Спектральна класифікація зірок

**Спектра́льна класифіка́ція зірок** — спосіб класифікації зірок в астрономії на підставі аналізу їхніх спектральних характеристик. Загалом, **спектра́льний кла́с** певної зорі надає інформацію про фізичні умови в її атмосфері, де формується спектр зорі. Фізичні умови включають ефективну температуру, тиск випромінювання, поверхневу гравітацію та швидкість осьового обертання, що визначають розподіл потоку випромінювання за довжиною хвилі й визначають стан іонізації та збудження енергетичних рівнів хімічних елементів, лінії яких дають основний внесок до спектру зорі.

Застосовуючи спектрограф, потік випромінювання від зорі розкладають у спектр за допомогою дифракційної гратки чи ешелє й вимірюють за допомогою ПЗЗ матриці. Спектр зорі залежно від фізичних умов може мати як лінії поглинання, так і емісійні лінії, що відповідають дозволеним переходам між збудженими енергетичними рівнями атомів та їх іонів. З аналізу цих спектральних ліній можна отримати дані щодо вмісту атомів та іонів хімічних елементів, ефективної температури, поверхневої гравітації та ін. Тому наявність чи відсутність певних спектральних ліній одразу дає інформацію щодо приблизної ефективної температури, що покладено в основу спектральної класифікації. Відомо, що максимум потоку випромінювання від зорі локалізується в певному діапазоні довжин хвиль, який залежить від ефективної температури (закон зсуву Віна). Відповідно, зорі різних спектральних класів мають різну ефективну температуру й різний візуальний колір: від яскраво-блакитного (гарячі зорі з Teff=60 000—50 000 К) до темно-червоного (холодні зорі з Teff=3000—1000 °К).

## Гарвардська спектральна класифікація

Гарвардська спектральна класифікація є одновимірною й ґрунтується лише на ефективній температурі зірок, яка може набувати значень від 2000 K до 40 000 K. Тому кожен клас вказує на зорі з відповідною певною ефективною температурою.

Для позначення спектральної класифікації зірок послідовно вживають латинські літери **O**, **B**, **A**, **F**, **G**, **K** **та M**, де клас **O** відповідає найгарячішим зорям, а класи **K** та **M** -- найхолоднішим зорям. Щоб легше запам'ятати цю послідовність інколи використовують англійську мнемонічну фразу «O Be A Fine Girl, Kiss Me»
Класифікація передбачає також окремі класи для нових зір та планетарних туманностей, але на практиці їх не застосовують. З новими відкриттями коричневих карликів, для їх класифікації після класу **M** були введені класи **L** та **T** для класифікації коричневих та холодних червоних карликів. А також, клас **Y** для субкоричневих карликів.

## Йєркська класифікація

Йєркська класифікація (або МК-класифікація) розроблена в 1930-х роках в Йєркській обсерваторії В. Морганом, Ф. Кінаном та Е. Келманом. Вона є двовимірною. Основним виміром, як і в Гарвардській класифікації, є ефективна температура.

Другим виміром класифікації в системі Морган-Кінана є розподіл зірок за класом світності, які відповідають певній ширині та формі ліній поглинання в спектрах зір. Було виявлено, що ці характеристики залежать від поверхневої гравітації, а, значить, від маси та розмірів зорі.

За світністю зорі поділено на наступні класи (позначаються римськими числами **I**, **II**, **III**, **IV** та **V**):

Наприклад, наше Сонце належить до спектрального класу G2V і відповідно є зорею головної послідовності. Найяскравіша зоря північної півкулі неба, Сіріус, має спектральний клас A1V і відповідно є *білою* зорею головної послідовності.

## Див.також

* Діаграма Герцшпрунга-Рассела
* Металічність
* Зоряна еволюція