типами B и A, F2G для звезд, находящихся на одной пятой пути от F до G, и так далее. ^{[56] [57]} Наконец, к 1912 году Cannon изменил типы B, A, B5A, F2G и т. Д. На B0, A0, B5, F2 и т. Д. ^{[58] [59]} По сути, это современная форма система классификации Гарварда. Эта система была разработана путем анализа спектров на фотопластинках, которые могли преобразовывать свет, исходящий от звезд, в читаемые спектры. ^[60]

Распространенной мнемоникой для запоминания порядка букв спектрального типа, от самых горячих к самым крутым, является «О, будь хорошим парнем / девушкой: поцелуй меня!». ^[61]

Классы Mount Wilson [ править ]

Классификация светимости, известная как система Маунт Вильсон, использовалась для различения звезд разной светимости. ^{[62] [63] [64]} Эта система обозначений все еще иногда встречается на современных спектрах. ^[65]

Спектральные типы [ править ]

Система звездной классификации является таксономической , основанной на типовых образцах , аналогичной классификации видов в биологии : категории определяются одной или несколькими стандартными звездочками для каждой категории и подкатегории с соответствующим описанием отличительных особенностей. ^[66]

«Ранняя» и «поздняя» номенклатура [ править ]

Звезды часто относят к раннему или позднему типу. «Ранний» - синоним более горячего , а «поздно» - синоним более прохладного .

В зависимости от контекста «ранний» и «поздний» могут быть абсолютными или относительными терминами. Таким образом, "ранний" как абсолютный термин будет относиться к звездам O, B и, возможно, A. В качестве относительной ссылки это относится к звездам, более горячим, чем другие, например, «ранний K», возможно, K0, K1, K2 и K3.

«Поздний» используется таким же образом с безоговорочным использованием термина, обозначающего звезды со спектральными классами, такими как K и M, но его также можно использовать для звезд, которые более холодны по сравнению с другими звездами, как в случае использования «поздний G». "для обозначения G7, G8 и G9.

В относительном смысле «ранний» означает нижнюю арабскую цифру, следующую за буквой класса, а «поздно» означает более высокое число.

Эта неясная терминология - пережиток модели звездной эволюции конца девятнадцатого века , в которой предполагалось, что звезды приводятся в действие гравитационным сжатием через механизм Кельвина-Гельмгольца , который, как теперь известно, неприменим к звездам главной последовательности . Если бы это было правдой, то звезды начинали бы свою жизнь как очень горячие звезды «раннего типа», а затем постепенно охлаждались бы в звезды «позднего типа». Этот механизм обеспечил возраст Солнца, который был намного меньше, чем тот, который наблюдается в геологической летописи , и был признан устаревшим после открытия того, что звезды питаются за счет ядерного синтеза . ^[67] Термины «ранний» и «поздний» были перенесены за пределы модели, на которой они были основаны.

Класс O [ править ]

Звезды O-типа очень горячие и очень светящиеся, и большая часть их излучения находится в ультрафиолетовом диапазоне. Это самые редкие звезды главной последовательности. Около 1 из 3 000 000 (0,00003%) звезд главной последовательности в окрестностях Солнца являются звездами O-типа. ^{[e] [8]} Некоторые из самых массивных звезд относятся к этому спектральному классу. Звезды O-типа часто имеют сложное окружение, затрудняющее измерение их спектров.

Спектры O-типа ранее определялись отношением силы He  II λ4541 к силе He I λ4471, где λ - длина волны излучения . Спектральный тип O7 был определен как точка, в которой две интенсивности равны, при этом линия He I ослабевает в сторону более ранних типов. Тип O3 был, по определению, точкой, в которой указанная линия полностью исчезает, хотя это можно очень слабо увидеть с помощью современных технологий. В связи с этим в современном определении используется отношение линии азота N IV λ4058 к N III λλ4634-40-42. ^[68]

Звезды O-типа имеют доминирующие линии поглощения, а иногда и излучения  линий He II, заметные линии ионизированного ( Si  IV, O  III, N  III и C  III) и нейтрального гелия , усиливающиеся от O5 до O9, и заметные линии Бальмера водорода , хотя и не такой сильный, как в более поздних типах. Поскольку звезды O-типа настолько массивны, у них очень горячие ядра и они очень быстро сжигают водородное топливо, поэтому они первыми покидают главную последовательность .

