Doplněk Seriál XXV.
Spektrální klasifikace
V textu seriálu byl velmi zhruba popsán Hertzsprungelův-Russelův diagram (HR diagram). O tomhle
diagramu se dají napsat celé knihy, protože v sobě ukrývá ohromné množství fyziky, včetně celého
hvězdného vývoje. Nicméně zkusme chvíli zanechat vysvětlování samotných fyzikálních procesů, zkusme
se podívat, jak lze hvězdy, které vidíme přímo pomocí tohoto diagramu charakterizovat.
Obrázek 1: HR diagram, na vertikální ose je záživý tok (luminosita) a na horizontální klesající povrchová
teplota. Zároveň jsou na diagramu zvýrazněny známé hvězdy, spatřitelné ze Země.
Na diagramu si můžeme povšimnout ještě jednoho údaje. U teploty jsou uvedena jakási písmena. Tato
písmena označují tzv. harvardskou spektrální klasifikaci1
. Slovíčko spektrální naznačuje, že hvězdy budeme
do tříd zařazovat pomocí spekter. Jednotlivé třídy nesou pojmenování O, B, A, F, G, K, M, (L,
T, (Y))2
. Pro zapamatování slouží říkanka ’Oh be a fine girl/guy, kiss me (less talk)’, která se poměrně
pevně zažila do astronomického folkloru. Dříve než se pustíme do jednoduchého popisu tříd, připomeňme
si pár základních věcí ze spektroskopie.
Ve spektru se nám mohou objevit čáry absorpční a emisní. Jak název napovídá jedny vznikají vyzařováním
- emisí - na jisté vlnové délce, druhé tak, že jistou vlnovou délku pohlcují.
Několikrát bylo již zmíněno, že nejčastějším prvkem ve vesmíru je vodík a to jak v atomární, tak v
molekulární (H2) podobě. Nejen pro astronomii jsou významné tzv. série vodíku, které jsou spektrálními
čarami zářícími na vlnové délce, která odpovídá přechodům ve vodíkovém atomu. Čáry jsou značeny řeckými
písmeny, přechod z hladiny n na hladinu n − 1 je označován písmenem α atp. Pokud přecházíme z
vyšší na první energiovou hladinu, mluvíme o Lymanově sérii vodíku, která je pozorovatelná v ultrafialové
části spektra. Přechody na druhou hladinu jsou nazývány Balmerova série vodíku, porozorovatelé ve viditelném
spektru, na třetí Paschenova, dále Brackettova, Pfundova a Humphreyova. Vodík samozřejmě není
jediným prvkem ve vesmíru. Hojně je zastoupeno také helium. Jakýkoliv těžší prvek astronomové nazývají
kovem (ne, logiku to nemá a ani mít nebude). Hodí se podotknout, že pro vyjádření obsahu nějakého prvku
ve hvězdě se používá abundance, která se vyjadřuje v logaritmech počtu atomů vztažených vůči takovému
1Vznikla počátkem dvacátého století. Autory jsou E. Pickering a Annie J. Cannon, kteří spolu klasifikovali hvězdy v
archivu Harvardské observatoře. Jimi navržená klasifikace je v podstatě používána dodnes.
2Třídy L a T jsou uvedeny v závorce, protože byly přidány později jako výsledek studia slabých a nepříliš hmotných
hvězd. Třída Y je zatím nepotvrzená, zahrnovala by substelární objekty o povrchové teplotě okolo 300K.
1
Doplněk Seriál XXV.
Obrázek 2: Horní obrázek zobrazuje absorpční spektrum vodíku, spodní emisní. Absorpční spektrum
vznikne, pokud je mezi objektem a pozorovatelem kupříkladu oblak chladného plynu, emisní spektrum
vzniká, vyzařuje-li přímo zahřátý plyn.
množství látky, v němž je obsaženo právě 1012
atomů vodíku. Samozřejmě lze ekvivalentně vyjádřit třeba
v kilogramech.
