Спектральная классификация звёзд — классификация звёзд по особенностям их спектров. Спектры звёзд сильно различаются, хотя в большинстве своём являются непрерывными с линиями поглощения. Современная спектральная классификация является двухпараметрической: вид спектра, зависящий в первую очередь от температуры, описывается спектральным классом, а светимость звезды описывается классом светимости. Также классификация может учитывать дополнительные особенности спектра.

Основные спектральные классы звёзд в порядке уменьшения температуры, от более голубых к более красным — O, B, A, F, G, K, M. Большинство звёзд, в том числе и Солнце, относится к этим спектральным классам, но существуют и другие классы: например, L, T, Y для коричневых карликов или C, S для углеродных и циркониевых звёзд. Основные спектральные классы делятся на подклассы, обозначаемые цифрой после обозначения класса, от 0 до 9 (кроме O, подклассы которого — от 2 до 9) в порядке понижения температуры. Классы звёзд более высоких температур условно называют ранними, более низких температур — поздними.

Звёзды одного спектрального класса могут иметь разные светимости. При этом спектральные классы и светимости распределены не случайным образом: между ними есть определённая связь, и на диаграмме спектральный класс — абсолютная звёздная величина звёзды группируются в отдельных областях, каждой из которых и соответствует класс светимости. Классы светимости обозначаются римскими цифрами от I до VII, от более ярких к более тусклым. Светимость звезды оказывает некоторое влияние на вид её спектра, так что между спектрами звёзд одного спектрального класса и разных классов светимости есть различия.

Спектральные особенности, которые не вписываются в данную классификацию, принято обозначать дополнительными символами. Например, наличие эмиссионных линий обозначается буквой e, а пекулярные спектры обозначаются буквой p.

Развитие спектроскопии в XIX веке дало возможность классифицировать спектры звёзд. В 1860-х годах одну из первых классификаций, которая использовалась до конца XIX века, разработал Анджело Секки. На рубеже XIX и XX веков астрономами Гарвардской обсерватории была создана Гарвардская классификация, в которой спектральные классы приобрели близкий к современному вид, а в 1943 году была создана Йеркская классификация, в которой появились классы светимости и которая с некоторыми изменениями используется до сих пор. Доработка этой системы продолжалась как в результате открытия новых объектов, так и благодаря увеличению точности спектральных наблюдений.

Спектры звёзд

Спектры звёзд играют очень важную роль при изучении многих их характеристик. Спектры большинства звёзд являются непрерывными с наложенными на них линиями поглощения, но у некоторых звёзд в спектрах бывают эмиссионные линии.

Очень упрощённо можно рассматривать поверхность звезды как источник непрерывного спектра, а атмосферу — как источник линий, но в реальности между ними нет чёткой границы. В качестве простой модели звезды можно взять излучение абсолютно чёрного тела, спектр которого описывается законом Планка, и, хотя зачастую они оказываются совсем непохожими, для звёзд широко используется понятие эффективной температуры — температуры, которую должно иметь абсолютно чёрное тело тех же размеров, что и звезда, чтобы иметь такую же светимость.

При этом оказывается, что спектры звёзд очень сильно различаются. В спектре могут доминировать короткие или длинные волны, что влияет на цвет звезды. Спектральные линии же могут быть немногочисленными, а могут, наоборот, заполнять большую часть спектра.

Современная классификация Современная спектральная классификация учитывает два параметра. Первый — это собственно спектральный класс, который описывает вид спектра и линий в нём и зависит в основном от температуры звезды. Второй параметр зависит от светимости звезды, и, соответственно, называется классом светимости: у звёзд одного спектрального класса могут значительно отличаться светимости, причём детали спектра в таких случаях также различаются. Кроме того, при наличии особенностей в спектре звезды, например, эмиссионных линий, могут использоваться дополнительные обозначения. В классификации учитываются параметры и особенности спектра не только в оптическом диапазоне, но и в инфракрасном и ультрафиолетовом. Обычно на практике для определения класса той или иной звезды её спектр сравнивают с хорошо известными спектрами определённых звёзд-стандартов.

Описанная система называется Йеркской классификацией по названию Йеркской обсерватории, где она была разработана, или системой Моргана — Кинана по фамилиям разработавших её астрономов. В этой системе класс Солнца, имеющего спектральный класс G2 и класс светимости V, записывается как G2V.

Спектральные классы

Подавляющее большинство звёзд может быть отнесено к одному из основных классов: O, B, A, F, G, K, M. В таком порядке эти классы образуют непрерывную последовательность по уменьшению эффективной температуры звезды и по цвету — от голубых к красным.

Каждый из этих классов, в свою очередь, делится на подклассы от 0 до 9 в порядке уменьшения температуры. Обозначение подкласса ставится после обозначения класса: например, G2. Исключение составляет класс O: в нём используются классы от O2 до O9. Иногда используются дробные классы, например, B0.5. Более высокотемпературные классы и подклассы называются ранними, низкотемпературные — поздними. В качестве условной границы между ними может быть взят класс Солнца G2 или другие классы, также между ранними и поздними классами может выделяться промежуток «солнечных» классов F и G.

У звёзд разных спектральных классов оказываются разными не только температуры и цвета, но и спектральные линии. Например, в спектрах звёзд класса M наблюдаются линии поглощения различных молекулярных соединений, а у звёзд класса O — линии многократно ионизованных атомов. Это напрямую связано с температурой поверхности звезды: при повышении температуры молекулы распадаются на атомы и повышается степень ионизации последних. На интенсивность разных линий также влияет химический состав звезды.

