Спектральные классы звёзд

Получение спектров

Спектральные классы звёзд

Спектры излучения разных источников света

В простом случае спектр можно получить следующим образом: свет, излучаемый объектом, пропускается через узкое отверстие, позади которого располагается призма. Последняя преломляет свет, который после направляется на экран или специальную фотопленку. Полученное изображение представляется в виде плавного градиента цветов от фиолетового к красному. Спектр без каких-либо черных линий называется непрерывным. Подобная картина наблюдается при излучении света твердыми или жидкими телами, к примеру – лампой накаливания.

Рассмотрим следующий случай: пусть имеется горелка, в пламя которой поместили некоторую массу соли. В описанном случае в свете пламени будет наблюдаться ярко-желтый цвет. И если посмотреть через спектроскоп на эти испарения, то мы увидим яркую желтую линию. Это означает, что разогретые пары натрия излучают свет с длиной волны желтого цвета. Данное свойство присущее любому веществу в газообразном состоянии, а его спектр называется линейчатым.

При наблюдении за Солнцем немецкий оптик Йозеф Фраунгофер отметил, что в его непрерывном спектре излучения имеются некие тонкие черные линии. Позже Густав Кирхгоф определил, что всякий разреженный газ поглощает лучи света именно тех длин волн, которые испускает сам, находясь в состоянии свечения. Получаемые на непрерывном спектре черные линии были названы как линии поглощения. Применив упомянутые законы к Солнцу, ученые, смогли выявить химический состав атмосферы звезды. Так как газы в атмосфере поглощали излучение с определенными длинами волн.

Спектральные классы звёзд

40 различных спектров Солнца

В дальнейшем в спектроскопии появилось множество методов изучения других свойств звезд, то бишь смещение спектра в определенную сторону, сравнение со спектром абсолютно черного тела, раздвоение линий наложения и прочее.

Сегодня приборы ученых позволяют измерять спектры звезд, в любых диапазонах помимо оптического, при помощи различных фильтров и окуляров, например в рентгеновском или ультрафиолетовом.

Основная (гарвардская) спектральная классификация[править | править код]

Современная (гарвардская) спектральная классификация звёзд, разработанная в Гарвардской обсерватории в — гг. является температурной классификацией, основанной на виде и относительной интенсивности линий поглощения и испускания спектров звёзд.

Файл:Stellar.Spectra.Lnes.Intensity.jpg

Интенсивности групп линий в спектрах звёзд различных спектральных классов.

Спектральные классы звёзд

Диаграмма спектральный класс—светимость (Диаграмма Герцшпрунга — Рассела)

Основная (гарвардская) спектральная классификация звёзд:

Класс Температура(Кельвин) Цвет звезды Особенноси спектров
O 30 000—60 000 K Голубые Линии HI, HeI, HeII, многократно ионизованных SiIV, CIV, CIII, NIII
B 10 000—30 000 K Бело-голубые Линии HeI, HI, усиливающиеся к классу A. Слабые линии H, K, CaII
A 7500—10 000 K Белые Интенсивные линии HI, линии H, K CaII, усиливающиеся к классу F, cлабые линии металлов (Fe, Mg)
F 6000—7500 K Желтовато-белые Линии H и K CaII и линии металлов, усиливающиеся к классу G, линии HI ослабевают. Появляется линия CaI и полоса G (линии Fe, Ca, Ti)
G 5000—6000 K Жёлтые Интенсивные линии H и K CaII, CaI, линии FeI и FeII. Многочисленные линии др. металлов, интенсивная полоса G. Линии HI слабеют к классу K
K 3500—5000 K Оранжевые Наибольшая интенсивность линий H и K CaII, интенсивная линия CaI, линии металлов и полоса G. С подкласса K5 появляются полосы поглощения TiO
M 2000—3500 K Красные Интенсивные полосы поглощения TiO и др. молекулярные полосы, линии металлов, H и K CaII, CaI, полоса G слабеет. У переменных типа о Кита имеются линии излучения HI

Внутри класса звёзды делятся на подклассы от (самые горячие) до 9 (самые холодные). Солнце имеет спектральный класс G2 и эквивалентную температуру фотосферы 5780 K.

