Звезды с самой низкой температурой относятся к классу

Спектральная классификация звезд: зависимость цвета и температуры

Спектральная классификация звезд и зависимость цвета от температуры их поверхности

Цвет звезды определяется разностью между её фотографической и фотовизуальной величинами. По общему соглашению эти шкалы выбраны так, чтобы белая звезда, типа Сириуса, имела в обеих шкалах одну и ту же величину. Разность между фотографической и фотовизуальной величинами называется показателем цвета данной звезды. Для таких голубых звёзд, как Ригель, это число будет отрицательным, так как такие звёзды на обычной пластинке дают большее почернение, чем на чувствительной к жёлтому свету.

Классификация звезд по температуре и цвету

У красных звёзд типа Бетельгейзе показатель цвета доходит до +2-3 звёздных ве­личин. Это измерение цвета одновременно является и измерением поверхностной температуры звезды, причём голубые звёзды оказываются значительно горячее красных.

Поскольку показатели цвета можно довольно легко получить даже для очень слабых звёзд, они имеют большое значение при изучении распределения звёзд в пространстве.

К важнейшим инструментам исследования звезд, относятся спектральные приборы. Даже самый поверхностный взгляд на спектры звезд обнаруживает, что не все они одинаковы. Бальмеровские линии водорода в некоторых спектрах сильны, в некоторых — слабы, в некоторых – вообще отсутствуют.

Какую температуру имеют солнечные пятна? Давайте посмотрим. Подробнее об этом

Вскоре стало ясно, что спектры звёзд можно разделить на небольшое число классов, постепенно переходящих друг в друга. Ныне применяемая спектральная классификация была разработана в Гарвардской обсерватории под руководством Э. Пикеринга.

Вначале спектральные классы обозначались латинскими буквами в алфавитном порядке, но в процессе уточнения классификации установились следующие обозначения для последовательных классов: О, В, A, F, G, К, М. Кроме того, немногочисленные необычные звёзды объединяются в классы R, N и S, а отдельные индивидуумы, совершенно не укладывающиеся в эту классификацию, обозначаются символом PEC (peculiar – особенные).

Интересно отметить, что расположение звёзд по классам является одновременно и расположением по цвету.

Вас может заинтересовать

Расположив спектры в том же порядке, мы видим, как максимум интенсивности излучения сдвигается от фиолетового к красному концу спектра. Это указывает на понижение температуры по мере перехода от класса О к классу М. Место звезды в последовательности определяется скорее температурой её поверхности, чем химическим составом. Принято считать, что химический состав один и тот же для огромного большинства звёзд, но различные температуры и давления на поверхности вызывают большие различия в звёздных спектрах.

Спектральные классы звезд

Голубые звёзды класса О являются самыми горячими. Их температура поверхности достигает 100 000°С. Спектры их легко узнать по присутствию некоторых характерных ярких линий или по распространению фона далеко в ультрафиолетовую область.

Непосредственно за ними следуют голубые звёзды класса В, также весьма горячие (поверхностная температура 25 000°С). Их спектры содержат линии гелия и водорода. Первые слабеют, а последние усиливаются при переходе к классу А.

В классах F и G (типичная звезда класса G — наше Солнце) постепенно усиливаются линии кальция и других металлов, как, например, железа и магния.

В классе К очень сильны линии кальция, появляются также молекулярные полосы.

Класс М включает красные звёзды с поверхностной температурой, меньшей 3000°С; в их спектрах видны полосы окиси титана.

Классы R, N и S относятся к параллельной ветви холодных звёзд, в спектрах которых присутствуют другие молекулярные компоненты.

Для знатока, однако, есть очень большая разница между «холодной» и «горячей» звёздами класса В. В точной классификационной системе каждый класс подразделяется ещё на несколько подклассов. Самые горячие звёзды класса В относятся к подклассу ВО, звёзды со средней для данного класса температурой — к подклассу В5, самые холодные звёзды — к подклассу В9. Непосредственно за ними следуют звёзды подкласса АО.

