Yulduzlarning spektral tasnifi




Yulduzlarning spektral tasnifi  — yulduzlar spektrlarining xususiyatlariga koʻra tasniflash. Yulduzlarning spektrlari juda xilma-xildir, garchi ularning aksariyati yutilish chiziqlari bilan uzluksiz bog'liq boʻlsa ham. Zamonaviy spektral tasnif ikki parametrli bo'ladi: birinchi navbatda haroratga bogʻliq boʻlgan spektral turi bilan, Iikinchi o'rinda yulduzning yorqinlig sinfi bilan tavsiflanadi. Shuningdek, tasniflashda spektrning qoʻshimcha xususiyatlarini hisobga olishi mumkin.

Yulduzlarning asosiy spektral sinflari haroratning pasayish tartibida, koʻkdan qizil ranggacha — O , B , A , F , G , K , M qarab amalga oshadi. Koʻpgina yulduzlar, shu jumladan Quyosh, ushbu spektral sinflarga tegishli, ammo boshqa sinflar ham mavjud: masalan, L, T, Y jigarrang kichroqroq uchun yoki C, S — uglerod va sirkoniy yulduzlar uchun. Asosiy spektral sinflar sinf belgisidan keyin 0 dan 9 gacha boʻlgan raqam bilan koʻrsatilgan kichik sinflarga boʻlinadi (kichik sinflari 2 dan 9 gacha boʻlgan O dan tashqari) haroratni pasaytirish tartibida.

Xuddi shu spektr sinfidagi yulduzlar turli xil yorugʻlikka ega boʻlishi mumkin. Shu bilan birga, spektr turlari va yorugʻliklari tasodifiy taqsimlanmagan: ular oʻrtasida maʼlum munosabat mavjud va diagrammada spektral sinf — yulduzlarning mutlaq kattaligi alohida sohalarda guruhlangan boʻlib, ularning har biri yorqinlikka mos keladi. Yorqinlik sinflari rim raqamlari bilan I dan VII gacha, eng yorqindan oxiragacha belgilanadi. Yulduzning yorqinligi uning spektrining shakliga maʼlum darajada taʼsir qiladi, shuning uchun bir xil spektr sinfidagi yulduzlarning spektrlari va turli yorqinlik sinflari oʻrtasida farqlar mavjud.

Ushbu tasnifga mos kelmaydigan spektral xususiyatlar odatda qoʻshimcha belgilar bilan belgilanadi. Masalan, emissiya chiziqlarining mavjudligi e harfi bilan, oʻziga xos spektrlar esa p harfi bilan koʻrsatilgan.

19-asrda spektroskopiyaning rivojlanishi yulduzlar spektrlarini tasniflash imkonini berdi. 1860-yillarda 19-asr oxirigacha ishlatilgan birinchi tasniflardan biri Anjelo Sekki tomonidan ishlab chiqilgan. 19-20-asrlar oxirida Garvard rasadxonasi astronomlari Garvard tasnifini yaratdilar, unda spektral tiplar zamonaviyga yaqin shaklga ega boʻldi va 1943-yilda Yerkes tasnifi yaratildi, unda yorugʻlik sinflari paydo boʻldi va qaysi, baʼzi oʻzgarishlar bilan bugungi kunda ham qoʻllaniladi. Ushbu tizimni takomillashtirish yangi ob’ektlarning ochilishi natijasida ham, spektral kuzatishlar aniqligi oshishi tufayli ham davom etdi.

Yulduzlar spektrlari



Yulduzlarning spektrlari ularning koʻpgina xususiyatlarini oʻrganishda juda muhim roʻl oʻynaydi. Koʻpgina yulduzlarning spektrlari uzluksiz boʻlib, ularning ustiga oʻrnatilgan yutilish chiziqlari mavjud, ammo baʼzi yulduzlarning spektrlarida emissiya chiziqlari mavjud.

