В астрономии звезды классифицируются на основе их спектров. Различные типы звезд имеют разные спектральные характеристики и хотя невооруженным глазом они различаются только по яркости, звезды делятся на 7 основных спектральных классов и 8 классов светимости. В это подразделение не входят молодые звездные объекты, остатки звезд (белые карлики, нейтронные звезды) и субзвездные объекты (коричневые карлики).
Спектральные типы определяются в основном на основе температуры звездной фотосферы – внешней оболочки, которая простирается до поверхности звезды. Эффективная температура звезды зависит от массы звезды – чем больше масса, тем звезда горячее, а также связана с цветом звезды. Масса имеет решающее значение, потому что именно она определяет, как долго живет звезда и какой эволюционный путь она проходит. Это тесно связано со светимостью. Самые массивные звезды обычно также самые яркие. Невооруженным глазом они кажутся ярче с больших расстояний.
Температура звезды оценивается на основе состояния ионизации звезды, на которое указывает наличие или отсутствие определенных химических элементов в спектре звезды.
Чем горячее звезда, тем она реже. Более 76% звезд являются холодными звездами M-типа (красными карликами), в то время как массивные горячие звезды O-типа составляют всего 0,00003% от всех известных звезд. Эти горячие голубые звезды являются самыми недолговечными. Из-за их большой массы они быстро эволюционируют, а продолжительность их жизни измеряется всего миллионами лет. Для сравнения, нашему Солнцу 4,6 миллиарда лет, и оно прожило только половину своей жизни.
Самые холодные звезды кажутся красными, потому что они излучают более длинные волны видимого света, в то время как самые горячие звезды излучают более короткие волны и кажутся голубыми или голубовато-белыми. Звезды излучают и другие цвета, но они излучают наиболее видимый свет в так называемой “пиковой длине волны”.
Звездная классификация
Каждой звезде присваивается спектральный тип, основанный на внешнем виде ее спектра. Классы звезд обычно состоят из трех элементов: буквы (O-B-A-F-G-K-M), арабского числа от 0 до 9 и римского числа от I до VII (или нуля).
Буква указывает спектральный класс, который определяется на основе эффективной температуры звезды. В порядке уменьшения температуры семь основных спектральных классов в системе классификации Моргана-Кинана: O, B, A, F, G, K и M. Арабское число дополнительно подразделяет класс на основе температуры. 0 указывает на самые горячие звезды в каждом классе, а 9 обозначает самые холодные. Римская цифра указывает класс светимости, классифицируя звезды как звезды главной последовательности, субгиганты, гиганты, яркие гиганты и сверхгиганты.
Основа для этой схемы классификации была создана американским астрономом Эдвардом К. Пикерингом вместе с Уильяминой Флеминг, а позже адаптирована Энни Джамп Кэннон и Антонией Мори. Он был опубликован в каталоге Генри Дрейпера в 1920-х годах. Первоначально каталог включал 225 300 звезд.
Пикеринг провел исследование звездных спектров в обсерватории Гарвардского колледжа в Кембридже, штат Массачусетс, в 1880-х годах. Он продолжил работу покойного пионера астрофотографии Генри Дрейпера, который изучал астрономию с помощью фотографии. В 1882 году Пикеринг изобрел метод фотографирования спектров нескольких звезд одновременно. Он и его команда использовали этот метод для фотографирования более 220 000 звезд.
Гарвардская схема спектральной классификации различает звезды с разной температурой, но не учитывает их светимость. Другими словами, он не различает звезды на главной последовательности, гиганты и сверхгиганты. По этой причине система Моргана-Кинана (MK или MKK) была разработана У. У. Морганом, Филипом Чайлдсом Кинаном и Эдит Мари Келлман в Йеркской обсерватории в Висконсине и опубликована в 1943 году. Система MKK, которая все еще используется сегодня, сохранила спектральные типы, используемые в Гарвардской системе, но добавила классы светимости, чтобы указать, была ли звезда карликом, субгигантом, гигантом, ярким гигантом или сверхгигантом.