Звезды рождаются, живут и умирают почти как живые существа. Узнайте больше об эволюции звезд Подробнее об этом

Изучение спектров звёзд оказывается весьма полезным, так как даёт возможность грубо расклассифицировать звёзды по абсолютным звёздным величинам. Например, звезда ВЗ является гигантом с абсолютной звёздной величиной, примерно равной — 2,5. Возможно, правда, что звезда окажется в десять раз ярче (абсолютная величина — 5,0) или в десять раз слабее (абсолютная величина 0,0), так как по одному только спектральному классу невозможно дать более точной оценки.

Устанавливая классификацию звёздных спектров, весьма важно попытаться внутри каждого спектрального класса отделить гиганты от карликов или там, где этого деления не существует, выделить из нормальной последовательности гигантов звёзды, обладающие слишком большой или слишком малой светимостью.

Источник

Астрономия

Спектральная классификация и главная последовательность звёзд

План урока:

Что такое спектральный класс

Спектральный класс – это классификация звезд, во время которой светила делят на группы с учетом температуры их фотосферы. Различие в звездных спектрах можно объяснить тем, что их атмосфера обладает разными физическими свойствами. Кроме температурных показателей в расчет берется давление. Так же на вид спектрального класса звезды влияет ее магнитное поле, электрические поля между атомами, химический состав, вращение.

В домашних условиях получить спектр не так уж и сложно. Для этого свет, который исходит от объекта, направляют в узкое отверстие, в конце которого установлена призма. В призме свет преломляется и направляется на экран или пленку. Картинка, которую видит наблюдатель, представлена в виде цветовых оттенков. Они плавно меняются от фиолетового до красного. Если в спектре нет линий черного цвета, его принято называть непрерывным. Такая картина будет наблюдаться, если свет исходит от твердого или жидкого тела. Например, лампы накаливания.

Прибор, который используется для получения и визуального исследования спектра, называется спектроскопом. Если цвет спектра регистрируется на фотопластинке, то прибор именуют спектрографом. Во время наблюдения за солнечным диском на небосводе, немецкий ученый Йозеф Фраунгофер установил, что в его непрерывном спектре присутствуют тоненькие линии черного цвета. Немного позже Густав Кирхгоф выяснил, что абсолютно любой газ в разреженном состоянии способен поглощать свет с такой длиной волн, которые излучает сам. Благодаря этому открытию и физическим законам специалисты определили химический состав солнечной атмосферы, а линии черного цвета были названы линиями поглощения.

Источник

На сегодняшний день существуют приборы, которые способны измерить спектр звезд практически во всех диапазонах, кроме оптического. Для этого достаточно менять фильтры и окуляры.

Классы Анджело Секки

В 60-70 годах XIX века Анджело Секки изучал небесные светила, в ходе чего создал самую первую спектральную классификация звезд. В 1866 г в первых трех классах он расположил объекты по мере убывания температурных показателей поверхности, что проявлялось в изменении цвета спектра. Спустя два года ученый выделили еще одну группу, куда вошли углеродные звезды.

Спектральные классы, выделенные Анджело Секки, применялись практически до конца 1900 года, после чего им на смену пришла новая классификация – Гарвардская, которая используется и сегодня.

Основная (гарвардская) спектральная классификация звезд

Каждый класс из основной спектральной классификации звезд делится на подклассы. Их принято обозначать от 0 до 9, где 0 – это самые горячие светила, а 9 – самые холодные. В последовательности спектральных классов наблюдается непрерывное падение температуры. Большая часть небесных светил относится к последовательности от О до М. Ее особенность в непрерывности, а звездные характеристики здесь постепенно меняются при переходе от одного класса к другому.

Цвет поверхности звезды говорит об ее температуре, благодаря чему светило относят к тому или иному спектральному классу. Например, звезды с самыми высокими температурами светятся голубым цветом и относятся к классам О и В. Спектральные класс нашего Солнца G2, его цвет – желтый. А вот самые холодные звезды светятся красным, их относят к классам К и М.

