Klasyfikacja gwiazd - Stellar classification

W astronomii , typ widmowy jest klasyfikacja gwiazdek w oparciu o ich widmowych charakterystyk. Promieniowanie elektromagnetyczne z gwiazdy jest analizowane poprzez rozszczepienie go za pomocą pryzmatu lub siatki dyfrakcyjnej na widmo przedstawiające tęczę kolorów przeplataną liniami widmowymi . Każda linia wskazuje konkretny pierwiastek chemiczny lub cząsteczkę , a siła linii wskazuje obfitość tego pierwiastka. Siły różnych linii widmowych różnią się głównie ze względu na temperaturę fotosfery , chociaż w niektórych przypadkach istnieją prawdziwe różnice w obfitości. Widmowa klasa gwiazdy jest krótki kod głównie podsumowująca jonizacji stan, dając obiektywny pomiar temperatury fotosfery za.

Większość gwiazd jest obecnie klasyfikowana w systemie Morgan-Keenan (MK) za pomocą liter O , B , A , F , G , K i M , sekwencji od najgorętszego ( typ O ) do najchłodniejszego ( typ M ). Każda klasa liter jest następnie dzielona za pomocą cyfry, gdzie 0 oznacza najgorętsze, a 9 najchłodniejsze (np. A8, A9, F0 i F1 tworzą sekwencję od cieplejszej do chłodniejszej). Sekwencja została rozszerzona o klasy dla innych gwiazd i obiektów gwiazdopodobnych, które nie pasują do klasycznego układu, takie jak klasa  D dla białych karłów oraz klasy  S i C dla gwiazd węglowych .

W systemie MK klasa jasności jest dodawana do klasy widmowej za pomocą cyfr rzymskich . Opiera się to na szerokości pewnych linii absorpcyjnych w widmie gwiazdy, które zmieniają się wraz z gęstością atmosfery i w ten sposób odróżniają gigantyczne gwiazdy od karłów. Klasa jasności  0 lub Ia+ jest stosowana dla hiperolbrzymów , klasa  I dla nadolbrzymów , klasa  II dla jasnych olbrzymów , klasa  III dla regularnych olbrzymów , klasa  IV dla podolbrzymów , klasa  V dla gwiazd ciągu głównego , klasa  sd (lub VI ) dla podkarłów i klasa  D (lub VII ) dla białych karłów . Pełna klasa widmowa Słońca to wtedy G2V, co wskazuje na gwiazdę ciągu głównego o temperaturze powierzchni około 5800 K.

Konwencjonalny opis koloru

Tylko nasycone dyski kamery RGB

Konwencjonalny opis koloru uwzględnia tylko szczyt widma gwiazdowego. W rzeczywistości jednak gwiazdy promieniują we wszystkich częściach widma. Ponieważ wszystkie połączone kolory widmowe wydają się białe, rzeczywiste widoczne kolory obserwowane przez ludzkie oko są znacznie jaśniejsze niż sugerowałyby konwencjonalne opisy kolorów. Ta cecha „lekkości” wskazuje, że uproszczone przyporządkowanie kolorów w widmie może być mylące. Wyłączając efekty kontrastu kolorów w słabym świetle, w typowych warunkach oglądania nie ma zielonych, indygo lub fioletowych gwiazd. Czerwone karły mają głęboki odcień pomarańczy, a brązowe karły nie wydają się dosłownie brązowe, ale hipotetycznie dla pobliskiego obserwatora wydają się przyćmione.

Nowoczesna klasyfikacja

Gwiazdy głównego ciągu ułożone od klas O do M Harvard

Nowoczesny system klasyfikacji znany jest jako klasyfikacja Morgana-Keenana (MK). Każda gwiazda ma przypisaną klasę widmową ze starszej klasyfikacji widmowej Harvardu oraz klasę jasności za pomocą cyfr rzymskich, jak wyjaśniono poniżej, tworząc typ widmowy gwiazdy.

Inne nowoczesne systemy klasyfikacji gwiazd , takie jak system UBV , opierają się na wskaźnikach barwnych — zmierzonych różnicach w trzech lub więcej wielkościach barw . Te liczby są podane etykiet typu „U” lub „V-B V”, co stanowi kolorów przekazywanych przez dwie standardowe filtrami (np U ltraviolet, B Lue i V isual).

Harvard klasyfikacja widmowa

System Harvarda to jednowymiarowy schemat klasyfikacji opracowany przez astronom Annie Jump Cannon , która zmieniła kolejność i uprościła wcześniejszy system alfabetyczny Drapera (patrz następny akapit). Gwiazdy są pogrupowane według ich charakterystyk spektralnych za pomocą pojedynczych liter alfabetu, opcjonalnie z poddziałami liczbowymi. Gwiazdy ciągu głównego różnią się temperaturą powierzchni od około 2000 do 50 000  K , podczas gdy gwiazdy bardziej rozwinięte mogą mieć temperatury powyżej 100 000 K. Fizycznie klasy wskazują temperaturę atmosfery gwiazdy i zwykle są wymieniane od najgorętszego do najzimniejszego.

Klasa Temperatura efektywna Chromatyczność względna wega Chromatyczność ( D65 ) Masa ciągu głównego
( masy słoneczne )
Promień głównego ciągu
( promienie słoneczne )
Jasność ciągu głównego
( bolometryczna )

Linie wodorowe
Ułamek wszystkich
gwiazd ciągu głównego
O ≥ 30 000 tys niebieski niebieski ≥ 16  M ≥ 6,6  R ≥ 30 000  litrów Słaby ~0,00003%
b 10 000–30 000 tys niebiesko biały ciemnoniebieski biały 2.1-16  M 1,8–6,6  R 25-30,000  L Średni 0,13%
A 7500–10 000 tys biały niebiesko biały 1.4-2.1  M 1,4–1,8  R 25/05  L Silny 0,6%
F 6000-7500 tys Żółto-biały biały 1.04-1.4  M 1,15–1,4  R 1,5-5  l Średni 3%
g 5200–6000 tys żółty żółtawo-biały 0.8-1.04  M 0,96-1,15  R 0.6-1.5  L Słaby 7,6%
K 3700-5200 tys jasnopomarańczowy jasnożółty pomarańczowy 0.45-0.8  M 0,7–0,96  R 0.08-0.6  l Bardzo słaby 12,1%
m 2400-3700 tys pomarańczowy czerwony jasnopomarańczowy czerwony 0.08-0.45  M ≤ 0,7  R ≤ 0,08  l Bardzo słaby 76,45%
Schemat Hertzsprunga-Russella dotyczy gwiazdowy klasyfikację, z absolutną wielkością , jasności , i powierzchnią temperaturze .

Klasy widmowe od O do M, jak również inne bardziej wyspecjalizowane klasy omówione później, są podzielone cyframi arabskimi (0–9), gdzie 0 oznacza najgorętsze gwiazdy danej klasy. Na przykład A0 oznacza najgorętsze gwiazdy w klasie A, a A9 oznacza najfajniejsze. Dozwolone są liczby ułamkowe; na przykład gwiazda Mu Normae jest sklasyfikowana jako O9.7. Słońce jest klasyfikowany jako G2.

