Большая Советская Энциклопедия (СП) - [17]
Класс S (t »3000—2000 К). Звёзды этого класса по распределению энергии в непрерывном спектре сходны со звёздами спектральных классов М и N, но отличаются от них присутствием полос окиси циркония, а также менее заметных полос окиси иттрия и окиси лантана — элементов, очень редких на Земле. Водородные линии наблюдаются часто в форме излучения, как в классе М. В классах R, N и S также присутствуют полосы окиси титана.
Небольшое количество звёзд имеют спектры, не укладывающиеся в описанную последовательность или имеющие ту или иную особенность; это отмечается либо буквой р, либо, более определенно, буквами: е — в случае наличия эмиссионных линий, особенно часто встречающихся в спектрах В и М (например, В2е); n — при сильно размытых линиях (например, A0n); s — при резких линиях (например, A3s): с — при особенно тонких и глубоких линиях поглощения (например, сА2); k — в случае присутствия в спектре хорошо заметных линий межзвёздного кальция (например, B0k).
Часто наблюдаются изменения спектрального класса у звёзд. Так, в спектрах звёзд класса В нередко то появляются, то вновь исчезают эмиссионные линии (характеристика е). Изменения блеска физических переменных звёзд сопровождаются изменениями их спектрального класса. Очень сложные превращения испытывают спектры новых звёзд после достижения ими максимума блеска. Спектры газовых планетарных туманностей, имеющие линии излучения без непрерывного спектра, обозначаются буквой Р. Встречаются сложные спектры, в которых смешиваются характеристики двух и даже трёх спектральных классов. Их обозначают, например, так: G0A2 или G0 + A2.Часто эти спектры принадлежат тесным двойным звёздам.
Применение более точных, в том числе спектрофотометрических, методов позволило различать внутри каждого спектрального класса звёзды большой или малой светимости. Обнаружилось, что тонкими глубокими спектральными линиями поглощения (характеристика с) обладают звёзды-сверхгиганты. У звёзд-гигантов вследствие низкого газового давления в атмосферах ионизация облегчена по сравнению со звёздами-карликами, в результате чего при той же температуре у первых линии ионизованных атомов усилены по сравнению с линиями нейтральных атомов, а у вторых — ослаблены. Водородные линии бальмеровской серии, очень чувствительные к так называемому Штарка эффекту, сильно расширены в спектрах звёзд-карликов (вследствие большой плотности электронов в атмосферах) и, наоборот, весьма тонки в спектрах звёзд-гигантов. Эти и некоторые др. критерии привели к возможности сначала грубо различать спектры звёзд-гигантов и звёзд-карликов (буквы g и d, стоящие перед буквой, обозначающей спектральный класс), а впоследствии определять и абсолютную звёздную величину звёзд по их спектру. Последнее обстоятельство открыло пути к определению спектральных параллаксов звёзд и сделало возможной двумерную С. к. з., в которой звёзды подразделяются не только по своим температурам, но и по абсолютным звёздным величинам. Наиболее детально двумерная классификация разработана на Йерксской обсерватории (США) в 1940—1943. В двумерной классификации наряду со старым буквенным обозначением С. к. з. указывается римской цифрой класс светимости по следующей схеме: Iа — самые яркие звёзды-сверхгиганты, Ib — менее яркие звёзды-сверхгиганты, II — яркие звёзды-гиганты, III — нормальные звёзды-гиганты, IV — звёзды-субгиганты, V — звёзды главной последовательности. Изредка употребляются ещё VI и VII для характеристики спектров субкарликов (sd) и белых карликов (wd) соответственно. Установление спектрального класса звезды в двумерной классификации даёт широкую характеристику физических свойств её поверхностных слоев; на основании этих данных теоретическим путём можно установить характеристики звезды в целом, включая её внутренние области. Двумерная классификация спектров звёзд имеет много преимуществ сравнительно с одномерной, но её распространение на слабые звёзды, спектры которых фотографируются обычно с помощью объективной призмы, затруднительно. На Крымской и Абастуманской обсерваториях (СССР) разработаны критерии двумерной классификации слабых звёзд.
Лит.: Курс астрофизики и звездной астрономии, под ред. А. А. Михайлова, 3 изд., т. 1, М., 1973, гл. 18; Cannon A. J. and Picketing Е. C., The Henry Draper catalogue, [v.] 1—9, Camb. (Mass.), 1918—1924 (Annals of the Astronomical observatory of Harvard college, v. 91—99); Morgan W. W., Keenan P.C. and Кellman Е., An atlas of stellar spectra with an outline of spectral classification, Chi., 1943.
Д. Я. Мартынов.
Спектральные классы звёзд G0 — M6e.
Спектральные классы звёзд Oa — F5.
Спектральная плотность
Спектра'льная пло'тность величины, характеризующей излучение (например, потока излучения,силы света),отношение рассматриваемой величины, взятой в очень (более строго — бесконечно) малом интервале, содержащем данную длину волны l, к ширине этого интервала dl. Вместо l могут использоваться частоты, волновые числа или их логарифмы. В таких случаях термин «С. п.» уточняется — говорят, например, о С. п. по частоте. График зависимости С. п. от длины волны l или частоты n характеризует распределение соответствующей величины по спектру.
