Спектральна класифікація зірок

Спектральні класи зірок встановлено емпірично за великим рядом характерних особливостей їх спектрів. В першу чергу спектральний клас характеризує температуру поверхні зірки. Від температури залежить збудження і іонізація атомів (тобто вигляд ліній в спектрі).

Таку класифікацію вперше було виконано в 80-х роках ХІХ сторіччя американським астрономом Генрі Дрепером в своїй обсерваторії в м. Хастинс-он-Хадсон (тепер у складі Нью-Йорку). Цю роботу по його смерті було продовжено в обсерваторії Гарвардського університету (найстаріший університет в США, заснований в 1636 р., як коледж у м. Кембріджі, передмісті Бостона в штаті Массачусетс, на честь Дж. Гарварда, англійського священника-емігранта, який заповів закладу бібліотеку і половину майна). Сьогодні спектральна класифікація зірок тому і називається гарвардською або дреперівською.

Спектральні класи за традицією позначаються латинськими літерами, розташованими не в алфавітному порядку: O-B-A-F-G-K-M. В цих семи основних спектральних класах температура знижується до класу М. Самі гарячі зірки відносяться до класу О, а самі холодні до класу М. Кожний спектральний клас ділиться на 10 підкласів з оцифровкою від 0 до 9, за виключенням у класі 0, де не існує зірок 00-04. Спектри зірок кожного спектрального класу мають свій вигляд (2, с.117-121). В гарвардській класифікації зустрічаються позначення: - білий карлик, - карлик, - пекулярний (особливий) вигляд спектру, - емісійні лінії в спектрі.

Функція зоряної густини.

Функція зоряної густини характеризує кількість зірок в одиниці об’єму в даному напрямку на деякій відстані від спостерігача.

Поблизу Сонця функція зоряної густини визначається досить точно, т. я. для об’єму простора з радіусом , що оточує Сонце, одержано достатньо надійних даних. На сьогодення, загальноприйнятим є значення , яке одержано Т.А. Арекяном та К.Ф. Огородніковим:

.