Звезды и звездные группировки в нашей Галактике. Суркова Л.П. - 16 стр.

     Рис.2. Эффект Зеемана в линиях Fe1 λ=6301.508 Å и λ=6302.499 Å
     в спектре солнечного пятна. Два спектра получены при переклю-
     чении правой и левой поляризации в институте солнечно-земной
     физики СО РАН (г.Иркутск).
где ∆λ – расщепление спектральной линии, g – эффективный фактор
Ланде, который рассчитывается отдельно для каждой спектральной
линии.
5) Двойственность звезды (по периодическому смещению спек-
тральных линий в синюю и красную области спектра, вызванному ор-
битальным движением компонентов).
6) Наличие газовых потоков или расширяющейся оболочки (по уши-
рению спектральных линий для одиночных звезд и по периодическо-
му изменению длины волны спектральных линий для затменных двой-
ных звезд).
      Гарвардская классификация звездных спектров. Спектральная
классификация звезд разработана в Гарвардском университете (США)
в 1890-1924гг. по снимкам спектров с объективной призмой. Крите-
рием этой классификации является относительная интенсивность
спектральных линий, которая определяется температурой поверхно-
сти звезды. Различают 7 основных и 2 побочных спектральных клас-
са. Основные спектральные классы
                        O–B–A–F–G–K–M
образуют непрерывную последовательность и располагаются в поряд-
ке понижения температуры поверхности от 40000 K (класс O) до
2500 K (класс M) (рис.1). Спектральные классы O, B, A называют
ранними, F и G – солнечными, K и M – поздними. Спектральная
последовательность одновременно является и цветовой: звезды O и
B – голубые, A – белые, F – лимонные, G – желтые, K – оранжевые,



                                   16