Spektrální klasifikace

Z Multimediaexpo.cz

Verze z 28. 3. 2011, 09:34 (zobrazit zdroj) Sysop (diskuse | příspěvky) m (1 revizi) ← Porovnání se starší verzí

Aktuální verze z 16. 11. 2013, 18:28 (zobrazit zdroj) Sysop (diskuse | příspěvky) m (1 revizi)

---

Aktuální verze z 16. 11. 2013, 18:28

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 dvěmi 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.

Obsah 1 Secchiho spektrální klasifikace 2 Harvardská spektrální klasifikace 3 Morganova-Keenanova spektrální klasifikace 3.1 Třídy svítivosti 4 UBV systém 5 Spektrální třídy 5.1 Třída W 5.2 Třída O 5.3 Třída B 5.4 Třída A 5.5 Třída F 5.6 Třída G 5.7 Třída K 5.8 Třída M 5.9 Třída L 5.10 Třída T 5.11 Třída C 5.12 Třída S 5.13 Třída D 5.14 Třída P a Q 6 Související články 7 Externí odkazy

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 jedna o hvězdy ze začátku spektrální třídy F.
• Třída II: Žluté hvězdy, jako je například Slunce, Arktur 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 Betelgeuse 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

Na přelomu 19. a 20. století vykonal obrovskou práci tým z Harvardské observatoře vedený Robertem Pickeringem, který klasifikoval až na půl milionu hvězdných spekter. Původní klasifikace spekter používala písmena od A v abecedním pořádku, ale postupem času se zjistilo, že některé spektrální třídy neexistují. Výsledná posloupnost vypadá takto (Q - P - W -) O - B - A - F - G - K - M (- L - C - S). 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 tříd

Třída	Povrchová teplota (K)	Barva hvězdy	Typ hvězdy	Příklady hvězd	Hmotnost * (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	nadobří, bílí trpaslíci	Spica (α Vir), Regulus (α Leo), Rigel (β Ori), jasné Plejády	3,2 - 17	7	20 000
A	11000 - 7500	bílomodrá	nadobří, 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), Arkturus (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), Betelgeuse (α Ori), Barnadova hvězda, Proxima Centauri (α Cen C), Teide 1 (hnědý trpaslík)	0,008 - 0,05	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

• 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 Perse
  • 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 Pegas
• VI podtrpaslíci (používáno zřídka)
• VII bílí trpaslíci

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

UBV systém

UBV systém, 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 (Wolf-Rayetovy hvězdy) patří k vysoce horkým (30 000 K - 100 000 K), hmnotným (25-60 poloměrů 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 zajímaví tím, že mají v atmosféře především helium místo vodíku, Třida W obsahuje široké, emisní pásy (díky vysoké teplotě) vodíku, helia a dusíku nebo uhlíku. Příklady: Gamma Velorum

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 0,00001% zastoupení). Hvězdy třídy O jsou asi desetkrát větší než Slunce a mají zhruba sto tisíckrát 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

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

Třída A

Hvězdy třídy A patří k horkým (7 500 K - 11 000 K). Mají modro-bílou barvu. Jedná se o poměrně často nacházející 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 sérií vodíku slábne a objevují se silné čáry ionizovaného vápníku a kovů (Fe I, Fe II, Cr I, Cr II). Příklady: Procyon, 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 podobných 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, Arktur, 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, Betelgeuze, Mira

Třída L

Třída L patří k velmi chladným (1 300 K - 2 500 K) hvězdám, ale ještě jsou schopni udržet v chodu termonukleární syntézu. Mají červenou barvu, ale maximum vyzařování je až v infračerveném spektru. Třida 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 300K). Teplota v nitru hnědého trpaslíka nedosahuje teploty potřebné k zažehnutí termojaderné fúze. Mají tmavě červenou barvu, ale maximum vyzařování je až v infračerveném spektruu. 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 skláda ze zhroucených hvězd, které odhodily vnější vrstvu a už nejsou schopny nadále udržovat termojadernou fúzi, a tak jejich neaktivní jádra chladnou. Třída D má typicky vodíkové nebo heliové spektrum, ale je možná i kombinace s kovovými spektry. Příklady: Sirius B, Procyon B

Třída P a Q

Třídy P a Q nepatří mezi hvězdné třídy. P označuje planetární mlhoviny a Q značí novy.

Související články

• Hertzsprung-Russelův diagram
• Hvězda

Externí odkazy

• web Astronomia
• Anglická Wikipedie

Náklady na energie a provoz naší encyklopedie prudce vzrostly. Potřebujeme vaši podporu... Kolik ?? To je na Vás. Náš FIO účet — 2500575897 / 2010
Informace o článku. Článek je převzat z Wikipedie, otevřené encyklopedie, do které přispívají dobrovolníci z celého světa. Tento text je dostupný za podmínek Creative Commons 3.0 Unported – creativecommons.org. Originální článek na české Wikipedii