Spektriklass

Tähtede spektriklassid on astronoomias kasutatav jaotus, mis klassifitseerib tähed spektraalsete tunnuste alusel. Peamiseks tunnuseks on kiirgusspektri maksimumi asukoht lainepikkuste skaalas, mis analoogselt absoluutselt 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 absoluutselt musta keha kiirgusspektrile lähedase profiili – pideva spektri. Selle maksimum vastab kindlale temperatuurile, andes ettekujutuse konkreetse tähe summaarsest kiirgusvoost.

Klassifitseeritud tähtede järgi on kiirgusprofiilid järjestatud kõrge temperatuuriga "sinistest" tähtedest, mille kiirgusmaksimum asub ultraviolettpiirkonnas, kuni madala temperatuuriga "punaste" tähtedeni, mille maksimum on kauges punases ja infrapunases spektripiirkonnas. Vahepealsete temperatuuridega tähtede, nagu näiteks Päikese, kiirguslik maksimum paikneb inimsilmale nähtavas spektripiirkonnas. Spektriklass määrab ühtlasi ka tähe efektiivse temperatuuri, mis on sarnase kiirgusprofiili kuju ning maksimumiga absoluutselt musta keha temperatuur. Täpsemalt on tähe efektiivne temperatuur sellise absoluutselt 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 vähenemist, seda põhjustab tähelt väljakiiratav energia. Kiirgusülekanne täheatmosfääris 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 ainult neile iseloomulikel lainepikkustel, nii et sel viisil tekivad ülalmainitud pidevasse spektrisse 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. Spektrite uurimisel tuvastas ta Päikese spektris 574 tumedat joont – neeldumisjooned, mida ka tänapäeval nimetatakse Fraunhoferi joonteks.
Esimese spektroskoopilise katse tegid Gustav Kirchhoff 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. 

Tähespektrite kategoriseerimise idee esitas esimesena 1860. aastatel Itaalia astronoom Angelo Secci, pakkudes välja nelja kategooria kasutamise.
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. Ingliskeelses maailmas kasutatakse tähtede spektriklasside meelde jätmiseks mnemoonilist lauset "Oh Be a Fine Girl/Guy, Kiss Me".

20. sajandi alguses reastati spektriklassid "õigesti", kasutades teadmist tähtede kiirgusvõimsusest ja pinnatemperatuurist. Tulemust teatakse Hertzsprungi-Russelli diagrammi nime all. Temperatuuri vähenemise põhjal järjestatud tähespektrite süsteem tunnistati standardina Rahvusvahelises Astronoomialiidus aastal 1922.

Spektriklasside tähistusest

Harvardi klassifikatsioon

Enamik tähti on klassifitseeritud spektriklassidesse tähistusega O, B, A, F, G, K, M. Seejuures järgib selline jada tähtede atmosfääritemperatuuri vähenemist: 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 sisaldab 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.

Heledusklassid

Heledusklasside kirjeldamiseks kasutatakse Rooma numbreid.

 I	ülihiiud
 hüperhiiud/üliheledad ülihiiud (Ia-0)
 heledad ülihiiud (Ia)
 ülihiiud (Iab)
 vähem heledad ülihiiud (Ib)
 II	heledad hiiud
 III	hiiud
 IV	allhiiud
 V	kääbused (ehk peajada tähed)
 üliheledad kääbused (Va)
 heledad kääbused (Vab)
 tavalised kääbused (Vb)
 Suure Magalhãesi Pilve kääbused (Vz)
 VI	allkääbused
 VII	valged kääbused

Spektriklasside kirjeldused

O-spektriklass

pisi|O-klassi (O5 V) tähe spekter

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 ioniseeritud heeliumi, He II, jooned, samas neutraalse heeliumi, He I, jooned on nõrgad või neid ei esine üldse. Samuti ilmneb N III ja N IV joonte (kahe- ja kolmekordselt ioniseeritud lämmastik) ning Si III joonte (kahekordselt ioniseeritud räni) olemasolu.
O-spektriklassi 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 II ja Si III jooned, O I (neutraalse hapniku) ning Mg II (ühekordselt ioniseeritud magneesiumi) jooned.
Nii B- kui ka O-spektriklassi tähtede kiirgusvõimsus on väga suur, 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–A2. Esineb rohkesti ka nõrgemaid mitmete 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 jahedamate F-spektriklassi tähtedes, samaaegse neutraalsete metallide joonte (Fe I, Cr I, Mg I, Ca I) tugevnemisel. Ühtlasi ilmneb ka molekulide olemasolu (põhiliselt CH-ühend).
Klassifitseerimiseks kasutatakse peamiselt Balmeri seeria vesinikujoonte laiuse ja intensiivsuse infot, nende väärtused nõrgenevad spektriklassi hilisemates alamtüüpides.

G-spektriklass

Sellesse spektriklassi kuuluvaid objekte (sealhulgas Päikest) on uuritud kõige põhjalikumalt. Paljud F- kuni K-spektriklassidesse kuuluvad objektid moodustavad grupi, mida nimetatakse päikesesarnasteks tähtedeks.
Vesiniku Balmeri seeria jooned on selles kategoorias oluliselt nõrgenenud, samas metallide ning CH-molekulide jooned on tugevnenud. Spektrites domineerivad neutraalsete metallide neutraalsete aatomite ja ioonide spektrijooned.

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 spektrites nähtavale titaanoksiidi (TiO) neeldumisribad.
Hüpoteesi kohaselt peaksid K-klassi tähtede planeetide seas olema enim elu teket võimaldavaid objekte.

M-spektriklass

Selle klassi objektid on Universumis kõige levinumad, moodustades ligi 80% Päikesesüsteemile lähematest peajada tähtedest. M-klassi hilistesse alamtüüpidesse kuuluvad ka pruunid kääbused. 
Madala kiirgusvõimsuse tõttu ei ole ühtegi peajadal olevat M-klassi tähte võimalik palja silmaga näha. 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

Nendesse spektriklassidesse kuuluvad pruunid kääbused on oma tunnusjoontelt väikese massiga tähtede ning hiidplaneetide nn vahelülilks. Nii L-, T- kui ka Y-klassi tähtede spektri kiirgusenergia maksimum asub lähedases infrapunapiirkonnas. Ühiseks nimetajaks on siinkohal nende tähtede evolutsiooni etappide kirjeldamine nii tähe- kui planeeditekke kategooriates.
L-klassi moodustavad (võrreldes nende kolme klassi teiste objektidega) kõige kõrgema temperatuuriga pruunid kääbused. Spektris ilmneb titaanoksiidi (TiO) joonte nõrgenemine ja karakteersete molekulaarjoonte esiletulek, mida põhjustab metallhüdriidide (FeH, CaH) ning leelismetallide sisaldus. Lähedases infrapunapiirkonnas mõõdetud spekter näitab nende objektide puhul süsinikoksiidi (CO) ja vee (H2O) neeldumisjooni.

T-klassi kuuluvad madala pinnatemperatuuriga pruunid kääbused, mille spektris domineerivad metaani (CH4) ja vee 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 määrati 2011. aastal avastatud valge kääbuse kaaslase temperatuuriks ligikaudu 300 K. NASA kosmoseteleskoop WISE (Wide-field Infrared Survey Explorer) on detekteerinud viimastel aastatel sadu erinevaid pruune kääbuseid, mitmed neist (Y-klassi kuuluvad) evivad atmosfäärides ülimadalaid, inimkehale omaseid temperatuure.

Viited

Välislingid
A digital spectral classification atlas – R. O. Gray (inglise keeles)

Kategooria:Astronoomia