Спектральна класифікація зірок, розділення зірок на класи, встановлені по відмінностях в їх спектрах (в першу чергу по відносних інтенсивностях спектральних ліній).
Після перших спроб С. до. з. у 2-ій половині 19 ст (італійський астроном А. Секки, німецький астроном Г. Фогель і ін.) найбільш вдалою виявилася т.з. гарвардська класифікація, розроблена на рубежі 19 і 20 вв.(століття) американським астрономом Е. Кеннон. Основним критерієм в цій класифікації прийнята інтенсивність атомних спектральних ліній або молекулярних смуг; одночасно грубо враховується розподіл енергії в безперервному спектрі зірки. Гарвардська С. до. з., заснована на емпіричних даних, є температурною класифікацією, що відображає відмінності іонізаційних температур зоряних атмосфер і в деякій мірі можливі відмінності хімічного складу зірок.
Спектральні класи мають буквені позначення і розташовуються в послідовності:
,
відповідною убуванню температури; відгалуження виражають відмінності хімічного складу. Переходи між класами безперервні, усередині класів вводяться десяткові підрозділи, наприклад В0, В1, В2 ..., В9, А0 ..., причому кожен подальший клас або його підрозділ називається пізнішим по відношенню до попереднього. 99% всіх зірок належать до спектральних класів В — М. Звезди класів Про, R, N, S рідкі. Спектральні класи характеризуються наступними ознаками.
Клас Про (температура » 50000—30000 До ). До цього класу належать нечисленні вельми гарячі зірки з сильно розвиненою ультрафіолетовою ділянкою спектру. Характерні лінії іонізованного гелію. У пізніших підрозділах видно лінії нейтрального гелію, багато разів іонізованних азоту, вуглецю кремнію. Зустрічаються зірки з широкими емісійними смугами, джерелом яких є також нейтральні і іонізованниє атоми гелію і іонізованниє атоми азоту, вуглецю і кисню. Такі зірки називаються Вольфа — Райе зірками і позначають буквою W.
Клас В ( t » 30000—12000 До). Для спектрів зірок цього класу характерна наявність в них ліній нейтрального гелію і іонізованних кисню і азоту. Лінії водню добре помітні, починаючи з В0, і значно посилюються при переході до класу В9. Навпаки, лінії гелію до класу В9 ослабляються. Починаючи із спектрів В5, добре помітні лінії іонізованного кальцію (лінія До) і магнію (з довжиною хвилі l 4481 ).
Клас А ( t » 11500—7700К). У спектрах переважають водневі лінії бальмеровськой серії, що досягають найбільшої інтенсивності в класі А0, лінії гелію зникають. Наростають інтенсивності лінії До і лінії l 4481, в класі А2 з'являється лінія нейтрального кальцію l 4227, а в класі А5 — лінії нейтрального заліза.
Клас F ( t » 7600—6100 До). Водневі лінії все ще найбільш інтенсивні, але помітні також багаточисельні лінії металів — іонізованних і нейтральних. Дуже інтенсивні лінії Н і До іонізованного кальцію. Декілька ліній заліза і іонізованного титану на спектрограмах з малою дисперсією зливаються, утворюючи т.з. смугу G (довжини хвиль від 4305 до 4315 ).
Клас G ( t » 6000—5000К). Водневі лінії більш не виділяються серед потужних спектральних ліній металів і в спектрах G5 — G9 слабкіше за деякі лінії заліза. Дуже інтенсивні лінії Н І К. До класу G2 належить Сонце.
Клас До (t » 4900—3700 До). Лінії Н і До, лінія l 4227 і смуга G досягають найбільшого розвитку. У класі К5 з'являються сліди смуг поглинання молекули окислу титану. Безперервний спектр в найближчій ультрафіолетовій ділянці (за лінією До) практично відсутній.
Клас М-коду ( t » 3600 — 2600 До). До цього класу належать червоні зірки із смужчатим спектром. Особливо виділяються смуги окислу титану. З атомних ліній виділяється лише лінія l 4227 . Лінії Н і До майже не видні. Зустрічаються спектри М-коду з однією або декількома водневими лініями бальмеровськой серії у вигляді ліній випромінювання.
Клас R ( t » 5000—4000 До). Спектри цього класу в багатьох межах схожі із спектрами G5 — К5, але різко виділяються смуги поглинання молекул вуглецю і ціану. В зірок R5 фіолетова частина спектру з довжиною хвилі менше 4240 дуже слабка.
Клас N ( t » 3000—2000 До ). Спостерігається подальше посилення смуг поглинання молекул вуглецю і ціану, різко обмежених з червоної сторони. Безперервний спектр з довжиною хвилі менше 4400 дуже слабкий, чим і пояснюється червоний колір цих зірок. Зірки класів R і N часто називають вуглецевими і скорочено позначаються як з-зірки.