Konwencjonalne opisy kolorów są tradycyjne w astronomii i przedstawiają kolory w stosunku do średniego koloru gwiazdy klasy A, która jest uważana za białą. Widoczne opisy kolorów są tym, co zobaczyłby obserwator, próbując opisać gwiazdy pod ciemnym niebem bez pomocy oka lub przez lornetkę. Jednak większość gwiazd na niebie, z wyjątkiem tych najjaśniejszych, gołym okiem wydaje się biała lub niebieskawo biała, ponieważ są zbyt ciemne, aby widzenie kolorów mogło działać. Czerwone nadolbrzymy są chłodniejsze i bardziej czerwone niż karły tego samego typu widmowego, a gwiazdy o szczególnych cechach widmowych, takie jak gwiazdy węglowe, mogą być znacznie bardziej czerwone niż jakiekolwiek ciało czarne.

Fakt, że klasyfikacja harwardzka gwiazdy wskazywała na jej powierzchnię lub temperaturę fotosferyczną (a dokładniej jej efektywną temperaturę ) nie był w pełni zrozumiały dopiero po jej rozwoju, chociaż do czasu sformułowania pierwszego diagramu Hertzsprunga-Russella (do 1914 r.) powszechnie podejrzewano, że to prawda. W latach dwudziestych indyjski fizyk Meghnad Saha wyprowadził teorię jonizacji, rozszerzając dobrze znane w chemii fizycznej idee dotyczące dysocjacji cząsteczek do jonizacji atomów. Najpierw zastosował go do chromosfery słonecznej, a następnie do widm gwiazdowych.

Astronom z Harvardu Cecilia Payne wykazała następnie, że sekwencja widmowa OBAFGKM jest w rzeczywistości sekwencją w temperaturze. Ponieważ sekwencja klasyfikacyjna poprzedza nasze zrozumienie, że jest to sekwencja temperaturowa, umieszczenie widma w danym podtypie, takim jak B3 lub A7, zależy od (w dużej mierze subiektywnej) szacunków siły cech absorpcji w widmach gwiazd. W rezultacie podtypy te nie są równomiernie podzielone na jakiekolwiek matematycznie reprezentowalne przedziały.

Klasyfikacja spektralna Yerkesa

Montaż widm fałszywych kolorów dla gwiazd ciągu głównego

Przez Yerkes klasyfikacja widmowa , zwany również MKK System od inicjałów autorów, jest to system gwiezdny klasyfikacji spektralnej wprowadzonej w 1943 roku przez William Wilson Morgan , Philip C. Keenan i Edyty Kellman z Obserwatorium Yerkes . Ten dwuwymiarowy schemat klasyfikacji ( temperatura i jasność ) opiera się na liniach widmowych wrażliwych na temperaturę gwiazdy i grawitację powierzchniową , która jest powiązana z jasnością (podczas gdy klasyfikacja Harvarda opiera się tylko na temperaturze powierzchni). Później, w 1953 roku, po kilku rewizjach listy standardowych gwiazd i kryteriów klasyfikacji, schemat został nazwany klasyfikacją Morgana-Keenana lub MK i system ten pozostaje w użyciu.

Gęstsze gwiazdy o większej grawitacji powierzchniowej wykazują większe poszerzenie linii widmowych pod ciśnieniem . Grawitacja, a co za tym idzie ciśnienie, na powierzchni gwiazdy olbrzyma jest znacznie mniejsza niż w przypadku gwiazdy karła, ponieważ promień olbrzyma jest znacznie większy niż karła o podobnej masie. Dlatego różnice w widmie można interpretować jako efekty jasności, a klasę jasności można przypisać wyłącznie na podstawie badania widma.

Wyróżnia się szereg różnych klas jasności , które wymieniono w poniższej tabeli.

Klasy jasności Yerkesa
Klasa jasności Opis Przykłady
0 lub Ia + nadolbrzymy lub niezwykle świetliste nadolbrzymy Łabędź OB2#12 – B3-4Ia+
Ia świetliste nadolbrzymy Eta Canis Majoris – B5Ia
Iab świetliste nadolbrzymy średniej wielkości Gamma Cygni – F8Iab
Ib mniej świecące nadolbrzymy Zeta Persei – B1Ib
II jasne olbrzymy Beta Leporis – G0II
III normalni olbrzymy Arktur – K0III
IV subgiganci Gamma Cassiopeiae – B0,5 IVpe
V gwiazdy ciągu głównego (karły) Achernar – B6Vep
sd ( prefiks ) lub VI podkarły HD 149382 – SDB5 lub B5VI
D ( przedrostek ) lub VII białe karły van Maanen 2 – DZ8

Dopuszczalne są przypadki marginalne; na przykład, gwiazda może być albo nadolbrzymem, albo jasnym olbrzymem, albo może znajdować się pomiędzy podolbrzymem a klasyfikacją ciągu głównego. W takich przypadkach używane są dwa specjalne symbole:

  • Ukośnik ( / ) oznacza, że ​​gwiazda należy do jednej lub drugiej klasy.
  • Myślnik ( - ) oznacza, że ​​gwiazda znajduje się pomiędzy dwiema klasami.

Na przykład gwiazda sklasyfikowana jako A3-4III/IV byłaby pomiędzy typami widmowymi A3 i A4, będąc albo gwiazdą olbrzyma, albo podolbrzymem.

Wykorzystano również klasy sub-krasnoludów: VI dla sub-krasnoludów (gwiazdy nieco mniej świecące niż sekwencja główna).

Nominalna klasa jasności VII (i czasami wyższe liczby) jest obecnie rzadko używana dla klas białych karłów lub „gorących subkarłów”, ponieważ litery temperatury ciągu głównego i olbrzymów nie mają już zastosowania do białych karłów.

Czasami litery a i b są stosowane do klas jasności innych niż nadolbrzymy; na przykład, gwiazda olbrzyma nieco słabiej świecąca niż typowa może otrzymać klasę jasności IIIb, podczas gdy klasa jasności IIIa oznacza gwiazdę nieco jaśniejszą niż typowy olbrzym.

Próbce ekstremalnych gwiazd V o silnej absorpcji w liniach widmowych He II λ4686 nadano oznaczenie Vz . Przykładową gwiazdą jest HD 93129 B .

Spectralne osobliwości

Dodatkowa nomenklatura, w postaci małych liter, może podążać za typem widmowym, aby wskazać szczególne cechy widma.

Kod Spectralne osobliwości dla gwiazd
: niepewna wartość widmowa
... Istnieją nieopisane osobliwości spektralne
! Szczególna osobliwość
comp Widmo kompozytowe
mi Obecne linie emisyjne
[mi] „Zakazanych” linie emisyjne obecny
er „Odwrócony” środek linii emisji słabszy niż krawędzie
równ Linie emisyjne o profilu P Cygni
F Emisja N III i He II
F* N  IV λ4058Å jest silniejszy niż  linie N III λ4634Å, λ4640Å i λ4642Å
f+ Si IV λ4089Å i λ4116Å są emitowane oprócz linii N III
(F) emisja N III, brak lub słaba absorpcja He II
(f+)
((F)) Wykazuje silną absorpcję He II, której towarzyszy słaba emisja N III
((F*))
h Gwiazdy WR z liniami emisyjnymi wodoru.
mam Gwiazdy WR z wodorem widoczne zarówno w absorpcji, jak i emisji.
on Słabe linie helu
k Widma z cechami absorpcji międzygwiazdowej
m Ulepszone funkcje metalowe
n Szeroka („mgławicowa”) absorpcja z powodu wirowania
nn Bardzo szerokie właściwości absorpcyjne
neb Widmo mgławicy zmieszane w
P Nieokreślona osobliwość, osobliwa gwiazda .
pq Specyficzne widmo, podobne do widm nowych
Q Profile P Cygni
s Wąskie („ostre”) linie absorpcyjne
SS Bardzo wąskie linie
CII Cechy gwiazdy powłoki
var Zmienna cecha widmowa (czasami w skrócie „v”)
Słabe linie (również „w” i „wk”)

Symbol elementu
Nienormalnie silne linie widmowe określonego elementu(ów)

Na przykład 59 Cygni jest wymienione jako typ widmowy B1.5Vnne, wskazując widmo o ogólnej klasyfikacji B1.5V, a także bardzo szerokie linie absorpcyjne i niektóre linie emisyjne.

