Spektriklass

Tähtede spektriklassid on astronoomias kasutatav jaotus, mis klassifitseerib tähed spektraalsete tunnuste alusel. Peamiseks tunnuseks on kiirgusspektri maksimumi asukoht lainepikkuste skaalas, mis analoogselt musta keha kiirgusega sõltub seda kiirgust iseloomustavast keskmisest "efektiivsest" temperatuurist. Seega on spektriklass füüsikaliselt temperatuuri iseloomustav suurus. Spektriklass kui termin kirjeldab tähte selle õhukese väliskihi ehk fotosfääri pinnalt kiirgunud valguse, aga teisalt ka aatomite ionisatsiooni kaudu, iseloomustades aatomite ja molekulide olekut seal kihis. Fotosfääri all asub peaaegu termodünaamilises tasakaalus olev aine – täheplasma –, mis moodustab välispinnale kiirgumisel musta keha kiirgusspektrile lähedase pideva profiili. Selle maksimum vastab kindlale temperatuurile, andes ettekujutuse konkreetse tähe summaarsest kiirgusvoost.
Klassifitseeritud tähtede järgi on kiirgusprofiilid järjestatud kõrge energiaga "sinistest" tähtedest, mille kiirgusmaksimum asub ultraviolettpiirkonnas, kuni madala energiaga "punaste" tähtedeni, mille maksimum on kauges punases ja infrapunases spektripiirkonnas. Vahepealsed "valged" tähed on ühtlase profiiliga, andes kiirgusliku maksimumi nähtavas piirkonnas. Spektriklass määrab ühtlasi ka tähe efektiivse temperatuuri, mis on sarnase kiirgusprofiili kuju ning maksimumiga musta keha temperatuur. Täpsemalt on tähe efektiivne temperatuur sellise musta keha temperatuur, mille üle kõigi lainepikkuste integreeritud koguvoog on võrdne tähekiirguse samal viisil leitud koguvooga.
Fotosfääri kohal olevas täheatmosfääris tähendab suund avakosmose poole temperatuuri kahanemist, seda põhjustab tähelt väljakiiratav energia. Kiirguse ülekanne atmosfääris tähendab footonite pidevat neeldumist ja kiirgumist. Kirjeldatavas sügavusest sõltuva temperatuuriga keskkonnas eksisteerivad erinevate keemiliste elementide aatomid ja ioonid, millel on kvantfüüsikast teada olevatel põhjustel omadus neelata ja kiirata footoneid (kvante) ainult neile iseloomulikel lainepikkustel, nii et sel viisil tekivad ülalmainitud pidevasse kiirgusprofiili neile aatomitele ja ioonidele ainuomased spektrijooned.

Ajalugu

Tähespektrite tõlgendamise alguseks võib pidada Joseph Fraunhoferi 1817. aastal tehtud vaatlusi nii Päikesest kui ka mitmest heledast tähest. Spektrikujutiste uurimisel täheldas ta korduvalt tumedaid triipe, neeldumisjooni.
Esimese spektroskoopilise katse tegid Gustav Kirchoff ja Robert Bunsen aastal 1860, mis viis tähtedes leiduvate keemiliste elementide olemasolu demonstreerimiseni. Katses kõrvutati vaatluslikult saadud spektrijooned kunstlikult saadud laboratoorsete joontega.
Esimene Päikese kui tähe spektrijooni koondav atlas (Photographic Map of the Normal Solar Spectrum) valmis 1888. aastal Henry Rowlandi tööna, milles ta kasutas omavalmistatud spektrograafi, saades tulemiks üle 20 000 neeldumisjoonega kompositsiooni.
Esmakordselt esitas tähespektrite kategoriseerimise idee 1860ndatel Itaalia astronoom Angelo Secci, määrates kokku neli kategooriat.
1885. aastal algatati Harvardi Ülikooli observatooriumis projekt, mis päädis spektriklasside tänapäevase nomenklatuuri loomisega. Selleks võeti kasutusele tähestiku tähed O, B, A, F, G, K ja M.
20. sajandi alguses reastati spektriklassid "õigesti", kasutades teadmist tähtede kiirgusvõimsusest ja pinnatemperatuurist. Tulemust teatakse Hertzsprungi-Russelli diagrammi nime all. Temperatuuri kahanemise põhjal järjestatud tähespektrite süsteem tunnistati standardina Rahvusvahelises Astronoomiaunioonis aastal 1922.