Для запоминания последовательности существуют мнемонические формулы:

  • на английском: Oh Be A Fine Girl, Kiss Me Right Now Sweetheart (Выше указаны не все существующие классы)(здесь есть множество вариантов этой последовательности)
  • и на русском: Один Бритый Англичанин Финики Жевал Как Морковь

языках.

Звездные остатки

От массы в общем случае зависит и судьба звезды – то, как она окончит свой жизненный путь. Маломассивные звезды типа Солнца, исчерпав запас водорода, теряют внешние слои, после чего от светила остается вырожденное ядро, в котором уже не может идти термоядерный синтез, – белый карлик. Наружный тонкий слой молодого белого карлика обычно имеет температуру до 200 000 K, а глубже располагается изотермическое ядро, нагретое до десятков миллионов градусов. Дальнейшая эволюция карлика заключается к его постепенному остыванию.

Спектральные классы звёзд

Гигантские звезды ждет иная судьба – взрыв сверхновой, сопровождающийся повышением температуры уже до значений порядка 1011 K. В ходе взрыва становится возможен нуклеосинтез тяжелых элементов. Одним из результатов подобного феномена является нейтронная звезда – очень компактный, сверхплотный, со сложной структурой остаток погибшей звезды. При рождении он столь же горяч – до сотен миллиардов градусов, однако стремительно остывает за счет интенсивного излучения нейтрино. Но, как мы увидим далее, даже новорожденная нейтронная звезда – не то место, где температура – самая высокая во Вселенной.

Йеркская классификация с учётом светимости

В 1943 г. в одноименной обсерватории была разработана еще Йеркская классификация, которая учитывает светимость звезд, что отражается в ее названии. Иначе ее называют МКК — по первым буквам фамилий ученых: В.В. Морган, П.К. Кинан и Э. Келлман. Дело в том, что Гарвардская классификация не принимает в расчет такую важную характеристику небесного светила как светимость. Позже Йеркская классификация была отображена Эйнаром Герцшпрунгом (Дания) и Генри Расселом (США) в виде диаграммы с зависимостью спектрального класса от светимости. Таким образом, мы можем визуально наблюдать закономерность в свойствах звезд разного рода.

  • Ia+ или 0 — сверхгиганты с наивысшей мощностью, массой, яркостью и короткой длительностью жизни;

    Диаграмма Герцшпрунга-Рассела

  • I, Ia, Iab, Ib — одни из наиболее массивных звезд – «сверхгиганты»;
  • II, IIa, IIb — светила, имеющие светимость близкую к светимости сверхгигантов, однако их массы обычно недостаточно, чтобы относить их к сверхгигантам. Называются – «яркие гиганты»;
  • III, IIIa, IIIab, IIIb — тела, обладающие большей светимостью и размером, чем звезды главной последовательности ( см. ниже), но схожей температурой верхних слоев. Зовутся как «гиганты»;
  • IV — звезды, которые некогда являлись объектами главной последовательности, однако после их водородное топливо иссякло – «субгиганты»;
  • V, Va, Vb — карлики (звезды главной последовательности, которых около 90% среди всех светил);
  • VI —класс с аномальной светимостью, промежуточный между карликами главной последовательности и белыми карликами – «субкарлики»;
  • VII — компактные объекты, являющиеся последним этапом существования большинства звезд – «белые карлики».

Спектральные классы звёзд

Звезды разных классов

Данная диаграмма позволяет также определить светимость звезды, при наличии ее спектра. Исходя из вышеописанных классификаций сегодня Солнце относят к классу G2V.

Существует множество дополнительных спектральных классов для более экзотических объектов. Например, Q – для молодых звезд, P – для планетарных туманностей, D – для белых карликов, W для самых горячих светил, температура которых превышает температуру звезд класса O, и может достигать около 100 000 К.