Yulduzning sirtini uzluksiz spektr manbai, atmosferani esa chiziqlar manbai deb hisoblash juda sodda, lekin aslida ular oʻrtasida aniq chegara yoʻq. Yulduzning oddiy modeli sifatida siz qora jismning nurlanishini olishingiz mumkin, uning spektri Plank qonuni bilan tavsiflanadi va ular koʻpincha butunlay boshqacha boʻlib chiqsa ham, samarali harorat tushunchasi keng qoʻllaniladi.

Maʼlum boʻlishicha, yulduzlarning spektrlari juda xilma-xildir. Spektrda yulduzning rangiga taʼsir qiluvchi qisqa yoki uzun toʻlqin uzunliklari ustun boʻlishi mumkin. Spektral chiziqlar esa oz sonli boʻlishi yoki aksincha, spektrning katta qismini toʻldirishi mumkin.

Zamonaviy tasnifi



Zamonaviy spektral tasniflash ikkita parametrni hisobga oladi. Birinchisi, spektrning turini va undagi chiziqlarni tavsiflovchi va asosan yulduzning haroratiga bogʻliq boʻlgan haqiqiy spektral sinfdir. Ikkinchi parametr yulduzning yorqinligiga bogʻliq va shunga koʻra, yorqinlik sinfi deb ataladi, bir xil spektr sinfidagi yulduzlar sezilarli darajada turli xil yorugʻlikka ega boʻlishi mumkin va bunday hollarda spektrning tafsilotlari ham farqlanadi. Bundan tashqari, agar yulduz spektrida xususiyatlar mavjud boʻlsa, masalan, emissiya chiziqlari, qoʻshimcha belgilar qoʻllanilishi mumkin. Tasniflash spektrning parametrlari va xususiyatlarini nafaqat optik diapazonda, balki infraqizil va ultrabinafsha nurlarida ham hisobga oladi. Odatda, amalda maʼlum bir yulduz sinfini aniqlash uchun uning spektri maʼlum standart yulduzlarning taniqli spektrlari bilan taqqoslanadi.

Taʼriflangan tizim oʻzi ishlab chiqilgan Yerke rasadxonasi nomi bilan Yerke tasnifi yoki uni ishlab chiqqan astronomlar nomidan Morgan - Kinan tizimi deb ataladi. Bu tizimda spektral turi G2 va yorqinlik sinfi V boʻlgan Quyosh sinfi G2V sifatida yoziladi.

Spektral sinflar



Yulduzlarning katta qismi asosiy sinflardan biriga tayinlanishi mumkin: O, B, A, F, G, K, M. Ushbu tartibda bu sinflar yulduzning samarali haroratini pasaytirishda uzluksiz ketma-ketlikni hosil qiladi va rangda — koʻkdan qizil ranggacha.

Bu sinflarning har biri, oʻz navbatida, haroratni pasaytirish tartibida 0 dan 9 gacha boʻlgan kichik sinflarga boʻlinadi. Pastki sinf belgisi sinf belgisidan keyin qoʻyiladi. masalan, G2 Istisno O sinfidir: u O2 dan O9 gacha boʻlgan sinflardan foydalanadi. Baʼzan B0.5 kabi kasrli sinflar qoʻllaniladi. Yuqori haroratli sinflar va kichik sinflar erta deb ataladi. Quyosh G2 sinfi yoki boshqa sinflar, ular orasidagi shartli chegara sifatida olinishi mumkin va „quyosh“ sinflari F va G orasidagi boʻshliqni erta va kech sinflarga ajratish mumkin.

Turli spektr sinf yulduzlari nafaqat harorat va ranglar, balki spektral chiziqlari ham har xil. Masalan, M sinf yulduzlarining spektrlarida turli molekulyar birikmalarning yutilish chiziqlari, O sinf yulduzlarida esa koʻpayib ionlashgan atomlar chiziqlari kuzatiladi. Bu yulduz sirtining harorati bilan bevosita bogʻliq: harorat oshishi bilan molekulalar atomlarga parchalanadi va ikkinchisining ionlanish darajasi oshadi. Turli xil chiziqlarning intensivligiga yulduzning kimyoviy tarkibi ham taʼsir qiladi.