Harvardi klassifikatsioon

Enamik tähti on klassifitseeritud spektriklassidesse tähistusega O, B, A, F, G, K, M. Seejuures järgib selline jada tähtede atmosfääritemperatuuri kahanemist: O-klassi tähed on kõige kuumemad ning M-klassi tähed külmimad. 
Ühtlasi on spektriklassidele omistatud ka "värvused", mis ei kirjelda tähte ennast, vaid annavad hinnangu kiirgusmaksimumi asukohale elektromagnetilises lainealas. On kujunenud traditsioon, et O-klassi kuuluvad tähed on "sinised", B-klassi "sinakas-valged", A-klassi "valged", F-klassi "kollakas-valged", G-klassi "kollased", K-klassi "oranžid" ning M-klassi kuuluvad "punased" tähed. 
Kui arvestada asjaolu, et tähekiirgus avaldub suuremal või vähemal määral terves lainealas, on "spektri värviks" alati mingi heledam toon, sest summaarselt annab spekter kokku "valge" valguse.

Morgani-Keenani-Kellmanni klassifikatsioon (MKK)

Harvardi süsteem kätkeb endas infot tähe pinnatemperatuuri kohta. MKK-süsteem taandab klassikalise jaotuse omakorda kümnendike täpsusele, lisades igale spektriklassile araabia numbri (kümme numbrit järjestuses 0–9, esimest poolt nimetatakse varasteks alamtüüpideks, järgmist poolt hilisteks).
Lõplik versioon nimetatud süsteemist, mis loodi 1943. aastal, kirjeldab lisaks ka tähe kiirgusvõimsust. Füüsikaliselt on see oluline, sest olukorras, kus kahe erineva tähe pinnatemperatuurid on võrreldavad, võivad leiduda erinevused atmosfääris oleva gaasi tiheduses ning pinnale avalduvas rõhus. Tähe sisemuses genereeritav kiirgusvõimsus, mis võib erineda mitu suurusjärku, määrab oluliselt atmosfääri tiheduse ja rõhu taseme, mis omakorda avaldub spektrijoonte intensiivsuses ja profiili kujus, samas kui vaadeldava kiirguse efektiivne temperatuur on võrdne.

O-spektriklass

Sellesse spektriklassi kuuluvad üliheledad ning väga kuumad tähed, mille kiirgusest suurem osa liigitub ultravioletsesse piirkonda. Ühtlasi kuuluvad O-klassi kõige suurema massiga tähed, olles samas peajada haruldasimad tähed.
Tähtede spekter näitab tugevat kiirgust ultraviolettpiirkonnas, esinevad He(II)-jooned, samas He(I)-joonte olemasolu on kas nõrk või neid ei esine. Samuti ilmneb N(III)- ja N(IV)-joonte (ioniseeritud lämmastik) ning Si(III)-joonte (kahekordselt ioniseeritud räni) olemasolu.
O-klassi tähed lahkuvad peajadalt kõige kiiremini, kuna nende tuumas valitsevad kõrged temperatuurid soodustavad seal energia tekitamisel "põletatava" vesiniku kiiret ammendumist.

B-spektriklass

Nimetatud klassi iseloomustavad tugevad He(I)- (neutraalne heelium) ja vesiniku Balmeri seeria jooned, lisaks Si(I)- ja Si(II)-jooned, O(I) (neutraalne hapnik) ning Mg(II) (ühekordselt ioniseeritud magneesium).
Nii B- kui ka O-klassi tähed on võimsad kiirgurid, mistõttu nende eluiga on suhteliselt lühike.

A-spektriklass

Üldises spektripildis kajastuvad antud klassi tähtede puhul tugevad vesiniku Balmeri seeria jooned, olles maksimaalse intensiivsusega vahemikus A1 kuni A2. Esineb rohkesti ka mitmeid nõrgemaid neutraalsete metallide jooni, nt Fe(I), Cr(I), Mg(I), Ca(I).
A-klassi kuuluvate tähte puhul esineb mitmeid tähepinnaga seotud anomaaliaid, mis väljenduvad mitmete metalliliste elementide üle- või alakülluses. Lisaks on mitmete objektide puhul eriliseks nüansiks väga suur pöörlemiskiirus, ent see on omane üldiselt kuumematele tähtedele, ka B- ja O-klassi kuuluvaile.