Звёзды распределены по спектральным классам крайне неравномерно: к классу M принадлежит примерно 73 % звёзд Млечного Пути, к классу K ещё около 15 %, в то время как звёзд класса O — 0,00002 %. Однако из-за того, что более яркие звёзды видны с бо́льших расстояний, а звёзды ранних спектральных классов обычно и являются более яркими, наблюдаемое распределение звёзд по классам часто выглядит иным образом: например, среди звёзд с видимой величиной ярче 8,5m больше всего распространены класс K и A, составляющие, соответственно, 31 % и 22 % всех звёзд, а наименее распространены классы M и O — их, соответственно, 3 % и 1 %.

Кроме основных спектральных классов существуют и другие для звёзд, которым не подходит описанная классификация. Это, например, классы L, T, Y для коричневых карликов или C, S для углеродных звёзд и циркониевых звёзд. Для звёзд Вольфа — Райе используют класс W, для планетарных туманностей — P, для новых звёзд — Q.

Для запоминания основной последовательности существует мнемоническая фраза: Oh Be A Fine Girl (Guy), Kiss Me. Фразы, построенные с аналогичной целью, существуют и на русском языке: Один Бритый Англичанин Финики Жевал Как Морковь, а также О Борис Александрович, Физики Ждут Конца Мучений.

+Характеристики звёзд основных классовКлассТемпература (K)ЦветПоказатель цвета B−VMV (для главной последовательности)O> 30 000Голубой−0,3−5,7…−3,3B10 000—30 000Бело-голубой−0,2−4,1…+1,5A7400—10 000Белый0 +0,7…+3,1F6000—7400Жёлто-белый +0,4+2,6…+4,6G5000—6000Жёлтый +0,6+4,4…+6,0K3800—5000Оранжевый +1,0+5,9…+9,0M2500—3800Красный +1,5+9,0…+16

Классы светимости

Звёзды, относящиеся к одному спектральному классу, могут иметь сильно различающиеся светимости и абсолютные звёздные величины, поэтому для описания свойств звезды одного спектрального класса недостаточно. Звёзды на диаграмме Герцшпрунга — Рассела, где они отмечены по спектральному классу и абсолютной звёздной величине, распределены не равномерно, а сосредоточены в нескольких областях диаграммы. Поэтому класс светимости не напрямую связан со светимостью, а соответствует той или иной области диаграммы. У звёзд одного класса светимости могут сильно различаться, но класс светимости действительно позволяет различать звёзды одного спектрального класса и разных светимостей.

Классы светимости обозначаются римскими цифрами, которые ставятся после спектрального класса. Основные классы светимости в порядке уменьшения светимости:

I — сверхгиганты. Выделяют несколько подклассов: 0, Ia-0 или Ia+ — ярчайшие сверхгиганты или гипергиганты. Ia — яркие сверхгиганты. Iab — нормальные сверхгиганты. Ib — сверхгиганты низкой светимости. II — яркие гиганты. III — гиганты. IV — субгиганты. V — звёзды главной последовательности (карлики). Самый многочисленный класс светимости: к нему относится 90 % всех звёзд. VI — субкарлики. VII — белые карлики.

В редких случаях выделяют класс светимости VIII, к которому принадлежат ядра планетарных туманностей, превращающиеся в белые карлики.

В каждом классе светимости есть определённая связь между спектральным классом и светимостью. Так, например, звёзды главной последовательности тем ярче, чем более ранний их спектральный класс: от +16m для звёзд класса M8V до −5,7m для звёзд класса O5V (см. выше).

Эффекты светимости

Звёзды одного спектрального класса, но разных классов светимости отличаются не только абсолютной звёздной величиной. Некоторые спектральные особенности становятся более выраженными или, наоборот, слабеют при переходе к более ярким классам светимости. В английской литературе такие явления называются эффектами светимости ().

Гиганты и сверхгиганты имеют гораздо большие размеры, чем звёзды главной последовательности тех же спектральных классов, при практически той же массе. Следовательно, ускорение свободного падения у поверхностей ярких звёзд оказывается ниже, поэтому и плотность, и давление газа там меньше. Это приводит к появлению различных эффектов светимости.

Например, один из самых распространённых эффектов светимости состоит в том, что у более ярких звёзд спектральные линии оказываются более узкими и глубокими. В звёздах более ярких классов светимости более сильны линии ионизованных элементов, а сами эти звёзды более холодные и более красные, чем звёзды главной последовательности тех же спектральных классов. Все эти особенности позволяют только по виду спектра определять класс светимости звезды и, следовательно, её светимость вообще.

Дополнительные обозначения В случае, если спектр звезды обладает какими-то особенностями, это отражается дополнительным обозначением, добавляемым к обозначению её класса (перед или за ним). Например, если в спектре звезды класса B5 есть эмиссионные линии, то её спектральным классом будет B5e. +Некоторые дополнительные обозначенияОбозначениеОписание спектраc, sУзкие глубокие линииcompОбъединённый спектр двух звёзд разных классов (спектрально-двойная звезда)eЭмиссионные линии, обычно имеется в виду водород (например, у Be-звёзд)[e]Запрещённые эмиссионные линии (например, у B[e]-звёзд)f, (f), ((f)), f*, f+Разные обозначения используются при разных параметрах линий.Определённые эмиссионные линии He II и N III в звёздах класса OkЛинии поглощения межзвёздной средыmСильные линии металловn, nnШирокие линии (например, из-за вращения)nebСпектр дополнен спектром туманностиpПекулярный спектрsdСубкарликshОболочечная звездаv, varПеременный спектральный классwdБелый карликwk, wlСлабые линии:Неточность в определении класса

Промежуточные спектральные классы