Большая Советская Энциклопедия (СП) | страница 32

  Класс К (t » 4900—3700 К). Линии Н и К, линия l 4227

 и полоса G достигают наибольшего развития. В классе К5 появляются следы полос поглощения молекулы окиси титана. Непрерывный спектр в ближайшем ультрафиолетовом участке (за линией К) практически отсутствует.

  Класс М (t » 3600 — 2600 К). К этому классу принадлежат красные звёзды с полосчатым спектром. Особенно выделяются полосы окиси титана. Из атомных линий выделяется только линия l 4227

. Линии Н и К почти не видны. Встречаются спектры М с одной или несколькими водородными линиями бальмеровской серии в виде линий излучения.

  Клacc R (t » 5000—4000 К). Спектры этого класса во многих чертах сходны со спектрами G5 — К5, но резко выделяются полосы поглощения молекул углерода и циана. У звёзд R5 фиолетовая часть спектра с длиной волны меньше 4240

 очень слаба.

  Класс N (t » 3000—2000 К ). Наблюдается дальнейшее усиление полос поглощения молекул углерода и циана, резко ограниченных с красной стороны. Непрерывный спектр с длиной волны меньше 4400

 очень слаб, чем и объясняется красный цвет этих звёзд. Звёзды классов R и N часто называют углеродными и сокращённо обозначаются как С-звёзды.

  Класс S (t »3000—2000 К). Звёзды этого класса по распределению энергии в непрерывном спектре сходны со звёздами спектральных классов М и N, но отличаются от них присутствием полос окиси циркония, а также менее заметных полос окиси иттрия и окиси лантана — элементов, очень редких на Земле. Водородные линии наблюдаются часто в форме излучения, как в классе М. В классах R, N и S также присутствуют полосы окиси титана.

  Небольшое количество звёзд имеют спектры, не укладывающиеся в описанную последовательность или имеющие ту или иную особенность; это отмечается либо буквой р, либо, более определенно, буквами: е — в случае наличия эмиссионных линий, особенно часто встречающихся в спектрах В и М (например, В2е); n — при сильно размытых линиях (например, A0n); s — при резких линиях (например, A3s): с — при особенно тонких и глубоких линиях поглощения (например, сА2); k — в случае присутствия в спектре хорошо заметных линий межзвёздного кальция (например, B0k).

  Часто наблюдаются изменения спектрального класса у звёзд. Так, в спектрах звёзд класса В нередко то появляются, то вновь исчезают эмиссионные линии (характеристика е). Изменения блеска физических переменных звёзд сопровождаются изменениями их спектрального класса. Очень сложные превращения испытывают спектры