Характеристические особенности в классе

Очевидно, каждая звезда хоть и относится к определенному классу, все же остается индивидуальным и неповторимым объектом, как и человек. Потому существует ряд дополнительных буквенных обозначений, которые указывают на особенности светила. Тип звезды обозначается буквой, которая стоит перед спектральным классом: карлик (d от dwarf), сверхгигант (с), гигант (g), субгигант (sg), субкарлик (sd), белый карлик (w или wd).

Спектральные классы звёзд

Пульсар PSR J0348 +0432 — нейтронная звезда и белый карлик

Многие свойства звезды выражаются особенностями его спектра, для них существует множество буквенных обозначений, которые располагаются после спектрального класса, например сильные линии металлов буквой m, а резкие и узкие линии – s.

Используя вышеописанные спектральные классы, астрономы могут кратко изложить основные свойства и особенности космического объекта. Так ярчайшая точка ночного небосвода – Сириус АB представляет собой систему из двух звезд и имеет спектральный класс A1Vm/DA2. Это означает, что видимая звезда (Сириус А) относится к классу А с подклассом температуры 1, является карликом главной последовательности и имеет сильные линии металлов, о чем говорят буквы «V» и «m». Ее компаньон Сириус Б – желтый карлик с подклассом 2, имеющий в атмосфере водород, и не имеющий гелий, линии которых соответственно присутствуют/отсутствуют в спектре, на что указывает буква А.

Самые горячие звезды

Из диаграммы явствует, что наиболее горячими являются голубые гиганты, сверхгиганты и гипергиганты. Это чрезвычайно массивные, яркие и короткоживущие звезды. Термоядерные реакции в их недрах протекают очень интенсивно, порождая чудовищную светимость и высочайшие температуры. Такие звезды относятся к классам B и O либо к особому классу W (отличается широкими эмиссионными линиями в спектре).

Например, Эта Большой Медведицы (находится на «конце ручки» ковша) при массе, в 6 раз превышающей солнечную, светит в 700 раз мощнее и имеет поверхностную температуру около 22 000 K. У Дзеты Ориона – звезды Альнитак, – которая массивнее Солнца в 28 раз, внешние слои нагреты до 33 500 K. А температура гипергиганта с наивысшей известной массой и светимостью (как минимум в 8,7 миллионов раз мощнее нашего Солнца) – R136a1 в Большом Магеллановом облаке – оценена в 53 000 K.

Однако фотосферы звезд, как бы сильно разогреты они ни были, не дадут нам представления о самой высокой температуре во Вселенной. В поисках более жарких областей нужно заглянуть в недра звезд.

Спектральные классы звёзд

Гарвардская спектральная классификация

Ещё в начале 20 века в Гарварде была придумана классификация, позднее она дополнялась, но главная идея осталась — спектральные типы обозначаются буквами латинского алфавита. Последовательность выглядит следующим образом:

Q — P — W — O —B — A — F — G — K — M

Первые три буквы (QPW) разберём чуть позже, а последовательность (OBAFGKM) запомните сразу. Сделать это легко, астрономы-учёные уже давно придумали мнемонические образы как на русском, так и на английском языках. В оригинале звучит так: Oh, Be A Fine Girl, Kiss Me. В русском эквиваленте вариант такой: Один Бритый Англичанин Финики Жевал Как Морковь. И последний вариант, тоже русский, но для упрощённого детского восприятия (читается в обратном порядке): Морковь Кажется Жирафу Фруктом, А Бегемоту Овощем.

Давайте чуть подробнее остановимся на каждом из классов звёзд.

Спектральные классы звёзд
Спектральный класс звёзд (классификация Моргана-Кинана)

Класс O

Звёзды имеют очень высокую температуру (30-60 тысяч К), о чём свидетельствует большая интенсивность области. Звёзды имеют ярко выраженный голубой оттенок. Больше всего тёмных спектральных линий в крайней левой фиолетового цвета части спектра (если смотреть на изображение спектра выше). Типичные звёзды этого класса — Дзета в созвездии Корма, Лямбда Ориона, Кси Персея.