Источник

Есть еще дополнительные классы L и T. Их применяют для обозначения коричневых карликов с разными температурными показателями. Но эти объекты настолько малы (примерно 0,1 солнечных масс), что наблюдать их в большинстве случаев невозможно. Они практически ничего не излучают в видимом диапазоне.

Йеркская классификация с учетом светимости

В основе гарвардской спектральной классификации звезд лежат температурные показатели фотосферы светила. Исходя из этого, к одному классу могут относиться тела с одинаковой температурой, но с разной светимостью. Чтобы упорядочить небесные светила более точно, ученые разработали еще одну классификация, но в ее основу уже легли показатели светимости. Она получила название Йеркская спектральная классификация. Классы светимости обозначаются цифрами от 0 до VII, которые ставят после спектрального класса звезды. Светимость Солнца обозначается V, поэтому в таблице классификации (спектр-светимость) его записывают G2V. У некоторых звезд основной класс может добавляться подклассом:

Например, спектральный класс и класс светимости Полярной звезды – F7 Ib.

Источник

Главная последовательность звезд

К 20 веку астрономы, изучая космическое пространство, все больше получали информации о звездах. К этому времени было известно достаточно много о типах этих объектов, их светимости, расстоянии, температуре. Созревала необходимость упорядочить классификацию звезд, которые наблюдаются во Вселенной. Это успешно сделали двое ученых, проживающих на разных континентах. Датский астроном Эйнар Герцшпрунг и американский ученый Генри Рассел в разное время создали одно и тоже, даже не зная об этом. Это была диаграмма, которую сегодня в честь обеих ученых называют диаграммой Герцшпрунга—Рассела (ГР). Диаграмма ГР представляет собой график. Его вертикальная ось указывает на светимость, а горизонтальная – на температуру поверхности звезды.

Источник

Чем выше была температура, тем звезда находилась левее. Расположение на диаграмме объекта не было случайным. Учитывая соотношение спектра и светимости, звезды были поделены на три последовательности. С левого верхнего угла до нижнего правого расположились звезды главной последовательности. Практически все светила оказываются на этой линии после того, как полностью сформируются. Исключение – субкарлики. С одной стороны, они похожи на звезды главной последовательности, так как выделяют энергию в результате горения водорода, но с другой – их светимость гораздо меньше. В их составе незначительное количество тяжелых элементов, соответственно они имеют небольшой размер.

Главная последовательность имеет достаточно большое количество густо расположенных объектов. Здесь звезда находится примерно 90% времени всей своей жизни. В середине этой линии расположилось и Солнце.

Абсолютно все представители главной последовательности обладают горячим ядром с высокой плотностью. В нем в ходе термоядерных реакций происходит сгорание водорода и его превращение в гелий. После того как процесс горения водорода прекращается, пребывание звезды на этой линии тоже заканчивается.

На втором месте после главной последовательности идут красные гиганты и сверхгиганты. Это яркие светила с достаточно большой массой и светимостью. Расположены они в верхней правой части диаграммы. Их температура варьируется от 3000 до 5000 0 С. Красные гиганты и сверхгиганты – это то, во что превращаются светила после главной последовательности, то есть ближе к концу своей жизни.

Слева внизу на диаграмме находятся белые карлики.Их диаметр небольшой, но температура высокая. Белые карлики лишены всех источников энергии, они постепенно остывают и становятся темными и невидимыми.

В 2018 году открыли самую далекую звезду главной последовательности – Икар. От Земного шара она отдалена на 9 млрд. световых лет.

Звезды до главной последовательности

Сюда относят тип самых молодых светил, которые уже можно разглядеть в оптический телескоп. В звездах до главной последовательности могут происходить термоядерные реакции, но их сила настолько мала, что выделяемой энергии не хватает, чтобы компенсировать затраты энергии на свечение. Сжатие и нагрев светил происходит благодаря собственным силам гравитации, что и является их главной отличительной чертой от звезд главной последовательности.

