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 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 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 editovat

• 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, 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.

Třída W editovat

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 editovat

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 editovat

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 editovat

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 editovat

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 editovat

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 editovat

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 editovat

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 editovat

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 editovat

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 editovat

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 editovat

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 editovat

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

• Hertzsprungův–Russellův diagram
• Hvězda

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