Yulduzlar spektral sinflar boʻyicha nihoyatda notekis taqsimlangan: Somon yoʻli yulduzlarining 73 % ga yaqini M sinfiga, 15 % ga yaqini K sinfiga, 0,00002 % esa O sinf yulduzlariga tegishli. Biroq, yorqinroq yulduzlar uzoq masofalardan koʻrinadiganligi va erta spektrli yulduzlar odatda yorqinroq boʻlganligi sababli, yulduzlarning sinflar boʻyicha kuzatilgan taqsimoti koʻpincha boshqacha koʻrinadi: masalan, yorqinligi 8,5 m dan yuqori boʻlgan yulduzlar orasida, eng koʻp K va A sinflari umumiy boʻlib, barcha yulduzlarning mos ravishda 31 % va 22 % ni tashkil qiladi va eng kam tarqalgan M va O sinflari mos ravishda 3 % va 1 % ni tashkil qiladi.

Asosiy spektral sinflarga qoʻshimcha ravishda, tavsiflangan tasnifga mos kelmaydigan yulduzlar uchun boshqalar mavjud. Bular, masalan, jigarrang mittilar uchun L, T, Y sinflari yoki uglerod yulduzlari va sirkoniy yulduzlar uchun C, S. Wolf-Rayet yulduzlari uchun W sinfi, sayyora tumanliklari uchun P, yangi yulduzlar uchun Q klassi ishlatiladi.

Yorqinlik sinflari



Bir xil spektral sinfga mansub yulduzlar juda boshqacha yorugʻlik va mutlaq yulduz kattaliklariga ega boʻlishi mumkin, shuning uchun yulduzning xususiyatlarini tavsiflash uchun bitta spektral sinf yetarli emas. Hertzsprung-Russell diagrammasidagi yulduzlar, ular spektr turi va mutlaq kattaligi bilan belgilanadi, bir tekis taqsimlanmagan, lekin diagrammaning bir nechta joylarida toʻplangan. Shuning uchun yorugʻlik sinfi yorqinlikka bevosita bogʻliq emas, balki diagrammaning u yoki bu sohasiga mos keladi. Bir xil yorugʻlik sinfidagi yulduzlar juda katta farq qilishi mumkin, lekin yorqinlik klassi haqiqatan ham bir xil spektr sinfidagi yulduzlarni va turli yorqinliklarni farqlash imkonini beradi.

Yorqinlik sinflari spektral sinfdan keyin joylashtirilgan rim raqamlari bilan koʻrsatilgan. Yorqinlikning kamayish tartibida asosiy yorqinlik sinflari:

I — supergigantlar. Bir nechta kichik sinflar mavjud:
0, Ia-0 yoki Ia + eng yorqin supergigantlar yoki gipergigantlardir.
Ia yorqin supergigantlardir.
Iab oddiy supergigantlardir.
Ib past nurli supergigantlardir.
II — yorqin gigantlar.
III — gigantlar.
IV — subgigantlar.
V — asosiy ketma-ket yulduzlar (mittilar). Yorqinlikning eng koʻp sinfi: barcha yulduzlarning 90 % unga tegishli.
VI — kichik mittilar.
VII — oq mittilar.

Kamdan kam hollarda, oq mittilarga aylanadigan sayyora tumanliklarining yadrolari tegishli boʻlgan VIII yorqinlik klassi ajralib turadi.

Har bir yorqinlik sinfida spektral sinf va yorugʻlik oʻrtasida maʼlum bir bogʻliqlik mavjud. Shunday qilib, masalan, asosiy ketma-ketlikdagi yulduzlar yorqinroq boʻlsa, ularning spektral turi qanchalik erta boʻlsa: M8V toifasidagi yulduzlar uchun +16 m dan O5V toifasidagi yulduzlar uchun −5,7 m gacha boʻladi.

