| 8406202 9216 1210 912 1и гелия исчезают. Нарастают интенсивности линии К и линии [$\lambda$] 4481 А, в классе А2 появляется линия нейтрального кальция [$\lambda$] 4227 А, а в классе А5 - линии нейтрального железа.
Класс F (t = 7600-6100К). Водородные линии всё ещё наиболее интенсивны, но заметны также многочисл. линиа металлов - ионизованных и нейтральных. Очень интенсивны линии H и К ионизованного кальция. Неск. линий железа и ионизованного титана на спектрограммах с малой дисперсией сливаются, образуя т. н. полосу G (длины волн от 4305 А до 4315 А).
Класс G (t = 6000-5000K). Водородные линии более не выделяются среди мощных спектральных линий металлов и в спектрах G5 - G9 слабее нек-рых линий железа. Очень интенсивны линии H и К. К классу G2 принадлежит Солнце.
Класс К (t = 4900-3700K). Линиа H и К, линия [$\lambda$] 4227 А и полоса G достигают наибольшего развития. В классе К5 появляются следы полос поглощения молекулы окиси титана. Непрерывный спектр в ближайшем ультрафиолетовом участке (за линией К) практически отсутствует.
Класс M (t = 3600-2600K ). К этому классу принадлежат красные звёзды с полосчатым спектром. Особенно выделяются полосы окиси титана. Из атомных линий выделяется только линия [$\lambda$] 4227 А. Линии H и К почти не видны. Встречаются спектры M с одной или неск. водородными линиями бальмеров-ской серии в виде линий излучения.
КлассК(t = 5000-4000K ). Спектры этого класса во многих чертах сходны со спектрами G5 -К5, но резко выделяются полосы поглощения молекул углерода и циана. У звёзд R5 фиолетовая часть спектра с длиной волны меньше 4240 А очень слаба.
КлассМ(t = 3000-2000K). Наблюдается дальнейшее усиление полос поглощения молекул углерода и циана, резко ограниченных с красной стороны. Heпрерывный спектр с длиной волны меньше 4400 А очень слаб, чем и объясняется красный цвет этих звёзд. Звёзды классов RnN часто наз. углеродными и сокращённо обозначаются как С-звёзды.
К л а с с S (t = 3000-200OK). Звёзды этого класса по распределению энергии в непрерывном спектре сходны со звёздами спектральных классов M 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 M. 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 определённо, буквами: е - в случае наличия эмиссионных линий, особенно часто встречающихся в спектрах В и M (напр., В2е); n - при сильно размытых линиях (напр., AOn); s - при резких линиях (напр., ASs); с - при особенно тонких и глубоких линиях поглощения (напр., сА2); k - в случае присутствия в спектре хорошо заметных линий межзвёздного кальция (напр., BOk).
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 физич. 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 P. Встречаются сложные спектры, в к-рых смешиваются характеристики двух и даже трёх спектральных классов. Их обозначают, напр., так: GOA2 или GO + А2. 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 звёздгигантов вследствие низкого газового давления в атмосферах ионизация облегчена по сравнению со звёздами-карликами, в результате чего при той же темп-ре 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 нек-рые 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 темп-рам, но и по абсолютным звёздным величинам. Наиболее детальнс двумерная классификация разработана на Йерксской обсерватории (США) в 1940- 1943. В двумерной классификации наря ду со старым буквенным обозначением С. к. з. указывается римской цифрой класс светимости по след, схеме: Ia - самые яркие звёзды-сверхгиганты, Ib - менее яркие звёзды-сверхгиганты, II - яркие звёзды-гиганты, III - нормальньи звёзды-гиганты, IV - звёзды-су бгиган ты, V - звёзды главной последовательности. Изредка употребляются ещё V] и VII для характеристики спектров субкарликов (sd) и белых карликов (wd) соответственно. Установление спектрального класса звезды в двумерной классификации даёт широкую характеристику физич. свойств её поверхностных слоев; на основании этих данных теоретич. путём можно установить характеристики звезды в целом, включая её внутр. области. Двумерная классификация спектров звёзд имеет много преимуществ сравнительно с одномерной, но её распространение на слабые звёзды, спектры к-рых фотографируются обычно с помощью объективной призмы, затруднительно. На Крымской и Абастуманской обсерваториях (СССР) разработаны критерии двумерной классификации слабых звёзд.