Класс B

Температура поверхности звезды колеблется в диапазоне от 10 до 30 тысяч К. Имеют голубовато-белый цвет. Самый типичный представитель — звезда Спика (в созвездии Дева). Также Ригель и Эпсилон Ориона.

Класс A

Температура от 7500 до 10000 К. Белого цвета. Линии водорода достигают наибольшей интенсивности. Яркими представителями являются звёзды Вега и Сириус.

Класс F

Температура лежит в диапазоне 6000 — 7500 К. Происходит ослабление линий водорода и усиление линий ионизированных металлов: кальций, титан, железо. Цвет ярко-жёлтый. Знаменитые звёзды — Процион в созвездии Малый Пёс и Канопус в созвездии Киль.

Класс G

Температура на поверхности равна 5000 — 6000 К. Содержится большое количество ионизированного кальция. Цвет жёлтый. Звезда Солнце относится к этому классу.

Класс K

Температура уже не превышает 5 тысяч К и лежит в диапазоне от 3500 до 5000 К. Цвет светло-красный. К этому классу относятся звёзды Арктур в созвездии Волопас и Альдебаран в Тельце.

Класс M

Звёзды с минимальной температурой равной 2000 — 3500 К. На спектре линии металлов ослабевают. Цвет ярко-красный, иногда тёмно-оранжевый. К этому классу относится знаменитая звезда Бетельгейзе в созвездии Орион.

Дополнительные классы Q, P, W

Буквой Q обозначаются спектральные классы новых звёзд (молодых).

Буквой P  — классы спектров планетарных туманностей.

Буквой W обозначаются спектры звёзд типа Вольфа-Райе — очень горячие звёзды, температура превышает звёзды O класса и достигает 100 тысяч К.

Для более детального разделения на классы были введены подклассы. Каждый класс, за исключением O, делится на 10 подклассов, которые обозначаются цифрами от 0 до 9 и ставятся после буквы основного класса. Спектральный класс O делится на меньшее количество подклассов: от 4 до 9,5. Наше Солнце с учётом подкласса имеет вид — G2 и температуру поверхности (фотосферы) равную 5780 К.

Не запутались ещё? Тогда углубимся ещё.

Если спектр звезды обладает дополнительными особенностями, к обозначению класса добавляются дополнительные символы (индексы). Если присутствуют эмиссионные линии, ставится буква е (B5e). Звезды-сверхгиганты часто  отличаются глубокими узкими линиями. Это отмечается буквой с (cF0). Интенсивность избранных линий поглощения даёт нам возможность судить о светимости звезды и определить, является ли она (перед спектральным классом ставится индекс γ) или (индекс δ). Другие особенности в спектре звезды, нетипичные  для данного спектрального класса, отмечаются буквой р — пекулярные (А6р).

Два последних индекса связаны с осевым вращением звезды, которое приводит к размытию и расширению спектральных линий: индекс n — диффузные линии, s — резкие линии.

Светоизмерительная классификация

Звезды могут также быть классифицированы, используя светоизмерительные данные от любой светоизмерительной системы. Например, мы можем калибровать диаграммы показателя цвета U−B и B−V в системе UBV согласно классам яркости и спектральному. Тем не менее, эта калибровка не прямая, потому что много эффектов нанесены в таких диаграммах: межзвездное покраснение, цвет изменяется из-за металлических свойств и смешивания света от двойных и многократных звезд.

Светоизмерительные системы с большим количеством цветов и более узких полос пропускания позволяют класс звезды, и следовательно физические параметры, чтобы быть определенными более точно. Самое точное определение прибывает, конечно, из спектральных измерений, но туда не всегда достаточно пора получить качественные спектры с высоким отношением сигнал-шум.

История

Причина странного расположения писем в классификации Гарварда историческая, развившись из более ранних классов Secchi и прогрессивно изменяемый как понимание улучшенного.

