Звезды и звездные группировки в нашей Галактике. Суркова Л.П. - 18 стр.

      Линии серии Бальмера ( Н α ,Hβ ,H γ ,H δ ,H ε ... ) образуются при пе-
рехода электрона в атоме водорода со второго энергетического уровня
на более высокие. Следовательно, чтобы в спектре звезды присутство-
вала бальмеровская линия водорода в поглощении, атмосфера должна
содержать достаточное количество атомов водорода, электроны кото-
рых находятся на втором энергетическом уровне. Поскольку это со-
стояние возбужденное, то только при относительно высокой темпера-
туре газа столкновения атомов в нем будут достаточно энергичными
для того, чтобы на этот уровень оказалось возбужденным много ато-
мов водорода. У звезд поздних спектральных классов отношение чис-
ла атомов водорода, находящихся на втором уровне, ко всем атомам
мало, поэтому линии водорода в спектрах таких звезд слабы. С рос-
том температуры поверхности увеличивается количество возбуж-
денных атомов водорода, поэтому интенсивность линий серии Баль-
мера у звезд спектральных классов G и F растет, достигая максимума
в спектральном подклассе AO. При очень высоких температурах
столкновения атомов будут настолько энергичными, что окажутся
способными ионизовать атом. С ростом ионизации падает вероят-
ность найти нейтральный атом в любом состоянии, поэтому интен-
сивность линий серии Бальмера у самых горячих звезд уменьшается.
      Йеркская классификация звездных спектров. Связь между видом
спектра и светимостью звезды послужила основой для создания более
современной йеркской классификации (МКК). Ее разработали сотруд-
ники Йеркской обсерватории (СМ) У. Морган, Ф. Кинан, Е. Келман в
40-х годах нашего столетия. Согласно этой классификации спектр
звезды характеризуется двумя параметрами: температурой (в этом
отношении классификация МКК мало отличается от гарвардской) и
классом светимости (I-сверхгиганты, II-яркие гиганты, III-гиганты,
IV-субгиганты, V-нормальные карлики, VI-субкарлики, VII-белые
карлики).




                                    18