Przewodnik po typach spektralnych Secchi ("152 Schjellerup" to Y Canum Venaticorum )

Historia

Powód dziwnego ułożenia liter w klasyfikacji Harvarda jest historyczny, wyewoluował z wcześniejszych klas Secchi i był stopniowo modyfikowany wraz z poprawą rozumienia.

Zajęcia Secchi

W latach 60. i 70. XIX wieku pionierski spektroskopista Angelo Secchi stworzył klasy Secchi w celu klasyfikacji obserwowanych widm. Do 1866 roku opracował trzy klasy widm gwiazd, które pokazano w poniższej tabeli.

Pod koniec lat 90. XIX wieku klasyfikacja ta została zastąpiona klasyfikacją Harvarda, o której mowa w dalszej części tego artykułu.

Numer klasy Opis klasy Secchi
Secchi klasa I Białe i niebieskie gwiazdy z szerokimi, ciężkimi liniami wodoru , takie jak Vega i Altair . Obejmuje to nowoczesną klasę A i wczesną klasę F.
Secchi klasa I
(podtyp Orion)
Podtyp Secchi klasy I z wąskimi liniami zamiast szerokich pasm, taki jak Rigel i Bellatrix . Współcześnie odpowiada to wczesnym gwiazdom typu B
Secchi klasa II Żółte gwiazdy – mniej silne wodory, ale widoczne linie metaliczne, takie jak Słońce , Arktur i Capella . Obejmuje to nowoczesne klasy G i K oraz późną klasę F.
Secchi klasa III Gwiazdy pomarańczowe do czerwonych ze złożonymi widmami pasmowymi, takie jak Betelgeuse i Antares .
Odpowiada to nowoczesnej klasie M.
Secchi klasa IV W 1868 odkrył gwiazdy węglowe , które umieścił w odrębnej grupie:
Gwiazdy czerwone ze znaczącymi pasmami i liniami węglowymi , odpowiadające współczesnym klasom C i S.
Secchi klasa V W 1877 roku dodał piątą klasę: gwiazdy
linii emisyjnej , takie jak Gamma Cassiopeiae i Sheliak , które należą do nowoczesnej klasy Be. W 1891 roku Edward Charles Pickering zaproponował, aby klasa V odpowiadała współczesnej klasie O (która obejmowała wówczas gwiazdy Wolfa-Rayeta ) i gwiazd w mgławicach planetarnych.

Te cyfry rzymskie używane do klas secchi nie należy mylić z zupełnie niepowiązanych cyframi rzymskimi wykorzystywanych do Yerkesa klas jasność i proponowanych zajęciach gwiazdy neutronowej.

System drapowania

Klasyfikacje w Draper Catalog of Stellar Spectra
Secchi Sukiennik Komentarz
i A , B , C, D Dominujące linie wodorowe
II E, F , G , H, I, K , L
III m
IV n Nie pojawił się w katalogu
V O Dołączone widma Wolfa-Rayeta z jasnymi liniami
V P Mgławice planetarne
  Q Inne widma
Zajęcia prowadzone w systemie MK są pogrubione .

W latach 80. XIX wieku astronom Edward C. Pickering rozpoczął przegląd widm gwiezdnych w Harvard College Observatory przy użyciu metody obiektywnego pryzmatu. Pierwszym rezultatem tej pracy był Draper Catalog of Stellar Spectra , opublikowany w 1890 roku. Williamina Fleming sklasyfikowała większość widm w tym katalogu i przypisuje się jej sklasyfikowanie ponad 10 000 wyróżnionych gwiazd oraz odkrycie 10 nowych i ponad 200 gwiazd zmiennych. Przy pomocy komputerów z Harvardu , a zwłaszcza Williaminy Fleming , opracowano pierwszą iterację katalogu Henry'ego Drapera, która zastąpiła schemat cyfr rzymskich opracowany przez Angelo Secchi.

W katalogu zastosowano schemat, w którym poprzednio stosowane klasy Secchi (od I do V) zostały podzielone na bardziej szczegółowe klasy, opatrzone literami od A do P. Litera Q została również użyta dla gwiazd nie pasujących do żadnej innej klasy. Fleming współpracował z Pickering, aby rozróżnić 17 różnych klas w oparciu o intensywność linii widmowych wodoru, co powoduje zmiany w długościach fal emitowanych przez gwiazdy i powoduje zmiany w wyglądzie kolorów. Widma w klasie A wykazywały tendencję do tworzenia najsilniejszych linii absorpcji wodoru, podczas gdy widma w klasie O praktycznie nie tworzyły widocznych linii. System literowy wykazywał stopniowy spadek absorpcji wodoru w klasach spektralnych podczas poruszania się w dół alfabetu. Ten system klasyfikacji został później zmodyfikowany przez Annie Jump Cannon i Antonię Maury, aby stworzyć schemat klasyfikacji widmowej Harvarda.

Stary system Harvarda (1897)

W 1897 roku inny astronom z Harvardu, Antonia Maury , umieścił podtyp Oriona klasy I Secchi przed resztą klasy I Secchi, umieszczając w ten sposób współczesny typ B przed typem współczesnym A. Była to pierwsza, chociaż nie używała literowanych typów widmowych, ale raczej serię dwudziestu dwóch typów o numerach od I do XXII.

Podsumowanie systemu harwardzkiego z 1897 r.
Grupy Streszczenie
I-V obejmowały gwiazdy „typu Oriona”, które wykazywały rosnącą siłę w liniach absorpcji wodoru od grupy I do grupy V
VI działał jako pośrednik między „typu Orion” a grupą Secchi typu I
VII-XI były gwiazdami typu 1 Secchiego, o malejącej sile w liniach absorpcji wodoru z grup VII−XI
XIII-XVI obejmowały gwiazdy Secchi typu 2 ze zmniejszającymi się liniami absorpcji wodoru i zwiększającymi się liniami metalicznymi typu słonecznego
XVII−XX w zestawie gwiazdy Secchi typu 3 z rosnącymi liniami widmowymi
XXI w zestawie 4 gwiazdki Secchi
XXII w zestawie gwiazdy Wolfa-Rayeta

Ponieważ 22 grupowania liczb rzymskich nie uwzględniały dodatkowych różnic w widmach, dokonano trzech dodatkowych podziałów w celu dalszego określenia różnic: Dodano małe litery, aby odróżnić względny wygląd linii w widmach; linie zostały zdefiniowane jako

Harvard 1897 Podtypy
(a) średnia szerokość
(b) mglisty
(C) ostry

Antonia Maury opublikowała swój własny katalog klasyfikacji gwiazd w 1897 roku zatytułowany „Widma jasnych gwiazd sfotografowany 11-calowym teleskopem Draper jako część pomnika Henry'ego Drapera”, który zawierał 4800 fotografii i analizy Maury'ego 681 jasnych gwiazd północnych. Był to pierwszy przypadek, w którym kobiecie przypisano publikację obserwatorium.

Obecny system Harvarda (1912)

W 1901 roku Annie Jump Cannon powróciła do literowych typów, ale zrezygnowała ze wszystkich liter z wyjątkiem O, B, A, F, G, K, M i N używanych w tej kolejności, a także P dla mgławic planetarnych i Q dla niektórych osobliwych widma. Użyła również typów takich jak B5A dla gwiazd w połowie drogi między typami B i A, F2G dla gwiazd w jednej piątej drogi od F do G i tak dalej.

