Spektrální klasifikace

spektrální typy

hnědí trpaslíci

bílí trpaslíci

červení trpaslíci

podtrpaslíci

hvězdy hlavní posloupnosti
(„trpaslíci“)

podobři

obři

jasní obři

veleobři

hyperobři

absolutní
hvězdná
velikost
(M_V)

Hertzsprungův–Russellův diagram

Spektrální klasifikace je klasifikace hvězd založená na jejich spektrálních charakteristikách. Spektrální třída hvězdy především popisuje ionizaci její chromosféry, a tudíž umožňuje změřit její teplotu. Záření z hvězdy jde rozložit za pomocí difrakční mřížky a sledovat její spektrální čáry, z tohoto lze usoudit například chemické složení hvězdy. Teplota hvězd může být klasifikována na základě Wienova posunovacího zákona, což je však nepřesné u vzdálených hvězd.

Dnes je většina hvězd řazena v posloupnosti podle písmen O, B, A, F, G, K, M. Jde tedy o posloupnost teplotní, tudíž hvězdy třídy O jsou nejteplejší a M nejchladnější. Existuje ještě jemnější dělení, kdy se k písmenu přidává číslo 0-9, které udávají rozdíl mezi dvěma spektrálními třídami. V Morganově-Keenanově systému rozdělení je ještě zohledňována luminozitní třída, která se určuje podle profilu spektrálních čar ionizovaných prvků, citlivých na tlak v atmosféře. Přidává se ke spektrálnímu typu v podobě římských číslic I – VII. Například Slunce patří do třídy G2V.

Secchiho spektrální klasifikace

První rozdělení hvězd podle spekter provedl už v roce 1862 italský astronom Angelo Secchi, který roztřídil 4000 hvězdných spekter do čtyř kategorií (později do pěti) a stal se tak zakladatelem spektrální klasifikace hvězd.

• Třída I: Bílé až modré hvězdy, jako je Vega nebo Altair. Převládají čáry vodíku a kovů. V dnešní době se jedná o hvězdy ze začátku spektrální třídy F.
• Třída II: Žluté hvězdy, jako je například Slunce, Arcturus nebo Capella. Čáry Balmerovy série vodíku jsou slabší, ale stále převládají spolu s kovy. V moderním dělení tato třída odpovídá pozdní třídě F, jakož i třídám G a K.
• Třída III: Oranžové až červené hvězdy se složitými pásy molekulárních spekter, například Betelgeuze a Antares. To odpovídá moderní třídě M.
• Třída IV: Červené hvězdy s významným podílem uhlíkových pásu (uhlíkové hvězdy).
• Třída V: Hvězdy s emisními spektry, jako třeba Sheliak a Navi.

Harvardská spektrální klasifikace

Harvardská spektrální klasifikace je jednodimenzionální klasifikační schéma, jež vymyslela astronomka Annie Jump Cannon.^[1] Původní klasifikace spekter používala písmena od A v abecedním pořádku, ale postupem času se zjistilo, že některé spektrální třídy neexistují. Výsledná posloupnost vypadá takto (W –) O – B – A – F – G – K – M (– L – T – Y). V závorkách jsou uvedeny málo se vyskytující třídy. Podtřídy se vyjadřují číslicemi 0 až 9 (např. G5). 0 označuje nejteplejší hvězdu ve třídě, 9 nejchladnější. Například hvězda třídy O2 je teplejší než hvězda třídy O9 a obě jsou teplejší než hvězda třídy B0. Někdy jsou k údaji o spektru připojeny i poznámky v podobě malého písmene, např. e – emisní čáry, p – pekuliární (zvláštní) vzhled spektra (B4e, A3p). U hvězdy spektrální třídy O a B převládají čáry helia, uhlíku a kyslíku, u třídy A pak čáry vodíku. Pro hvězdy typu F a G jsou charakteristické čáry kovů, zejména železa. U chladnějších hvězd tříd K a M se objevují čáry a především pásy, náležející víceatomovým molekulám.

Morganova-Keenanova spektrální klasifikace

Morganova-Keenanova klasifikace (MKK), někdy též nazývaná Yerkeská klasifikace, vznikla v roce 1943 na Yerkeské observatoři a podíleli se na ní William Wilson Morgan a Phillip Childs Keenan. MKK je založena nejen na spektrálních čarách závislých na teplotě na povrchu hvězdy (spektrální typ podle Harvardské klasifikace), ale i na svítivosti hvězdy. Morganova-Keenanova klasifikace je nejpoužívanější klasifikací hvězd. Třídy jsou obvykle řazeny podle teploty od nejteplejší po nejchladnější.

