Спектра́льна класифіка́ція зі́р — класифікація зір за особливостями їхніх спектрів, зокрема за тим, лінії поглинання яких атомів, молекул й іонів накладені на їхні неперервні спектри. Оскільки іонізація атомів і дисоціація молекул визначаються термодинамічною рівновагою в зоряній атмосфері, спектральні класи зір, у першу чергу, залежать від температури атмосфери зорі, а меншою мірою — також від густини й хімічного складу атмосфери.
Основні спектральні класи зір за зменшенням температури — O, B, A, F, G, K, M. Колір зорі також залежить від температури і змінюється вздовж цієї послідовності, від блакитнішого (спектральний клас O) до червонішого (M). Класи зір вищих температур умовно називають ранніми, нижчих температур — пізніми. Додатково вводять спектральні класи L, T, Y для холодніших за зорі коричневих карликів, C для вуглецевих зір, S для цирконієвих зір, D для білих карликів тощо. Основні спектральні класи поділяють на підкласи, що позначаються цифрою після позначення класу, від 0 до 9 (крім O, підкласи якого від 2 до 9) в порядку зниження температури. Наприклад, Сонце належить до спектрального класу G2.
Зорі одного спектрального класу можуть мати різні світності. При цьому спектральні класи і світності розподілені не випадково: між ними є певний зв'язок, і на діаграмі спектральний клас — абсолютна зоряна величина зорі групуються в окремих областях, кожній із яких відповідає свій клас світності. Класи світності позначають римськими цифрами від I до VII, від яскравіших до тьмяних. Світність зорі трохи впливає на вигляд її спектра, так що між спектрами зір одного спектрального класу й різних класів світності є відмінності.
Спектральні особливості, що не вписуються в цю класифікацію, заведено позначати додатковими символами. Наприклад, наявність емісійних ліній позначається буквою e, а пекулярні спектри позначаються буквою p.
Сучасні спектральні класи зір ввели на рубежі XIX і XX століть гарвардські обчислювачки під керівництвом Едварда Пікерінга, особливо Вільяміна Флемінг, Антонія Каетана Морі та Енні Джамп Кеннон. 1943 року була створена Єркська класифікація, у якій з'явилися класи світності і яка з деякими змінами вживається дотепер.
Історія
Передісторія
Передумовою створення спектральної класифікації зір стала поява спектроскопії. Ще 1666 року Ісаак Ньютон спостерігав спектр Сонця, але перших серйозних результатів у спектроскопії досягнув Йозеф Фраунгофер, виявивши 1814 року в спектрі Сонця темні лінії поглинання, які згодом стали називати фраунгоферовими лініями. В 1860 Густав Кірхгоф і Роберт Бунзен визначили, що ці лінії породжуються певними хімічними елементами .
Класи Секкі Анджело Секкі у 1860-х роках зробив одну з перших спроб класифікації зір за їхніми спектрами. У 1863 році він розділив зорі на два класи: I, що відповідає сучасним раннім класам, і II, що відповідає пізнішим класам. У наступні роки Секкі ввів клас III, до якого потрапили зорі нинішнього спектрального класу M, а потім клас IV, до якого потрапили вуглецеві зорі. Нарешті, для зір з емісійними лініями він виділив клас V.
Секкі не був єдиним, хто класифікував зоряні спектри — одночасно з ним цим займалися Джованні Донаті, Джордж Ері, Вільям Гаґґінс і . Проте серед сучасників Секкі досяг найбільших успіхів у спостереженнях. Він класифікував близько 4000 зір, і саме його класифікацію найширше використовували в другій половині ХІХ століття.
Гарвардська класифікація Наприкінці XIX та на початку XX століття спектральну класифікацію розробляли астрономи Гарвардської обсерваторії. У 1872 році Генрі Дрейпер зробив першу фотографію спектра Веги, але масштабна робота почалася з 1885 року, коли директор обсерваторії, Едвард Пікерінг, організував спектроскопічний огляд всього неба. Для обробки даних Пікерінг запросив до роботи в Гарвардській обсерваторії групу жінок, колективно відомих як Гарвардські обчислювачки.
