Жұлдыздардың спектрлік жіктелуі

Уикипедия — ашық энциклопедиясынан алынған мәлімет
Мұнда ауысу: шарлау, іздеу
Morgan-Keenan spectral classification.png

Жұлдыздардың спектрлік жіктелуі — спектіріндегі айырмашылықтары бойынша анықталған жұлдыздар жіктелуі.

19-шы ғасырдың 2-ші жартысында жұлдыздарға жасалған спектрлік жіктелулерінің ішіндегі ең сйтті шыққаны - Гарвард жіктелуі. Оны 19 және 20 ғасырларды америкалық астроном Э.Кеннон жасаған. Бұл жіктелудің негізіне атлмдық спектрлік сызықтардың немесе молекулалық жолақтардың интенсивтігі алынған. Мұнда жұлдыздардың үздіксіз спектіріндегі энергияның таралуы ескеріледі. Жұлдыздардың спектріндегі ерекшіліктер негізінен олардың беттерінің температурасымен анықталады. Әр түрлі жұлдыздардың жарқырауы мен спектрлік кластары арасында (немесе бетінің температурасы), Герцшпругн-Рассел диаграммасында көрсетілгендей белгілі бір тәуелдік байқалады.

Жұлдыздардың спектрлік жіктелуі әріптермен белгіленіп, температураның кемуіне қарай мына тәртіпте орналастырылады:

Гарвард жұлдыздардың спектрлік жіктелуі
Класс Температура,
K
Негізгі түсі Көзге көрінетін түсі[1][2] Масса,
M
Радиус,
R
Жарқырауы,
L
Сутегі сызықтары Негізгі тізбек жұлдызындағы үлесі,
%[3]
Ақ ергежейлідегі үлесі ,
%[3]
Алыптардың үлесі,
%[3]
O 30 000—60 000 көк көк 60 15 1 400 000 әлсіз интенсивті ~0,00003034 - -
B 10 000—30 000 ақшыл-көк ақшыл-көк және ақ 18 7 20 000 орташа интенсивті 0,1214 21,8750 -
A 7500—10 000 ақ ақ 3,1 2,1 80 өте интенсивті 0,6068 34,7222 -
F 6000—7500 сарғылт-ақ ақ 1,7 1,3 6 орташа интенсивті 3,03398 17,3611 7,8740
G 5000—6000 сары сары 1,1 1,1 1,2 әлсіз интенсивті 7,6456 17,3611 25,1969
K 3500—5000 қызғылт сары-қызғылт 0,8 0,9 0,4 өте әлсіз интенсивті 12,1359 8,6806 62,9921
M 2000—3500 қызыл қызғылт-қызыл 0,3 0,4 0,04 өте әлсіз интенсивті 76,4563 - 3,9370

Жұлдыздар бір кластан екінші класқа үнемі ауысып отырады. Спектрлік кластардың ішінде ондық бөліктер де болад, мысалы, В0, В1, В2,..., В9, А0.... Барлық жұлдыздардың 99 %-ы В-М спетрлік кластарына жатады, O, R, N, S класындағы жұлдыздар сирек кездеседі.

O-класы[өңдеу]

O-класы (t ≈ 40 000 °C - 25 000°С). Бұл класқа спектірінің ультракүлгін бөлігі күшті дамыған өте ыстық жұлдыздар жатады. Бұл жұлдыздардың спектрі, негізінен иондалған гелий сызықтарынан тұрады. Бейтарап гелийдің, бірнеше рет иондалған азоттың, көміртектің, кремнийдің сызықтары да көрінеді.

В-класы[өңдеу]

В-класы (t ≈ 25 000 °C - 12 000°С). Бұл класқа жататын жұлдыздардың спектрлерінде бейтарап гелийдің, иондалған оттектің және азоттың сызықтары кездеседі.

А-класы[өңдеу]

А-класы (t ≈ 11 500 °C - 7 700°С). Спектрлерінде Бальмер сериясына жататын сутек сызықтары көп кездеседі.

Ғ-класы[өңдеу]

Ғ-класы (t ≈ 7 600 °C - 6 100°С). Спектрлердегі сутек сызықтары өте интенсивті болады, бірақ оның құрамында иондалған металдар мен бейтарап металдардың көптеген сызықтары байқалады. Иондалған кальцийдің Н және К сызықтары өте интенсивті болады.

G-класы[өңдеу]

G-класы (t ≈ 6 000 °C - 5 000°С). Металдардың күшті спектрлік сызықтарының ішінде сутек сызықтарыайрықша көзге түспейді. Н және К сызықтары өте интенсивті болады. Күн G 3 класына жатады.

K-класы[өңдеу]

K-класы (t ≈ 4 900 °C - 3 700°С). Н және К сызықтары, толқын ұзындығы 4227 Å сызық және G жолағы өте күшті дамыған сызық.

M-класы[өңдеу]

M-класы (t ≈ 3 600 °C - 2 600°С). Бұл класқа жолақ сызықтары бар қызыл жұлдыздар жатады. Әсіресе, титан тотығы жолақтары ерекше көзге түсіп тұрады.

R-класы[өңдеу]

R-класы (t ≈ 5 000 °C - 4 000°С). Бұл кластың спектрлері көп жағынан G 5 - К 5 спектрлеріне ұқсас.

N-класы[өңдеу]

N-класы (t ≈ 3 000 °C - 2 000°С). С2 және CN спектрінің қызыл жағы шектелген жолақтарын жұту күшейе түсетіні байқалады.

S-класы[өңдеу]

S-класы (t ≈ 3 000 °C - 2 000°С). Бұл кластың жұлдыздары М және N кластарының жұлдыздарына ұқсас келеді.

Жұлдыздардың спектрлік жіктелуі жиі өзгереді. Жұлдыздардың спектрлері спектрофотометрлік әдістерінің көмегімен анықталады.

Дереккөздер[өңдеу]

  1. The Guinness book of astronomy facts & feats, Patrick Moore, 1992, 0-900424-76-1
  2. The Colour of Stars. Australia Telescope Outreach and Education (желтоқсан 21 2004). Басты дереккөзінен мұрағатталған 24 тамыз 2011. Тексерілді, 26 қыркүйек 2007. — Explains the reason for the difference in color perception.
  3. a b c LeDrew, 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.