Илл. см. на вклейке, табл. XXIV (стр. 128-129).
У7мт..Курс астрофизики и звездной астрономии, под ред. А. А. Михайлова, 3 изд., т. 1, M., 1973, гл.18; С а nnon A. J. and Pickering E. С., 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., Ke e n a n P. C. and K e 1 1 m a n E., An atlas of stellar spectra with an outline of spectral classification, Chi., 1943.
Д. Я. Мартынов.
СПЕКТРАЛЬНАЯ ПЛОТНОСТЬ величины, характеризующей излучение (напр., потока излучения, силы света), отношение рассматриваемой величины, взятой в очень (более строго - бесконечно) малом интервале, содержащем данную длину волны [$\lambda$], к ширине этого интервала d[$\lambda$]. Вместо [$\lambda$] могут использоваться частоты, волновые числа или их логарифмы. В таких случаях термин "С. п." уточняется - говорят, напр., о С. п. по частоте. График зависимости С. п. от длины волны [$\lambda$] или частоты [$\nu$] характеризует распределение соответствующей величины по спектру.
СПЕКТРАЛЬНАЯ СВЕТОВАЯ ЭФФЕКТИВНОСТЬ (устар. видность) излучения в воспринимаемом человеческим глазом ("видимом") диапазоне длин волн [$\lambda$] (частот [$\nu$]) излучения, отношение светового потока излучения с длиной волны [$\lambda$](монохроматического света) к соответствующему потоку излучения. Обозначается K([$\lambda$]). Макс. значение Кт=680 лм/вт С. с. э. принимает при [$\lambda$]=555 HM. Величины С. с. э. иотноcительная С. с. э. (относительная видность) V([$\lambda$]) = = K([$\lambda$])/Kmлежат в основе построения системы световых величин. См. также Световая эффективность, Спектральная чувствительность.
СПЕКТРАЛЬНАЯ СЕНСИТОМЕТРИЯ, см. Сенситометрия.
СПЕКТРАЛЬНАЯ ЧУВСТВИТЕЛЬНОСТЬ приёмника излучения, отношение величины, характеризующей уровень реакции приёмника, к потоку энергии монохроматического излучения, вызывающего эту реакцию (см. Монохроматический свет). Различают абсолютную С. ч., выражаемую в именованных единицах (напр., [$\alpha$]/вm, если реакция приёмника измеряется в амперах), и безразмерную относительную С. ч.- отношение С. ч. при данной длине волны излучения к макс, значению С. ч. или к С. ч. при нек-рой др. длине волны. С. ч. глаза человека - то же, что и спектральная световая эффективность излучения (в и д н о с т ь). О С. ч. фотоматериалов см. в ст. Сенсибилизация оптическая, Сенситометрия.
СПЕКТРАЛЬНО-ДВОЙНЫЕ ЗВЁЗДЫ, двойные звёзды, компоненты к-рых столь близки между собой, что не видны порознь даже в самые сильные телескопы. Двойственность таких звёзд обнаруживается только по периодич. смещениям либо раздвоениям линий в их спектрах вследствие Доплера эффекта, происходящего вследствие орбитального движения компонентов.
СПЕКТРАЛЬНОЕ РАЗЛОЖЕНИЕ линейного оператора, представление линейного оператора А в виде линейной комбинации операторов проектирования на взаимно перпендикулярные оси или (более общо) в виде специального интеграла, содержащего под знаком интегрирования семейство операторов проектирования, удовлетвор |
