Csillagászati színképosztályozás

A csillagászati színképosztályozás (szűkebb értelemben) a csillagok vizsgálatának, fejlődésük modellezésének fő módja a luminozitási osztályokba sorolásuk mellett. A színképosztályokba sorolás a spektrális tulajdonságaik alapján történik. Segítségével megbecsülhetjük a csillagok hőmérsékletét, a felszíni gravitációjukat, különféle fémek gyakoriságát (a csillagászok minden, a hidrogénnél és a héliumnál nehezebb elemet fémnek neveznek). A becslési eredmények összevethetők a kísérleti eredményekkel az elméletek helytállóságának ellenőrzésére, avagy új elméletek, modellek születhetnek belőlük. Emellett képet nyerhetünk a csillagok fejlődéséről is.

A csillagok színképében többnyire elnyelési vonalakat figyelhetünk meg, mivel a fényt kibocsátó fotoszféra fölött helyezkedik el a csillagok igen ritka légköre. A csillagok külső régióiban található elemek nyomvonalai úgy rakódnak a felszín eredetileg folytonos spektrumára, mint William Wollaston lángfestő kísérletében, aki alkohol lángjába helyezett nátriumsót, majd elemzte a kontinuumra rakódó nátriumvonalakat.

A csillagok színképében felismert vonalak helyzetét sokáig kézzel rögzítették, majd megpróbálták ezeket a kémiai elemek laboratóriumokban kapott emissziós vonalaival azonosítani. E módszer különösen eredményes volt a napkutatásban: így fedezte fel 1868-ban Pierre Janssen és Sir Joseph Lockyer egymástól függetlenül a Földön addig ki nem mutatott héliumot (Héliosz: Nap, görögül) a Nap légkörében. A kémiai analízis új módja lehetővé tette egyrészt a csillagokat felépítő kémiai elemek meghatározását (ezek 99%-a hidrogén és hélium, a maradék 1% főleg C, N és O), másrészt a csillagok színképosztályokba sorolását (latin eredetű kifejezéssel: spektrálklasszifikációt).

[szerkesztés] Az első színképosztályozási rendszer

A színképek osztályozásának rendszerét Angelo Secchi dolgozta ki 1863-ban, és a csillagok 3 csoportját különböztette meg felszíni hőmérsékletük csökkenő sorrendjében. A ma használatos, Harvard-féle rendszer Edward Charles Pickering, Alain Maury és Annie Jump Cannon eredményeképpen ezt bővítette ki az 1900-as években. Az osztályozás tulajdonképpen empirikus: minden színképosztályhoz rendel valamilyen felületi hőmérsékletet és az abszorpciós spektrumvonalak egy készletét. A felületi hőmérséklet csökkenő sorrendjében a csillagokat 7 fő- (O, B, A, F, G, K, M) és 3 mellékosztályba (R, N, S) soroljuk. Az O típusúak a forró kék, az M típusúak pedig a hideg, vörös csillagok. Később, a finomabb besorolás kedvéért, a színképosztályokon belül még 0-tól 9-ig alosztályokat is bevezettek. Ez alól kivétel az O típus, ahol az osztályozás O5-tel kezdődik. Henry Draper katalógusa szerint a 8 magnitudónál fényesebb csillagok 99,78%-a az O, B, A, F, G, K, M 0 típusok valamelyikébe tartozik (ezen belül 17% O típusú). Az R, N, S színképosztályba mindössze a csillagok 0,05%-át sorolják. Ez a sorrend összhangban van a csillagok színképében található legfontosabb színképvonalak intenzitásaival:

Példaként felsoroljuk a fősorozatba tartozó csillagok különböző színképosztályainak fizikai adatait (a HRD alapján). A római számok a csillag színképére jellemző atomok ionizációs állapotaira utalnak; I: semleges atom, II: egyszeresen ionizált, III: kétszeresen ionizált atom.

A színképosztályok sorrendjét az alábbi segítő mondatokkal (mnemonikokkal) jegyezhetjük meg.

