астрономія

Класифікація зір

Докладніше: Спектральна класифікація зір

Класифікації зір почали будувати відразу після того, як почали отримувати їхні спектри. У першому наближенні спектр зорі можна описати яквипромінювання абсолютно чорного тіла з накладеними на нього лініями поглинання або випромінювання. Головний чинник, що впливає на вигляд спектру, це температура, тож спектральна класифікація за своєю сутністю є температурною.

Одну з найвідоміших спектральних класифікацій розроблено в Гарвардській обсерваторії в 1890-1924 роках під час складання каталогу Генрі Дрепера (тому іноді її називають Дреперівською класифікацією)^[6]. Для позначення основних спектральних класів у цій класифікації вживають окремі літери латинського алфавіту:

Основна (гарвардська) спектральна класифікація зір
Клас	Температура, K	Справжній колір	Видимий колір^[7]^[8]	Основні ознаки
O	30 000—60 000	блакитний	блакитний	Слабкі лінії нейтрального водню, гелію, іонізованого гелію, багаторазово іонізованих Si, C, N, A.
B	10 000—30 000	біло-блакитний	біло-блакитний та білий	Лінії поглинання гелію та водню. Слабкі лінії H і К Ca II.
A	7500—10 000	білий	білий	Сильна бальмерівська серія, лінії H і К Ca II посилюються до класу F. Також ближче до класу F починають з'являтися лінії металів.
F	6000—7500	жовто-білий	білий	Сильні лінії H і К Ca II, лінії металів. Лінії водню починають слабнути. З'являється лінія Ca I. З'являється та посилюється смуга G, утворена лініями Fe, Ca и Ti.
G	5000—6000	жовтий	жовтий	Лінії H і К Ca II інтенсивні. Лінії Ca I та чисельні лінії металів. Лінії водню продовжують слабнути. З'являються смуги молекул CH і CN.
K	3500—5000	оранжевий	жовтувато-оранжевий	Лінії металів та смуга G інтенсивні. Лінії водню майже непомітні. З'являються смуги поглинання TiO.
M	2000—3500	червоний	оранжево-червоний	Інтенсивні смуги TiO та інших молекул. Смуга G слабне. Все ще помітні лінії металів.

Діаграма Герцшпрунга—Рассела

Докладніше: Діаграма Герцшпрунга—Рассела

Діаграма Герцшпрунга-Рессела.

На початку XX століття, Ейнар Герцшпрунг і Генрі Рассел незалежно один від одного нанесли на діаграму «Спектральний клас» — «Світність» відомі на той час зорі. Пізніше ця діаграма, яку нині називають «діаграмою Герцшпрунга-Рассела» виявилася ключем до розуміння та дослідження процесів, що відбуваються в зорях.

Найчисленніший клас зір становлять зорі головної послідовності, що перетинає діаграму від правого верхнього кута до лівого нижнього. Саме до таких зір належить і наше Сонце. З еволюційного погляду головна послідовність — це те місце діаграми Герцшпрунга-Рессела, на якому зоря перебуває більшу частину свого існування. У цей час витрати енергії навипромінювання компенсуються за рахунок енергії, що виділяється в термоядерних реакціяхперетворення гідрогену на гелій. Час перебування на головній послідовності визначається масою. Чітко виділяються кілька гілок зір, що вже минули стадію головної послідовності (гіганти, надгіганти). У них відбувається «горіння» гелію та важчих елементів. Вони розташовані вище головної послідовності, ці зорі належать до I-IV класів світності. У нижній частині діаграми розташовано білі карлики, що проеволюціонували майже повністю. Вони мають VII клас світності.

Сучасна класифікація

У 1930-х роках у Йєркській обсерваторії було розроблено Йєркську класифікацію (класифікацію Моргана—Кінана, МК-класифікацію, ММК-класифікацію — за прізвищами вчених Моргана, Кінаната Келмана). Вона теж заснована в першу чергу на температурі фотосфери зір, але враховує також їх світність, завдяки чому скажімо, червоні карлики та червоні гіганти належать до окремих класів, попри те, що мають однакову температуру поверхні.

У каталогах і на письмі клас зір пишеться одним словом, спочатку йде літерне позначення основного спектрального класу (якщо клас точно не визначено, пишеться літерний діапазон, наприклад, OB), далі арабськими цифрами уточнюється спектральний підклас, потім римськими цифрами йде клас світності(номер області на діаграмі Герцшпрунга-Рессела), а потім — додаткова інформація. Наприклад, Сонце має клас G2V.

Змінні зорі

Докладніше: Змінні зорі

Змінна зоря — це зоря, за всю історію спостереження якої хоч один раз зафіксовано зміну її блиску. Причин змінності багато і пов'язані вони можуть бути не тільки з внутрішніми процесами: якщо зоря подвійна і промінь зору лежить у площині обертання компонентів (або під невеликим кутом до нього), то час від часу одна зоря закриватиме іншу від спостерігача, що спостерігається як зменшення блиску; блиск може змінитися якщо світло від зорі пройде крізь сильнегравітаційне поле. Однак у більшості випадків змінність пов'язана з нестабільними внутрішніми процесами. В останній версії загального каталогу змінних зір прийнято наступний поділ змінних зір:

Еруптивні змінні зорі — це зорі, що змінюють свій блиск в силу бурхливих процесів і спалахів в їх хромосферах і коронах. Зміна світності відбувається зазвичай внаслідок змін в оболонці або втрати маси в формі зоряного вітру змінної інтенсивності та/або взаємодії з міжзоряним середовищем.
Пульсівні змінні зорі — показують періодичні розширення і стиснення своїх поверхневих шарів. Це найчисленніший тип змінності. Найвідомішими представниками такого класу є цефеїди. Пульсації можуть бути радіальними й нерадіальними. Радіальні пульсації зорі залишають її форму сферичною, у той час як нерадіальні пульсації викликають відхилення форми зорі від сферичної, а сусідні зони зорі можуть бути в протилежних фазах.
Обертові змінні зорі — це зорі, у яких розподіл яскравості по поверхні неоднорідний і/або вони мають нееліпсоїдальну форму, внаслідок чого при обертанні зір спостерігач фіксує їх змінність. Неоднорідність яскравості поверхні може бути викликана наявністю плям або температурних чи хімічних неоднорідностей, викликаних магнітними полями, чиї осі не збігаються з віссю обертання зорі.
Катаклізмічні (вибухові та новоподібні) змінні зорі. Причиною змінності цих зір є вибухові процеси в їх поверхневих шарах (нові) або у всьому об'ємові зорі (наднові).
Затемнено-подвійні системи
Оптичні змінні подвійні системи з жорстким рентгенівським випромінюванням