Харвардска спектрална класификација

С Википедије, слободне енциклопедије

Морган Кенанова класификација

Харвардска спектрална класификација представља класификацију звезди према њиховим физичким особинама, одређеним првенствено уз помоћ спектралне анализе, посебно према температури у фотосфери звезде. Разликујемо неколико различитих класа:

  • класа О: плавичасто беле звезде, температуре 25.000–35.000 K, у спектру имају јонизовани хелијум, азот и кисеоник, неутрални хелијум и водоник, пример је звезда Λ у Ориону.
  • класа B: плаве, 15.000–25.000 K, хелијум, водоник, калцијум; Ригел, Спика, Регулус.
  • класа A: беле, 9.000 K, водоник, калцијум; Сиријус и Вега.
  • класа F: жутобеле, 7.000 K, водоник, калцијум, неки метали; Прокион и Кастор.
  • класа G: жуте, 6.000 K, водоник, кaлцијум, метали; Сунце и Капела.
  • класа K: наранџастожуте, 4.500 K, калцијум, метали, молекули водоника; Полукс, Арктур, Алдебаран.
  • класа M: црвене, 2.500-3.500 K, метали, титан-оксид; у овој класи се појављују и променљиве звезде; Антарес, Бетелгез, Мира.

Као и W (екстремно топле, и до 100.000K, тзв. Волф-Раје), P (нове), Q (супернове). Издвајају се и поткласе R (3.500 K, угљен-диоксид и угљен-моноксид, цијан), N (црвене, 2.500 K), S (слична класи М).

У оквиру сваке класе постоји подела са ознакама 0–9, па је тако Сунце спектралне класе G2. Уколико из фотосфере звезде уместо уобичајених апсорпционих линија и трака примамо емисионе линије, као суфикс на име класе са бројем се додаје „е“.

Подела на спектралне класе[уреди | уреди извор]

Постоје разне класификације за звезде, али најпопуларнија класификација је она коју је измислила Ени Канон. Код ове класификације звезде се сврставају по сјајности и величини тако да сваки разред звезде добија обележавајуће слово: O,B,A,F,G,K,M после чега следи једнознаменасти број од 1 до 9 која обележава поткатегорију сјајности и величине. Тако на пример, слово O означава велику сјајну звезду, док на самом крају слово M су звезде које су на прагу величине довољне за покретање нуклеарне фузије. У овој класификацији наше Сунце припада звездама разреда G2.

Класа Ефективна температура[1][2] Вега-релативна хроматичност[3][4][а] Хроматичност (D65)[5][6][3][б] Маса главног низа [1][7]
(соларних маса)
Радијус главног низа[1][7]
(соларни радијус)
Сјај главног низа[1][7]
(болометријски )
Водоникове
линије
Фракција свих
звезда главног низа[8]
O ≥ 30.000 K blue blue ≥ 16 M ≥ 6,6 R ≥ 30.000 L Слаба ~0,00003%
B 10.000–30.000 K blue white deep blue white 2,1–16 M 1,8–6,6 R 25–30.000 L Средња 0,13%
A 7.500–10.000 K white blue white 1,4–2,1 M 1,4–1,8 R 5–25 L Јака 0,6%
F 6.000–7.500 K yellow white white 1,04–1,4 M 1,15–1,4 R 1,5–5 L Средња 3%
G 5.200–6.000 K yellow yellowish white 0,8–1,04 M 0,96–1,15 R 0,6–1,5 L Слаба 7,6%
K 3.700–5.200 K light orange pale yellow orange 0,45–0,8 M 0,7–0,96 R 0,08–0,6 L Веома слаба 12,1%
M 2.400–3.700 K orange red light orange red 0,08–0,45 M ≤ 0,7 R ≤ 0,08 L Веома слаба 76,45%
Херцспранг-Раселов дијаграм повезује звездану класификацију са апсолутном величином, сјајношћу и површинском температуром.[9]

