Spektrální klasifikace

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. +more 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. +more 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. +more 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. +more Morganova-Keenanova klasifikace je nejpoužívanější klasifikací hvězd. Třídy jsou obvykle řazeny podle teploty od nejteplejší po nejchladnější.

Třídy svítivosti

vpravo * 0 hyperobři * I veleobři ** Ia-0 hyperobři nebo extrémně jasní veleobři, např. +more 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). +more 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. +more 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. +more 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. +more 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. +more 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. +more 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). +more 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). +more 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). +more 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. +more 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. +more 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. +more 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 (

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

[url=http://astronomia.zcu.cz/hvezdy/charakteristika/4-spektralni-typy-hvezd/]web Astronomia[/url]

Kategorie:Pozorování vesmíru Kategorie:Hvězdy Kategorie:Klasifikační systémy