[szerkesztés] O színképtípusú csillagok

A csillagok színképosztályozásában az O típusú csillagok felszíni hőmérséklete a legmagasabb: 25–40 000 K. Sugárzási maximumuk az ultraibolya tartományba esik, a látható színképtartományban megfigyelve kék színűek. Az O színképtípusnak (kivételesen) 5 alosztálya van; a számozás O5-től O9-ig tart, ahol O5 az osztályon belüli legforróbb csillagokat jelöli. Domináns vonalak: a semleges hélium (O5-től O9-ig erősödik), az egyszeresen ionizált hélium, a kétszeresen ionizált nitrogén, a kétszeresen ionizált oxigén, a kétszeresen ionizált szén és a háromszorosan ionizált szilícium. Feltűnők a hidrogén Balmer-vonalai, habár a késői alosztályoknál nem olyan erősek. Mivel ezek a csillagok különösen forrók, ezért egyes vonalaik emissziósnak mutatkoznak. (Az erős ultraibolya sugárzásuk ionizálja a légkörük külső rétegeit.) A legritkábban ez a színképosztály fordul elő a fősorozati csillagoknál. Ennek az a magyarázata, hogy a fősorozatot gyorsan elhagyják, a rövid élettartamuk miatt. A fősorozati csillagok 0,00003125%-a tartozik ebbe az osztályba - ilyen csillagok például a ζ Puppis, a λ Orionis és a Trapéz-csillagok az Orion-ködben. A lenti ábrán egy O5 V spektráltípusú csillag színképe látható.

[szerkesztés] B színképtípusú csillagok

Felszíni hőmérsékletük 12 300–25 000 K közötti, színük kékesfehér. Dominánsak a hidrogén Balmer-sorozatának vonalai, ezek a B0 alosztálytól a B9-ig erősödnek. Megjelennek a semleges hélium vonalai; ezek a B2 típusban a legerősebbek. Előfordulnak ionizált fémvonalak: Mg II és Si II. Az ionizált oxigén- és szénatomok vonalai a B3 típusnál erősödnek. Ezen csillagok – O típusú csillagokkal alkotott – halmazait OB-asszociációnak nevezzük. A fősorozat csillagainak nagyjából 0,13% tartozik ebbe a színképosztályba, ilyenek például a Rigel, a Bellatrix, a Spica, az Orion csillagkép övcsillagai és a Pleiadok nyílthalmaz fényesebb csillagai. Az alábbi ábrán egy B2 II spektráltípusú csillag színképe látható.

[szerkesztés] A színképtípusú csillagok

Az A típusú csillagok felszíni hőmérséklete 7900–10 000 K, színük fehér. Spektrumukban erőteljesek a hidrogén Balmer-vonalai (legerősebbek az A0 típusnál) és az ionizált fémvonalak: Fe II, Mg II, Si II (legerősebbek az A5 típusnál). Gyengébbek a hélium és a kalcium vonalai. A fősorozati csillagok 0,63%-a ebbe az osztályba sorolható, ilyenek például a Vega, a Deneb és a Szíriusz. Az alábbi ábrán egy A2 I spektráltípusú csillag színképe látható.

[szerkesztés] F típusú csillagok

Felszíni hőmérsékletük 6000 és 7500 K közötti. Színképükben gyenge (F0-tól F9-ig gyengülő) hidrogénvonalak mellett a Fe és a Cr egyszeresen ionizált (F0-tól F9-ig erősödő) fémvonalait láthatjuk. A legerősebbek a kalcium H- és K-vonalai; e csillagok fehérek vagy sárgák. A fősorozat csillagainak 3,1%-a tartozik ebbe az osztályba – ilyen például a Canopus és a Procyon. Az alábbi ábrán egy F2 III spektráltípusú csillag színképe látható.

[szerkesztés] G színképtípusú csillagok

Felszíni hőmérsékletük 5-6000 K. Erről a színképosztályról tudunk a legtöbbet, mivel a mi Napunk is ebbe tartozik. A semleges hidrogén vonalai gyengülnek, a semleges fémek vonalai válnak a legerősebbeké. Az egyszeresen ionizált kalcium H- és K-vonala is látható. Rendkívül erős a G-sáv (valójában a CH és a Fe vonalainak csoportja). A fősorozat csillagainak 8%-a tartozik ide; a Nap mellett például a τ Ceti és a Capella. Az alábbi ábrán egy G5 III spektráltípusú csillag színképe látható.

[szerkesztés] K színképtípusú csillagok

Felületi hőmérsékletük 3000 és 5000 K közötti, színük narancssárga. Néhány közülük óriás vagy vörös óriás, de ide tartozik a fősorozat csillagainak 13%-a is (LeDrew). Bennük felerősödnek Mn I, Fe I, Si I semleges fémvonalai és a molekulasávok (főként TiO); a hidrogénvonalak már kevésbé jelentősek. Gyengülnek az ionizált fémek és az ionizált hidrogén vonalai. Ebbe az osztályba tartozik az Arcturus, az ε Eridani, az α Centauri B és az Aldebaran. Az alábbi ábrán egy K4 III spektráltípusú csillag színképe látható.

