Spektrálna klasifikácia

Spektrálna klasifikácia je klasifikácia hviezd založená na teplote hviezdneho povrchu – fotosfére. Túto teplotu možno zistiť na základe absorpčných spektrálnych čiar, čo sú tmavé čiary v obraze získanom prístrojom zvaným štrbinový spektrograf. Poloha a intenzita absorpčných spektrálnych čiar závisí od toho, ktoré energetické hladiny atómov rôznych prvkov sú obsadené a obsadenie energetických hladín zase priamo závisí od teploty prostredia, v ktorom sa atómy nachádzajú. V prípade spektrálnej klasifikácie ide o analýzu absorpčných čiar vytvorených atómami v hviezdnej atmosfére, predovšetkým vo fotosfére.
Svetlo z fotosféry hviezd sa v prípade mriežkového spektrografu (typ štrbinového spektrografu) analyzuje štiepením optickou mriežkou. Tá svetlo rozdelí na zväzky rôznych vlnových dĺžok, čiže rozličných farieb. Vlnové dĺžky sa odlišujú svojimi smermi. Objektív spektrografu sústredí tieto jednofarebné zväzky do ohniskovej roviny, čím sa vytvoria jednofarebné (monochromatické) obrazy vstupnej štrbiny nazývané spektrum. V spektre každá čiara predstavuje atóm alebo ión chemického prvku. Preskok elektrónu na vyššiu hladinu (excitácia) až úplne odtrhnutie elektrónu od atómu (ionizácia) nastáva u rôznych chemických prvkov pri rôznych teplotách. Nájdenie „otlačku“ určitého excitovaného atómu alebo iónu v podobe spektrálnej čiary preto naznačuje, aká teplota panuje na povrchu hviezdy. Ak bola teplota hviezdy určená väčšinou z absorpčných čiar, nezvyčajné absencie čiar alebo širšie čiary môžu znamenať nezvyčajné chemické zloženie časti hviezdnej atmosféry – chromosféry.
V súčasnosti sa väčšina hviezd označuje písmenami O, B, A, F, G, K a M, kde trieda O označuje najteplejšie hviezdy a trieda M najchladnejšie. Na zapamätanie si poradia tried sa niekedy využíva anglická mnemonika "Oh, be a fine girl /guy, kiss me". Neformálne sa hviezdam jednotlivých spektrálnych typov prisudzujú takéto farby: O modré, B modro-biele, A biele, F žlto-biele, G žlté, K oranžové a M červené. Skutočná farba hviezdy určitého typu sa pri pozorovaní môže líšiť od týchto farieb v závislosti od optických podmienok a zdanlivej hviezdnej veľkosti.
V súčasnej klasifikácii hviezd, Morgan-Keenanovej spektrálnej klasifikácii, je spektrálne písmeno rozšírené o číslo 0 až 9, ktoré označuje desatinu rozsahu medzi dvoma hviezdnymi triedami, takže A5 je 5 desatín medzi triedami A0 a F0, ale A2 predstavuje 2 desatiny plného rozsahu od A0 do F0. Ďalšou veličinou zahrnutou v Morgan-Keenanovej spektrálnej klasifikácii je svietivosť triedy vyjadrená rímskymi číslicami I, II, III, IV a V, ktoré vyjadrujú šírku určitej absorpcie čiar v hviezdnom spektre.

Dejiny

Raná spektrálna klasifikácia od Angela Secchiho zo 60. rokov 19. storočia rozdelila hviezdy na tie s významnými čiarami z vodíkových Balmerových sérií (trieda I s podtypom reprezentujúcim mnohé hviezdy zo súhvezdia Orión), tie so spektrom, ktoré, podobne ako Slnko, vykazujú vápnikové a sodíkové čiary (trieda II), farebné hviezdy, ktorých spektrum vykazuje široké pásy (trieda III) a karbónové hviezdy (trieda IV). V 80. rokoch 19. storočia astronóm Edward Charles Pickering začal s mapovaním hviezdneho spektra na Harvard College Observatory. Prvým výsledkom jeho práce bol Draperov katalóg hviezdneho spektra publikovaný v roku 1890. Williamina Flemingová zaradila do tohto katalógu väčšinu druhov spektier. Tento katalóg využíval schému predtým používanú pri Secchiových triedach (I až IV), ktoré sa rozdelili do viacerých špecifických tried označených písmenami A až N. Boli použité aj písmená O, P a Q; O pre hviezdy, ktorých spektrum sa skladalo prevažne zo svetlých čiar, P pre planetárne hmloviny a Q pre hviezdy, ktoré sa nedali zaradiť do žiadnej inej triedy.
V roku 1897 ďalšia pracovníčka Harvardu, Antonia Mauryová, presunula podtyp Orion Secchiovej triedy I dopredu ako pozostatok Secchiovej triedy I, čím umiestnila súčasný typ B pred typ A. Bola prvou, čo takto urobila, hoci nepoužívala na označovanie spektrálnych tried písmená, ale sériu 22 očíslovaných typov od I po XXII. V roku 1901 sa Annie Jump Cannonová vrátila k označovaniu písmenami, ale vyhodila všetky písmená okrem O, B, A, F, G, K, a M, ktoré použila v tomto poradí, ako aj P pre planetárne hmloviny a Q pre zvláštne spektrá. Použila tiež typy ako B5A pre hviezdy v polovici medzi typmi B a A, F2G pre hviezdy jednu pätinu cesty z F do G a podobne. V roku 1912 Cannonová zmenila typy B, A, B5A, F2G... na B0, A0, B5, F2 a tak ďalej. Toto je v podstate moderná forma Harvardovej spektrálnej klasifikácie.
Indikácia Harvardovej spektrálnej klasifikácie cez povrchovú teplotu bola pochopená až po jej vytvorení. V 20-tych rokoch 20. storočia indický fyzik Megh Nad Saha odvodil teóriu ionizácie rozšírením známych myšlienok fyzikálnej chémie rozkladu molekúl ionizáciou atómov. Táto teória bola prvýkrát použitá na slnečnú chromosféru, a potom na hviezdne spektrá. Harvardská astronómka Cecilia Helena Paynová dokázala, že spektrálna postupnosť OBAFGKM je v skutočnosti postupnosťou teploty. Pretože postupnosť klasifikácie antedatovala ľudské pochopenie, že ide o teplotnú postupnosť, rozdelenie spektier medzi podtypy ako B3 alebo A7 záviselo od odhadu sily absorpcie vo hviezdnom spektre. Výsledkom sú podtypy, ktoré nie sú rozdelené žiadnym druhom matematického vyjadrenia intervalov.
Hviezdy O, B a A sú niekedy chybne nazývané „skorými typmi“, zatiaľ čo K a M zase „neskorými typmi“. Tieto zaradenia pochádzajú z modelov zo začiatku 20. storočia.