Когда схема классификации MKK была впервые описана в 1943 году, использовались только подтипы класса O от O5 до O9.5. ^[69] Схема MKK была расширена до O9.7 в 1971 ^[70] и O4 в 1978, ^[71] , а затем были введены новые схемы классификации, которые добавляют типы O2, O3 и O3.5. ^[72]

Спектральные стандарты: ^[66]

• O7V - S Единорог
• O9V - 10 лацертов

Класс B [ править ]

Звезды B-типа очень яркие и голубые. В их спектрах присутствуют линии нейтрального гелия, которые наиболее заметны в подклассе B2, и умеренные линии водорода. Поскольку звезды типа O и B настолько энергичны, они живут относительно недолго. Таким образом, из-за низкой вероятности кинематического взаимодействия в течение жизни они не могут удаляться далеко от области, в которой они образовались, кроме убегающих звезд .

Переход от класса O к классу B первоначально был определен как точка, в которой  исчезает He II λ4541. Однако при наличии современного оборудования эта линия все еще видна у ранних звезд B-типа. Сегодня для звезд главной последовательности класс B вместо этого определяется интенсивностью фиолетового спектра He I, при этом максимальная интенсивность соответствует классу B2. Для сверхгигантов вместо них используются линии кремния ; линии Si IV λ4089 и Si III λ4552 указывают на ранний B. В середине B интенсивность последнего по сравнению с Si II λλ4128-30 является определяющей характеристикой, в то время как для позднего B это интенсивность Mg II λ4481 относительно He I λ4471. ^[68]

Эти звезды, как правило, находятся в исходных OB-ассоциациях , которые связаны с гигантскими молекулярными облаками . Ассоциация Orion OB1 занимает большую часть в спиральном рукаве от Млечного Пути и содержит много ярких звезд созвездия Ориона . Около 1 из 800 (0,125%) звезд главной последовательности в окрестностях Солнца являются звездами главной последовательности B-типа . ^{[e] [8]}

Массивные, но не сверхгигантские сущности, известные как «Ве-звезды», представляют собой звезды главной последовательности, которые заметно испускали или имели в какое-то время одну или несколько бальмеровских линий , при этом связанные с водородом серии электромагнитного излучения, проецируемые звездами, имеют особый интерес. Обычно считается, что для бэ-звезд характерны необычно сильные звездные ветры , высокие температуры поверхности и значительное истощение звездной массы, поскольку объекты вращаются с удивительно высокой скоростью. ^[73] Объекты, известные как звезды «B (e)» или «B [e]», обладают отчетливыми нейтральными линиями излучения или эмиссионными линиями с низкой ионизацией.которые считаются имеющими « запрещенные механизмы », претерпевая процессы, обычно не разрешенные в соответствии с нынешним пониманием квантовой механики .

Спектральные стандарты: ^[66]

• B0V - Ипсилон Орионис
• B0Ia - Альнилам
• B2Ia - Chi 2 Orionis
• B2Ib - 9 цефеи
• B3V - Eta Ursae Majoris
• B3V - Эта Возничего
• B3Ia - Omicron 2 Canis Majoris
• B5Ia - Эта Canis Majoris
• B8Ia - Ригель

Класс А [ править ]

Звезды A-типа являются одними из наиболее распространенных невооруженным глазом звезд, они белые или голубовато-белые. Они имеют сильные линии водорода, максимум на A0, а также линии ионизированных металлов ( Fe  II, Mg  II, Si  II) с максимумом на A5. К  этому моменту присутствие линий Ca II заметно усиливается. Около 1 из 160 (0,625%) звезд главной последовательности в окрестностях Солнца являются звездами A-типа. ^{[e] [8] [74]}

Спектральные стандарты: ^[66]

• A0Van - Gamma Ursae Majoris
• A0Va - Вега
• A0Ib - Эта Леонис
• A0Ia - HD 21389
• A1V - Сириус А
• A2Ia - Денеб
• A3Va - Фомальгаут

Класс F [ править ]

Звезды F-типа имеют усиление спектральных линий H и K из Са  II. Нейтральные металлы ( Fe  I, Cr  I) начинают усиливаться на линиях ионизированных металлов к концу F. Их спектры характеризуются более слабыми линиями водорода и ионизированными металлами. Цвет у них белый. Примерно 1 из 33 (3,03%) звезд главной последовательности в окрестностях Солнца - звезды F-типа. ^{[e] [8]}

