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. 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.
+ Přehled spektrálních třídTřídaPovrchová teplota (K)Barva hvězdyTyp hvězdyPříklady hvězdHmotnost *(MS)Poloměr *(RS)Zářivý výkon *(LS) O 50000 – 30000 modrá modří nadobři Naos (ζ Pup), Meissa (λ Ori), Alnitak (ζ Ori), Mintaka (δ Ori) 20 – 50 15 1 400 000 B 30000 – 11000 modrobílá nadobři, bílí trpaslíci Spica (α Vir), Regulus (α Leo), Rigel (β Ori), jasné Plejády 3,2 – 17 7 20 000 A 11000 – 7500 bílomodrá nadobři, bílí trpaslíci, hvězdy hl. posloupnosti Vega (α Lyr), Sirius (α CMa), Deneb (α Cyg), Altair (α Aql) 1,8 – 3,2 2,5 80 F 7500 – 6000 žlutobílá nadobři, hvězdy hl. posloupnosti Canopus (α Car), Prokyon (α CMi), Polárka (α UMi), Alrakis (μ Dra) 1,2 – 1,7 1,3 6 G 6000 – 5000 žlutá nadobři, hvězdy hl. posloupnosti Slunce, Capella (α Aur), Rigil (α Cen) 0,8 – 1,1 1,1 1,2 K 5000 – 3500 oranžová červení nadobři, červení obři, hvězdy hl. posloupnosti Pollux (β Gem), Dubhe (α UMa), Arcturus (α Boo), Aldebaran (α Tau) 0,6 – 0,8 0,9 0,4 M 3500 – 3000 červená červení nadobři, červení obři červení trpaslíci Antares (α Sco), Betelgeuze (α Ori), Barnadova hvězda, Proxima Centauri (α Cen C), Teide 1 (hnědý trpaslík) 0,08 – 0,5 0,4 0,04 Platí pro hvězdy hlavní posloupnosti. Hmotnost, svítivost a poloměr je vztažený ke Slunci.
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 400px|náhled|Hertzsprungův–Russellův diagram - zobrazuje rozložení hvězd v závislosti na absolutní hvězdné velikosti a spektrální třídy|vpravo 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 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
web Astronomia
Kategorie:Pozorování vesmíru