Ostatecznie, w 1912 roku, Cannon zmienił typy B, A, B5A, F2G itd. na B0, A0, B5, F2 itd. Jest to w istocie nowoczesna forma systemu klasyfikacji Harvarda. System ten został opracowany poprzez analizę widm na płytach fotograficznych, które mogą przekształcać światło emitowane z gwiazd w czytelne widma.

Typowym pamięciowy do pamiętania kolejność liter typu widma od najgorętszych chłodniejszy jest " O H, B e F ine G UY / G IRL: K iss M e".

Klasy Mount Wilson

Ruch właściwy gwiazd wczesnego typu za ± 200 000 lat

Do rozróżnienia gwiazd o różnych jasnościach zastosowano klasyfikację jasności znaną jako system Mount Wilson. Ten system notacji jest wciąż czasami widywany na współczesnych widmach.

Klasa Oznaczający
sd Podkarł
D Krasnolud
sg Podolbrzym
g Ogromny
C Nadolbrzym
Ruch gwiazd późnego typu wokół wierzchołka (po lewej) i antapeksu (po prawej) w ± 200 000 lat

Typy spektralne

System klasyfikacji gwiazd jest taksonomiczny , oparty na okazach typowych , podobny do klasyfikacji gatunków w biologii : Kategorie są zdefiniowane przez jedną lub więcej standardowych gwiazd dla każdej kategorii i podkategorii, wraz z powiązanym opisem cech wyróżniających.

Nomenklatura „wczesna” i „późna”

Gwiazdy są często określane jako wczesne lub późne typy. „Early” jest synonimem gorętszego , a „późny” jest synonimem chłodniejszego .

W zależności od kontekstu „wcześnie” i „późno” mogą być terminami bezwzględnymi lub względnymi. „Wczesny” jako termin bezwzględny odnosiłby się zatem do gwiazd O lub B i ewentualnie gwiazd A. Jako względne odniesienie odnosi się do gwiazd gorętszych niż inne, takie jak „wczesne K” to być może K0, K1, K2 i K3.

Termin „późny” jest używany w ten sam sposób, z bezwarunkowym użyciem terminu wskazującego gwiazdy o typach widmowych, takich jak K i M, ale może być również używany do gwiazd chłodnych w stosunku do innych gwiazd, jak w przypadku „późnego G”. " w odniesieniu do G7, G8 i G9.

W sensie względnym „wcześnie” oznacza niższą cyfrę arabską następującą po literze klasy, a „późno” oznacza wyższą liczbę.

Ta niejasna terminologia jest pozostałością po modelu ewolucji gwiazd z końca dziewiętnastego wieku , który zakładał, że gwiazdy były zasilane przez skurcz grawitacyjny za pośrednictwem mechanizmu Kelvina-Helmholtza , który obecnie nie ma zastosowania do gwiazd ciągu głównego . Gdyby to była prawda, gwiazdy zaczynałyby swoje życie jako bardzo gorące gwiazdy „wczesnego typu”, a następnie stopniowo stygły do ​​gwiazd „późnego typu”. Mechanizm ten podał wiek Słońca, który był znacznie mniejszy niż obserwowany w zapisie geologicznym , i stał się przestarzały dzięki odkryciu, że gwiazdy są zasilane przez fuzję jądrową . Terminy „wczesny” i „późny” zostały przeniesione poza upadek modelu, na którym się opierały.

Klasa O

Widmo gwiazdy O5V

Gwiazdy typu O są bardzo gorące i niezwykle jasne, a większość ich wypromieniowanej mocy mieści się w zakresie ultrafioletowym . Są to najrzadsze gwiazdy ciągu głównego. Około 1 na 3 000 000 (0,0003%) gwiazd ciągu głównego w sąsiedztwie Słońca to gwiazdy typu O. Niektóre z najbardziej masywnych gwiazd leżą w tej klasie widmowej. Gwiazdy typu O często mają skomplikowane otoczenie, które utrudnia pomiar ich widma.

Widma typu O były dawniej definiowane przez stosunek natężenia He  II λ4541 do mocy He I λ4471, gdzie λ jest długością fali promieniowania . Typ widmowy O7 został zdefiniowany jako punkt, w którym obie intensywności są sobie równe, przy czym linia He I słabnie w kierunku wcześniejszych typów. Typ O3 był z definicji punktem, w którym wspomniana linia całkowicie znika, choć przy nowoczesnych technologiach można to bardzo słabo zaobserwować. Z tego powodu współczesna definicja wykorzystuje stosunek linii azotu N IV λ4058 do N III λ4634-40-42.

Gwiazdy typu O mają dominujące linie absorpcji, a czasem emisji dla  linii He II, wyraźne linie zjonizowane ( Si  IV, O  III, N  III i C  III) i neutralne linie helu , wzmacniające się od O5 do O9 i wyraźne linie Balmera wodorowego , choć nie tak mocne jak w późniejszych typach. Gwiazdy typu O o większej masie nie zachowują rozległych atmosfer ze względu na ekstremalną prędkość wiatru gwiazdowego , która może osiągnąć 2000 km/s. Ponieważ są tak masywne, gwiazdy typu O mają bardzo gorące jądra i bardzo szybko spalają paliwo wodorowe, więc są pierwszymi gwiazdami, które opuszczają ciąg główny .

Kiedy schemat klasyfikacji MKK został po raz pierwszy opisany w 1943 roku, jedynymi stosowanymi podtypami klasy O były od O5 do O9,5. Schemat MKK został rozszerzony do O9.7 w 1971 i O4 w 1978, a następnie wprowadzono nowe schematy klasyfikacji, które dodają typy O2, O3 i O3.5.

Wzorce spektralne:

Klasa B

Gwiazdy klasy B w klastrze Jewel Box (Kredyt: ESO VLT)

Gwiazdy typu B są bardzo jasne i niebieskie. Ich widma mają neutralne linie helu, które są najbardziej widoczne w podklasie B2 i umiarkowane linie wodoru. Ponieważ gwiazdy typu O i B są tak energetyczne, żyją stosunkowo krótko. Tak więc, ze względu na niskie prawdopodobieństwo interakcji kinematycznych w ciągu swojego życia, nie są one w stanie oddalić się daleko od obszaru, w którym powstały, poza uciekającymi gwiazdami .

Przejście z klasy O do klasy B zostało pierwotnie zdefiniowane jako punkt, w którym He  II λ4541 znika. Jednak przy nowoczesnym sprzęcie linia jest nadal widoczna we wczesnych gwiazdach typu B. Dzisiaj dla gwiazd ciągu głównego, klasa B jest zamiast tego definiowana przez intensywność widma fioletu He I, przy czym maksymalna intensywność odpowiada klasie B2. W przypadku nadolbrzymów zamiast tego używa się linii krzemowych ; linie Si IV λ4089 i Si III λ4552 wskazują na wczesny B. W połowie B intensywność tej ostatniej w stosunku do Si II λλ4128-30 jest cechą definiującą, podczas gdy dla późnego B jest to natężenie Mg II λ4481 w stosunku do He I λ4471.

Gwiazdy te mają tendencję do znajdowania się w ich pierwotnych asocjacjach OB , które są związane z gigantycznymi obłokami molekularnymi . Stowarzyszenie Orion OB1 zajmuje dużą część w spiralnym ramieniu w Drodze Mlecznej i zawiera wiele z jaśniejszych gwiazd w Orionie konstelacji . Około 1 na 800 (0,125%) gwiazd głównej sekwencji w sąsiedztwie Słonecznego są typu B głównym sekwencja gwiazdkowych .