Классы Secchi

В течение 1860-х и 1870-х, ведя звездного spectroscopist Отца Анджело Секки создал классы Секки, чтобы классифицировать наблюдаемые спектры. К 1866 он развил три класса звездных спектров:

  • Класс I: белые и синие звезды с широкими тяжелыми водородными линиями, такими как Вега и Альтаир. Это включает современный класс A и ранний класс F.
  • : Класс I, подтип Orion: подтип класса I с узкими линиями вместо широких групп, таких как Ригель и Беллатриса. В современных терминах это соответствует ранним звездам B-типа
  • Класс II: желтые звезды — водородные менее сильные, но очевидные металлические линии, такие как Солнце, Арктур и Capella. Это включает современные классы G и K, а также последний класс F.
  • Класс III: оранжевый к красным звездам со сложными спектрами группы, такими как Betelgeuse и Антарес. Это соответствует современному классу M.

В 1868 он обнаружил углеродные звезды, которые он поместил в отличную группу:

Класс IV: красные звезды со значительными углеродными полосами и линиями (углеродные звезды.)

В 1877 он добавил пятый класс:

Класс V: звезды линии эмиссии, такие как γ Cassiopeiae и Sheliak.

В конце 1890-х, эта классификация начала заменяться классификацией Гарварда, которая обсуждена в остатке от этой статьи.

Система драпировщика

В 1880-х астроном Эдвард К. Пикеринг начал делать обзор звездных спектров в Обсерватории Гарвардского колледжа, используя метод объективной призмы. Первым результатом этой работы был Каталог Драпировщика Звездных Спектров, изданных в 1890. Виллиэмина Флеминг классифицировала большинство спектров в этом каталоге. Это использовало схему, в которой ранее используемые классы Secchi (я к IV) были разделены на более определенные классы, данные письма от до N. Кроме того, письма O, P и Q использовались, O для звезд, спектры которых состояли, главным образом, из ярких линий, P для планетарных туманностей и Q для звезд, не вписывающихся в любой другой класс.

Система Гарварда

В 1897 другой рабочий в Гарварде, Антония Мори, поместил подтип Orion класса I Secchi перед остатком от класса I Secchi, таким образом поместив современный тип B перед современным типом A. Она была первой, чтобы сделать так, хотя она не использовала начитанные спектральные типы, а скорее серию двадцати двух типов, пронумерованных от меня до XXII.

В 1901 Энни Джамп Кэннон возвратилась к начитанным типам, но пропустила все письма кроме O, B, A, F, G, K, и M, используемый в том заказе, а также P для планетарных туманностей и Q для некоторых специфических спектров. Она также использовала типы, такие как B5A для звезд на полпути между типами B и A, F2G для одной пятой звезд пути от F до G и т.д. Наконец, к 1912, Кэннон изменила типы B, A, B5A, F2G, и т.д. к B0, A0, B5, F2, и т.д. Это — по существу современная форма системы классификации Гарварда. Общая мнемосхема для запоминания спектральных писем о типе, «О, Быть Прекрасным Парнем/Девочкой, Поцеловать Меня».

Современная интерпретация

Факт, что классификация Гарварда звезды указала на свою поверхностную или фотосферическую температуру (или более точно, ее эффективная температура) не был полностью понят до окончания ее развития, хотя к тому времени, когда первая диаграмма Херцспранг-Рассела была сформулирована (к 1914), это, как обычно подозревали, было верно. В 1920-х индийский физик Мегнэд Саа получил теорию ионизации, расширив известные идеи в физической химии, имеющей отношение к разобщению молекул к ионизации атомов. Сначала он применил его к солнечной хромосфере, затем к звездным спектрам. Астроном Гарварда Сесилия Хелена Пэйн (позже, чтобы стать Сесилией Пэйн-Гэпошкин) тогда продемонстрировал, что спектральная последовательность OBAFGKM — фактически последовательность в температуре. Поскольку последовательность классификации предшествует нашему пониманию, что это — температурная последовательность, размещение спектра в данный подтип, такой как B3 или A7, зависит от (в основном субъективных) оценок преимуществ поглотительных особенностей в звездных спектрах. В результате эти подтипы равномерно не разделены ни на какой вид математически representable интервалы.