Qoʻshimcha belgilar



Agar yulduz spektri baʼzi xususiyatlarga ega boʻlsa, bu uning sinfining belgisiga qoʻshilgan qoʻshimcha belgi bilan aks ettiriladi (oldin yoki orqasida). Misol uchun, agar B5 sinf yulduzining spektrida emissiya chiziqlari mavjud boʻlsa, u holda uning spektral turi B5e boʻladi

Oraliq spektral sinflar



Baʼzan yulduzlar spektri turli sinflar spektrlarining xususiyatlarini namoyon qiladi. Misol uchun, agar spektr WN6 sinfidagi Wolf-Rayet yulduziga xos boʻlgan va O2If* sinfidagi koʻk supergigantga xos boʻlgan ikkala emissiya chizigʻini oʻz ichiga olsa, uning sinfi O2If*/WN6 sifatida yoziladi. Ingliz manbalarida bunday yulduzlar slash stars (lit. „ slash -stars“) deb ataladi. Agar yulduz ikki sinf oʻrtasida oraliq xususiyatlarni namoyon qilsa, u holda ham / belgisidan foydalanish mumkin : masalan, Procyon F5V-IV spektral turiga ega.

Turli toifadagi yulduzlarning xususiyatlari



O sinfi



Eng issiq yulduzlar O spektral turiga kiradi. Ularning sirt harorati 30 000 Kelvindan oshadi va ular koʻk rangga ega: bunday ob’ektlar uchun B-V rang indeksi taxminan −0,3 m.

Boshqa spektral sinflardan farqli oʻlaroq, O ning eng qadimgi pastki sinfi O0 emas, O2 boʻlib, oʻtmishda faqat O5 dan O9 gacha ishlatilgan.

O sinfidagi yulduzlarning spektrlarida koʻk va ultrabinafsha nurlanish ustunlik qiladi. Bundan tashqari, ularning spektrlarining oʻziga xos xususiyati koʻpaytiriladigan ionlashtirilgan elementlarning yutilish chiziqlari: masalan, Si V va C III, N III va O III. He II liniyalari ham kuchli, xususan, Pickering seriyasi. Neytral geliy va vodorodning chiziqlari sezilarli, ammo zaif. Emissiya chiziqlari juda tez-tez kuzatiladi: ular O va B sinfidagi yulduzlarning 15 foizida uchraydi. Rentgen diapazonidagi koʻplab yulduzlar juda kuchli ionlangan elementlarning emissiyasi kuzatiladi, masalan, Si XV.

Keyingi kichik sinflarda, avvalgilariga nisbatan, neytral geliy chiziqlarining intensivligi oshadi va ionlashtirilgan chiziqlarning intensivligi pasayadi: ularning intensivligi nisbati yulduz qaysi kichik sinfga tegishli ekanligini aniqlashning asosiy mezonlaridan biri sifatida ishlatiladi. Qaysi spektral chiziqlar olinganligiga qarab, O6-O7 kichik sinflarida intensivlik taqqoslanadi. Neytral geliy chiziqlari endi O3 sinfidagi yulduzlarda aniqlanmaydi.

Eng massiv va yorqin yulduzlar bu sinfga tegishli. Ular qisqa vaqt yashaydi va bunday yulduzlar mavjud boʻlgan galaktikalarning yorqinligiga (lekin massasiga emas) asosiy hissa qoʻshadi, spiral qoʻllarning tuzilishini belgilaydi va galaktikalarni baʼzi elementlar, masalan, kislorod bilan boyitishda katta rol oʻynaydi. B sinfining dastlabki yulduzlari oʻxshash fizik va spektral xususiyatlarga ega, shuning uchun ular koʻpincha " OB yulduzlari " umumiy nomi ostida O sinf yulduzlari bilan birlashtiriladi. Bu jamoa, nomiga qaramay, kech B kichik sinflarini oʻz ichiga olmaydi: asosiy ketma-ketlikdagi yulduzlar orasida, B2 dan kech boʻlmagan yulduzlar unga tegishli, ammo yorqinlik sinflari uchun bu chegara keyingi kichik sinflarga oʻtkaziladi. O sinfidagi yulduzlarga, masalan, Alpha Jiraffe , O9Ia sinfidagi supergigant, shuningdek, O7Vp sinfidagi asosiy ketma-ketlik yulduzi Theta¹ Orion C kiradi.

