ՀՍՀ/ԱՍՏՂԵՐԻ ՍՊԵԿՏՐԱԼ ԴԱՍԱԿԱՐԳՈՒՄ

ԱՍՏՂԵՐԻ ՍՊԵԿՏՐԱԼ ԴԱՍԱԿԱՐԳՈՒՄ, աստղերի ստորաբաժանումը ըստ սպեկտրալ հատկանիշների։ Ա. ս. դ–ման առաջին փորձերից ամենահաջողը Պիկերինգ–Ֆլեմինգի դասակարգումն է (1897), որը որոշ փոփոխումներով Ա. Քենոնը օգտագործեց Հենրի Դրեպերի (Հարվարդի համալսարան) աստղացուցակը (ընդգրկում էր 225300 աստղ, այսինքն՝ մինչև 8,25 աստղային մեծություն ունեցողները) կազմելիս։ Այժմ հայտնի են ավելի քան 400 հազար աստղերի սպեկտրալ դասերը։

Աստղերի Հարվարդյան սպեկտրալ դասակարգման մեջ որպես հիմնական չափանիշ ընդունված է ատոմային սպեկտրալ գծերի կամ մոլեկուլային շերտերի ինտենսիվությունը։ Այդ դասակարգումը մշակվել է զուտ էմպիրիկ ճանապարհով և, ինչպես հետագայում պարզվեց, հանդիսանում է աստղերի մթնոլորտներում նյութի իոնացման աստիճանի տարբերություններն արտացոլող ջերմաստիճանային դասակարգում։ Հարվարդյան դասակարգումը ինչ–որ չափով արտացոլում է նաև աստղերի բաղադրության մեջ եղած տարբերությունները։ Աստղերի սպեկտրալ դասերը (ըստ ջերմաստիճանի նվազման) կարելի է ներկայացնել հետևյալ հաջորդականությամբ.

${\begin{array}{lll}&&S\\&&/\\O-B-A-F-&G-&K-M\\&\backslash \\&R-N\\\end{array}}$

Ընդ որում, յուրաքանչյուր դաս իր հերթին բաժանվում է 10 ենթադասի։ Սպեկտրալ հաջորդականության մեջ ջերմաստիճանը փոխվում է շուրջ 30000°C-ից (O դաս) մինչև 2000°C(M դաս)։ O-B դասերի աստղերը կոչվում են ջերմ և կապտավուն են, իսկ դասերինը՝ սառը և ունեն կարմիր գույն։ Բացի ջերմաստիճանից սպեկտրի վրա ազդում է նաև աստղի ծանրության ուժի արագացումը։ Այդ ազդեցությամբ է պայմանավորված նույն ջերմաստիճանի թզուկ և հսկա աստղերի սպեկտրների զգալի տարբերությունները։ Սպեկտր–լուսատվություն բազմարժեք առնչությունը սովորաբար ներկայացվում է դիագրամայով (Հերցշպրունգ–Ռեսսելի դիագրամա)։ Վ. Ադամսը և Ա.Կոլշյուտերը, օգտագործելով ճեղքային սպեկտրոգրամներ, ցույց տվեցին, որ բարձր լուսատվության և նույն սպեկտրալ դասի աստղնրի սպեկտրներում որոշ գծեր ուժեղ են, որոշ գծեր էլ՝ թույլ։ Նրանք այդ տարբերությունները օգտագործեցին աստղերի սպեկտրաչափական բացարձակ մեծությունները որոշելու համար: Չափանիշ ծառայում էր գծերի ընտրված զույգի հարաբերական ինտենսիվությունը։ Հետագայում (1943), Իերկսի աստղադիտարանում (ԱՄՆ) Վ. Մորգանը, Պ. Կինանը և Ե. Կելմանը մշակեցին երկչափանի դասակարգում, որտեղ սպեկտրը ջերմաստիճանի հետ մեկտեղ բնութագրվում է նաև լուսատվությամբ։ Ֆ. Բեկերը, իսկ հետագայում Հ. Ջոնսոնը և Վ. Մորգանը Ա. ս. դ–ման համար օգտագործեցին եռագույն լուսաչափություն, որը հաջողությամբ կարելի է կիրառել O և B աստղերի սպեկտրալ դասը և միջաստղային կլանումը որոշելու համար։ Ֆրանսիացի գիտնականներ Դ. Բարբիեն, Դ. Շալոնժը և Լ. Դիվանը վաղ տիպի աստղերի համար (O–G) առաջարկեցին եռաչափ դասակարգում, որտեղ պարամետրեր են բալմերյան թռիչքը, թռիչքի ալիքային երկարությունը և սպեկտրալուսաչափական գրադիենտը։

Գրկ. Курс астрофизики и звёздной астрономии, т. 1–3, М.–Л., 1951–64. Է. Պարսամյան