Клас S ( t » 3000—2000 До). Зірки цього класу по розподілу енергії в безперервному спектрі схожі із зірками спектральних класів М-коду і N, але відрізняються від них присутністю смуг окислу цирконію, а також менш помітних смуг окислу ітрію і окислу лантану — елементів, дуже рідких на Землі. Водневі лінії спостерігаються часто у формі випромінювання, як в класі М. В класах R, N і S також присутні смуги окислу титану.
Невелику кількість зірок мають спектри, що не укладаються в описану послідовність або мають ту або іншу особливість; це наголошується або буквою р, або, ясніше, буквами: е — в разі наявності емісійних ліній, особливо часто що зустрічаються в спектрах В і М-код (наприклад, В2е); n — при сильно розмитих лініях (наприклад, A0n); s — при різких лініях (наприклад, A3s): з — при особливо тонких і глибоких лініях поглинання (наприклад, сА2); до — в разі присутності в спектрі добре помітних ліній міжзоряного кальцію (наприклад, B0k).
Часто спостерігаються зміни спектрального класу в зірок. Так, в спектрах зірок класу В незрідка то з'являються, то знов зникають емісійні лінії (характеристика е). Зміни блиску фізичних змінних зірок супроводяться змінами їх спектрального класу. Дуже складні перетворення випробовують спектри нових зірок після досягнення ними максимуму блиску. Спектри газових планетарних туманностей, що мають лінії випромінювання без безперервного спектру, позначаються буквою Р. Встречаются складні спектри, в яких змішуються характеристики два і навіть трьох спектральних класів. Їх позначають, наприклад, так: G0a2 або G0 + A2.Часто ці спектри належать тісним подвійним зіркам.
Вживання точніших, у тому числі спектрофотометріях, методів дозволило розрізняти усередині кожного спектрального класу зірки великої або малої світимості. Виявилося, що тонкими глибокими спектральними лініями поглинання (характеристика з) володіють зірки-надгіганти. У зірок-гігантів унаслідок низького газового тиску в атмосферах іонізація полегшена в порівнянні із зірками-карликами, внаслідок чого при тій же температурі в перших лінії іонізованних атомів посилені в порівнянні з лініями нейтральних атомів, а в других — ослаблені. Водневі лінії бальмеровськой серії, дуже чутливі до так званого Штарка ефекту, сильно розширені в спектрах зірок-карликів (унаслідок великої щільності електронів в атмосферах) і, навпаки, вельми тонкі в спектрах зірок-гігантів. Ці і деякі ін. критерії привели до можливості спочатку грубо розрізняти спектри зірок-гігантів і зірок-карликів (букви g і d, що стоять перед буквою, що позначає спектральний клас), а згодом визначати і абсолютну зоряну величину зірок по їх спектру. Остання обставина відкрила дороги до визначення спектральних параллаксов зірок і зробило можливою двовимірну С. до. з., у якої зірки підрозділяються не лише по своїх температурах, але і по абсолютних зоряних величинах. Найдетальніше двовимірна класифікація розроблена на Йерксськой обсерваторії (США) в 1940—1943. У двовимірній класифікації поряд із старим буквеним позначенням С. до. з. вказується римською цифрою клас світимості за наступною схемою: Iа — найяскравіші зірки-надгіганти, Ib — менш яскраві зірки-надгіганти, II — яскраві зірки-гіганти, III — нормальні зірки-гіганти, IV — зірки-субгіганти, V — зірки головної послідовності. Зрідка уживаються ще VI і VII для характеристики спектрів субкарликів (sd) і білих карликів (wd) відповідно. Встановлення спектрального класу зірки в двовимірній класифікації дає широку характеристику фізичних властивостей її поверхневих шарів; на підставі цих даних теоретичним дорогою можна встановити характеристики зірки в цілому, включаючи її внутрішні області. Двовимірна класифікація спектрів зірок має багато переваг порівняно до одновимірної, але її поширення на слабкі зірки, спектри яких фотографуються зазвичай з допомогою об'єктивної призми, скрутно. На Кримській і Абастуманськой обсерваторіях (СРСР) розроблені критерії двовимірної класифікації слабких зірок.
Літ.: Курс астрофізики і зоряної астрономії, під ред. А. А. Міхайлова, 3 видавництва, т. 1, М., 1973, гл.(глав) 18; Cannon A. J. and Picketing Е. C., 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., Keenan P.c. and Кellman Е., An atlas of stellar spectra with an outline of spectral classification, Chi., 1943.