B sinf



B spektral sinf yulduzlari O sinfidagi yulduzlarga qaraganda pastroq haroratga ega: 10 dan 30 ming kelvingacha. Ular koʻk-oq rangga ega va B−V rang indeksi taxminan −0,2 m belgilanadi.

O sinfidagi kabi, B sinf yulduzlari ham spektrlarida ionlangan elementlarning chiziqlariga ega, masalan, O II , Si II va Mg II. Biroq, B sinfidagi yulduzlar spektrlarida He II chiziqlari deyarli yoʻq — faqat eng qadimgi kichik sinflarda, B0,5 dan kechiktirmasdan, zaif chiziqlarni kuzatish mumkin. Neytral geliyning chiziqlari, aksincha, juda kuchli va B2 kichik sinfida maksimal intensivlikka etadi, ammo keyingi kichik sinflarda sezilarli darajada zaiflashadi. Vodorod chiziqlari ham aniq koʻrinadi, xususan, Balmer seriyasi, kech spektral sinflarga qarab ortadi. B sinfidagi yulduzlar ham koʻpincha emissiya chiziqlariga ega.

Rigel (B8Iae) B sinfidagi supergigantlarga kiritish mumkin. B sinfidagi gigantga misol Tau Orionis (B5III), B sinfidagi asosiy ketma-ketlik yulduzlari esa Eta Aurigae (B3V) va 18 Taurus (B8V) ni oʻz ichiga oladi.

A sinf



A spektrli yulduzlar 7400-10000 K oraligʻida haroratga ega. Ularning B−V rang indekslari nolga yaqin va rangi oq koʻrinadi.

A sinf yulduzlari spektrlarida vodorod chiziqlari juda kuchli boʻlib, ular A2 kichik sinfida maksimal intensivlikka erishadi, ayniqsa Balmer seriyasi uchun. Qolgan chiziqlar ancha zaif va deyarli koʻrinmas boʻlishi mumkin. Kech sinflar tomonidan Ca II liniyalari kuchaytiriladi va baʼzi neytral metallarning chiziqlari paydo boʻladi. Neytral geliy chiziqlari barcha kichik sinflarda yoʻq, eng birinchi A0 sinfidan tashqari, ular zaif koʻrinadigan boʻlishi mumkin. Biroq, A sinfidagi yulduzlarning spektrlari juda xilma-xildir. Misol uchun, A sinfidagi yulduzlarning 30 % dan ortigʻi kimyoviy jihatdan oʻziga xosdir. Tez aylanadigan A sinf yulduzlari ham keng tarqalgan boʻlib, ular spektrni mos ravishda oʻzgartiradi va yulduzni yorqinroq qiladi. Shu sababli, A sinf yulduzlari uchun asosiy ketma-ketlik baʼzan ikkita yorqinlik kichik sinfiga boʻlinadi: yorqinroq Va va zaifroq Vb.

A sinfidagi asosiy ketma-ketlik yulduzlariga, masalan, Vega (A0Va) va Denebola (A3Va) kiradi. Bu sinfdagi gigantlarga Tuban (A0III), supergigantga Eta Arslon (A0Ib) misol boʻla oladi.

F sinf



F sinf yulduzlarining harorati 6000-7400 K oraligʻida joylashgan. Ularning B−V rang qiymatlari taxminan 0,4 m, rangi esa sariq-oq.

