Спектрална класификация на звездите: типове O–M, цветове и температура

Открийте спектралната класификация на звездите (O–M): цветове, температури и как буквите разкриват физиката на звездите — от студени M до горещи O.

В астрономията звездната класификация е начин за групиране на звездите по температура и спектрални характеристики. Температурата на звездата може да се определи чрез нейния спектър — разпределението на светлината по дължина на вълната и наличието на характерни спектрални линии (емисийни или абсорбционни).

Звездите се групират в спектрални типове (класове по цвят), които отразяват основно повърхностната температура и доминиращите линии в техните спектри. Като правило температурата определя визуалния цвят на звездата — от червено (по-студени) до синьо (много горещи). Основната класическа последователност използва буквите M, K, G, F, A, B и O, като M са най-студените, а O — най-горещите.

История и система

Сегашната система произлиза от работата на обсерваторията в Харвард (края на XIX — началото на XX век), в която астрономи като Ани Джъмп Канън систематизират спектрите по температура в удобна буквена последователност. По-късно системата Morgan–Keenan (MK) добавя луминисцентни класове (I — свръхгиганти, III — гиганти, V — звезди на главната последователност и др.), които описват и светимостта/гравитацията на повърхността на звездите.

Кратко описание на основните спектрални типове

• O — най-горещи (повърхностна T ≳ 30 000 K). Цветът е син до синьо-бял. Характерни са силни йонизирани хелиеви линии и слаб водород.
• B — много горещи (T ≈ 10 000–30 000 K). Сини до синьо-бели. Появява се неионен хелий и силни водородни линии при някои подкласове.
• A — горещи (T ≈ 7 500–10 000 K). Бели звезди с най-силни водородни (Баленови) абсорбционни линии в спектъра.
• F — (T ≈ 6 000–7 500 K). Жълто-бели; водородните линии отслабват, усилват се метали (Fe, Ca).
• G — (T ≈ 5 200–6 000 K). Жълти звезди; силни линии на калий и калций, множество метални линии. Нашето Слънце е типичен представител — обикновено обозначено като G2V (G2 — подклас по температура, V — звезда на главната последователност).
• K — (T ≈ 3 700–5 200 K). Оранжеви звезди с по-силни метални линии и започващи молекулни особености.
• M — най-студени от класическите (T ≲ 3 700 K). Червени; в спектрите доминират молекулни ленти като TiO и VO.

Подкласове, цветове и температура

Всеки спектрален тип се разделя на подкласове от 0 до 9 (например G0–G9), които дават по-фина скала на температурата. Цветът на звездите следва червен → оранжев → жълт → бял → синьо-бял → син → ултравиолетово при повишаване на температурата (рефлектира се и от закона на Вин: пикът на излъчване се измества към по-къси дължини на вълната при по-високи температури).

Спектрални линии и физически параметри

Спектралните линии дават информация за химическия състав, температура, плътност и повърхностна гравитация на звездата. Примери:

• Силни Баленови водородни линии: типични за A типа.
• Йонизиран хелий: среща се при O и горните B типове.
• Молекулни ленти (TiO, VO): характерни за студените M звезди и червените гиганти.
• Силни Ca II и метали: при G и K звезди.

Други класове и особености

• W — Wolf–Rayet звезди: масивни, много горещи звезди с широки емисионни линии от йонизирани елементи (силни звездни ветрове).
• R, N, S — карбонови и S-тип звезди: гиганти с богат химически спектър (въглеродни молекули и др.).
• Класове L, T, Y — за кафяви джуджета (много по-студени от M), където спектрите са доминирани от молекулни особености и метанови ленти (T, Y).
• D — бели джуджета: спектри, специфични за остатъчните ядра на звезди, с широки линии, причинени от висока гравитация.

Приложения на спектралната класификация

Спектралният тип е основен инструмент в астрофизиката: той помага да се определи температурата, радиусът (в комбинация със светимостта), етапът на еволюция на звездата и нейното място в диаграмата на Хърцшпрунг–Ръсел (HR диаграма). Класификацията също така подпомага изследванията на галактична структура, масивност на звездните популации и химическа еволюция на звездните системи.

Най-близката до Земята звезда, Слънцето, е от клас G (по-точно G2V) и служи за често използвана референтна точка при сравнения с други звезди.

Харвардска спектрална класификация

Харвардската класификационна система е едноизмерна класификационна схема. Температурата на повърхността на звездите варира от около 2 000 до 40 000 келвина. От физическа гледна точка класовете показват температурата на атмосферата на звездата и обикновено се подреждат от най-горещата към най-студената, както е направено в следващата таблица:

Забележка: Конвенционалното описание на цветовете описва само върха на звездния спектър. Действителните видими цветове, които окото вижда, обаче са по-светли от конвенционалните описания на цветовете.