[szerkesztés] M színképtípusú csillagok

Ez a csoport a Secchi-féle rendszer III. osztályának felel meg. Felszíni hőmérsékletük 2200–3500 K közötti. Színképük abszorpciós (CN, CH, CO, TiO, VO, MgH és H₂) molekulasávokat és semleges fémvonalakat mutat. A fősorozat csillagainak több, mint 78%-a ebbe az osztályba sorolható - ilyen csillagok például a Betelgeuse (óriáscsillag), a Barnard-csillag (törpe), a Gliese 581 (vörös törpe), a LEHPM 2-59 ^[1] (szubtörpe) és a GSC 08047-00232 B jelű, késői M típusú barna törpe. ^[2]. Az következő két ábrán egy M0 III illetve egy M6 V spektráltípusú csillag színképe látható.

[szerkesztés] A mellékág csillagai

Az R, N és S típusú csillagok a vörös óriások mellékosztályai. A Hertzsprung-Russell diagram aszimptotikus óriáságán helyezkednek el; magjukban már nincs hidrogfúzió, aktív zónájuk egy, a mag körüli héjba szorul ki. Magjuk gyakorlatilag forró, degenerált hélium. A héjban keletkező hélium egészen addig növeli a héliumból álló mag tömegét, amíg abban a nyomás el nem éri a magfúzióhoz szükséges értéket, és akkor beindul a héliumégés, miközben a mag külső rétege továbbra is hidrogént éget. A hélium égéséből szén és oxigén keletkezik, és ezek a csillag magjában gyűlnek össze. A magban a hélium fúziója addig folytatódik, amíg a hélium egy bizonyos része el nem fogy. A csillagok ezen kettős héj-égését aszimptotikus óriáság-fázisnak nevezzük. Ez a fázis a csillagok életében igen rövid, mivel a héliumfúzió – és vele a csillag ideiglenes stabilitása a kettős héjégés állapotában – nem tart sokáig.

[szerkesztés] R színképtípusú csillagok

A G és az N osztály közötti, átmeneti jellegűek. Felszíni hőmérsékletük 3000 K alatti. Színképük hasonlít a K osztály csillagaiéhoz, de megfigyelhetőek bennük a K osztályra nem jellemző CN és CH ionok sávjai.

[szerkesztés] N színképtípusú csillagok

Felszíni hőmérsékletük 2000 K alatti. Az Angelo Secchi által bevezetett osztályozási rendszerben a IV. osztálynak felelnek meg. Színképük hasonlít a K osztály csillagaihoz, de a C₂ molekulasávok is feltűnnek bennük. Az R és N színképtípusú csillagokat korábban a színképükre jellemző szénmolekulák miatt egy osztályba sorolták; ez volt a C osztály (széncsillagok). Később két különböző osztályra bontották, attól függően, hogy a színképsávjaikat milyen típusú szénmolekula okozza. ^[1]

[szerkesztés] S színképtípusú csillagok

Az M csillagok és a széncsillagok közötti, átmeneti jellegűek. ^[2] A Harvard-féle spektrálklasszifikációs rendszerben ezen színképosztály csillagainak felszíni hőmérséklete a legalacsonyabb (3000–2000 K). Nevüket a belsejükben lejátszódó, ún. s-folyamatról kapták, ugyanis ezekben a csillagokban nagy számban vannak jelen az s-folyamat végtermékei. Maga a folyamat egy szabad neutron befogása és az ezt kísérő béta-bomlás (a neutron egy protonra és elektronra bomlik), aminek következtében eggyel nagyobb rendszámú elem keletkezik. Az s-folyamat a vasnál nagyobb tömegszámú elemek kialakulásának egyik lehetséges mechanizmusa. Az ilyen csillagok színképében a titán-oxid (TiO), szkandium-oxid (ScO) és vanádium-oxid (VO) kettős vonalain túl a Zr, Y és Ba vonalai is megtalálhatóak. Domináns még a neutrális technécium vonala és jelentős a LaO molekulasáv. Az S színképosztályba sorolt csillagok színképük alapján az M típusú csillagokhoz hasonlítanak, de spektrumukban igen jellegzetesek a ZrO, YO és LaO molekulasávok, valamint a Zr, Mo, Ba, Tc és egyes ritkaföldfémek vonalai. Minden ismert S típusú csillag óriás vagy szuperóriás – ilyenek például az S Ursae Majoris és a HR 1105 jelű csillag.