Высокая светимость звезд объясняется их большими размерами и низкими температурами. На диаграмме Герцшпрунга — Рассела они находятся в верхней правой части. Постепенно температура светил повышается, а размеры уменьшаются и тогда звезда перемещается вниз и влево по диаграмме, чтобы перейти в стадию звезд главной последовательности. Одним из примера таких объектов являются светила типа Т Тельца. У самых холодных звезд до главной последовательности температура составляет всего 650 Кельвинов (К).

В некоторой терминологии к звездам до главной последовательности относят протозвезды на завершающей стадии формирования.

Жизненный путь звезды очень интересен и таинственен. Несмотря на многочисленные знания, у ученых все еще остается множество вопросов. В современном мире разрабатываются новые методики, усовершенствуются аппараты и приборы, которые в дальнейшем позволят не только подтвердить или обновить, имеющуюся информацию, но и, возможно, открыть еще не изведанные тела в космическом пространстве.

Источник

Звезды с самой низкой температурой относятся к классу

Спектры звезд – это их паспорта с описанием всех звездных особенностей. Звезды состоят из тех же химических элементов, которые известны на Земле, но в процентном отношении в них преобладают легкие элементы: водород и гелий.

Спектры звезд – это их паспорта с описанием всех звездных особенностей.

По спектру звезды можно узнать ее светимость, расстояние до звезды, температуру, размер, химический состав ее атмосферы, скорость вращения вокруг оси, особенности движения вокруг общего центра тяжести.

Спектральный аппарат, устанавливаемый на телескопе, раскладывает свет звезды по длинам волн в полоску спектра. По спектру можно узнать, какая энергия приходит от звезды на различных длинах волн и оценить очень точно ее температуру. Цвет и спектр звезд связан с их температурой. В холодных звездах с температурой фотосферы 3000 К преобладает излучение в красной области спектра. В спектрах таких звездах много линий металлов и молекул. В горячих голубых звездах с температурой свыше 10000–15000 К большая часть атомов ионизована. Полностью ионизованные атомы не дают спектральных линий, поэтому в спектрах таких звездах линий мало.

На основе многочисленных снимков спектров звезд, полученных в США на Гарвардской обсерватории, в начале XX в. была разработана детальная классификация звездных спектров, которая легла в основу современной спектральной классификации.

В Гарвардской классификации спектральные типы (классы) обозначены буквами латинского алфавита: О, В, A, F, G, К и М. Поскольку в эпоху разработки этой классификации связь между видом спектра и температурой не была еще известна, то после установления соответствующей зависимости пришлось изменить порядок спектральных классов, который первоначально совпадал с алфавитным расположением букв.

Основная (гарвардская) спектральная классификация звёзд

Внутри класса звёзды делятся на подклассы от 0 (самые горячие) до 9 (самые холодные). В классе О подклассы начинаются с О5. Последовательность спектральных классов отражает непрерывное падение температуры звезд по мере перехода к все более поздним спектральным классам.

Подавляющее большинство звезд относится к последовательности от О до М. Эта последовательность непрерывна: характеристики звезд плавно изменяются при переходе от одного класса к другому.

Характерной особенностью звездных спектров также является наличие у них огромного количества линий поглощения, принадлежащих различным элементам. Тонкий анализ этих линий позволил получить особенно ценную информацию о природе наружных слоев звезд. Химический состав наружных слоев звезд, откуда к нам непосредственно приходит их излучение, характеризуется полным преобладанием водорода. На втором месте находится гелий, а количество остальных элементов достаточно невелико. Приблизительно на каждые десять тысяч атомов водорода приходится тысяча атомов гелия, около 10 атомов кислорода, немного меньше углерода и азота и всего лишь один атом железа. Примеси остальных элементов совершенно ничтожны. Без преувеличения можно сказать, что звезды состоят из водорода и гелия с небольшой примесью более тяжелых элементов.