Клас	Повърхностна температура (келвини)	Конвенционално описание на цветовете	Действителен видим цвят	Маса (слънчеви маси)	Радиус (слънчеви радиуси)	Светлинност ( болометрична)	Водородни линии	Дял от всички звезди от главната последователност
O	≥ 33,000 K	син	син	≥ 16 M☉	≥ 6.6 R☉	≥ 30,000 L☉	Слаб	~0.00003%
B	10,000-33,000 K	синьо бяло	тъмно синьо бяло	2.1-16 M☉	1.8-6.6 R☉	25-30,000 L☉	Среден	0.13%
A	7,500-10,000 K	бял	синьо бяло	1.4-2.1 M☉	1.4-1.8 R☉	5-25 L☉	Силен	0.6%
F	6,000-7,500 K	жълто бяло	леко синкаво бяло	1.04-1.4 M☉	1.15-1.4 R☉	1.5-5 L☉	Среден	3%
G	5,200-6,000 K	жълт	бял	0.8-1.04 M☉	0.96-1.15 R☉	0.6-1.5 L☉	Слаб	7.6%
K	3,700-5,200 K	оранжев	жълтеникаво бяло	0.45-0.8 M☉	0.7-0.96 R☉	0.08-0.6 L☉	Много слаб	12.1%
M	2,000-3,700 K	червен	оранжево-жълто	≤ 0.45 M☉	≤ 0.7 R☉	≤ 0.08 L☉	Много слаб	76.45%

Масата, радиусът и светимостта, посочени за всеки клас, са подходящи само за звезди, които се намират на главната последователност, и не са подходящи за червени гиганти. Спектралните класове от O до M са разделени с арабски цифри (0-9). Например с А0 се обозначават най-горещите звезди от клас А, а с А9 - най-хладните. Слънцето е класифицирано като G2.

Диаграмата на Херцшпрунг-Ръсел се използва по-често в астрономията. Тя е свързана с абсолютната звездна величина и температурата на повърхността. Тя е толкова важна за астрономията, колкото периодичната таблица за химията.

Конвенционални и видими цветове

Конвенционалните описания на цветовете са традиционни в астрономията и представляват цветове спрямо средния цвят на звезда от клас А, който се счита за бял. Очевидните описания на цветовете са това, което наблюдателят би видял, ако се опита да опише звездите под тъмно небе без помощ за окото или с бинокъл.

Самото Слънце е бяло, макар че понякога го наричат жълта звезда. Това е естествена последица от еволюцията на човешките оптични сетива: кривата на реакция, която максимизира общата ефективност срещу слънчевото осветление, по дефиниция ще възприема Слънцето като бяло, въпреки че има някои субективни различия между наблюдателите.

Клас O

Звездите от тип О са звезди с температура ~35 000 градуса по Целзий или Келвин. Те са сини на цвят и могат да бъдат с размери, по-големи от тези на Слънцето. Те също така са много масивни, но в същото време са много редки.

Примери:

• Mu Columbae (основна последователност)
• Alnitak

Клас В

Звездите от тип В са сини звезди с температура ~25 000 градуса (по Целзий или Келвин). Те са с високо съдържание на хелиеви спектрални линии и светимост (яркост в сравнение със Слънцето), с умерено силни водородни линии. Звездите от тип В с линии на Балмер в спектъра си са част от подтипа Be звезди.

Примери:

• VV Cephei B (основна последователност)
• Rho Leonis (гигант)
• Ригел (свръхгигант)
• Пистолетна звезда (хипергигант)

Клас А

Звездите от тип А са бели звезди, които имат най-силните водородни линии. Те са едни от най-ярките звезди в небето. Температурата им е ~10 000 градуса по Целзий или Келвин.

Примери:

• Сириус А (звезда от главната последователност)
• Денеб (свръхгигант)

Клас F

Звездите от тип F са жълти звезди, в чиито спектри преобладават калциеви линии. Температурата им е ~7 500 градуса по Целзий или Келвин.

Примери:

• Procyon (джудже)
• Polaris (гигант)
• Арнеб (свръхгигант)
• Rho Cassiopeiae (хипергигант)

Клас G

Звездите от тип G са жълти звезди с температура между 5700 и 6400 градуса по Келвин. В спектъра им присъстват йонизирани калций и желязо.

Примери:

• Слънцето (джудже G2)
• Capella (гигант)
• V382 Carinae (хипергигант)

Клас K

Звездите от тип К са оранжеви до оранжево-червени звезди с температура между 4100 и 5100 градуса. Молекулите започват да се появяват в слаби спектрални линии.

Примери:

• Алфа Кентавър Б (джудже)
• Pollux (гигант)
• Зета Цефей (свръхгигант)
• HR 5171 (хипергигант)

Клас M

Звездите от тип М са най-разпространеният тип звезди във Вселената. Червените джуджета, по-малки от Слънцето, с температура 3000-4000 градуса по Келвин, са по-често срещани от червените гиганти, които са стари звезди с температура 3100 градуса по Келвин, намиращи се в последния етап от живота си. Червените хипергиганти са и най-големите звезди, докато червените джуджета, имащи изцяло конвективна структура, изчерпват водородното си гориво много бавно в сравнение с другите звезди. Тези звезди са достатъчно хладни, за да позволят на молекулите да съществуват непокътнати в атмосферата им; те оставят много тъмни спектрални линии.

Примери:

• Проксима Кентавър (джудже)
• Mira A (гигант)
• Антарес (свръхгигант)
• VY Canis Majoris (хипергигант)

 
Класификация на звездите от O до M.  


Диаграмата на Херцшпрунг-Ръсел свързва класификацията на звездите с абсолютната звездна величина, светимостта и температурата на повърхността.  

Въпроси и отговори

В: Какво представлява звездната класификация?

В: Как може да се измери температурата на една звезда?

В: Кои са седемте основни спектрални типа?

В: Кой тип звезди са най-студени?

В: Кой тип звезда е най-гореща?

В: Има ли други видове освен тези седем основни?

В: Към кой клас се отнася най-близката до Земята звезда - Слънцето?

Търсене по буква