Спектральные стандарты: ^[66]

• F0IIIa - Зета Леонис
• F0Ib - Альфа Лепорис
• F2V - 78 Большой Медведицы

Класс G [ править ]

Звезды G-типа, в том числе Солнца , ^[10] имеют известные спектральные линии H и K из Са  II, которые наиболее выражены в G2. У них даже более слабые водородные линии, чем у F, но наряду с ионизированными металлами у них есть нейтральные металлы. В G-полосе молекул CH наблюдается заметный всплеск . Звезды главной последовательности класса G составляют около 7,5%, почти одну из тринадцати звезд главной последовательности в окрестностях Солнца. ^{[e] [8]}

Класс G содержит «Желтую эволюционную пустоту». ^[75] Звезды-сверхгиганты часто колеблются между O или B (синий) и K или M (красный). В то время как они это делают, они недолго остаются в классе желтых сверхгигантов G, поскольку это крайне нестабильное место для сверхгигантов.

Спектральные стандарты: ^[66]

• G0V - Бета Canum Venaticorum
• G0IV - Eta Boötis
• G0Ib - Бета Водолея
• G2V - Солнце
• G5V - Каппа1 Кита
• G5IV - Му Геркулес
• G5Ib - 9 пегасов
• G8V - 61 Большая Медведица
• G8IV - Beta Aquilae
• G8IIIa - Каппа Близнецов
• G8IIIab - Эпсилон Девственница
• G8Ib - Epsilon Geminorum

Класс К [ править ]

Звезды K-типа - это оранжевые звезды, которые немного холоднее Солнца. Они составляют около 12% звезд главной последовательности в окрестностях Солнца. ^{[e] [8]} Есть также гигантские звезды K-типа, которые варьируются от гипергигантов, таких как RW Cephei , до гигантов и сверхгигантов , таких как Арктур , тогда как оранжевые карлики , такие как Alpha Centauri  B, являются звездами главной последовательности.

У них очень слабые водородные линии, если они вообще есть, и в основном нейтральные металлы ( Mn  I, Fe  I, Si  I). К концу K появляются молекулярные полосы оксида титана . Таким образом, господствующие теории (основанные на более низкой вредной радиоактивности и долголетии звезд) предполагают, что такие звезды имеют оптимальные шансы на развитие сильно развитой жизни на орбитальных планетах (если такая жизнь прямо аналогична земной) из-за широкой зоны обитания, но гораздо меньшего вредного воздействия. периоды эмиссии по сравнению с наиболее широкими такими зонами. ^{[76] [77]}

Спектральные стандарты: ^[66]

• K0V - Sigma Draconis
• K0III - Поллукс
• K0III - Эпсилон Лебедь
• K2V - Эпсилон Эридана
• K2III - Каппа Змееносца
• K3III - Ро Бётис
• K5V - 61 Лебедь A
• K5III - Гамма Драконис

Класс M [ править ]

Звезды класса M являются наиболее распространенными. Около 76% звезд главной последовательности в окрестностях Солнца являются звездами класса M. ^{[e] [f] [8]} Однако звезды главной последовательности класса M ( красные карлики ) имеют настолько низкую светимость, что ни одна из них не является достаточно яркой, чтобы ее можно было увидеть невооруженным глазом, кроме исключительных условий. Самая яркая из известных звезд главной последовательности M-класса - M0V Lacaille 8760 с блеском 6,7 (предельная величина для типичной видимости невооруженным глазом в хороших условиях обычно указывается как 6,5), и крайне маловероятно, что какие-либо более яркие примеры будут найденный.

Хотя большинство звезд класса M являются красными карликами, большинство самых больших из когда-либо существовавших сверхгигантов в Млечном Пути - это звезды M, такие как VV Cephei , Antares и Betelgeuse , которые также относятся к классу M. Кроме того, более крупные и горячие коричневые карлики относятся к классу M. поздний класс M, обычно в диапазоне от M6,5 до M9,5.

В спектре звезды класса M присутствуют линии от молекул оксидов (в видимой области спектра , особенно TiO ) и всех нейтральных металлов, но обычно линии поглощения водорода отсутствуют. Полосы TiO могут быть сильными у звезд класса M, обычно доминируя в их видимом спектре примерно на M5. Полосы оксида ванадия (II) появились у покойного М.