Хорошим индикатором температуры наружных слоев звезды является ее цвет. Горячие звезды спектральных классов О и В имеют голубой цвет; звезды, сходные с нашим Солнцем (спектральный класс которого G2), представляются желтыми, звезды же спектральных классов К и М – красные. В астрофизике имеется тщательно разработанная и вполне объективная система цветов. Она основана на сравнении наблюдаемых звездных величин, полученных через различные строго эталонированные светофильтры. Количественно цвет звезд характеризуется разностью двух величин, полученных через два фильтра, один из которых пропускает преимущественно синие лучи («В»), а другой имеет кривую спектральной чувствительности, сходную с человеческим глазом («V»). Техника измерений цвета звезд настолько высока, что по измеренному значению B-V можно определить спектральный класс звезды с точностью до подкласса. Для слабых звезд анализ цветов – единственная возможность их спектральной классификации.

Гарвардская спектральная классификация основана на наличии или отсутствии, а также относительной интенсивности определенных спектральных линий. Кроме перечисленных в таблице основных спектральных классов, для относительно холодных звезд имеются еще классы N и R (полосы поглощения молекул углерода C2, циана CN и окиси углерода CO), класс S (полосы окисей титана TiO и циркония ZrO), а также для самых холодных звезд – класс L (полоса гидрида хрома CrH, линии рубидия, цезия, калия и натрия). Для объектов субзвездного типа – «коричневых карликов», промежуточных по массе между звездами и планетами, недавно введен специальный спектральный класс T (полосы поглощения воды, метана и молекулярного водорода).

Спектральные классы О, В, А часто называют горячими или ранними, классы F и G – солнечными, а классы К и М – холодными или поздними спектральными классами.

Так как одному гарвардскому спектральному классу могут соответствовать звёзды с одинаковой температурой фотосферы, но различных классов светимости (то есть отличающимися на порядки светимостями), то с учётом светимости была разработана йеркская спектральная классификация (называемая ещё МКК – по инициалам её авторов У. Моргана, Ф. Кинана и Э. Келмана).

В соответствии с этой классификацией звезде приписывают гарвардский спектральный класс и класс светимости.

Различают следующие классы светимости

Таким образом, если гарвардская классификация определяет абсциссу диаграммы Герцшпрунга – Рассела, то йеркская – положение звезды на этой диаграмме. Дополнительным преимуществом йеркской классификации является возможность по виду спектра звезды оценить её светимость и, соответственно, по видимой величине – расстояние (метод спектрального параллакса).

Солнце, будучи жёлтым карликом, имеет йеркский спектральный класс G2V.

Звёзды одинаковых (или близких) классов светимости образуют на диаграмме Герцшпрунга – Рассела последовательности (ветви), например, ветвь красных гигантов или белых карликов.

Диаграмма Герцшпрунга-Рассела
(в разных представлениях)

Диаграмма была предложена астрономами Эйнаром Герцшпрунгом и Генри Расселом независимо друг от друга примерно в 1910 году.

Используя диаграмму, астрономы способны проследить жизненный цикл звезд, от молодых горячих протозвезд, через основные фазы развития, вплоть до фазы умирающего красного гиганта. Диаграмма также показывает зависимость температуры и цвета звезд от различных этапов их жизненного цикла.

На диаграмме Герцшпрунга-Рассела можно увидеть диагональную линию, ведущую с левого верхнего угла вправо вниз. Она известна как Главная Последовательность и большинство звезд проходят именно эти этапы в своем развитии. В целом, когда температура звезды уменьшается, падает и светимость звезды. На диаграмме также можно увидеть ответвление, которое находится выше 100 ед. светимости. Это красные гиганты, которые находятся в конце своего жизненного цикла. Они могут быть одновременно яркими и относительно холодными, поскольку они очень большие. Обычно эта стадия длится несколько миллионов лет.

