Clasificarea spectrală Harvard

De la Wikipedia, enciclopedia liberă
Salt la: Navigare, căutare

Sistemul de clasificare spectrală Harvard este un sistem de clasificare unidimensional (în funcție de o singură mărime). Temperatura de la suprafață a stelelor variază de la aproximativ 2.000 - 40.000 K. Fizic, clasele indică temperatura din atmosfera stelară și sunt în mod normal, enumerate de la cea mai fierbinte până la cea mai rece, așa cum se vede în tabelul următor:

Clasa Temperatura[1]
(Kelvin)
Culoarea convențională Culoarea aparentă[2][3][4] Masa[1]
(mase solare)
Raza[1]
(raza solară)
Luminozitate[1]
(bolometrică)
Liniile de
Hidrogen
Fracțiune din
secvența principală[5]
O ≥ 30,000 K albastru albastru ≥ 16 M ≥ 6.6 R ≥ 30,000 L Slabă ~0.00003%
B 10,000–30,000 K albastru-albăstrui albăstrui 2.1–16 M 1.8–6.6 R 25–30,000 L Medie 0.13%
A 7,500–10,000 K alb alb - bleu 1.4–2.1 M 1.4–1.8 R 5–25 L Tari 0.6%
F 6,000–7,500 K alb-gălbui alb 1.04–1.4 M 1.15–1.4 R 1.5–5 L Medie 3%
G 5,200–6,000 K galben alb-gălbui 0.8–1.04 M 0.96–1.15 R 0.6–1.5 L Slabă 7.6%
K 3,700–5,200 K portocaliu galben portocaliu 0.45–0.8 M 0.7–0.96 R 0.08–0.6 L Foarte slabă 12.1%
M ≤ 3,700 K roșie orange red ≤ 0.45 M ≤ 0.7 R ≤ 0.08 L Foarte slabă 76.45%


Clasificarea spectrală Harvard, după temperatură, se bazează pe liniile de H sau Seria Balmer emise de către o stea. Clasificarea spectrală Harvard a fost dezvoltată la Universitatea Harvard în 1912 de către Eduard C. Pickering și Annie Jump Cannon. Stelele sunt grupate în clase spectrale de la cea mai caldă (clasa O) la cea mai rece (clasa S)

Clasa spectrală este indicata printr-o literă majusculă, în ordinea următoare:

Clasificarea spectrală




Fiecare clasă spectrală are 10 subdiviziuni, notate cu cifre arabe de la 0 la 9. Spre exemplu după A9 urmează F0.


Caracteristicile claselor spectrale sunt[modificare | modificare sursă]

Clasa O[modificare | modificare sursă]

  • O - continuu intens, mai ales în lungimi de undă scurte, linii de absorbție datorite elementelor cu Z mic; predomină Heliul. Temperatura 30000 - 40000 K;

Clasa B[modificare | modificare sursă]

  • B - continuu și absorbții intense care se deplasează; spre sfârșitul clasei B, către bandele Si și Mg. Apar absorbții H. Linii spectrale ale He, 0+, N+. Temperatura 12000 - 25000 K;

Clasa A[modificare | modificare sursă]

  • A - predomină absorbția H. la începutul clasei (A1-A4), absorbțiile Balmer din partea undelor scurte sunt atat de puternice, încât slăbesc continuumul; spre sfârșitul clasei centrul de greutate al absortiei trece catre metale (Ca). Temperatura 8000 - 12000 K;

Clasa F[modificare | modificare sursă]

  • F - scade intensitatea liniilor H și crește cea a metalelor (Ca ionizat). Apar și alte metale (Fe). Temperatura 6000 - 8000 K;

Clasa G[modificare | modificare sursă]

Cea mai importantă stea din clasa G, Soarele oferă suport vieții civilizației umane
  • G - se accentuează liniile metalice, în special Fe. Accentuate și liniile 0. Temperatura 4000 - 6000°K.

Clasa K[modificare | modificare sursă]

  • K - caracter de spectru metalic: bande care pe alocuri sterg continuumul. Spre sfatsitul clasei apar bandele TiO2. Nu mai avem atomi ionizati. Temperatura 3500 - 5000 K.

Clasa M[modificare | modificare sursă]

  • M - continuumul e aproape sters din cauza liniilor si bandelor metalice. Foarte accentuat TiO2. Temperatura 2000 - 3500 K.

Clasa R[modificare | modificare sursă]

  • R - bande metalice dese. Accentuate bandele cianului (CN)2 si ale CO;

Clasa N[modificare | modificare sursă]

  • N - spectre de banda metalice. Liniile Fe, Na, Ca;

Clasa S[modificare | modificare sursă]

  • S - bande (ZnO) și alte linii de emisie, în special H suprapuse. Stelele de tip R, N, S sunt stele "reci".

Clase speciale[modificare | modificare sursă]

Mai exista și următoarele clase speciale:

Q[modificare | modificare sursă]

  • Q - spectru variabil, pentru nove;

P[modificare | modificare sursă]

  • P - emisie liniară, lipsă de spectru continuu, nebuloase planetare;

Clasa W[modificare | modificare sursă]

  • W - continuu intens, în special în lungime de undă scurte: bande de emisie ale elementelor cu Z mic (H, He, C, O, parțial N). Precede clasa O;

Clasa W sau WR o reprezintă stelele Wolf-Rayet superluminoase, în special neobișnuite, pentru că acestea au heliu în cea mai mare parte a atmosferei lor în loc de hidrogen. Se presupune că sunt stele supergiante pe moarte cu un strat de hidrogen aruncat înapoi de caldura vânturilor solare cauzate de temperaturile lor ridicate, astfel încât este expus în mod direct miezul lor fierbinte din heliu.

Clasa W este divizată în subclasele:

  • WN (WNE de tip timpuriu, WNL de tip târziu)
  • WC (WCE de tip timpuriu, WCL de tip târziu și clasa extinsă WO),

în funcție de poziția dominantă a liniilor de emisie a azotului și carbonului în spectrele lor (și în straturile exterioare).[6]

I[modificare | modificare sursă]

  • I - maximum de emisie în infraroșu, cele mai "reci" stele, care nu sunt cuprinse în clasificarea Harward.


Note[modificare | modificare sursă]

  1. ^ a b c d Tables VII, VIII, Empirical bolometric corrections for the main-sequence, G. M. H. J. Habets and J. R. W. Heinze, Astronomy and Astrophysics Supplement Series 46 (November 1981), pp. 193–237, Bibcode1981A&AS...46..193H. Luminosities are derived from Mbol figures, using Mbol(☉)=4.75.
  2. ^ The Guinness book of astronomy facts & feats, Patrick Moore, 1992, 0-900424-76-1
  3. ^ The Colour of Stars”. Australia Telescope Outreach and Education. 21 decembrie 2004. http://outreach.atnf.csiro.au/education/senior/astrophysics/photometry_colour.html. Accesat la 26 septembrie 2007.  — Explains the reason for the difference in color perception.
  4. ^ What color are the stars?, Mitchell Charity. Accessed online March 19, 2008.
  5. ^ The Real Starry Sky, Journal of the Royal Astronomical Society of Canada, Vol. 95, No. 1 (whole No. 686, February 2001), pp. 32–33. Note: Table 2 has an error and so this article will use 824 as the assumed correct total of main sequence stars
  6. ^ Physical Properties of Wolf-Rayet Stars, Crowther, Paul A., 2007