Nie-masowe jeszcze nadolbrzymy jednostki znane jako „były gwiazdy” są gwiazdy głównej sekwencji, które w szczególności mają lub miał w pewnym czasie, z jednym lub więcej Balmer linii w emisji, przy czym wodór kondensatorem promieniowanie elektromagnetyczne serii przewiduje się gwiazd Istota Szczególne zainteresowanie. Ogólnie uważa się, że gwiazdy Be charakteryzują się niezwykle silnymi wiatrami gwiazdowymi , wysokimi temperaturami powierzchni i znacznym zużyciem masy gwiazdowej, gdy obiekty obracają się z zadziwiająco szybkim tempem. Obiekty znane jako gwiazdy "B(e)" lub "B[e]" posiadają charakterystyczne neutralne lub nisko jonizacyjne linie emisyjne, które uważa się za " zakazane mechanizmy ", podlegające procesom normalnie niedozwolonym w obecnym rozumieniu mechaniki kwantowej .

Wzorce spektralne:

Klasa A

Klasa A Vega (po lewej) w porównaniu do Słońca (po prawej)

Gwiazdy typu A należą do bardziej powszechnych gwiazd gołym okiem i są białe lub niebieskawo-białe. Posiadają silne linie wodorowe, maksymalnie przy A0, a także linie zjonizowanych metali ( Fe  II, Mg  II, Si  II) maksymalnie przy A5. W  tym momencie obecność linii Ca II wyraźnie się wzmacnia. Około 1 na 160 (0,625%) gwiazd ciągu głównego w sąsiedztwie Słońca to gwiazdy typu A.

Wzorce spektralne:

Klasa F

Canopus , nadolbrzym typu F i druga najjaśniejsza gwiazda na nocnym niebie

F typu gwiazdy wzmocnienia linii widmowych H i K od Ca  II. Metale obojętne ( Fe  I, Cr  I) zaczynają zyskiwać na liniach zjonizowanych metali pod koniec F. Ich widma charakteryzują się słabszymi liniami wodoru i zjonizowanymi metalami. Ich kolor jest biały. Około 1 na 33 (3,03%) gwiazd ciągu głównego w sąsiedztwie Słońca to gwiazdy typu F.

Wzorce spektralne:

Klasa G

Słońce , gwiazda G2 main-sekwencja, z ciemnymi plamami słonecznymi

Gwiazdek G-typu, w tym Słońce , mają wybitne linie widmowe H i K z Ca  II, które są najbardziej widoczne w G2. Mają jeszcze słabsze linie wodorowe niż F, ale wraz z metalami zjonizowanymi mają metale neutralne. Istnieje wyraźny skok w paśmie G cząsteczek CN . Gwiazdy ciągu głównego klasy G stanowią około 7,5%, czyli prawie jedną na trzynaście, gwiazd ciągu głównego w sąsiedztwie Słońca.

Klasa G zawiera „żółtą pustkę ewolucyjną”. Gwiazdy nadolbrzymów często wahają się między O lub B (niebieski) a K lub M (czerwony). Chociaż to robią, nie pozostają długo w niestabilnej żółtej klasie nadolbrzymów .

Wzorce spektralne:

Klasa K

Arcturus , gigant K1.5 w porównaniu do Słońca i Antares

Gwiazdy typu K to pomarańczowe gwiazdy, które są nieco chłodniejsze niż Słońce. Stanowią one około 12% gwiazd ciągu głównego w sąsiedztwie Słońca. Są też olbrzymy typu K, które wahają się od hypergiants jak RW Cephei , aby gigantów i nadolbrzymy , takich jak Arcturus , natomiast karłów pomarańczowych , jak Alpha Centauri  B, są main-sequence gwiazdy.

Posiadają bardzo słabe linie wodorowe, jeśli w ogóle występują, a głównie metale obojętne ( Mn  I, Fe  I, Si  I). Pod koniec K pojawiają się molekularne pasma tlenku tytanu . Teorie głównego nurtu (zakorzenione w niższej szkodliwej radioaktywności i długowieczności gwiazd) sugerowałyby zatem, że takie gwiazdy mają optymalne szanse na rozwinięcie się silnie rozwiniętego życia na orbitujących planetach (jeśli takie życie jest bezpośrednio analogiczne do ziemskiego) ze względu na szeroką strefę nadającą się do zamieszkania, ale znacznie mniej szkodliwe. okresy emisji w porównaniu do tych o najszerszych takich strefach.

Wzorce spektralne:

Klasa M

Gwiazdy klasy M są zdecydowanie najczęstsze. Około 76% gwiazd ciągu głównego w sąsiedztwie Słońca to gwiazdy klasy M. Jednak gwiazdy ciągu głównego klasy M ( czerwone karły ) mają tak niską jasność, że żadna z nich nie jest wystarczająco jasna, aby można ją było zobaczyć gołym okiem, chyba że w wyjątkowych warunkach. Najjaśniejszą znaną gwiazdą ciągu głównego klasy M jest M0V Lacaille 8760 , o jasności 6,7mag (jasność graniczna dla typowej widzialności gołym okiem w dobrych warunkach jest zwykle podawana jako 6,5) i jest bardzo mało prawdopodobne, aby jakiekolwiek jaśniejsze przykłady były znaleziony.

Chociaż większość gwiazd klasy M to czerwone karły, większość największych nadolbrzymów w Drodze Mlecznej to gwiazdy typu M, takie jak VV Cephei , Antares i Betelgeuse , które również należą do klasy M. Co więcej, większe, gorętsze brązowe karły są późna klasa M, zwykle w zakresie od M6,5 do M9,5.

Widmo gwiazdy klasy M zawiera linie od cząsteczek tlenków (w widmie widzialnym , zwłaszcza TiO ) i wszystkich metali obojętnych, ale linie absorpcyjne wodoru są zwykle nieobecne. Pasma TiO mogą być silne w gwiazdach klasy M, zwykle dominując ich widmo widzialne o około M5. Pasma tlenku wanadu(II) stają się obecne w późnym M.

Wzorce spektralne:

Rozszerzone typy widmowe

Wiele nowych typów widmowych zostało wykorzystanych z nowo odkrytych typów gwiazd.

Klasy gorących niebieskich gwiazd emisyjnych

UGC 5797 , galaktyka linii emisyjnej, w której powstają masywne, jasne niebieskie gwiazdy

Widma niektórych bardzo gorących i niebieskawych gwiazd wykazują wyraźne linie emisyjne od węgla lub azotu, a czasem od tlenu.

Klasa W: Wilk-Rayet

Zdjęcie z Teleskopu Kosmicznego Hubble'a przedstawiające mgławicę M1-67 i gwiazdę Wolfa-Rayeta WR 124 w centrum

Po włączeniu jako gwiazdy typu O, gwiazdy Wolfa-Rayeta klasy W lub WR wyróżniają się widmami pozbawionymi linii wodoru. Zamiast tego ich widma są zdominowane przez szerokie linie emisyjne wysoce zjonizowanego helu, azotu, węgla, a czasem tlenu. Uważa się, że są to głównie umierające nadolbrzymy, których warstwy wodoru są wydmuchiwane przez wiatry gwiazdowe , odsłaniając w ten sposób ich gorące helowe powłoki. Klasa W jest dalej podzielona na podklasy zgodnie ze względną siłą linii emisji azotu i węgla w ich widmach (i warstwach zewnętrznych).