Наклонные пунктирные линии на нижней диаграмме определяют размеры звезд в радиусах Солнца.

Источник

Спектральные классы звёзд

Как оказалось, разделение на классы звёзд основано на их излучении или, точнее, на спектре. Поскольку существуют определённые различия между каждым видом спектра. Собственно говоря, отличия связаны с физическими характеристиками звездных атмосфер. Прежде всего это зависит от температуры и давления, а также полей (магнитных и электрических), химического состава, движения тела и т.д.

Спектр — распределение излучения по частотам или длинам волн.

Классификация звезд по спектральным классам

Хотя классифицируют объекты именно по особенности поглощения и излучения спектра, на протяжении времени их систематизация совершенствовалась с появлением новых данных. Итак, рассмотрим какие бывают классы звезд.

Классы звёзд Анджело Секки

Название данное распределение получило в честь своего создателя. Поскольку именно Анджело Секки в 1860-1870 годах изучая небесные тела, разделил их по интенсивности излучения.

Согласно его делению светила располагаются в порядке убывания температуры их поверхности, чем обусловлено изменение цвета.

Позднее Секки выделил Класс V, объединяющий светила с эмиссионными линиями в излучении. Стоит отметить, что со временем эту категорию подредактировал Эдуард Пикеринг. Он разделил горячие тела на эмиссионные гелиевые, углеродные и азотные линии, а также добавил сюда планетарные туманности.
Предложенное Анджело Секки группирование звёздных объектов было актуальным почти до 1900 годов.

Пьетро Анджело Секки

Гарвардская спектральная классификация

В 1890-1924 годах учёные, изучающие спектральные линии поглощения и излучения светил, в обсерватории Гарварда разрабатывали новую систему их деления.

Итак, появилась современная и основная гарвардская классификация. Часто её называют температурной, поскольку основывается на виде и насыщенности линий излучения и поглощения спектра светил. Однако, главным образом, она группирует тела по светимости.

Гарвардская (современная) спектральная классификация

Основные классы звёзд

Собственно говоря, выделяют 7 спектральных классов, отражающих температурные свойства звёздных объектов. В свою очередь, каждый из них подразделяется на подклассы от 0 до 9 (от самых горячих к холодным).

Таблица Спектральный класс звезд

Другие классы звёзд

Помимо этого, группы тел, не относящиеся к основным, выделили в отдельные категории.
Итак, получились дополнительные спектральные классы звезд:

Йеркская классификация с учётом светимости

Вид спектральных линий во многом зависит от светимости светила. По сути, на этом факте в Йеркской обсерватории три учёных (Морган В.В., Келлман Э. и Кинан П.К) разработали новую классификацию звёздных тел. Согласно ей, объекту приписывают основной спектральный класс, а также класс светимости.

Йеркская классификация с учётом светимости

В результате чего, к обозначению светил добавляют:

Стоит отметить, как звезды разделили по размерам. Что, безусловно, очень удобно при общей характеристике небесных объектов.

Часто данную классификацию называют МКК, что отражает инициалы её авторов.

Жизненный цикл звезды каждого спектрального класса наиболее понятно изображен на диаграмме Герцшпрунга-Рассела.

Бесспорно, группирование звёздных тел позволило не просто выделить их общие черты, но и расширило границы их изучения. Кроме того, подобное разделение объектов показывает их многогранность.

Источник

Спектральные классы звёзд

Спектральные классы — классификация звёзд по спектру излучения, в первую очередь, по температуре фотосферы. Различия в спектрах звёзд обусловливаются различием физических свойств их атмосфер, в основном, температуры и давления (определяющих степень ионизации атомов). Вид спектра зависит также от наличия магнитных и межатомных электрических полей, различий в химическом составе, вращения звёзд и от других факторов.