Спектралне класе од О до М, као и друге више специјализоване класе, подељене су арапским бројевима (0–9), где 0 означава најтоплије звезде дате класе. На пример, А0 означава најтоплије звезде у класи А, а А9 оне најхладније. Дозвољени су разломљени бројеви; на пример, звезда Миа Нормај класификована је као О9.7.[10] Сунце је класификовано као Г2.[11]

Класа O[уреди | уреди извор]

Звезде Класе О веома су ретке, сјајне, масивне и вруће. На сваких 32.000 звезда долази једна Класе О. Просечна О звезда светлија је од Сунца неколико стотина хиљада пута, те чак и неколико милијуна пута. Велику количину зрачења ове звезде испуштају у УВ делу спектра. Спектар ових звезда одликују снажне апсорпционе линије He II, снажно јонизоване (заједно с линијама SI IV, O III, N III и C III), неутралне линије He и снажне водоникове Балмерове линије. Због своје велике масе, гориво троше веома брзо те им је животни век веома кратак. Овакве звезде често завршавају као супернове. Настанак планета уз овакве звезде је мало вероватан због снажног зрачења звезда.

Класа B[уреди | уреди извор]

Звезда класе B врло су вруће, сјајне и масивне. Њихов спектар обележен је линијама неутралног хелијума и умерено снажним линијама водоника. Од јонизованих метала могу се наћи линије Mg II и Si II. Као и звезде класе O, врло су масивне, кратко живе и због тога се често налази у близини подручја где су настале. Звезде класе B често се налазе у групацијама које се зову OB асоцијације које су пак повезане с великим међузвезданим молекуларним облацима. Асоцијација Орион OB1 заузима већи део нашег спиралног крака у Млечној стази и садржи неке од најсветлијих звезда у сазвежђу Ориону. Звезде типа B чине 0,13% звездане популације главног низа.

Класа A[уреди | уреди извор]

Звезде класе A чине највећи део звезда видљивих голим оком. Њихова боја је плаво-бела. У њиховим спектрима пронађене су снажне линије водоника и јонизираних метала (Fe II, Mg II и Si II). Код ових звезда почиње се уочавати и јачање линије Ca II. Ове звезде чине 0,63% популације звезда главног низа.

Класа F[уреди | уреди извор]

Звезде класе F сјајне су и вруће али не и толико масивне. Зато их се велик број налази у главном низу. Спектри ових звезда поседују јаче линије H и K од Ca II. Неутрални метали (Fe I, Cr) почињу да показују своје линије у каснијим стадијумима класе F. Линије водоника и хелијума почињу слабити код ових звезда. Боја звезда разреда F је бела или бело-жута. Њихов удео у популацији звезда главног низа је 3,1%.

Класа G[уреди | уреди извор]

Звезде класе G су најбоље познате због чињеница да Сунце спада у ову класу. У спектру су најуочљивије H и K линије Ca II. Линије водоника слабије су него код звезда класе F, али заједно с јонизованим металима, поседују и неутралне метале. G звезде су већином звезде главног низа јер веледивови често мењају спектар између класе O и B, те класе K и M, кратко се задржавајући у класи G. Класа G је такође и врло нестабилна спектрална класа за веледивове. Укупно 8% свих звезда главног низа спадају у ову спектралну класу.

Класа K[уреди | уреди извор]

У класу K спадају наранчасте звезде, нешто хладније него Сунце. Неке од звезда разреда K су веледивови као Арктур, а неке чланови главног низа као Алфа Кентаури Б. Код ових звезда спектралне линије водоника су веома слабе, ако генерално и постоје. Већина апсорпционих линија у спектру потиче од неутралних метала (Mn I, Fe I, Si I). Каснији стадији спектралног разреда F показују и линије TiO2. K звезде чине 13% популације звезда главног низа.

