Почти вся информация о зведах приходит к нам в виде электромагнитного излучения. Изучение спектра излучения, т.е. распределения энергии излучения по частоте или по длинам волн, позволяет определить основные свойста излучающего объекта — его температуру и давление на поверхности, а по возможности указать и иные параметры. В этом и состоит спектральная классификация звезд.
Первый шаг в деле развития спектральной классификации был сделан в 1814 году немецким физиком Йозефом Фраунгофером. В своих спектроскопических наблюдениях Солнца он выделил и обозначил выше 570 линий, причем сильные линии получили буквенные обозначение от А до К, а более слабые были обозначены оставшимися буквами. От первых работ Фраунгофера в настоящее время сохранились особые обозначения некоторых ярких спектральных линий.
После доказательства в 1859 году Кирхгофом и Бузеном соответствия между спектральными линиями и химическими элементами, их излучающими, стало возможным исследовать химичекий состав звезд по их спектру. То есть спектр звезды определяется тремя фундаментальными харакеристиками — температурой, давлением и химическим составом в области формирования излучения.
Классификации звезд стали строить сразу после того, как начали получать их спектры, т.е. с середины XIX века (сначала визуально, потом фотографически).
По составу и силе линий в спектре звезде присваивали класс. В 1860-1870-х годах директор обсерватории Римского колледжа аббат Анджело Секки создал первую классификацию звеездных спектров. В 1866 году он разбил наблюдаемые спектры звезд на три класса в порядке убывания изменения цвета. Лишь полвека позднее была осознана температурная обусловленность такого ряда. В 1868 году Секки открыл углеродные звезды, которые выделил в отдельную четвертую группу. А в 1877 году он добавил пятый класс. Всего было классифицировано более 4.000 звезд.
Предложенное Секки деление спектров было общепринятым вплоть до конца 1890-х годов, но постепенно было заменено более подробной HD классификацией. Гарвардская система была разработана при подготовке звездного каталога в Гардвардской обсерватории (США), увидевшего свет в 1918-1924 гг. Было классифицировано 360.000 звезд. По существу, это температурная классификация, как и у Секки. В этой системе звездам присваивались спектральные классы, обозначаемые буквами латинского алфавита. Последовательность выглядит следующим образом:
Осмотры воздушных линий, профилактические измерения и проверки
... охранной зоне, а также работы по сооружению и реконструкции линий электропередачи и линий связи в этой зоне. При осмотре проводов и тросов ... планово-предупредительного ремонта, но не реже 1 раза в 6 лет (за исключением стержневых и подвесных изоляторов из закаленного стекла). ... Проверка степени загнивания производится не реже 1 раза в 3 года, а также перед подъемом на опору. Кроме того, рекомендуется ...
Q — P — W — O —B — A — F — G — K — M
Последовательность (OBAFGKM) запомнить не сложно. Астрономы-учёные 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.
Класс O
Звёзды имеют очень высокую температуру 30.000 — 60.000 К, о чём свидетельствует большая интенсивность ультрафиолетовой области. Звёзды имеют ярко выраженный голубой оттенок. Больше всего тёмных спектральных линий в крайней левой фиолетового цвета части спектра. Типичные звёзды этого класса — Дзета в созвездии Корма, Лямбда Ориона, Кси Персея.
Класс B
Температура поверхности звезды колеблется в диапазоне от 10.000 до 30.000 К. Имеют голубовато-белый цвет. Самый типичный представитель — звезда Спика (в созвездии Дева).
Также Ригель и Эпсилон Ориона.
Класс A
спектр звезда энергия давление
Температура от 7.500 до 10.000 К. Белого цвета. Линии водорода достигают наибольшей интенсивности. Яркими представителями являются звёзды Вега и Сириус.
Класс F
Температура лежит в диапазоне 6.000 — 7.500 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 5.000 — 6.000 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 3.500 до 5.000 К. Цвет светло-красный. К этому классу относятся звёзды Арктур в созвездии Волопас и Альдебаран в Тельце.
Класс M
Звёзды с минимальной температурой равной 2.000 — 3.500 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 100.000 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.
Спектрально двойные звезды
... регулярное смещение спектральных линий все равно выдаст ее истинную двойную природу. Нередко двойственность тесных пар звёзд можно выявить, изучая периодические изменения их блеска. Измерение скоростей звезд двойной системы и ...
Литература
[Электронный ресурс]//URL: https://drprom.ru/referat/spektralnaya-klassifikatsiya-zvezd/
1. Википедия. Спектральные классы звезд https://ru.wikipedia.org/wiki
2. Спектральные классы звезд — астрономический справочник http://2i.by/klass-zvezd/
3. Жучков Р.Я., Жуков Г.В. Основы спектральной классификации звезд. Учебно-методическое пособие. Казань, 2011
Пути, ведущие к появлению ярких звезд на нашем ночном небосводе. Химический состав звезд. Гарвардская спектральная классификация. Особенности звездных спектров. Источники звёздной энергии. Рождение и срок жизни звезд. Гипотезы о причине взрывов звезд.
реферат [25,4 K], добавлен 27.12.2010
Из чего состоят звезды? Основные звездные характеристики. Светимость и расстояние до звезд. Спектры звезд. Температура и масса звезд. Откуда берется тепловая энергия звезды? Эволюция звезд. Химический состав звезд. Прогноз эволюции Солнца.
контрольная работа
Происхождение звезд, их движение, светимость, цвет, температура и состав. Скопление звезд, звезды-гиганты, белые и нейтронные карлики. Расстояние от нас до звезд, их возраст, способы определения астрономических расстояний, фазы и этапы эволюции звезды.
реферат [28,1 K], добавлен 08.06.2010
Понятие эволюции звезд. Изменение характеристик, внутреннего строения и химического состава звезд со временем. Выделение гравитационной энергии. Образование звезд, стадия гравитационного сжатия. Эволюция на основе ядерных реакций. Взрывы сверхновых.
контрольная работа
Типы двойных звезд и методы их изучения. Обмен веществом в тесных двойных системах. Характерные примеры двойных звезд. Компоненты двойных звезд. Опыта изучения двойных звезд. Создание теорий внутреннего строения звезд и теорий эволюции звезд.
курсовая работа
Сущность абсолютной звездной величины, спектральных классов, белых карликов и красных гигантов. Разделение звезд на категории (последовательности) по соотношению спектра со светимостью. Анализ эволюции звезд с помощью диаграммы Герцшпрунга-Рассела.
практическая работа
курсовая работа