Dohodnuté a zdanlivé farby

Dohodnuté farby sú v astronómii tradičné, reprezentujú farby porovnateľné s hlavnou farbou hviezd triedy A, za ktorú je považovaná biela farba. Zdanlivá farba je farba hviezdy, ktorú vidí pozorovateľ, keď sa snaží opísať hviezdu na pozadí čiernej oblohy bez pozorovacej pomôcky, prípadne s ďalekohľadom. Používané tabuľkové farby sú štandardné farby D65, v ktorých je možné pozorovanie voľným okom. Väčšina hviezd na oblohe, s výnimkou tých najjasnejších, sa javí ako biela alebo modrobiela pri pozorovaní voľným okom bez pomôcok, pretože sú príliš matné pre rozoznanie farieb.
Slnko je biele. Niekedy je nazývané žltou hviezdou, pretože pri pozorovaní cez atmosféru sa javí ako žlté alebo červené. Pri priamom pozorovaní sa javí ako biele, ale to je spôsobené tým, že je príliš jasné na rozoznanie akýchkoľvek farieb. Astronomické obrázky často používajú množstvo prehnaných farieb, ale skutočná farba Slnka je biela (okrem slnečných škvŕn) bez rozlišovania iných farieb a veľmi sa podobá absolútnemu čiernemu telesu s teplotou 5 780 K (farebná teplota). Slnko patrí medzi hviezdy typu G.

Rozšírené spektrálne typy

Mnohé nové spektrálne typy sa začali používať po objavení nových typov hviezd.

Triedy horúcich modrých vyžarujúcich hviezd

Spektrá niektorých veľmi horúcich modrých hviezd dokazujú vyžarovanie emisií uhlíka a dusíka, alebo niekedy aj kyslíka.

Magnetické hviezdy typu O

Sú hviezdy typu O so silným magnetickým poľom. Ich označenie je Of?p (za ? sa dosadzuje číslo prislúchajúce danej hviezde).

Triedy chladných červených a hnedých trpaslíkov

Neobvyklé spektrálne typy L a T boli vytvorené pre klasifikáciu infračervených spektier chladných hviezd. Tu sa zaraďujú červené a hnedé trpaslíky, ktoré majú veľmi slabé optické spektrum. Hypotetický spektrálny typ Y bol zarezervovaný pre objekty chladnejšie ako trpaslíky typu T, ktoré majú spektrum kvalitatívne odlišné od L trpaslíkov.

Triedy uhlíkatých obrov

Uhlíkaté hviezdy sú hviezdy, ktorých spektrum indikuje produkciu uhlíka pomocou héliového tri-alfa procesu. So zvyšujúcim sa nadbytkom uhlíka a s nejakým súbežným S-procesom produkcie ťažkých prvkov sa spektrum týchto hviezd stáva stále viac odlišné od neskorších typov G, K a M. U obrov medzi týmito hviezdami sa predpokladá ich vlastná produkcia uhlíka. Predpokladá sa, že viaceré hviezdy tejto triedy môžu byť dvojitými hviezdami, ktorých neobvyklá atmosféra bola prevzatá z bývalej sprievodnej uhlíkatej hviezdy, z ktorej je teraz biely trpaslík.

Nehviezdne spektrálne typy: trieda P & Q

Triedy P a Q sa občas používajú pre určité nehviezdne objekty. Objekty typu P sú planetárne hmloviny a objekty typu Q sú novy.

Fotometrická klasifikácia

Hviezdy môžu byť klasifikované aj podľa ich fotometrických dát podľa nejakého fotometrického systému. Napríklad UBV systém určuje triedy podľa spektra a svetelnosti. Fotometrické systémy s viacerými farbami umožňujú precíznejšie určovanie hviezdnych tried a fyzikálnych parametrov. Najpresnejšie určovanie vychádza z merania spektier.