Класа M[уреди | уреди извор]

Звезде класе M су најчешће звезде. Око 78% свих звезда спада у црвене патуљке, попут Проксима Кентаури. Zvezde класе M mogu biti i veledivovi poput Антареса или Бетелгеза као и променљиве звезде типа Мира. Каснији стадији класе M такође садржавају и смеђе патуљке. Спектралне линије звезда класе M показују линије молекула и све линије које припадају неутралним металима. У већини случајева линије водоника не постоје. Линије TiO2 су веома снажне и доминантне у каснијим стадијумима класе M. Понекад се могу пронаћи линије ванадијумовог оксида.

Напомене[уреди | уреди извор]

  1. ^ This is the relative color of the star if Vega, generally considered a bluish star, is used as a standard for "white".
  2. ^ Chromaticity can vary significantly within a class; for example, the Sun (a G2 star) is white, while a G9 star is yellow.

Референце[уреди | уреди извор]

  1. ^ а б в г Habets, G. M. H. J.; Heinze, J. R. W. (новембар 1981). „Empirical bolometric corrections for the main-sequence”. Astronomy and Astrophysics Supplement Series. 46: 193—237 (Tables VII and VIII). Bibcode:1981A&AS...46..193H.  – Luminosities are derived from Mbol figures, using Mbol(☉)=4.75.
  2. ^ Weidner, Carsten; Vink, Jorick S. (децембар 2010). „The masses, and the mass discrepancy of O-type stars”. Astronomy and Astrophysics. 524. A98. Bibcode:2010A&A...524A..98W. S2CID 118836634. arXiv:1010.2204Слободан приступ. doi:10.1051/0004-6361/201014491. 
  3. ^ а б Charity, Mitchell. „What color are the stars?”. Vendian.org. Приступљено 13. 5. 2006. 
  4. ^ „The Colour of Stars”. Australia Telescope National Facility. 2018-10-17. 
  5. ^ Moore, Patrick (1992). The Guinness Book of Astronomy: Facts & Feats (4th изд.). Guinness. ISBN 978-0-85112-940-2. 
  6. ^ „The Colour of Stars”. Australia Telescope Outreach and Education. 21. 12. 2004. Приступљено 26. 9. 2007.  — Explains the reason for the difference in color perception.
  7. ^ а б в Baraffe, I.; Chabrier, G.; Barman, T. S.; Allard, F.; Hauschildt, P. H. (мај 2003). „Evolutionary models for cool brown dwarfs and extrasolar giant planets. The case of HD 209458”. Astronomy and Astrophysics. 402 (2): 701—712. Bibcode:2003A&A...402..701B. S2CID 15838318. arXiv:astro-ph/0302293Слободан приступ. doi:10.1051/0004-6361:20030252. 
  8. ^ Ledrew, Glenn (фебруар 2001). „The Real Starry Sky”. Journal of the Royal Astronomical Society of Canada. 95: 32. Bibcode:2001JRASC..95...32L. 
  9. ^ Palma, Dr. Christopher (2016). „The Hertzsprung-Russell Diagram”. ASTRO 801: Planets, Stars, Galaxies, and the Universe. John A. Dutton e-Education Institute: College of Earth and Mineral Sciences: The Pennsylvania State University. Приступљено 2017-01-29. »The quantities that are easiest to measure... are color and magnitude, so most observers ... refer to the diagram as a 'Color–Magnitude diagram' or 'CMD' rather than an HR diagram.« 
  10. ^ Sota, A.; Maíz Apellániz, J.; Morrell, N. I.; Barbá, R. H.; Walborn, N. R.; et al. (март 2014). „The Galactic O-Star Spectroscopic Survey (GOSSS). II. Bright Southern Stars”. The Astrophysical Journal Supplement Series. 211 (1). 10. Bibcode:2014ApJS..211...10S. S2CID 118847528. arXiv:1312.6222Слободан приступ. doi:10.1088/0067-0049/211/1/10. 
  11. ^ Phillips, Kenneth J. H. (1995). Guide to the Sun. Cambridge University Press. стр. 47—53. ISBN 978-0-521-39788-9. 

Литература[уреди | уреди извор]

Спољашње везе[уреди | уреди извор]