Спектральные типы: O-B-A-F-G-K-M
O, B, A, F, G, K, M – это аббревиатура семи основных спектральных типов звезд. В таблице ниже показан эффективный температурный диапазон, цветность, масса, радиус и светимость звезд каждого класса, а также их средняя продолжительность жизни.
|
Класс
|
Температура (К)
|
Цветность
|
Масса (M☉)
|
Радиус (R☉)
|
Светимость (L☉)
|
Продолжительность жизни (годы)
|
|
O
|
≥ 30,000
|
≥ 16
|
≥ 6.6
|
≥ 30,000
|
10 миллионов
|
|
|
B
|
10,000–30,000
|
сине-белый
|
2.1–16
|
1.8–6.6
|
25-30,000
|
100 миллионов
|
|
A
|
7,500–10,000
|
белые (сине-белые)
|
1.4–2.1
|
1.4–1.8
|
5–25
|
1 миллиард долларов
|
|
F
|
6,000–7,500
|
белые (желто-белые)
|
1.04–1.4
|
1.15–1.4
|
1.5–5
|
3 миллиарда
|
|
G
|
5,200–6,000
|
Желтый
|
0.8–1.04
|
0.96–1.15
|
0.6–1.5
|
10 миллиардов
|
|
K
|
3,700–5,200
|
Оранжевый
|
0.45–0.8
|
0.7–0.96
|
0.08–0.6
|
50 миллиардов
|
|
M
|
2,400–3,700
|
оранжево-красный
|
0.08–0.45
|
≤ 0.7
|
≤ 0.08
|
200 миллиардов
|
Ниже приведены примеры звезд главной последовательности различных спектральных типов.
О-тип: S Единорога, 10 Ящерицы, Мю Жертвенника, АЕ Орла, Ипсилон Ориона…
В-тип: Ахернар, Алькаид, Альнаир, Нунки, Алголь, Эта Центавра, Акраб…
А-тип: Сириус, Вега, Фомальгаут, Альтаир, Кастор, Альфекка, Денебола…
F-тип: Гамма Золотой Рыбы, Гамма Парусов, Гамма Змеи…
G-тип: Солнце, Альфа Центавра, Хара, Тау Кита…
К-тип: Толиман, Эпсилон Эридана, Сигма Дракона, 61 Лебедя…
М-тип: Проксима Центавра, ТРАППИСТ-1, Звезда Бернарда, 359 Волка…
Классы светимости звезд
Система классификации звездных спектров Моргана-Кинана сохранила спектральные классы, введенные в системе классификации Гарварда, но добавила классы светимости, чтобы различать разные типы звезд. Римская цифра используется для различения различных классов светимости. Это:
| Класс светимости | Описание | Примеры |
| 0 или Ia+ | чрезвычайно яркие сверхгиганты (гипергиганты) | Лебедь OB2-12 (B3-4 Ia+), V382 Киля (G0-4 Ia+) |
| Ia | светящиеся сверхгиганты | Денеб (A2 Ia), Ригель (B8 Ia), Альнилам (B0 Ia), Саиф (B0,5 Ia), Везен (F8 Ia), Алудра (B5 Ia), Мю Цефея (M2 Ia), КИ Лебедь (M3 Ia) |
| Iab | светящиеся сверхгиганты (среднего размера) | Альнитак (O9.5 Iab), Садр (F8 Iab), Му Норме (O9.7 Iab), Ро Леонис (B1 Iab), Сигма Лебедя (B9 Iab), Хи Орла (B5 Iab) |
| Ib | менее яркие сверхгиганты | Полярная звезда (F7 Ib), Мирфак (F5 Ib), Аспидиске (A9 Ib), Сухайл (K4 Ib) |
| II | яркие гиганты | Канопус (A9 II), Адара (B2 II), Саргас (F0 II), Минтака (O9.5 II) |
| III | гиганты | Арктур (K1.5 III), Альдебаран (K5+ III), Дубхе (K0 III), Капелла (G3 III), Хадар (B1 III), Мимоза (B0.5 III), Поллукс (K0 III), Авиор (K3 III), Миаплацидус (A1 III) |
| IV | субгиганты | Регул (B8 IVn), Шаула (B2 IV), Акрукс (B0,5 IV), Алена (A1 IV), Сабик (A1 IV), Маркаб (A0 IV),Менкалинан (A1m IV) |
| V | звезды главной последовательности | Солнце (G2 V), Вега (A0 Va), Альтаир (A7 V), Фомальгаут (A3 V), Спика (B1 V), ТРАППИСТ-1 (M8 V), Проксима Центавра (M5.5Ve), Эпсилон Эридана (K2 V), Звезда Барнарда (M4.0V) |
| VI (или приставка sd) | субкарлики | Звезда Каптейна (sdM1), Грумбридж 1830 (Звезда Аргеландера, G8 VIp) |
| VII (или префикс D) | белые карлики | Сириус B (DA), Процион B (DQZ) |
Некоторые звезды попадают между классами светимости. Например, Алиот – самая яркая звезда в Большой Медведице, находится между субгигантом и гигантом, с классификацией A1III-IVp, а Атрия находится между гигантом и ярким гигантом (K2 IIb-IIIa). Эниф – самая яркая звезда в Пегасе, находится между ярким гигантом и сверхгигантом (K2 Ib-II).