Prvky samozřejmě ve vesmíru nenalézáme všechny pěkně v základních stavech. Naopak je velmi často
potkáme ionizované. Abychom rozlišili, zda mluvíme o neutrálním nebo ionizovaném prvku bez toho,
abychom to složitě opisovali, použijeme římských číslic. Objeví-li se někde číslice I, pak jde o prvek neutrální
(He I), číslice II značí jednou ionizovaný, III dvakrát atp.
Spektrální třídy
• O nejteplejší hvězdy, které se jeví jako bílé až namodralé. V jejich spektru je poměrně málo čar,
objevují se silné absorpční čáry He II, nekdy i emisní. U ’chladných’ hvězd z této třídy se objevují
absorpční čáry He I.
• B horké hvězdy taktéž jevící se jako modrobílé. Silné absorpční čáry He I. S klesající teplotou se
začínají objevovat čáry Balmerovy série vodíku.
• A hvězdy se jeví bílé. Silné absorpční čáry Balmerovy série vodíku. Objevují se absorpční čáry Ca
II.
• F hvězdy mají bíle nažloutlou barvu. Zatímco Balmerovy čáry vodíku ztrácejí na intensitě, čáry Ca
II se stávají silnějšími. Objevují se absorpční čáry neutrálních prvků jako Fe I nebo Cr I.
• G hvězdy žluté barvy. Jedná se o hvězdy slunečního typu. Opět jsou zde velmi intensivní čáry Ca
II, zesilují čáry Fe I.
• K chladné naoranžovělé hvězdy. Pomalu slábnou čáry Ca II, nejintenzivnějšími čarami se stávají
absorpční čáry těžkých prvků (zmíněné např. Fe I).
• M chladné červené hvězdy. Spektru začínají dominovat molekulární absorpční čáry, zejména TiO a
VO. Čáry neutrálních těžkých prvků jsou stále velmi intensivní.
2
Doplněk Seriál XXV.
• L tmavě červené hvězdy, lépe detekovatelné v infračervené části spektra, než opticky. Nejsilněji se
ve spektru projevují molekulární absorpční pásy hydridů (např. CrH), vody, CO a alkalických kovů.
TiO a VO čáry ztrácí na intensitě.
• T chladné, prakticky jen infračerveně detekovatelné hvězdy. Nejintensivnější jsou čáry methanu CH4.
CO je pouze slabá.
Obrázek 3: Spektra různých spektrálních tříd hvězd s vyznačenými významnými čarami. Credit Northern
Arizona University.
A aby toho nebylo málo, jednotlivé spektrální třídy se rozdělují na deset jednotek označených čísly 0
– 9. Hvězdy označená 0 bývají ve své spektrální třídě nejteplější (takže A0 je teplejčí než A5).
Výše uvedená spektrální klasifikace je platná pro hvězdy hlavní posloupnosti. Zvídaví astronomové
samozřejmě začali hloubat nad tím, jak rozlišit mezi obry, hvězdami hlavní posloupnosti a trpaslíky.
Výsledkem je Morganova-Keenova klasifikace luminositních tříd, označovaných řeckými písmeny.
třída typ hvězdy
Ia-O extrémně záživí superobři
Ia zářiví superobři
Ib méně zářiví superobři
II jasní obři
III normální obři
IV podobři
V hvězdy hlavní posloupnosti a červení trpaslíci
VI,sd podtrpaslíci
D bílí trpaslíci
Pokud zahrneme i tuto klasifikaci, dostaneme pro naše Slunce třídu G2V. Samozřejmě toto není konec,
speciální třídy mají dále i trpaslíci, obři apod., což s dovolením přenecháme fandům dlouhých a
neintuitivních pojmenování3
.
3http://en.wikipedia.org/wiki/Stellar classification Kupříkladu na konci tohoto wiki dokumentu je poměrně
pěkný nástin.
3