[szerkesztés] Forró kék emissziós spektrumú csillagok osztályai

Néhány nagyon forró és kék csillag színképében a nitrogén és a szén emissziós vonalait láthatjuk. Ezek rendszerezésére a következő osztályokat állították fel:
W-osztály. A W-osztály a Wolf–Rayet csillagokat (W-R csillagok) foglalja magában. Ezen csillagok leginkább az O típusúakhoz hasonlítanak. Színképükben a hidrogén és az ionizált hélium széles vonalai dominálnak, de láthatók benne a C, N és az O abszorpciós vonalai is. ^[3] Felszíni hőmérsékletük 70 000 K fölötti. A napjainkban elfogadott elméletek szerint ezek olyan kettős rendszerek tagjai, amelyekben a kísérő „elszippantotta” a Wolf-Rayet komponens külső rétegeit, ezért az észlelt színképben a normál csillagfelszín összetétele helyett a jóval fejlettebb belső részekét (C, N, O vonalak) figyelhetjük meg. A spektrum széles vonalai a csillagtól távolodó, sebes gázáramban keletkeznek. Színképük domináns spektrumvonalai alapján három alosztályba sorolhatóak: WC (széngazdagok, pl. a γ Velorum A), WN (nitrogéngazdagok, pl. WR 124), WO (színképük emissziós szén-, nitrogén- és oxigénvonalakban gazdag, pl. WR93B). Mindhárom alosztályban megkülönböztetünk korai és késői típusokat, ezeket az alosztály utáni E, illetve L betűkkel jelöljük. Élettartamuk mindössze néhány millió év, luminozitásuk a Napénak 10⁵-szerese. Tömegük 20 naptömegnél nagyobb, amiből gyorsan vesztenek a nagyon erős (2000 km/s-nál nagyobb sebességű) csillagszél hatására. Amíg a mi Napunk évente 10^-14 naptömegnyit veszít tömegéből, addi a Wolf-Rayet csillagok esetében az évi tömegvesztés elérheti a 10^-5 naptömeget. Ezek a csillagok a nagy tömegű csillagok fejlődésének kulcsfontosságú állapotában tartanak: ez a szupernóva előtti (preszupernóva) fázis. A Tejútrendszerben körülbelül 230, a Nagy Magellán-felhőben 100, a Kis Magellán-felhőben pedig 12 Wolf-Rayet csillagot ismerünk. A Wolf-Rayet csillagokat 1867-ben egy francia csillagász, Charles Wolf (Paris Observatory) fedezte fel spektroszkópiai úton. A legjobban ismert (legkönnyebben látható) Wolf-Rayet csillag a Gamma Velorum (γ Vel), ami egy 40°-os deklinációjú fényes csillag.
Az OC, ON, BC, BN osztályok lényegében átmenetek a Wolf-Rayet csillagok és a rendes forró csillagok O és B osztályai között. Az OC osztályba tartozik például a HD 152249, az ON-be a HD 105056, a BC-be a HD 2905 és BN-be a HD 163181 csillag.
OB osztály valójában nem egy színkép, hanem valamely ismeretlen, korai (minden bizonnyal O vagy B színképtípusú) csillagra utaló jelölés. Az OB csillagok rendkívül forróak és nagy tömegűek. Élettartamuk rövid, sugárzási maximumuk az ultraibolya tartományba esik. Sugárzásuk ionizálja az őket körülvevő óriás molekulafelhőben (giant molecular cloud - GMC) lévő csillagközi (intersztelláris) gázt, amivel H II régiókat hoz létre. Az OB csillagokat Cameron Reed katalogizálta 2003-ban. ^[4]

[szerkesztés] Hideg vörös és barna törpék osztályai

A kisebb objektum a Gliese 229B jelű barna törpe, ami a Gliese 229 körül kering. A páros a Nyúl csillagképben található, 19 fényévnyire a Földtől. A bal oldali felvétel a Palomar Obszervatóriumban (San Diego) készült, a jobb oldali pedig a Hubble-űrtávcső felvétele.

Az L és T osztályok az infravörösben sugárzó hideg csillagokra vagy barna törpékre utalnak, amelyek a vizuális tartományban nagyon halványak.

[szerkesztés] L osztály

Felszíni hőmérsékletük 1300 és 2000 K közötti. Tömegük gyakran nem éri el a 0,08 naptömeget, ezért barna törpék, amelyekben nem indulhat be tartós termonukleáris fúzió. Elnevezésük onnan ered, hogy, hidegebbek az M típusú csillagoknál. Az L típusú csillagok nem azonosak a lítiumtörpékkel, színképük nem tartalmaz lítiumot. Színük sötétvörös, sugárzási maximumuk az infravörös tartományba esik. Légkörük elég hideg ahhoz, hogy színképükben fémhidridek és alkáli földfémek színképvonalai ill. színképsávjai előforduljanak.^[5]^[6] Ezen csillagok egy része rendes csillag, más részük pedig törpecsillag vagy barna törpe. Ilyen csillagok például a VW Hyi - 2MASSW J0746425+2000321 kettős^[3], amelynek A komponense egy L típusú törpecsillag, B komponense pedig egy L típusú barna törpe. L típusú rendes csillagra példa a V838 Monocerotis.