Zakres widm WR jest podany poniżej:

  • WN – widmo zdominowane przez linie N III-V i He I-II
    • WNE (WN2 do WN5 z niektórymi WN6) - cieplejsze lub "wczesne"
    • WNL (WN7 do WN9 z niektórymi WN6) – chłodniej lub „późno”
    • Rozszerzone klasy WN WN10 i WN11 czasami używane dla gwiazd Ofpe/WN9
    • znacznik h (np. WN9h) dla WR z emisją wodoru i ha (np. WN6ha) dla emisji i absorpcji wodoru
  • WN/C – gwiazdy WN plus mocne linie C IV, pośrednie między gwiazdami WN i WC
  • WC – widmo z silnymi liniami C II-IV
    • WCE (WC4 do WC6) – cieplejsze lub „wczesne”
    • WCL (WC7 do WC9) – chłodniej lub „późno”
  • WO (WO1 do WO4) – mocne linie O VI, niezwykle rzadkie, rozszerzenie klasy WCE na niesamowicie gorące temperatury (do 200 kK i więcej)

Chociaż centralne gwiazdy większości mgławic planetarnych (CSPNe) wykazują widma typu O, około 10% ma niedobór wodoru i wykazuje widma WR. Są to gwiazdy małomasywne i dla odróżnienia ich od masywnych gwiazd Wolfa-Rayeta ich widma ujęte są w nawiasy kwadratowe: np. [WC]. Większość z nich pokazuje widma [WC], niektóre [WO], a bardzo rzadko [WN].

Gwiazdy „Ukośnika”

W slash gwiazd typu O-WN-gwiazd z takich linii w ich widmach. Nazwa "slash" pochodzi od ich drukowanego typu widmowego z ukośnikiem (np. "Of/WNL").

Istnieje druga grupa znaleziona z tymi widmami, chłodniejsza, "pośrednia" grupa oznaczona jako "Ofpe/WN9". Gwiazdy te były również określane jako WN10 lub WN11, ale stało się to mniej popularne wraz z uświadomieniem sobie różnicy ewolucyjnej w stosunku do innych gwiazd Wolfa-Rayeta. Ostatnie odkrycia jeszcze rzadszych gwiazd rozszerzyły zasięg gwiazd ciętych aż do O2-3,5If * /WN5-7, które są jeszcze gorętsze niż oryginalne gwiazdy cięte.

Magnetyczne gwiazdy O

Są to gwiazdy typu O z silnymi polami magnetycznymi. Oznaczenie to Of?p.

Fajne klasy czerwonych i brązowych karłów

Nowe typy widmowe L, T i Y zostały stworzone, aby klasyfikować widma w podczerwieni chłodnych gwiazd. Obejmuje to zarówno czerwone karły, jak i brązowe karły, które są bardzo słabe w widmie widzialnym .

Brązowe karły , gwiazdy, które nie ulegają fuzji wodorowej , ochładzają się w miarę starzenia się i przechodzą do późniejszych typów widmowych. Brązowe karły zaczynają swoje życie z widmami typu M i będą ochładzać się w klasach widmowych L, T i Y, tym szybciej, im są mniej masywne; brązowe karły o największej masie nie mogły schłodzić się do karłów Y lub nawet T w ciągu wieku wszechświata. Ponieważ ten prowadzi do nakładania się nierozróżnialny typów widmowych " rzeczywistej temperatury i jaskrawości dla niektórych mas i wieku różnych typów LTY nie wyznaczono żadnej wyraźnej temperatury lub jasność wartości mogą być przekazywane.

Klasa L

Wrażenie artysty L-karła

Karły klasy L otrzymują swoje oznaczenie, ponieważ są chłodniejsze niż gwiazdy typu M, a L jest drugą literą alfabetycznie najbliższą M. Niektóre z tych obiektów mają masy wystarczająco duże, aby wspierać fuzję wodoru i dlatego są gwiazdami, ale większość ma masę podgwiazdową i dlatego jest brązowe karły. Są bardzo ciemnoczerwone i najjaśniejsze w podczerwieni . Ich atmosfera jest na tyle chłodna, że w ich widmach widoczne są wodorki metali i metale alkaliczne .

Ze względu na niską grawitację powierzchniową w gigantycznych gwiazdach, kondensaty zawierające TiO i VO nigdy nie tworzą się. Tak więc gwiazdy typu L większe od karłów nigdy nie mogą powstać w izolowanym środowisku. Jednak może się zdarzyć, że te nadolbrzymy typu L uformują się w wyniku zderzeń gwiezdnych, czego przykładem jest V838 Monocerotis podczas szczytu swojej świetlistej czerwonej erupcji nowej .

Klasa T: metanowe karły

Wrażenie artysty T-karła

Karły klasy T to chłodne brązowe karły o temperaturach powierzchni od około 550 do 1300 K (277 do 1027 °C; 530 do 1880 °F). Ich emisja osiąga szczyty w podczerwieni . W ich widmach widoczny jest metan .

Badanie liczby proplyd (dysków protoplanetarnych, skupisk gazu w mgławicach, z których powstają gwiazdy i układy planetarne) wskazuje, że liczba gwiazd w galaktyce powinna być o kilka rzędów wielkości wyższa niż wcześniej przypuszczano. Teoretyzuje się, że te proplydy ścigają się ze sobą. Pierwszy, który się uformuje, stanie się protogwiazdą , które są bardzo brutalnymi obiektami i będą zakłócać inne znajdujące się w pobliżu proplydy, pozbawiając je gazu. Ofiary proplydy staną się wtedy prawdopodobnie gwiazdami ciągu głównego lub brązowymi karłami klas L i T, które są dla nas zupełnie niewidoczne.

Z klasą

Wrażenie artysty Y-karła

Brązowe karły klasy spektralnej Y są chłodniejsze niż karły klasy spektralnej T i mają od nich jakościowo inne widma. W sumie 17 obiektów zostało umieszczonych w klasie Y w sierpniu 2013 roku. Chociaż takie karły zostały wymodelowane i wykryte w odległości czterdziestu lat świetlnych przez Wide-field Infrared Survey Explorer (WISE), nie ma jeszcze dobrze zdefiniowanej sekwencji widmowej i brak prototypów. Niemniej jednak kilka obiektów zostało zaproponowanych jako klasy widmowe Y0, Y1 i Y2.

Widma tych potencjalnych obiektów Y wykazują absorpcję około 1,55  mikrometra . Delorme i in. zasugerowali, że ta cecha jest spowodowana absorpcją z amoniaku i powinna być traktowana jako cecha orientacyjna dla przejścia TY. W rzeczywistości ta cecha absorpcji amoniaku jest głównym kryterium przyjętym do zdefiniowania tej klasy. Cecha ta jest jednak trudna do odróżnienia od absorpcji przez wodę i metan , a inni autorzy stwierdzili, że przypisanie klasy Y0 jest przedwczesne.

Najnowszy brązowy karzeł zaproponowany dla typu spektralnego Y, WISE 1828+2650 , to karzeł > Y2 z efektywną temperaturą pierwotnie szacowaną na około 300  K , czyli temperaturę ciała ludzkiego. Pomiary paralaksy wykazały jednak, że jej jasność jest niespójna, ponieważ jest niższa niż ~400 K. Najfajniejszym znanym obecnie karłem Y jest WISE 0855-0714 o temperaturze około 250 K.

Zakres mas karłów typu Y wynosi 9–25  mas Jowisza , ale młode obiekty mogą osiągnąć masę poniżej jednej masy Jowisza, co oznacza, że ​​obiekty klasy Y mieszczą się w granicy 13 mas Jowisza – fuzji deuteru, która wyznacza obecny podział IAU na brązowe karły i planety.