Спектральные стандарты: ^[66]

• M0IIIa - Бета Андромеды
• M2III - Чи Пегасы
• M1-M2Ia-Iab - Бетельгейзе
• M2Ia - Mu Cephei

Расширенные спектральные типы [ править ]

Был использован ряд новых спектральных классов недавно открытых типов звезд. ^[78]

Классы звезд с горячим синим излучением [ править ]

Спектры некоторых очень горячих и голубоватых звезд демонстрируют выделенные линии излучения углерода или азота, а иногда и кислорода.

Класс W: Вольф – Райе [ править ]

Когда-то включенные как звезды типа O, звезды Вольфа – Райе класса W или WR отличаются отсутствием в спектрах линий водорода. Вместо этого в их спектрах преобладают широкие линии излучения высокоионизированного гелия, азота, углерода и иногда кислорода. Считается, что они в основном умирающие сверхгиганты, водородные слои которых сдуваются звездным ветром , открывая тем самым их горячие гелиевые оболочки. Класс W далее делится на подклассы в соответствии с относительной силой линий эмиссии азота и углерода в их спектрах (и внешних слоях). ^[34]

Диапазон спектров WR приведен ниже: ^{[80] [81]}

• WN ^[34] - в спектре преобладают линии N III-V и He I-II.
  • WNE (от WN2 до WN5 с некоторым количеством WN6) - горячее или «раннее»
  • WNL (от WN7 до WN9 с небольшим количеством WN6) - круче или «поздно»
  • Расширенные классы WN WN10 и WN11 иногда используются для звезд Ofpe / WN9 ^[34]
  • тег h (например, WN9h) для WR с выделением водорода и га (например, WN6ha) как для выделения, так и для поглощения водорода
• WN / C - звезды WN плюс сильные линии C IV, промежуточные между звездами WN и WC ^[34]
• WC ^[34] - спектр с сильными линиями C II-IV
  • WCE (WC4 to WC6) - горячее или «раннее»
  • WCL (WC7 to WC9) - круче или «поздно»
• WO (WO1 - WO4) - сильные линии O VI, крайне редко

Хотя центральные звезды большинства планетарных туманностей (CSPNe) демонстрируют спектры O-типа ^[82], около 10% из них имеют дефицит водорода и показывают спектры WR. ^[83] Это маломассивные звезды, и чтобы отличить их от массивных звезд Вольфа-Райе, их спектры заключены в квадратные скобки: например, [WC]. Большинство из них показывают спектры [WC], некоторые [WO] и очень редко [WN].

Звезды "Slash" [ править ]

В слэш звезды O-типа звезды с WN-подобных линий в их спектрах. Название «косая черта» происходит от их печатного спектрального типа с косой чертой (например, «Of / WNL» ^[68] ).

В этом спектре обнаружена вторичная группа, более холодная, «промежуточная» группа, обозначенная «Ofpe / WN9». ^[68] Эти звезды также назывались WN10 или WN11, но это стало менее популярным с осознанием эволюционного отличия от других звезд Вольфа – Райе. Недавние открытия еще более редких звезд расширили диапазон косых звезд до O2-3.5If ^* / WN5-7, которые даже горячее, чем исходные «косые» звезды. ^[84]

Магнитные звезды O [ править ]

Это O-звезды с сильными магнитными полями. Обозначение Оф? П. ^[68]

Классы красных и коричневых карликов [ править ]

Новые спектральные классы L, T и Y были созданы для классификации инфракрасных спектров холодных звезд. Сюда входят как красные карлики, так и коричневые карлики , которые очень слабы в видимом спектре . ^[85]

Коричневые карлики , звезды, которые не подвергаются слиянию с водородом , с возрастом остывают и переходят в более поздние спектральные классы. Коричневые карлики начинают свою жизнь со спектрами M-типа и остывают через спектральные классы L, T и Y, тем быстрее, чем они менее массивны; коричневые карлики с наивысшей массой не могли остыть до Y или даже T карликов за время существования Вселенной. Поскольку это приводит к неразрешимому перекрытию между спектральными типами " эффективной температурой и яркостью для некоторых масс и возрастов различных типов LTY, нет различного температурного или светимости значения не может быть дано. ^[7]