Třídy svítivosti

• 0 hyperobři
• I veleobři
  • Ia-0 hyperobři nebo extrémně jasní veleobři, např. Eta Carinae
  • Ia velmi jasní veleobři, např. Deneb
  • Iab středně jasní veleobři, např. Betelgeuze
  • Ib méně jasní (obyčejní) veleobři
• II jasní obři
  • IIa β Scuti
  • IIab HR 8752
  • IIb HR 6902
• III normální obři
  • IIIa ρ Persei
  • IIIab δ Reticuli
  • IIIb Pollux
• IV podobři
  • IVa ε Reticuli
  • IVab
  • IVb HR 672
• V hvězdy hlavní posloupnosti (trpaslíci)
  • Va AD Leonis
  • Vab
  • Vb 85 Pegasi
• VI podtrpaslíci (používáno zřídka)
• VII bílí trpaslíci

Třídy I až V se dělí na podtřídy: a – jasná, ab – normální, b – slabá.

Systém UBV

Systém UBV, známý také jako Johnsonův systém, je fotometrický systém klasifikace hvězd podle jejich hvězdné velikosti. Písmena U, B a V znamenají ultrafialovou (ultraviolet), modrou (blue) a vizuální hvězdnou velikost (visual magnitude). Tuto metodu zavedli v 50. letech dvacátého století američtí astronomové Harold Lester Johnson a William Wilson Morgan.

Spektrální třídy

Třída W

Třída W (Wolfovy–Rayetovy hvězdy) patří k vysoce horkým (30 000 K – 100 000 K), hmotným (25-60 hmotností Slunce) a extrémně jasným hvězdám, ale velmi krátce žijícím (cca 10 – 50 miliónů let). Mají modrou barvu, ale maximum vyzařování je až v ultrafialovém spektru. Jsou zajímavé tím, že mají v atmosféře především helium místo vodíku. Třída W obsahuje široké emisní pásy (díky vysoké teplotě) vodíku, helia a dusíku nebo uhlíku.

Příklady: Gama Velorum Aa

Třída O

Hvězdy třídy O patří k velmi horkým (okolo 30 000 K) a zároveň k velmi masivním hvězdám. Pro lidské oko mají namodralou barvu, ale maximum jejich vyzařovaného spektra je v ultrafialové oblasti. Jedná se o velice vzácně se nacházející spektrální třídu hvězd (asi 0,000 01% zastoupení). Hvězdy třídy O jsou asi desetkrát větší než Slunce a mají zhruba stotisíckrát větší zářivý výkon, ale naopak jejich životnost je velmi malá, řádově desítky milionů let. Tyto hvězdy mají silné, spojité spektrum s absorpčními čarami ionizovaného helia, Balmerovou sérií a neutrálním heliem.

Příklady: Hatysa, Meka, Menkib, Naos

Třída B

Hvězdy třídy B patří k horkým (11 000 K – 30 000 K) a velmi jasným. Mají ostře modrou barvu. Stále se jedná o velice vzácně se nacházející spektrální třídu hvězd (asi 0,1% zastoupení). Hvězdy třídy B jsou asi pětkrát větší než Slunce a mají zhruba tisíckrát větší zářivý výkon. Jejich životnost je kolem sto milionů let. Tyto hvězdy mají dobře viditelné spektrum s čarami neutrálního helia a Balmerovou sérií a ionizovaného kyslíku.

Příklady: Rigel, Spica, Regulus

Třída A

Hvězdy třídy A patří k horkým (7 500 K – 11 000 K). Mají modrobílou barvu. Jedná se o poměrně často se vyskytující spektrální třídu hvězd (asi 0,7% zastoupení). Hvězdy třídy A jsou asi o polovinu větší než Slunce a mají zhruba dvacetkrát větší zářivý výkon. Dožívají se kolem miliardy let. Tyto hvězdy jsou prominentní svojí dobře viditelnou Balmerovou sérií vodíku.

Příklady: Sirius, Vega, Altair

Třída F

Hvězdy třídy F patří ke středně horkým (5 900 K – 7 500 K). Ze Země se většina jeví jako bílé hvězdy. Jedná se už o často nacházející spektrální třídu hvězd (asi 2% zastoupení). Hvězdy třídy F jsou asi o polovinu větší než Slunce a mají zhruba čtyřikrát větší zářivý výkon. Doba života je kolem tří miliard let. U této třídy již Balmerova série vodíku slábne a objevují se silné čáry ionizovaného vápníku a kovů (Fe I, Fe II, Cr I, Cr II).

