(характеристика с) обладают звёзды-сверхгиганты. У звёзд-гигантов вследствие низкого газового давления в атмосферах ионизация облегчена по сравнению со звёздами-карликами, в результате чего при той же температуре у первых линии ионизованных атомов усилены по сравнению с линиями нейтральных атомов, а у вторых — ослаблены. Водородные линии бальмеровской серии, очень чувствительные к так называемому Штарка эффекту, сильно расширены в спектрах звёзд-карликов (вследствие большой плотности электронов в атмосферах) и, наоборот, весьма тонки в спектрах звёзд-гигантов. Эти и некоторые др. критерии привели к возможности сначала грубо различать спектры звёзд-гигантов и звёзд-карликов (буквы g и d, стоящие перед буквой, обозначающей спектральный класс), а впоследствии определять и абсолютную звёздную величину звёзд по их спектру. Последнее обстоятельство открыло пути к определению спектральных параллаксов звёзд и сделало возможной двумерную С. к. з., в которой звёзды подразделяются не только по своим температурам, но и по абсолютным звёздным величинам. Наиболее детально двумерная классификация разработана на Йерксской обсерватории (США) в 1940—1943. В двумерной классификации наряду со старым буквенным обозначением С. к. з. указывается римской цифрой класс светимости по следующей схеме: Iа — самые яркие звёзды-сверхгиганты, Ib — менее яркие звёзды- сверхгиганты, II — яркие звёзды-гиганты, III — нормальные звёзды-гиганты, IV — звёзды-субгиганты, V — звёзды главной последовательности. Изредка употребляются ещё VI и VII для характеристики спектров субкарликов (sd) и белых карликов (wd) соответственно. Установление спектрального класса звезды в двумерной классификации даёт широкую характеристику физических свойств её поверхностных слоев; на основании этих данных теоретическим путём можно установить характеристики звезды в целом, включая её внутренние области. Двумерная классификация спектров звёзд имеет много преимуществ сравнительно с одномерной, но её распространение на слабые звёзды, спектры которых фотографируются обычно с помощью объективной призмы, затруднительно. На Крымской и Абастуманской обсерваториях (СССР) разработаны критерии двумерной классификации слабых звёзд.
Лит.: Курс астрофизики и звездной астрономии, под ред. А. А. Михайлова, 3 изд., т. 1, М., 1973, гл. 18; Cannon A. J. and Picketing Е. C., The Henry Draper catalogue, [v.] 1—9, Camb. (Mass.), 1918—1924 (Annals of the Astronomical observatory of Harvard college, v. 91—99); Morgan W. W., Keenan P.C. and Кellman Е., An atlas of stellar spectra with an outline of spectral classification, Chi., 1943.
Д. Я. Мартынов.
Спектральные классы звёзд G0 — M6e.
Спектральные классы звёзд Oa — F5.
Спектра'льная пло'тность величины, характеризующей излучение (например, потока излучения, силы света), отношение рассматриваемой величины, взятой в очень (более строго — бесконечно) малом интервале, содержащем данную длину волны l, к ширине этого интервала dl. Вместо l могут использоваться частоты, волновые числа или их логарифмы. В таких случаях термин «С. п.» уточняется — говорят, например, о С. п. по частоте. График зависимости С. п. от длины волны l или частоты n характеризует распределение соответствующей величины по спектру.
Спектральная световая эффективность
Спектра'льная светова'я эффекти'вность (устаревшая видность) излучения в воспринимаемом человеческим глазом («видимом») диапазоне длин волн l (частот n) излучения, отношение светового потока излучения с длиной волны l (монохроматического света) к соответствующему потоку излучения. Обозначается К(l). Максимальное значение Кт @ 680 лм/вт С. с. э. принимает при l » 555 нм. Величины С. с. э. и относительная С. с. э. (относительная видность) V(l) = К (l)/Кт лежат в основе построения системы световых величин. См. также Световая эффективность, Спектральная чувствительность.
Спектральная сенситометрия
Спектра'льная сенситоме'трия, см. Сенситометрия.
Спектральная чувствительность
Спектра'льная чувстви'тельность приёмника излучения, отношение величины, характеризующей уровень реакции приёмника, к потоку энергии монохроматического излучения, вызывающего эту реакцию (см. Монохроматический свет). Различают абсолютную С. ч., выражаемую в именованных единицах (например, a/вm, если реакция приёмника измеряется в амперах), и безразмерную относительную С. ч. — отношение С. ч. при данной длине волны излучения к максимальному значению С. ч. или к С. ч. при некоторой др. длине волны. С. ч. глаза человека — то же, что и спектральная световая эффективность излучения (видность). О С. ч. фотоматериалов см. в ст. Сенсибилизация оптическая, Сенситометрия.
Спектрально-двойные звёзды
Спектра'льно-двойные звёзды, двойные звёзды, компоненты которых столь близки между собой, что не видны порознь даже в самые сильные телескопы. Двойственность таких звёзд обнаруживается только по периодическим смещениям либо раздвоениям линий в их спектрах вследствие Доплера эффекта, происходящего вследствие орбитального движения компонентов.
Спектральное разложение (линейная алгебра)
Спектра'льное разложе'ние функции, разложение функции в ряд по собственным функциям некоторого линейного оператора (например, конечно-разностного, дифференциального или интегрального), действующего в функциональном пространстве, или одно из возможных обобщений такого разложения. Частным случаем С. р. является разложение функции, заданной на конечном отрезке, в Фурье ряд (т. е. гармонический анализ колебаний), а также разложения по другим известным полным системам функций. В случае линейного оператора А, имеющего непрерывный спектр, собственные функции, понимаемые в обычном смысле, не существуют; тем не менее и здесь весьма часто удаётся определить эти функции (но только они уже не будут являться элементами того функционального пространства, в котором действует оператор А) и задать С. р. широкого класса функций как разложение в интеграл по системе функций, зависящей от непрерывно изменяющегося аргумента (пример С. р. этого типа — разложение в Фурье интеграл). Для несамосопряжённых операторов А наряду с собственными функциями приходится рассматривать ещё и цепочки функций, присоединённых к собственным функциям; однако и для таких операторов в функциональных пространствах во многих случаях удаётся доказать теорему о полноте системы всех