F-spektriklass

Peamiseks karakteristikaks on tugevad vesiniku Balmeri seeria jooned, mis nõrgenevad neutraalsete metallide joonte (Fe(I), Cr(I), Mg(I), Ca(I)) tugevnemisel. Ühtlasi ilmneb ka molekulide olemasolu (põhiliselt CH-ühend).
Klassifitseerimiseks kasutatakse peamiselt infot Balmeri seeria vesinikujoonte laiusest ja intensiivsusest, mille väärtused nõrgenevad spektriklassi hilisemates alamtüüpides.

G-spektriklass

Sellesse spektriklassi kuuluvaid objekte (sealhulgas Päikest) on uuritud kõige põhjalikumalt. Paljud vahemikku F kuni K jäävad objektid moodustavad suuresti grupi, mida nimetatakse päikesesarnasteks tähtedeks.
Vesiniku Balmeri seeria jooned on selles kategoorias nõrgenenud, samas metallilised ning CH-molekulide jooned on tugevnenud. Neutraalsete metallide aatomid ja ioonid on domineerivamad.

K-spektriklass

Protsessid, mis leiavad aset G-klassis, jätkavad tendentsi K-klassis: vesiniku Balmeri seeria jooned nõrgenevad ning neutraalsete metallide jooned (peamiselt Mn(I), Fe(I), Si(I)) tugevnevad. Hilises alamtüübis olevate K-klassi tähtede puhul tulevad ilmsiks titaanoksiidi (TiO) jooned.
Hüpoteesi kohaselt peaksid K-klassi tähtede planetaarsete kaaslaste seas olema enim eluteket võimaldavaid objekte.

M-spektriklass

Selle klassi objektid on kõige levinumad, moodustades ligi 80% peajada tähtedest, mida on uuritud Päikesesüsteemi naabruses. M-klassi hilistesse alamtüüpidesse kuuluvad ka pruunid kääbused. 
Madala kiirgusvõimsuse ja piisava kauguse tõttu ei ole peajadal olevad M-klassi tähed palja silmaga nähtavad. Tähespektrites domineerivad paljud neutraalsete metallide ning kaheaatomiliste molekulide jooned. Ühtlasi tuvastatakse sageli vesiniku emissiooni, mis on põhjustatud kromosfääri ehk atmosfääri kohal asuva kihi tugevatest protuberantsidest.

L-, T- ja Y-spektriklass

Pruunid kääbused, mis moodustavad käesoleva spektriklassi, on oma tunnusjoontelt vahelüliks väikese massiga tähtedele ning hiidplaneetidele. Nii L-, T- kui ka Y-klassi tähtede spektraalne maksimum asub lähedases infrapunapiirkonnas. Ühiseks nimetajaks on siinkohal evolutsiooni etappide kirjeldamine nii tähe- kui planeeditekke kategooriates.
L-klassi moodustavad (võrreldes nende kolme klassi teiste objektidega) kõrge temperatuuriga pruunid kääbused. Spektris ilmneb titaanoksiidi (TiO) joonte nõrgenemine ja karakteersete molekulaarjoonte esiletulek, mida põhjustab metallhüdriidide (FeH, CaH) ning leelismetallide sisaldus. Lähedases infrapunas mõõdetud spekter näitab nende objektide puhul süsinikoksiid- (CO) ja veeühendite (H₂O) neeldumisjooni.
T-klassi kuuluvad madala pinnatemperatuuriga tähed, mille spektris domineerivad metaani (CH₄) ja veeühendite jooned, hüdriidide jooned praktiliselt puuduvad.
Spektriklassidest uusim on Y-klass, kuhu kuuluvad "jahedad" T-klassi pruunid kääbused. Vaatluslikult on avastatud kaksiksüsteeme, mille üheks komponendiks on madala efektiivse temperatuuriga (500–600 K) Y-klassi objekt. Samas on 2011. aastal avastatud valge kääbuse kaksikkomponendi temperatuuriks määratud ligikaudu 300 K. NASA kosmoseteleskoop WISE (Wide-field Infrared Survey Explorer) on detekteerinud viimastel aastatel sadu erinevaid pruune kääbuseid, mitmed nendest (Y-klassi kuuluvad) kätkevad enda atmosfäärides ülimadalaid, inimkehale omaseid temperatuure.