Příklady: Prokyon, Canopus, Polaris (Polárka)

Třída G

Hvězdy třídy G (někdy také nesprávně^[zdroj?] jako žlutí trpaslíci) patří s teplotou 5 200 K – 5 900 K ke hvězdám podobným Slunci. Lidskému oku se jeví jako jasné, žluté hvězdy, což je zapříčiněno atmosférou (ve skutečnosti jsou bílé). Tato spektrální třída je už poměrně často se nacházející (asi 3,5% zastoupení). Hvězdy třídy G jsou co do velikosti a zářivého výkonu srovnatelné se Sluncem. Doba života je kolem deseti miliard let. U této třídy ještě nacházíme Balmerova sérií vodíku (velmi slabou) a velmi silné čáry ionizovaného vápníku a kovů, zejména železa a neutrálních kovů.

Příklady: Slunce, Alfa Centauri A, Capella, Tau Ceti

Třída K

Hvězdy třídy K patří už ke chladnějším (3 900 K – 5 200 K) a mají oranžovou barvu. Jedná se o velmi často nacházející spektrální třídu hvězd (asi 8% zastoupení). Hvězdy třídy K jsou asi o polovinu menší než Slunce a mají asi pětinový zářivý výkon. Doba života je až 50 miliard let, a proto jsou velmi zajímavé z hlediska hledání života na jiných planetách, obíhajících hvězdy tohoto typu. U této třídy ještě můžeme občas najít Balmerovu sérií vodíku, ale bývá extrémně slabá nebo úplně chybí, objevují se silné čáry neutrálních kovů (Fe I, Mn I, Si I) a slabé absorpční molekulové pásy.

Příklady: Alfa Centauri B, Arcturus, Aldebaran

Třída M

Hvězdy třídy M patří ke chladným (2 500 K – 3 900 K) a mají červenou barvu. Jedná se o zdaleka nejpočetnější spektrální třídu hvězd (asi 80% zastoupení). Hvězdy třídy M se nejčastěji vyskytují jako červení trpaslíci (velikost cca 0,3 poloměru Slunce) nebo jako červení obři (10 – 50 poloměrů Slunce). Doba života je až 200 miliard let. Tato třída obsahuje čáry neutrálních kovů (Ti, V) a silné molekulové pásy.

Příklady: Antares, Betelgeuse, Mira

Třída L

Třída L patří k velmi chladným (1 300 K – 2 500 K) hvězdám, které ale ještě jsou schopné udržet v chodu termonukleární syntézu,. Mají červenou barvu, ale maximum vyzařování je až v infračerveném spektru. Třída L obsahuje pásy kovových hydridů, alkalických kovů a molekul.

Příklady: V838 Monocerotis

Třída T

Třída T (hnědý trpaslík) patří k velmi chladným (700 K – 1 300 K). Teplota v nitru hnědých trpaslíků nedosahuje teploty potřebné k zažehnutí termojaderné fúze a proto již nejsou považovány za hvězdy. Mají tmavě červenou barvu, ale maximum vyzařování je až v infračerveném spektru. Třída T obsahuje velmi zřetelné spektrální pásy methanu.

Příklady: Epsilon Indi

Třída C

Třída C (uhlíkové hvězdy) se skládá především z bývalých červených obrů a veleobrů, kteří se blíží konci svého života a mají přebytek uhlíku v atmosféře. Mají výrazně červenou barvu. Třída C obsahuje velmi zřetelné spektrální pásy uhlíku a různých uhlíkových molekul (CH, CN).

Příklady: La Superba (Gamma Canum Venaticorum)

Třída S

Třída S (někdy také zirkoniové hvězdy) je složena pouze z modrých hvězd hlavní posloupnosti. Tyto hvězdy obíhají velmi blízko kolem centra naší Galaxie (<0,04 pc), a proto nám mohou velmi mnoho napovědět o černé díře v centru galaxie. Třída S se vyznačuje silnými spektrálními pásy oxidu zirkonu a titanu.

Příklady: Beta Camelopardalis

Třída D

Hvězdná třída D (bílý trpaslík) se skládá ze zhroucených hvězd, které odhodily vnější vrstvu a už nejsou schopny nadále udržovat termojadernou fúzi, a tak jejich neaktivní jádra chladnou. Třída D má obvykle vodíkové nebo heliové spektrum, ale je možná i kombinace s kovovými spektry.

Příklady: Sirius B, Procyon B

Reference

Související články

• Hertzsprungův–Russellův diagram
• Hvězda

Externí odkazy

• Obrázky, zvuky či videa k tématu Spektrální klasifikace na Wikimedia Commons
• Encyklopedické heslo Vidmo v Ottově slovníku naučném ve Wikizdrojích
• web Astronomia