Этапы эволюции звезд
Звезды также делятся на основе их эволюционных стадий, которые аналогичны классам светимости. На протяжении всего своего жизненного цикла звезда будет протозвездой, звездой до главной последовательности, звездой главной последовательности и, возможно, гигантом или сверхгигантом. В зависимости от её начальной массы, она закончит свою жизнь как белый карлик, нейтронная звезда или черная дыра. Когда они достаточно остынут, белые карлики могут стать черными карликами, гипотетическими остатками звезд, которые еще не наблюдались, потому что Вселенная недостаточно стара, чтобы какой-либо остаток звезды достиг этой стадии.
Главная последовательность – это самая длинная стадия в жизни звезды. Большинство настоящих звезд – это звезды главной последовательности, включая Солнце. На этом этапе звезды генерируют энергию в своих ядрах путем превращения водорода в гелий. Энергия переносится на поверхность и излучается в фотосфере.
Масса 0,08 массы Солнца обычно устанавливается как нижний предел, ниже которого ядро звезды не достигает достаточно высокой температуры для стабильного воспламенения водорода. Объекты ниже этого предела называются коричневыми карликами. Это субзвездные объекты или неудавшиеся звезды. Однако, коричневые карлики похожи на звезды в том, что они сжигают дейтерий в своих ядрах. Звезды с малой массой также изначально сжигают дейтерий.
Массы звезд могут находиться в диапазоне от 0,08 до 150 или более масс Солнца. Самые массивные известные звезды, звезды Вольфа-Райе R136a1 и BAT99-98 в Большом Магеллановом облаке, оцениваются в 184-260 масс Солнца (R136a1) и около 226 масс Солнца (BAT99-98). Звезда Вестерхаут 49-2 в Орле является еще одним кандидатом на звание самой массивной из известных звезд с предполагаемой массой 90-240 масс Солнца. Звезда с наименьшей массой – красный карлик SCR 1845−6357A в южном созвездии Павлина. Её масса оценивается в 0,07 массы Солнца.
Звездная масса
Жизненный цикл звезды определяется в первую очередь массой звезды. Чем массивнее звезда, тем быстрее она израсходует свой запас водородного топлива. Когда синтез водорода прекращается, звезда эволюционирует от главной последовательности, превращаясь в гиганта. Астрономы делят звезды на несколько групп на основе массы:
- звезды с очень малой массой (< 0,5 массы Солнца)
- звезды с малой массой (от 0,5 до 1,8 – 2,5 M☉)
- звезды средней массы (от 1,8-2,5 М☉ до 5-10 М☉)
- массивные звезды (> 7-10 M☉)
Звезды с очень малой массой никогда не становятся красными гигантами. Как только они исчерпают свой запас водорода, они становятся белыми карликами и постепенно остывают. Звезды с малой массой превращаются в красных гигантов, когда они исчерпывают водород в своих ядрах. Они заканчивают свою жизнь, выбрасывая свои внешние оболочки в виде планетарных туманностей, оставляя после себя белых карликов. Такова будет судьба Солнца примерно через 5 миллиардов лет. Звезды средней массы имеют эволюционный путь, аналогичный звездам с малой массой. Массивные звезды превращаются в сверхгигантов и обычно заканчивают свою жизнь как сверхновые.
