Историческая справка
Спектры звезд астрономы начали исследовать с середины прошлого века. В настоящее время спектральный анализ является основным источником данных о физических свойствах поверхностных слоев звезд и их химическом составе.
Спектрограммы звезд получают с различными целями, используя для этого спектральные приборы с различной дисперсией - от 1000А/мм для спектральных обзоров слабых звезд, до долей A/мм для детального исследования атмосфер ярких звезд. Спектральная классификация является первым шагом в исследовании звезды, так как позволяет определить, к какому типу относится звезда, оценить ее эффективную температуру и светимость. Для многих звездно-астрономических исследований уже этого оказывается достаточно. Поэтому спектральная классификация по сей день сохраняет свою актуальность.
Хронологически первой системой спектральной классификации является Гарвардская система, разработанная при подготовке звездного каталога HD. Здесь первоначально были введены следующие обозначения спектральных классов (в порядке убывания эффективной температуры поверхности звезды): P - O - B - A - F - G - K - M, где буква P использовалась для обозначения спектров газовых туманностей.
В последствии для холодных красных звезд были добавлены обозначения S, R и N. Класс О был разделен на подклассы Oa, Ob, Oc, Od и подклассы эмиссионных звезд Oe и Oe5. Для других спектральных классов были введены подклассы B0-B9, A0-A5, F0, F2, F5, F8, G0, G5, K0, K2. Для самых холодных звезд были введены подклассы Ma, Mb, Mc, Md, классифицируемые по интенсивностям полос окиси титана TiO, и подкласс Md для долгопериодических переменных типа Миры Кита (мирид).
В классификационной схеме обсерватории Mount Wilson были введены обозначения классов светимости d для карликов (звезд Главной последовательности, от английского слова dwarf - карлик), g - для гигантов (giants), sd и sg для субкарликов и субгигантов соответственно. Таким образом, спектральная классификация превратилась в двумерную - классификация проводилась как по температурному показателю (спектральный класс), так и по светимости (класс светимости). Для звезд с резкими и узкими спектральными линиями использовалось обозначение c, такие звезды обычно оказываются сверхгигантами. Вместо гарвардских обозначений для подклассов спектрального класса М были введены обозначения M0 - M6. Так, например, для красного гиганта класса K5 мы имеем обозначение gK5, а для субкарлика класса G0 имеем обозначение sdG0. Кроме того, для обозначения звезд с резкими линиями в данном спектральном подклассе использовался добавочный индекс s, а для спектров с широкими линиями - индекс n. Звезды с индексом n обычно являются быстро вращающимися, а наиболее быстрые ротаторы даже могут иметь обозначения nn.
Отметим, что от первых работ по применению спектрального анализа в астрономии (работ Фраунгофера), в настоящее время сохранились особые обозначения некоторых ярких спектральных линий. Так линии однократно ионизованного кальция CaII с длинами волн 3970А и 3934А носят обозначения H и K, линии нейтрального натрия (желтый дублет) с длинами волн 5896А и 5890А обозначаются соответственно D2 и D1 и т.д.
Наиболее современной классификационной схемой является классификация Моргана и Кинана, которая с некоторыми дополнениями живет уже почти пять десятилетий. Она и рассматривается в данном пособии.