Bu yulduzlarning spektrlari Ca II , Fe I , Fe II, Cr II , Ti II. Keyingi kichik sinflarda ular aniqroq boʻlib, neytral vodorodning chiziqlari zaifroq boʻladi. F5 dan kechroq boʻlgan kichik sinf yulduzlari konvektiv konvertga ega, shuning uchun sirtdagi baʼzi elementlarning ortiqcha yoki yetishmasligi chuqur qatlamlar bilan aralashishi tufayli yoʻqoladi. Shunday qilib, A sinfidan farqli oʻlaroq, kech F sinfida kimyoviy jihatdan oʻziga xos yulduzlar deyarli yoʻq.

Galaktik halo va qalin disk populyatsiyalari uchun burilish nuqtasida F dan oldingi sinf yulduzlari mavjud. Shunday qilib, bu sinf asosiy ketma-ketlikda joylashgan II populyatsiya yulduzlari uchun eng erta hisoblanadi.

F sinf asosiy ketma-ketlik yulduziga misol Procyon (F5IV-V), gigant Ypsilon Pegasus (F8III), F sinf supergigantlariga Arneb (F0Ia) va Wesen (F8Ia) kiradi.

G sinfi



Bunday yulduzlarning spektrlarida eng aniq koʻrinadigan metall chiziqlari, xususan, temir, titan va ayniqsa Ca II, G0 kichik sinfida maksimal intensivlikka erishadi. Gigant yulduzlarning spektrlarida koʻk rangli chiziqlar koʻrinadi. Vodorod chiziqlari zaif va metall chiziqlar orasida ajralib turmaydi. Metall chiziqlar kech spektral kichik sinflar tomon kuchayadi.

Quyosh G sinfiga kiradi, buning natijasida asosiy ketma-ketlikning G sinfidagi yulduzlar qoʻshimcha qiziqish uygʻotadi. Bundan tashqari, G va K sinflarining mitti yulduzlari ularning sayyora tizimlarida hayotning paydo boʻlishi va rivojlanishi uchun eng mos deb hisoblanadi.

G2V sinfiga ega boʻlgan Quyoshga qoʻshimcha ravishda, G sinfidagi mittilarga, masalan, Kappa¹ Ceti (G5V) kiradi. Kappa Gemini (G8III-IIIb) gigantlarga, Epsilon Gemini (G8Ib) supergigantlarga tegishli.

K sinf



K sinfidagi yulduzlarning sirt harorati 3800-5000 K. Ularning rangi toʻq sariq, B−V rang indekslari esa 1,0 m ga yaqin.

Bunday yulduzlarning spektrlarida metall chiziqlar aniq koʻrinadi, xususan, Ca I va G sinf yulduzlarida koʻrinadigan boshqa elementlar. Vodorod chiziqlari juda zaif va koʻplab metall chiziqlar fonida deyarli koʻrinmaydi. Keng molekulyar yutilish bantlari paydo boʻladi: masalan, TiO bantlari K5 kichik sinfida va undan keyin paydo boʻladi. Spektrning binafsha qismi allaqachon ancha zaif. Umuman olganda, metallar liniyalari keyingi kichik sinflarga qarab kuchayishda davom etmoqda.

K sinfidagi asosiy ketma-ketlik yulduziga misol sifatida Epsilon Eridani, gigantlarga Arcturus (K1.5III) va Etamin (K5III) va supergigantlarga Zeta Cephei (K1.5Ib).

M sinf



M sinf yulduzlarining harorati 2500-3800 K. Ular qizil, ularning B−V rang indekslari taxminan 1,5 m.

Bu yulduzlarning spektrlari TiO va boshqa molekulyar birikmalarning molekulyar yutilish zonalari bilan kesishadi. Neytral metallarning koʻplab chiziqlari ham kuzatiladi, ulardan Ca I qatori eng kuchlidir. TiO bantlari kechki kichik sinflarda kuchaytiriladi.

M toifasidagi yulduzlar boshqalarga qaraganda koʻproq — umumiy raqamning 73 %. Bu sinfning gigantlari va supergigantlari koʻpincha oʻzgaruvchan boʻlib, ularning oʻzgaruvchanligi juda uzoq muddatli.