Будущее классификаций

В процессе дальнейших исследований эти классификации будут уточняться и изменяться/заменяться. Во всяком случае, на 2017 год спектральные классификации, основанные на двух предыдущих спектроскопических исследованиях 1990-х годов, по-прежнему являются стандартом. Ученые до сих пор не смогли договориться о лучшей таксономической системе, что во многом объясняется сложностью получения подробных данных при измерении большого числа астероидов. Так, например, проведение спектроскопических исследований с большим разрешением или получение данных о плотности астероидов, могли бы существенно помочь в создании более точной классификации.

На данный момент точно выделено 3 основных класса астероидов, в зависимости от химического состава метеоритов:

  • Класс C — на основе метеоритов с высоким содержанием углерода
  • Класс S — на основе каменных метеоритов
  • Класс M — на основе железных метеоритов

Жарче всех

Следует иметь в виду, что квазар 3С 273 мы видим таким, каким он был около 2,5 миллиарда лет назад. Так что, учитывая, что, чем дальше мы заглядываем в космос, тем более отдаленные эпохи прошлого наблюдаем, в поисках самого горячего объекта мы вправе окинуть взглядом Вселенную не только в пространстве, но и во времени.

Спектральные классы звёзд

Если вернуться к самому моменту ее рождения — приблизительно 13,77 миллиарда лет назад, наблюдать который невозможно, — мы обнаружим совершенно экзотическую Вселенную, при описании которой космология подходит к пределу своих теоретических возможностей, связанному с границами применимости современных физических теорий.

Описание Вселенной становится возможным, начиная с возраста, соответствующего планковскому времени 10-43 секунд. Самый горячий объект в эту эпоху – сама наша Вселенная, с планковской температурой 1,4×1032 K. И это, согласно современной модели ее рождения и эволюции, максимальная температура во Вселенной из всех когда-либо достигавшихся и возможных.

Термоядерные топки космоса

В ядрах массивных звезд, стиснутых колоссальным давлением, развиваются действительно высокие температуры, достаточные для нуклеосинтеза элементов вплоть до железа и никеля. Так, расчеты для голубых гигантов, сверхгигантов и очень редких гипергигантов дают для этого параметра к концу жизни звезды порядок величины 109 K – миллиард градусов.

Строение и эволюция подобных объектов пока еще недостаточно хорошо изучены, соответственно и модели их еще далеко не полны. Ясно, однако, что очень горячими ядрами должны обладать все звезды больших масс, к каким бы спектральным классам они ни принадлежали, – например, красные сверхгиганты. Несмотря на несомненные различия в процессах, протекающих в недрах звезд, ключевым параметром, определяющим температуру ядра, является масса.

Примечания

  1.  (Проверено 21 октября 2009)

  2.  (Проверено 21 октября 2009)

  3. J. B. Hearnshaw. The analysis of starlight: One hundred and fifty years of astronomical spectroscopy. — Cambridge University Press, 1987. — P. 62—63. — 546 p. — ISBN 0-521-25548-1, ISBN 978-0-521-25548-6..

  4. J. B. Hearnshaw. — 1987. — P. 62—63.

  5. J. B. Hearnshaw. — 1987. — P. 60.


  6. .  (Проверено 21 октября 2009)
  7. Stephen Gottesman.  (англ.) (4 February 2004).  (Проверено 21 октября 2009)

  8. The Guinness book of astronomy facts & feats, Patrick Moore, 1992, 0-900424-76-1
  9.  (недоступная ссылка). Australia Telescope Outreach and Education (21 декабря 2004). Дата обращения 26 сентября 2007. — Explains the reason for the difference in color perception.
  10. ↑ LeDrew, G.; , Journal of the Royal Astronomical Society of Canada, Vol. 95, No. 1 (whole No. 686, February 2001), pp. 32–33. Примечание: Таблица 2 содержит ошибку и для подсчёта звёзд главной последовательности, белых карликов и гигантских использовалось общее количество звёзд 824,00025 и 288 и 6,35 соответственно, а не 800 и 200 и 6,3 соответственно.
  11. Allen S. J.  (англ.). UCL Astrophysics Group. Дата обращения 10 октября 2016.
  12. Николай Тимофеевич Петрович, научно-популярная книга «Кто вы?» — об оценке возможности контактов с инопланетными цивилизациями (в основном рассматривается тема радиоконтактов — с помощью радиоволн).
  13. Николай Тимофеевич Петрович, научно-популярная книга «Кто вы?» — об оценке возможности контактов с инопланетными цивилизациями (в основном рассматривается тема радиоконтактов — с помощью радиоволн).