Класс L [ править ]

Карлики класса L получили свое название, потому что они холоднее, чем звезды M, а L - это оставшаяся буква в алфавитном порядке, ближайшая к M. Некоторые из этих объектов имеют достаточно большую массу, чтобы поддерживать синтез водорода, и поэтому являются звездами, но большинство из них имеют субзвездную массу и, следовательно, являются коричневые карлики. Они имеют очень темно-красный цвет и самые яркие в инфракрасном диапазоне . Их атмосфера достаточно прохладна, чтобы в спектрах выделялись гидриды металлов и щелочные металлы . ^{[86] [87] [88]}

Из-за низкой поверхностной гравитации в звездах- гигантах конденсаты, содержащие TiO и VO, никогда не образуются. Таким образом, звезды L-типа крупнее карликов никогда не могут образоваться в изолированной среде. Однако эти сверхгиганты L-типа могут образоваться в результате столкновений звезд, примером которых является V838 Monocerotis , находящийся в разгаре извержения его светящейся красной новой .

Класс T: метановые карлики[ редактировать ]

Карлики класса T - это холодные коричневые карлики с температурой поверхности от 550 до 1300 К (от 277 до 1027 ° C; от 530 до 1880 ° F). Их излучение достигает максимума в инфракрасном диапазоне . В их спектрах заметно выделяется метан . ^{[86] [87]}

Классы T и L могут быть более распространены, чем все другие классы вместе взятые, если недавние исследования верны. Поскольку коричневые карлики существуют так долго - в несколько раз старше Вселенной, - в отсутствие катастрофических столкновений количество этих меньших тел может только увеличиваться.

Изучение количества пропидов (протопланетных дисков, сгустков газа в туманностях, из которых формируются звезды и планетные системы) показывает, что количество звезд в галактике должно быть на несколько порядков больше, чем предполагалось ранее. Предполагается, что эти аргументы соревнуются друг с другом. Первый, который сформируется, станет протозвездой , которая является очень агрессивным объектом и будет разрушать другие объекты поблизости, лишая их газа. Тогда жертвы, вероятно, станут звездами главной последовательности или коричневыми карликами классов L и T, которые для нас совершенно невидимы.

Класс Y [ править ]

Коричневые карлики спектрального класса Y холоднее карликов спектрального класса T и имеют качественно отличный от них спектр. По состоянию на август 2013 г. в общей сложности 17 объектов были помещены в класс Y ^[89]. Хотя такие карлики были смоделированы ^[90] и обнаружены в пределах сорока световых лет с помощью Wide-field Infrared Survey Explorer (WISE) ^{[78] [ 91] [92] [93] [94]} пока нет четко определенной спектральной последовательности и прототипов. Тем не менее, некоторые объекты были предложены как спектральные классы Y0, Y1 и Y2. ^[95]

Спектры этих предполагаемых Y-объектов показывают поглощение около 1,55  мкм . ^[96] Делорм и др. предположили, что эта особенность обусловлена ​​абсорбцией аммиака , и что это следует рассматривать как индикаторную особенность для перехода TY. ^{[96] [97]} Фактически, свойство абсорбции аммиака является основным критерием, принятым для определения этого класса. ^[95] Однако эту особенность трудно отличить от поглощения водой и метаном , ^[96] и другие авторы заявили, что присвоение класса Y0 преждевременно. ^[98]

Последний коричневый карлик, предложенный для спектрального класса Y, WISE 1828 + 2650 , представляет собой карлик> Y2 с эффективной температурой, первоначально оцененной примерно в 300  К , то есть температуре человеческого тела. ^{[91] [92] [99] Однако} измерения параллакса показали, что его светимость несовместима с его холодностью, превышающей ~ 400 К. Самый холодный карлик Y, известный в настоящее время, - это WISE 0855−0714 с приблизительной температурой 250 К. ^[100]

Диапазон масс для Y-карликов составляет 9–25  масс Юпитера , но молодые объекты могут достигать массы ниже одной Юпитера, что означает, что объекты класса Y колеблются от предела синтеза дейтерия 13 масс Юпитера, который отмечает текущее разделение МАС между коричневыми карликами и планетами. ^[95]

Необычные коричневые карлики [ править ]