Osobliwe brązowe karły

Symbole używane dla osobliwych brązowych karłów
peč Ten przyrostek (np. L2pec) oznacza „osobliwy”.
sd Ten prefiks (np sdL0) oznacza podkarzeł i wskazuje niski Metaliczność i kolor niebieski
β Obiekty z przyrostkiem beta (β) (np. L4β) mają pośredni ciężar powierzchniowy.
γ Obiekty z przyrostkiem gamma (γ) (np. L5γ) mają niską gęstość powierzchniową.
czerwony Czerwony przyrostek (np. L0red) wskazuje obiekty bez oznak młodości, ale z dużą zawartością kurzu.
niebieski Niebieski przyrostek (np. L3blue) wskazuje na niezwykłe niebieskie kolory bliskiej podczerwieni dla karłów L bez oczywistej niskiej metalizacji.

Młode brązowe karły mają niską grawitację powierzchniową, ponieważ mają większe promienie i mniejsze masy w porównaniu z gwiazdami polowymi o podobnym typie widmowym. Źródła te są oznaczone literą beta (β) dla pośredniego ciężaru powierzchniowego i gamma (γ) dla małego ciężaru powierzchniowego. Wskazaniem do niskiej grawitacji powierzchniowej są słabe linie CaH, KI i Na I oraz silna linia VO. Alfa (α) oznacza normalną grawitację powierzchniową i zwykle jest upuszczana. Czasami ekstremalnie niską grawitację powierzchniową oznacza delta (δ). Przyrostek „pec” oznacza osobliwy. Osobliwy przyrostek jest nadal używany dla innych nietypowych cech i podsumowuje różne właściwości, wskazujące na niską grawitację powierzchniową, podkarły i nierozwiązane układy podwójne. Przedrostek sd oznacza subdwarf i zawiera tylko fajne subdwarfs. Ten przedrostek wskazuje na niską metaliczność i właściwości kinematyczne, które są bardziej podobne do gwiazd halo niż do gwiazd dyskowych . Podkarły wydają się bardziej niebieskie niż obiekty dyskowe. Czerwony przyrostek opisuje obiekty w kolorze czerwonym, ale w starszym wieku. Nie jest to interpretowane jako niska grawitacja powierzchniowa, ale jako wysoka zawartość pyłu. Niebieski przyrostek opisuje obiekty o niebieskich kolorach bliskiej podczerwieni , których nie można wytłumaczyć niską metalicznością. Niektóre są wyjaśnione jako binarne L+T, inne nie są binarne, takie jak 2MASS J11263991−5003550 i są wyjaśnione za pomocą cienkich i/lub gruboziarnistych chmur.

Późne klasy gigantycznych gwiazd węglowych

Gwiazdy węglowe to gwiazdy, których widma wskazują na produkcję węgla – produktu ubocznego fuzji potrójnej alfa helu. Wraz ze wzrostem obfitości węgla i niewielką ilość równolegle s procesami elementu kiej widma tych gwiazd coraz odbiegające od typowych koniec widmowych grup G, K i M. Odpowiednie klas dla bogatych w węgiel gwiazdy są S i C.

Przypuszcza się, że olbrzymy wśród tych gwiazd same wytwarzają ten węgiel, ale niektóre gwiazdy w tej klasie to gwiazdy podwójne, których dziwna atmosfera prawdopodobnie została przeniesiona z towarzysza, który jest teraz białym karłem, gdy towarzysz był gwiazdą węglową .

Klasa C: gwiazdy węglowe

Zdjęcie gwiazdy węglowej R Sculptoris i jej uderzającej spiralnej struktury

Pierwotnie sklasyfikowane jako gwiazdy R i N, znane są również jako gwiazdy węglowe . Są to czerwone olbrzymy, u kresu swojego życia, w których występuje nadmiar węgla w atmosferze. Stare klasy R i N działały równolegle do normalnego systemu klasyfikacji od mniej więcej połowy G do późnego M. Niedawno zostały one ponownie zmapowane w zunifikowany klasyfikator węgla C z N0 zaczynającym się od mniej więcej C6. Innym podzbiorem chłodnych gwiazd węglowych są gwiazdy typu C-J, które charakteryzują się silną obecnością cząsteczek 13 CN oprócz cząsteczek 12 CN . Znanych jest kilka gwiazd głównego ciągu węglowego, ale przytłaczająca większość znanych gwiazd węglowych to olbrzymy lub nadolbrzymy. Istnieje kilka podklas:

  • CR – Dawniej jego własna klasa ( R ) reprezentująca odpowiednik gwiazdy węglowej późnego typu G do wczesnego typu K.
  • CN – dawniej jego własna klasa reprezentująca odpowiednik gwiazdy węglowej późnych gwiazd typu K do M.
  • CJ – Podtyp chłodnych gwiazd C o wysokiej zawartości 13 C .
  • CH – Populacja II analogi gwiazd CR.
  • C-HD - wodór niedoborem gwiazdek węgla, podobnie jak koniec nadolbrzymy G z CH i C 2 zespoły dodanej.

Klasa S

Gwiazdy klasy S tworzą kontinuum między gwiazdami klasy M a gwiazdami węglowymi. Te najbardziej podobny do klasy M gwiazdek mają silne ZrC pasma absorpcji analogiczne do TiO zespołów klasa M gwiazdy, natomiast te najbardziej podobny do gwiazd węgla, mają silne sodu linii D i słabe C 2 pasm. Gwiazdy klasy S zawierają nadmierne ilości cyrkonu i innych pierwiastków wytwarzanych w procesie s i mają więcej podobnej zawartości węgla i tlenu niż gwiazdy klasy M lub węgla. Podobnie jak gwiazdy węglowe, prawie wszystkie znane gwiazdy klasy S są gwiazdami o asymptotycznych olbrzymach .

Typ widmowy składa się z litery S i liczby od zera do dziesięciu. Ta liczba odpowiada temperaturze gwiazdy i w przybliżeniu odpowiada skali temperatury używanej dla gigantów klasy M. Najczęstsze typy to S3 do S5. Niestandardowe oznaczenie S10 zostało użyte dla gwiazdy Chi Cygni tylko w ekstremalnym minimum.

Po podstawowej klasyfikacji zwykle następuje wskazanie liczebności według jednego z kilku schematów: S2,5; S2/5; S2 Zr4 Ti2; lub S2*5. Liczba po przecinku to skala od 1 do 9 oparta na stosunku ZrO i TiO. Liczba po ukośniku jest nowszym, ale mniej powszechnym schematem, zaprojektowanym do reprezentowania stosunku węgla do tlenu w skali od 1 do 10, gdzie 0 oznaczałoby gwiazdę MS. Intensywność cyrkonu i tytanu może być wyraźnie wskazana. Sporadycznie widuje się również liczbę za gwiazdką, która reprezentuje siłę pasm ZrO w skali od 1 do 5.

Klasy MS i SC: pośrednie klasy związane z węglem

Pomiędzy klasami M i S, przypadki graniczne nazywane są gwiazdami MS. W podobny sposób przypadki graniczne pomiędzy klasami S i CN są nazywane SC lub CS. Przypuszcza się, że sekwencja M → MS → S → SC → CN jest sekwencją o zwiększonej zasobności węgla wraz z wiekiem dla gwiazd węglowych w asymptotycznej gałęzi olbrzymów .