Йеркская классификация с учётом светимости (МКК)

Дополнительным фактором, влияющим на вид спектра, является плотность внешних слоёв звезды, зависящая, в свою очередь от её массы и плотности, то есть, в конечном итоге, от светимости. Особенно сильно зависят от светимости SrII, BaII, FeII, TiII, что приводит к различию в спектрах звёзд-гигантов и карликов одинаковых гарвардских спектральных классов.

Зависимость вида спектра от светимости отражена в более новой йеркской классификации, разработанной в Йеркской обсерватории (Yerkes Observatory) У. Морганом, Ф. Кинаном и Э. Келман, называемой также МКК по инициалам её авторов.

В соответствии с этой классификацией звезде приписывают гарвардский спектральный класс и класс светимости:

  • Ia+ или 0 — гипергиганты
  • I, Ia, Iab, Ib — сверхгиганты
  • II, IIa, IIb — яркие гиганты
  • III, IIIa, IIIab, IIIb — гиганты
  • IV — субгиганты
  • V, Va, Vb — карлики (звёзды главной последовательности)
  • VI — субкарлики
  • VII — белые карлики

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).

Солнце, будучи жёлтым карликом, имеет йеркский спектральный класс G2V.

Далекие экзотические объекты

Существует класс космических объектов, достаточно удаленных (а значит, и древних), характеризующихся совершенно экстремальными температурами. Это квазары. По современным воззрениям, квазар представляет собой сверхмассивную черную дыру, обладающую мощным аккреционным диском, образуемым падающим на нее по спирали веществом – газом или, точнее, плазмой. Собственно, это активное галактическое ядро в стадии формирования.

Скорость движения плазмы в диске настолько велика, что вследствие трения она разогревается до сверхвысоких температур. Магнитные поля собирают излучение и часть вещества диска в два полярных пучка – джета, выбрасываемых квазаром в пространство. Это чрезвычайно высокоэнергетический процесс. Светимость квазара в среднем на шесть порядков выше светимости самой мощной звезды R136a1.

Спектральные классы звёзд

Теоретические модели допускают для квазаров эффективную температуру (то есть присущую абсолютно черному телу, излучающему с той же яркостью) не более 500 миллиардов градусов (5×1011 K). Однако недавние исследования ближайшего квазара 3C 273 привели к неожиданному результату: от 2×1013 до 4×1013 K – десятки триллионов кельвинов. Такая величина сравнима с температурами, достигающимися в явлениях с наивысшим известным энерговыделением – в гамма-всплесках. На сегодняшний день это самая высокая температура во Вселенной, которая была когда-либо зарегистрирована.

Будущее классификаций

В процессе дальнейших исследований эти классификации будут уточняться и изменяться/заменяться. Во всяком случае, на 2017 год спектральные классификации, основанные на двух предыдущих спектроскопических исследованиях 1990-х годов, по-прежнему являются стандартом. Ученые до сих пор не смогли договориться о лучшей таксономической системе, что во многом объясняется сложностью получения подробных данных при измерении большого числа астероидов. Так, например, проведение спектроскопических исследований с большим разрешением или получение данных о плотности астероидов, могли бы существенно помочь в создании более точной классификации.

На данный момент точно выделено 3 основных класса астероидов, в зависимости от химического состава метеоритов:

  • Класс C — на основе метеоритов с высоким содержанием углерода
  • Класс S — на основе каменных метеоритов
  • Класс M — на основе железных метеоритов
admin
Оцените автора
( Пока оценок нет )
Добавить комментарий