Молодые коричневые карлики имеют низкую поверхностную гравитацию, потому что они имеют больший радиус и меньшую массу по сравнению со звездами поля аналогичного спектрального класса. Эти источники отмечены буквой бета (β) для средней поверхностной силы тяжести и гаммой (γ) для низкой поверхностной силы тяжести. Признаком низкой поверхностной силы тяжести являются слабые линии CaH, KI и NaI, а также сильная линия VO. ^[103] Альфа (α) обозначает нормальную поверхностную гравитацию и обычно опускается. Иногда очень низкая поверхностная сила тяжести обозначается дельтой (δ). ^[105] Суффикс «pec» означает «особенный». Суффикс своеобразный все еще используется для других необычных особенностей и суммирует различные свойства, указывающие на низкую поверхностную гравитацию, субкарлики и неразрешенные двойные системы. ^[106]Префикс sd означает субкарлики и включает только классные субкарлики. Этот префикс указывает на низкую металличность и кинематические свойства, которые больше похожи на звезды гало, чем на звезды диска . ^[102] Субкарлики кажутся более синими, чем объекты на диске. ^[107] Красный суффикс описывает предметы красного цвета, но более старшего возраста. Это не интерпретируется как низкая поверхностная сила тяжести, а как высокое содержание пыли. ^{[104] [105]} Синий суффикс описывает объекты с синими цветами в ближнем инфракрасном диапазоне, которые нельзя объяснить низкой металличностью. Некоторые объясняются как двоичные файлы L + T, другие не являются двоичными, например 2MASS J11263991−5003550и объясняются тонкими и / или крупнозернистыми облаками. ^[105]

Поздние классы гигантских углеродных звезд [ править ]

Углеродные звезды - это звезды, спектры которых указывают на образование углерода - побочного продукта синтеза тройного альфа- гелия. С увеличением содержания углерода и некоторым параллельным s-процессом образования тяжелых элементов спектры этих звезд становятся все более и более отклоняющимися от обычных поздних спектральных классов G, K и M. Эквивалентными классами для богатых углеродом звезд являются S и C.

Предполагается, что гиганты среди этих звезд сами производят этот углерод, но некоторые звезды этого класса являются двойными звездами, чья странная атмосфера предположительно была передана от компаньона, который сейчас является белым карликом, когда компаньон был углеродной звездой. .

Класс C: углеродные звезды [ править ]

Первоначально классифицированные как звезды R и N, они также известны как углеродные звезды . Это красные гиганты, близкие к концу своей жизни, у которых в атмосфере имеется избыток углерода. Старые классы R и N работали параллельно с обычной системой классификации от примерно среднего G до позднего M. Недавно они были преобразованы в унифицированный углеродный классификатор C с N0, начинающимся примерно с C6. Еще одно подмножество холодных углеродных звезд - это звезды C – J-типа, которые характеризуются сильным присутствием молекул 13 CN в дополнение к молекулам 12 CN . ^[108] Известно несколько углеродных звезд главной последовательности, но подавляющее большинство известных углеродных звезд - гиганты или сверхгиганты. Есть несколько подклассов:

• CR - Ранее его собственный класс ( R ), представляющий углеродный звездный эквивалент звезд позднего G - раннего K-типа.
• CN - ранее принадлежавший к собственному классу, представляющий углеродный звездный эквивалент поздних звезд K- и M-типов.
• CJ - подтип звезд круто C с высоким содержанием 13 C .
• CH - аналоги звезд КЛ популяции II .
• C-Hd - углеродные звезды с дефицитом водорода, похожие на сверхгигантов позднего G с добавленными полосами CH и C 2 .

Класс S [ править ]

Звезды класса S образуют континуум между звездами класса M и углеродными звездами. Те, которые наиболее похожи на звезды класса M, имеют сильные полосы поглощения ZrO, аналогичные полосам TiO звезд класса M, тогда как те, которые наиболее похожи на углеродные звезды, имеют сильные линии D натрия и слабые полосы C 2 . ^[109] Звезды класса S имеют избыточное количество циркония и других элементов, произведенных s-процессом , и имеют более похожее содержание углерода и кислорода, чем звезды класса M или углеродные звезды. Подобно углеродным звездам, почти все известные звезды класса S являются звездами асимптотической ветви гигантов .