Спершу Пікерінг доручив аналіз спектрів Вільяміні Флемінг, і в 1890 році з'явився перший каталог, у якому понад 10 тисяч зір були розділені на 16 класів. Класи позначалися латинськими літерами від A до Q з пропуском J, причому 13 з них були підтипами перших чотирьох класів Секкі. Ці класи йшли в порядку послаблення ліній водню. Частину цих класів зберегли й у сучасній класифікації, хоча від деяких згодом відмовилися: наприклад, до класу C належали зорі з подвійними лініями, поява яких насправді виявилася помилкою приладів.
Антонія Морі в той самий час працювала з детальнішими спектрами яскравіших зір, які вона розділила на 22 класи від I до XXII. У її класифікації першим класом став той, який відповідав сучасному класу B, тоді як у попередніх класифікаціях першим вважали клас A, бо він мав найсильніші лінії водню. Крім того, класифікація Морі вперше враховувала вид ліній, поділяючи їх на розмиті, вузькі та лінії середньої ширини. Попри ці важливі нововведення, класифікація не набула подальшого розвитку.
Далі важливий внесок зробила Енні Кеннон. Вона доопрацювала алфавітну схему класифікації Флемінг, відкинувши частину класів була, а інші розставивши в порядку зниження температури. Послідовність основних класів набула сучасного вигляду — O, B, A, F, G, K, M. Крім того, Кеннон додала підкласи, і до 1912 року система класифікації була завершена. 1922 року цю систему затвердив Міжнародний астрономічний союз, а до 1924 був повністю опублікований каталог Генрі Дрейпера, який класифікував понад 225 тисяч зір. Сама система отримала назву Гарвардської класифікації або системи Дрейпера.
Єркська класифікація У часи розробки Гарвардської класифікації стало відомо, що світності зір одного спектрального класу можуть відрізнятися, причому спектри яскравіших і тьмяніших зір також виявляються дещо іншими. Це вказувало необхідність уточнення класифікації.
Після цього Вільям Морган виявив, що в кожній групі на діаграмі Герцшпрунга — Рассела у зір практично однакове прискорення вільного падіння, яке можна виміряти за шириною спектральних ліній. Таким чином зручною виявилася класифікація зір за шириною спектральних ліній. У 1943 році Морган і двоє його колег, Філіп Кінан та Едіт Келлман, опублікували Атлас зоряних спектрів, у якому вони ввели класи світності й детально розглянули ефекти світності. Цю систему назвали Єркською класифікацією за назвою Єркської обсерваторії, де її розробили, або системою Моргана — Кінана.
Подальший розвиток Гарвардську і Єркську класифікації з невеликими змінами використовують дотепер. Після відкриття коричневих карликів 1994 року для цих об'єктів ввели клас L, а потім класи T і Y. Також на класифікацію вплинуло збільшення точності спектроскопії. Спектральний клас O, найбільш раннім підкласом якого спочатку був O5, 2002 року був розширили до підкласу O2.
Сучасна класифікація
Сучасна спектральна класифікація враховує два параметри. Перший — це власне спектральний клас, який описує вигляд спектра й ліній у ньому й залежить в основному від температури зорі. Другий параметр залежить від світності зорі, його називають класом світності. У зір одного спектрального класу можуть значно відрізнятися світності, причому деталі спектра в таких випадках також відрізняються. Крім того, за наявності особливостей у спектрі зорі, наприклад емісійних ліній, можуть використовуватися додаткові позначення. Класифікація враховує параметри й особливості спектра не тільки в оптичному діапазоні, а й в інфрачервоному й ультрафіолетовому. Зазвичай для практичного визначення класу тієї чи іншої зорі її спектр порівнюють із добре відомими спектрами певних зір-стандартів.
Дуже спрощено можна розглядати фотосферу зорі як джерело неперервного спектра, а вищі шари її атмосфери — як джерело ліній, хоча в реальності між ними й немає чіткої межі. Як найпростішу модель зорі можна взяти випромінювання абсолютно чорного тіла, спектр якого описується законом Планка.
Спектральні класи
Переважна більшість зір може бути віднесена до одного з основних класів: O, B, A, F, G, K, M. У такому порядку ці класи утворюють безперервну послідовність за зменшенням ефективної температури зорі і за кольором — від блакитних до червоних.