Klasyfikacje białych karłów

Klasa D (od Degenerate ) to współczesna klasyfikacja stosowana dla białych karłów – gwiazd o małej masie, które nie podlegają już fuzji jądrowej i skurczyły się do rozmiarów planet, powoli stygnąc. Klasa D jest dalej podzielona na typy widmowe DA, DB, DC, DO, DQ, DX i DZ. Litery nie są powiązane z literami używanymi w klasyfikacji innych gwiazd, ale wskazują na skład widocznej zewnętrznej warstwy lub atmosfery białego karła.

Typy białych karłów są następujące:

  • DA – bogata w wodór atmosfera lub warstwa zewnętrzna, wskazywana przez silne linie widmowe wodoru Balmera .
  • DB – atmosfera bogata w hel , wskazywana przez neutralny hel, He I , linie widmowe.
  • DO – atmosfera bogata w hel, oznaczona liniami widmowymi zjonizowanego helu, He II .
  • DQ – atmosfera bogata w węgiel , wskazywana przez atomowe lub molekularne linie węgla.
  • DZ – atmosfera bogata w metale , wskazana metalowymi liniami widmowymi (połączenie przestarzałych typów widmowych białych karłów, DG, DK i DM).
  • DC – brak silnych linii widmowych wskazujących na jedną z powyższych kategorii.
  • DX – linie widmowe są niewystarczająco wyraźne, aby można je było zaklasyfikować do jednej z powyższych kategorii.

Po typie następuje liczba określająca temperaturę powierzchni białego karła. Liczba ta jest zaokrągloną formą 50400/ T eff , gdzie T eff jest efektywną temperaturą powierzchni mierzoną w kelwinach . Pierwotnie liczba ta była zaokrąglana do jednej z cyfr od 1 do 9, ale ostatnio zaczęto używać wartości ułamkowych, a także wartości poniżej 1 i powyżej 9.

Dwie lub więcej liter typu mogą być użyte do wskazania białego karła, który wykazuje więcej niż jedną z powyższych cech widmowych.

Rozszerzone typy widmowe białego karła

Syriusz A i B ( biały karzeł typu DA2) rozwiązany przez Hubble'a
  • DAB – bogaty w wodór i hel biały karzeł z neutralnymi liniami helu
  • DAO – bogaty w wodór i hel biały karzeł z liniami zjonizowanego helu
  • DAZ – bogaty w wodór metaliczny biały karzeł
  • DBZ – bogaty w hel metaliczny biały karzeł

W przypadku białych karłów stosuje się inny zestaw symboli osobliwości spektralnej niż w przypadku innych typów gwiazd:

Kod Spectralne osobliwości dla gwiazd
P Magnetyczny biały karzeł z wykrywalną polaryzacją
mi Obecne linie emisyjne
h Magnetyczny biały karzeł bez wykrywalnej polaryzacji
V Zmienny
PEC Istnieją osobliwości spektralne

Niegwiazdowe typy widmowe: Klasy P i Q

Wreszcie, klasy P i Q , pozostałe po systemie Draper firmy Cannon, są czasami używane dla niektórych obiektów niegwiezdnych. Typ P obiekty są gwiazdami w mgławic planetarnych i Q są obiekty typu novae .

Gwiezdne szczątki

Gwiezdne szczątki to obiekty związane ze śmiercią gwiazd. Do tej kategorii należą białe karły , a jak widać z radykalnie odmiennego schematu klasyfikacji dla klasy D, obiekty niegwiazdowe są trudne do dopasowania do systemu MK.

Diagram Hertzsprunga-Russella, na którym opiera się system MK, ma charakter obserwacyjny, więc tych pozostałości nie można łatwo wykreślić na diagramie lub nie można ich w ogóle umieścić. Stare gwiazdy neutronowe są stosunkowo małe i zimne i spadłyby po prawej stronie diagramu. Mgławice planetarne są dynamiczne i mają tendencję do szybkiego zanikania jasności, gdy gwiazda prekursora przechodzi w gałąź białego karła. Gdyby została pokazana, mgławica planetarna zostałaby wykreślona na prawo od prawej górnej ćwiartki diagramu. Czarną dziurę emituje żadnego światła widzialnego własnych, a zatem nie pojawiają się na rysunku.

Zaproponowano system klasyfikacji gwiazd neutronowych przy użyciu cyfr rzymskich: typ I dla mniej masywnych gwiazd neutronowych o niskim tempie chłodzenia, typ II dla masywniejszych gwiazd neutronowych o wyższym tempie chłodzenia oraz proponowany typ III dla bardziej masywnych gwiazd neutronowych (możliwe egzotyczne kandydaci na gwiazdy ) z wyższymi szybkościami chłodzenia. Im masywniejsza jest gwiazda neutronowa, tym większy strumień neutrino niesie. Te neutrina przenoszą tak dużo energii cieplnej, że już po kilku latach temperatura odizolowanej gwiazdy neutronowej spada z rzędu miliardów do zaledwie około miliona kelwinów. Tego proponowanego systemu klasyfikacji gwiazd neutronowych nie należy mylić z wcześniejszymi klasami widmowymi Secchiego i klasami jasności Yerkesa.

Zastąpione klasy widmowe

Kilka typów widmowych, z których wszystkie były używane wcześniej dla niestandardowych gwiazd w połowie XX wieku, zostało zastąpionych podczas rewizji systemu klasyfikacji gwiazd. Nadal można je znaleźć w starych wydaniach katalogów gwiazd: R i N zostały włączone do nowej klasy C jako CR i CN.

Klasyfikacja gwiazd, możliwość zamieszkania i poszukiwanie życia

Chociaż ludzie mogą w końcu być w stanie skolonizować dowolny rodzaj siedliska gwiezdnego, ten rozdział zajmie się prawdopodobieństwem powstania życia wokół innych gwiazd.

Stabilność, jasność i długość życia to czynniki decydujące o zamieszkiwaniu gwiazd. Wiemy tylko o jednej gwieździe, w której żyje życie, i jest to nasza własna — gwiazda klasy G z dużą ilością ciężkich pierwiastków i małą zmiennością jasności. Różni się również od wielu systemów gwiezdnych tym, że ma w sobie tylko jedną gwiazdę (patrz Zamieszkiwanie podwójnych systemów gwiezdnych ).

Opierając się na tych ograniczeniach i problemach związanych z posiadaniem tylko jednej próbki empirycznej, zakres gwiazd, które mają być w stanie podtrzymywać życie, jakie znamy, jest ograniczony kilkoma czynnikami. Spośród typów gwiazd ciągu głównego, gwiazdy bardziej masywne niż 1,5 razy większe od Słońca (typy widmowe O, B i A) starzeją się zbyt szybko, aby mogło rozwinąć się zaawansowane życie (przy użyciu Ziemi jako wytycznej). Z drugiej strony, karły o masie mniejszej niż połowa masy naszego Słońca (typ widmowy M) prawdopodobnie będą blokować pływowo planety w ich ekosferze, wraz z innymi problemami (patrz Zamieszkiwanie systemów czerwonych karłów ). Chociaż życie na czerwonych karłach napotyka wiele problemów, wielu astronomów nadal modeluje te systemy ze względu na ich liczbę i długowieczność.

Z tych powodów Misja Kepler NASA poszukuje nadających się do zamieszkania planet w pobliskich gwiazdach ciągu głównego, które są mniej masywne niż typu widmowego A, ale bardziej masywne niż typu M – czyniąc najbardziej prawdopodobnymi gwiazdami, w których żyją gwiazdy karłowate typu F, G i K. .

Zobacz też

Notatki wyjaśniające

Bibliografia

Zewnętrzne linki