Спектральный класс образован буквой S и числом от нуля до десяти. Это число соответствует температуре звезды и приблизительно соответствует температурной шкале, используемой для гигантов класса M. Наиболее распространены типы от S3 до S5. Нестандартное обозначение S10 использовалось для звезды Chi Cygni только в крайнем минимуме.

Основная классификация обычно сопровождается указанием численности по одной из нескольких схем: S2,5; S2 / 5; S2 Zr4 Ti2; или S2 * 5. Число после запятой представляет собой шкалу от 1 до 9 в зависимости от соотношения ZrO и TiO. Число после косой черты - это более поздняя, ​​но менее распространенная схема, разработанная для представления отношения углерода к кислороду по шкале от 1 до 10, где 0 будет звездой MS. Можно явно указать интенсивности циркония и титана . Также иногда можно увидеть число после звездочки, которое представляет силу полос ZrO2 по шкале от 1 до 5.

Классы MS и SC: промежуточные классы, связанные с углеродом [ править ]

Между классами M и S пограничные случаи называются звездами MS. Аналогичным образом пограничные случаи между классами S и CN называются SC или CS. Предполагается, что последовательность M → MS → S → SC → CN представляет собой последовательность увеличения содержания углерода с возрастом для углеродных звезд в асимптотической ветви гигантов .

Классификация белых карликов[ редактировать ]

Класс D ( вырожденный ) - это современная классификация, используемая для белых карликов - звезд с малой массой, которые больше не подвергаются ядерному синтезу и уменьшились до размеров планеты, медленно остывая. Класс D далее делится на спектральные типы DA, DB, DC, DO, DQ, DX и DZ. Эти буквы не связаны с буквами, используемыми при классификации других звезд, но вместо этого указывают на состав видимого внешнего слоя или атмосферы белого карлика.

Типы белых карликов следующие: ^{[110] [111]}

• DA - богатая водородом атмосфера или внешний слой, обозначенный сильными спектральными линиями бальмеровского водорода .
• DB - атмосфера, богатая гелием , обозначенная нейтральным гелием, He I , спектральными линиями.
• DO - богатая гелием атмосфера, обозначенная ионизированным гелием, He II , спектральными линиями.
• DQ - богатая углеродом атмосфера, обозначенная линиями атомарного или молекулярного углерода.
• ДЗ - это металл -богатой атмосферы, обозначено металлические спектральные линии (слияние устаревших белых карликовых спектральных типов, DG, DK, и DM).
• DC - отсутствие сильных спектральных линий, указывающих на одну из вышеперечисленных категорий.
• DX - спектральные линии недостаточно четкие, чтобы отнести их к одной из вышеперечисленных категорий.

За типом следует число, обозначающее температуру поверхности белого карлика. Это число представляет собой округленную форму 50400 / T _eff , где T _eff - эффективная температура поверхности , измеряемая в кельвинах . Первоначально это число округлялось до одной из цифр от 1 до 9, но в последнее время начали использоваться дробные значения, а также значения ниже 1 и выше 9. ^{[110] [112]}

Две или более буквы типа могут использоваться для обозначения белого карлика, который отображает более одной из спектральных характеристик, указанных выше. ^[110]

Расширенные спектральные типы белых карликов [ править ]

• DAB - белый карлик, богатый водородом и гелием, демонстрирующий линии нейтрального гелия.
• DAO - белый карлик, богатый водородом и гелием, демонстрирующий линии ионизированного гелия.
• DAZ - богатый водородом металлический белый карлик
• DBZ - богатый гелием металлический белый карлик

Для белых карликов используется другой набор символов спектральных особенностей, чем для других типов звезд: ^[110]

Незвездные спектральные типы: классы P и Q [ править ]

Наконец, классы P и Q , оставшиеся от системы Дрейпера Кэнноном, иногда используются для некоторых не звездных объектов. Объекты типа P - это звезды в планетарных туманностях, а объекты типа Q - это новые . ^{[ необходима цитата ]}

Звездные остатки [ править ]

Звездные остатки - это объекты, связанные со смертью звезд. В эту категорию входят и белые карлики , и, как видно из радикально иной схемы классификации для класса D, незвездные объекты сложно вписать в систему МК.