Кожен із цих класів, своєю чергою, поділяється на підкласи від 0 до 9 за зменшенням температури. Позначення підкласу ставиться після позначення класу: G2. Виняток становить клас O: у ньому використовуються класи від O2 до O9, натомість як O0 та O1 для жодних відомих зір поки що не використовують. Іноді вживають дробові класи, як-от B0,5. Більш високотемпературні класи й підкласи називаються ранніми, низькотемпературні — пізніми. За умовну межу між ними може бути взятий клас Сонця G2 або інші класи; також між ранніми і пізніми класами іноді виділяють проміжок «сонячних» класів F і G. Для запам'ятовування основної послідовності спектральних класів в англомовній літературі використовують мнемонічну фразу: Oh Be A Fine Girl (Guy), Kiss Me.
У зір різних спектральних класів різняться не тільки температури й кольори, а й спектральні лінії. Наприклад, у спектрах зір класу M спостерігаються лінії поглинання різних молекулярних сполук, а в зір класу O — лінії багаторазово йонізованих атомів. Це безпосередньо пов'язано з температурою атмосфери зорі: при підвищенні температури молекули розпадаються на атоми, а атоми все сильніше йонізуються. На інтенсивність різних ліній також впливає хімічний склад зорі.
Зорі розподілені за спектральними класами вкрай нерівномірно: до класу M належить приблизно 73 % зір Чумацького Шляху, до класу K ще близько 15 %, тоді як зір класу O — лише 0,00002 %. Однак через те, що зорі ранніх спектральних класів зазвичай яскравішими, і їх видно з більших відстаней, спостережуваний розподіл зір за спектральними класами часто виглядає іншим чином: наприклад, серед зір із видимою зоряною величиною понад 8,5m найпоширеніші класи K та A, що становлять, відповідно, 31 % і 22 % усіх таких зір, а найменш поширені класи M та O — їх, відповідно, 3 % та 1 %.
Крім основних спектральних класів існують додаткові класи для зір, яким не підходить описана класифікація. Це, наприклад, класи L, T, Y для коричневих карликів або C, S для вуглецевих зір і цирконієвих зір. Для зір Вольфа — Рає використовують клас W, для планетарних туманностей — P, для нових зір — Q, для білих карликів — D.
У таблиці представлені властивості зір головної послідовності різних спектральних класів. Клас Температура, К Видимий колірThe Guinness book of astronomy facts & feats, Patrick Moore, 1992, 0-900424-76-1 — Пояснює причини різного сприйняття кольорів.Якого кольору зорі? , Mitchell Charity. Accessed online March 19, 2008. МасаТаблиці VII, VIII, Емпіричні болометричні поправки для зір головної послідовності, G. M. H. J. Habets and J. R. W. Heinze, Astronomy and Astrophysics Supplement Series 46 (November 1981), pp. 193—237, . Світність зорі визначають за допомогою її значення Mbol, вважаючи що Mbol(☉)=4.75.(у сонячних масах) Радіус(у радіусах Сонця) Світність(болометрична) Лінії водню Частка від усіхзір головної послідовностіLeDrew, G.; The Real Starry Sky , Journal of the Royal Astronomical Society of Canada, Vol. 95, No. 1 (whole No. 686, February 2001), pp. 32–33. Note: Table 2 has an error and so this article will use 824 as the assumed correct total of main sequence stars O ≥ 33 000 Синій ≥ 16 ≥ 6,6 ≥ 30 000 L☉ Слабкі ~0,00003 % B 10 000—30 000 Біло-блакитний 2,1—16 1,8—6,6 25—30 000 L☉ Середні 0,13 % A 7500—10 000 Від біло-блакитного до білого 1,4—2,1 1,4—1,8 5—25 L☉ Сильні 0,6 % F 6000—7500 Білий 1,04—1,4 1,15—1,4 1,5—5 L☉ Середні 3 % G 5200—6000 Жовто-білий 0,8—1,04 0,96—1,15 0,6—1,5 L☉ Слабкі 7,6 % K 3700—5200 Жовто-помаранчевий 0,45—0,8 0,7—0,96 0,08—0,6 L☉ Дуже слабкі 12,1 % M ≤ 3700 Помаранчево-червоний ≤ 0,45 ≤ 0,7 ≤ 0,08 L☉ Дуже слабкі 76,45 %
Класи світності