Сплошной спектр излучения звезды близок к излучению абсолютно чёрного тела с температурой, равной температуре её фотосферы, которую можно оценить по закону смещения Вина, но для удалённых звёзд этот метод неприменим из-за неравномерного поглощения света различных участков спектра межзвёздной средой. Более точным методом является оптическая спектроскопия, позволяющая наблюдать в спектрах звёзд линии поглощения, имеющие различную интенсивность в зависимости от температуры и типа звезды. Для некоторых типов звёзд в спектрах наблюдаются и линии испускания.

Классы Анджело Секки

В 1860—1870-х годах пионер звёздной спектроскопии Анджело Секки создал первую классификацию звёздных спектров. В 1866 году он разбил наблюдаемые спектры звёзд на три класса в порядке убывания температуры поверхности звезды и соответствующего изменения цвета. В 1868 году Секки открыл углеродные звёзды, которые выделил в отдельную четвёртую группу. А в 1877 году он добавил пятый класс.

Позднее Эдуард Пикеринг изменил определение класса V, разделив его на горячие звёзды с эмиссионными линиями гелия, углерода и азота (звёзды Вольфа — Райе) и планетарные туманности.

Предложенное Секки деление спектров было общепринятым вплоть до конца 1890-х годов, когда постепенно к середине XX века было заменено Гарвардской классификацией, которая описывается ниже.

Основная (гарвардская) спектральная классификация

Современная (гарвардская) спектральная классификация звёзд, разработанная в Гарвардской обсерватории в 1890—1924 годах, является температурной классификацией, основанной на виде и относительной интенсивности линий поглощения и испускания спектров звёзд.

* Примечание к таблице: Данные вычислены по количеству звёзд с абсолютной звёздной величиной более +16 в окрестностях Солнца в 10000 пк3 (радиус 10,77 пк = 35,13 св. л.). Это позволяет воспроизвести приблизительную картину распределения звёзд по спектральным классам, хотя бы для звёзд на расстоянии от Галактического центра до Солнца. (Колонка Доля гигантских содержит Гигантов, Ярких гигантов и Сверхгигантов)

Внутри класса звёзды делятся на подклассы от 0 (самые горячие) до 9 (самые холодные). Солнце имеет спектральный класс G2 и эквивалентную температуру фотосферы 5780 K.

Йеркская классификация с учётом светимости (МКК)

Дополнительным фактором, влияющим на вид спектра, является плотность внешних слоёв звезды, зависящая, в свою очередь от её массы и плотности, то есть, в конечном итоге, от светимости. Особенно сильно зависят от светимости SrII, BaII, FeII, TiII, что приводит к различию в спектрах звёзд-гигантов и карликов одинаковых гарвардских спектральных классов.

Зависимость вида спектра от светимости отражена в более новой йеркской классификации, разработанной в Йеркской обсерватории (Yerkes Observatory) У. Морганом, Ф. Кинаном и Э. Келман, называемой также МКК по инициалам её авторов.

В соответствии с этой классификацией звезде приписывают гарвардский спектральный класс и класс светимости:

Таким образом, если гарвардская классификация определяет абсциссу диаграммы Герцшпрунга — Рассела, то йеркская — положение звезды на этой диаграмме. Дополнительным преимуществом йеркской классификации является возможность по виду спектра звезды оценить её светимость и, соответственно, по видимой величине — расстояние (метод спектрального параллакса).

Солнце, будучи жёлтым карликом, имеет йеркский спектральный класс G2V.

Дополнительные спектральные классы

Выделяют также дополнительные спектральные классы для некоторых классов небесных тел:

Характеристические особенности в классе

У некоторых объектов могут наблюдаться дополнительные особенности в спектре. Чтобы указать на эти особенности к обозначению добавляют дополнительные префиксы и постфиксы.

Добавочные индексы, стоящие перед обозначением спектра

Добавочные индексы, стоящие после обозначения спектра

Мнемоника

Для запоминания основной последовательности гарвардской классификации существуют мнемонические фразы:

Источник