M sinfidagi asosiy ketma-ketlik yulduzlari orasida 40 Eridani C (M4.5V), gigantga misol Beta Pegasus (M2.5II-III) va supergigant Betelgeuse (M1 — M2Ia-Iab).

Tarix



Yulduzlarning spektral tasnifini yaratishning zaruriy sharti spektroskopiyaning paydo boʻlishi edi. 1666-yilda Isaak Nyuton Quyosh spektrini kuzatdi, ammo birinchi jiddiy natijaga 1814-yilda erishildi: Iosif Fraungofer Quyosh spektrida qorongʻu yutilish chiziqlarini topdi, keyinchalik ular Fraungofer chiziqlari deb nomlandi. 1860-yilda Gustav Kirchhoff va Robert Bunsen bu chiziqlar maʼlum kimyoviy elementlar tomonidan hosil qilinganligini aniqladilar.

Anjelo Sekki 1860-yillarda yulduzlarni spektrlariga koʻra tasniflash boʻyicha birinchi urinishlardan birini amalga oshirdi. 1863-yilda u yulduzlarni ikkita sinfga ajratdi: I, zamonaviy dastlabki sinflarga va II, keyingilarga. Keyingi yillarda Sekchi M sinf yulduzlarini oʻz ichiga olgan III sinfni, keyin esa uglerod yulduzlarini oʻz ichiga olgan IV sinfni kiritdi. Nihoyat, emissiya chiziqlari boʻlgan yulduzlar uchun u V sinfini ajratib koʻrsatdi.

Sekki yulduzlar spektrlarini birinchi boʻlib tasniflagan emas — bir vaqtning oʻzida Jovanni Donati, Jorj Ayri, Uilyam Xuggins va Lyuis Rezerford kabi olimlar bu bilan shugʻullanishgan va ular ham oʻzlarining tadqiqotlariga katta hissa qoʻshganlar. Biroq, oʻz zamondoshlari orasida Secchi kuzatishlarda eng muvaffaqiyatli boʻlgan. U 4000 ga yaqin yulduzlarni tasniflagan va aynan uning tasnifi 19-asrning ikkinchi yarmida eng koʻp qoʻllanilgan.

Garvard tasnifi



19-asr oxiri va 20-asr boshlarida Garvard rasadxonasi astronomlari tomonidan spektral tasnif ishlab chiqilgan. 1872-yilda Genri Draper Vega spektrining birinchi fotosuratini oldi, ammo keng koʻlamli ish 1885-yilda, rasadxona direktori Edvard Pikering butun osmonni spektroskopik tekshirishni tashkil qilganida boshlandi.

Spektrlarni tahlil qilish Uilyamina Flemingga topshirildi va 1890-yilda birinchi katalog paydo boʻldi, unda 10 mingdan ortiq yulduzlar 16 sinfga boʻlingan. Sinflar A dan Q gacha boʻlgan lotin harflari bilan J oraligʻi bilan belgilangan va ulardan 13 tasi birinchi toʻrtta Secchi sinfining kichik turlari boʻlib, sinflar vodorod chiziqlarini zaiflashtirish tartibida oʻtgan. Ushbu sinflarning baʼzilari zamonaviy tasnifda saqlanib qolgan, garchi baʼzilari keyinchalik tark etilgan boʻlsa-da: masalan, C sinfiga qoʻsh chiziqli yulduzlar kiritilgan boʻlib, ularning koʻrinishi aslida instrumental xato boʻlib chiqdi.

Keyingi rivojlanish



Yerkes tasnifi tezda astronomiya uchun muhim vositaga aylandi va bugungi kunda ham qoʻllanilmoqda, lekin u yaratilganidan beri oʻzgartirildi. Shuningdek, tasnifga spektroskopiyaning aniqligi oshishi taʼsir koʻrsatdi. Dastlabki kichik sinfi O5 boʻlgan spektral sinf O, 2002-yilga kelib O2 kichik sinfiga kengaytirildi.

Manbalar




uz.wikipedia.org



Uzpedia.uz