Диаграмма Герцшпрунга-Рассела, на которой основана система МК, носит наблюдательный характер, поэтому эти остатки не могут быть легко нанесены на диаграмму или не могут быть размещены вообще. Старые нейтронные звезды относительно малы и холодны и попадают в крайнюю правую часть диаграммы. Планетарные туманности динамичны и имеют тенденцию быстро тускнеть по мере того, как звезда-прародитель переходит в ветвь белого карлика. Если это показано, планетарная туманность будет построена справа от верхнего правого квадранта диаграммы. Черная дыра не излучает видимый свет самостоятельно, и , следовательно , не будет отображаться на диаграмме. ^[113]

Была предложена система классификации нейтронных звезд с использованием римских цифр: тип I для менее массивных нейтронных звезд с низкой скоростью охлаждения, тип II для более массивных нейтронных звезд с более высокими скоростями охлаждения и предлагаемый тип III для более массивных нейтронных звезд (возможно, экзотических звезд). звездные кандидаты) с более высокой скоростью охлаждения. ^[114] Чем массивнее нейтронная звезда, тем больший поток нейтрино она несет. Эти нейтрино уносят так много тепловой энергии, что всего за несколько лет температура изолированной нейтронной звезды упадет с порядка миллиардов до всего лишь около миллиона градусов Кельвина. Эту предлагаемую систему классификации нейтронных звезд не следует путать с более ранними спектральными классами Секки и классами светимости Йеркса.

Заменены спектральные классы [ править ]

Некоторые спектральные типы, которые ранее использовались для нестандартных звезд в середине 20 века, были заменены в ходе пересмотра системы классификации звезд. Их все еще можно найти в старых редакциях звездных каталогов: R и N были включены в новый класс C как CR и CN.

Звездная классификация, обитаемость и поиск жизни [ править ]

Хотя люди, возможно, в конечном итоге смогут колонизировать любую звездную среду обитания, в этом разделе будет рассмотрена вероятность возникновения жизни вокруг других звезд.

Стабильность, яркость и продолжительность жизни - все это факторы обитаемости звезд. Мы знаем только об одной звезде, в которой есть жизнь, и это наша собственная звезда - звезда G-класса с большим количеством тяжелых элементов и низкой изменчивостью яркости. Он также отличается от многих звездных систем тем, что в нем есть только одна звезда (см. Обитаемость двоичной системы ).

Исходя из этих ограничений и проблем наличия только одной эмпирической выборки, диапазон звезд, которые, по прогнозам, могут поддерживать жизнь в том виде, в каком мы ее знаем, ограничен несколькими факторами. Из звезд главной последовательности звезды более массивные, чем Солнце, более чем в 1,5 раза (спектральные типы O, B и A) стареют слишком быстро для развития развитой жизни (используя Землю как ориентир). С другой стороны, карлики с массой менее половины нашего Солнца (спектральный тип M), вероятно, будут блокировать планеты в пределах своей обитаемой зоны, наряду с другими проблемами (см. Обитаемость систем красных карликов ). ^[115] Хотя существует множество проблем, с которыми сталкивается жизнь на красных карликах, многие астрономы продолжают моделировать эти системы из-за их огромного количества и долголетия.

По этим причинам миссия НАСА « Кеплер» ищет пригодные для жизни планеты у ближайших звезд главной последовательности, которые менее массивны, чем спектральный тип A, но более массивны, чем тип M, что делает наиболее вероятные звезды для размещения живых карликовых звезд типов F, G и K. . ^[115]

См. Также [ править ]

 Астрономический портал

• Астрограф
• Приглашенная звезда  - древнекитайское название катаклизмических переменных звезд.
• Спектральная характеристика  - изменение коэффициента отражения или излучения материала в зависимости от длин волн.
• Количество звезд , обзор звезд
• Звездная динамика

Примечания [ править ]

Ссылки [ править ]

Внешние ссылки [ править ]

Найдите звезду позднего  или раннего типа в Викисловаре, бесплатном словаре.

• Библиотеки звездных спектров Д. Монтеса, UCM
• Спектральные типы для записей каталога Hipparcos
• Звездная спектральная классификация Ричарда О. Грея и Кристофера Дж. Корбалли
• Спектральные модели звезд П. Коэльо
• Меррифилд, Майкл; Бауэр, Аманда; Häußler, Борис (2010). «Звездная классификация» . Шестьдесят символов . Brady Харан для Ноттингемского университета .
• Таблица классификации звезд