[szerkesztés] T osztály

A T osztályba tartozó csillagok nagyon fiatalok és alacsony sűrűségűek. Többnyire csillagközi felhőkben fordulnak elő. Barna törpék, színképük komplex molekulákat, főként erős metánabszorpciós sávokat mutat^[5]^[6]. Prototípusuk az 1995-ben felfedezett Gliese 229B.^[7] Jelenlegi ismereteink szerint ez a leghidegebb színképosztály: effektív felszíni hőmérsékletük 1700 és 1200 K közötti. A 2MASS, az SDSS és az NTT deepfield égboltfelmérő programokban már több mint 2 tucat ilyen égitestet fedeztek fel. Ilyen típusú csillag például az ε Indi Ba & ε Indi Bb, amely egy erős metánvonalakat mutató hideg barna törpekettős.

[szerkesztés] Y osztály

Az Y típusú csillagok sokkal hidegebbek, mint a T törpék. Ilyen égitesteket sokáig nem találtak, csak elméletileg modelleztek. ^[8] Az első ilyen objektum (CFBDS J005910.83-011401.3) felfedezését 2008 áprilisában jelentették be, felszíni hőmérséklete mindössze 350 °C, légkörében kimutatták a barna törpékre jellemző metán mellett a csak az óriásbolygókra jellemző ammóniát is.^[9]

[szerkesztés] A fehér töpék osztályozása

A legtöbb csillag életének végső stádiuma a fehér törpe állapot. A csillagoknak ez a kihűlési fázisa akár évmilliárdokig is eltarthat, ezért ezen égitestek előfordulása gyakori. Egyes becslések szerint a tejútrendszerbeli számuk meghaladja a fősorozati csillagokét. Alosztályokba való besorolásuk éppen emiatt szükséges. A fehér törpék megkülönböztetésére a „D-színképosztályt” vezették be. A besorolás az „atmoszférájuk” összetétele szerint történik. Az elsődleges jellemzők alapján megkülönböztetünk DA, DB, DO, DC, DQ, DZ, és DX osztályokat, amelyeket az alábbi tulajdonságok jellemzik:
DA: színképükben csak a hidrogén Balmer-sorozata figyelhető meg, annak ellenére hogy hőmérsékletük alapján látni kellene fémek (kalcium, magnézium, vas) vonalait is. Semleges héliumvonalak nem jellemzőek.
DB: színképük alapján „atmoszférájuk” héliumban gazdag, a spektrumban a semleges hélium (hélium I) vonalai találhatóak meg. Hidrogén- és fémvonalakat nem mutat. Ez arra utal, hogy a fejlődésük végső fázisában vannak. Ebbe az alosztályba sorolható a Szíriusz B csillag.
DO: ionizált héliumban gazdag külső réteg, egyszeresen ionizált héliumvonalakat mutat.
DC: a fentebb említett típusok gyenge vonalai jellemzik a spektrumot, amely lényegében folytonos (kontinuum).
DQ: szénben gazdag „atmoszféra”, a szén atomi és molekuláris vonalai jellemzőek.
DZ: fémben gazdag „légkör” vagy külső réteg, magnézium (Mg I), kalcium (Ca I, Ca II) és/vagy vas (Fe I) vonalak találhatóak a spektrumban. Semleges hidrogén- és héliumvonalakat nem mutat a színképük.
DX: a spektrumvonalak nem eléggé tiszták, az égitest így a fenti osztályok egyikébe sem sorolható be. A fehér törpék D-osztályának 1-től 10-ig terjedő alosztályai vannak, ahol 1 a 37 500 K és 9 az 5500 K fölötti légköri hőmérsékletet jelzi. (A szám az effektív felszíni hőmérséklet T_eff = 50 400 K alapján van definiálva.)^[10] Másodlagos légköri jellemzők alapján a fehér törpéket a P, H, E és V osztályokba sorolhatjuk, amelyek a következőképpen jellemezhetőek:

A Szíriusz A és – balra lent – apró kísérője a Szíriusz B a Hubble-űrtávcső felvételén. A Szíriusz B egy DB típusú fehér törpe.

P: mágneses fehér törpék, detektálható polarizációval.
H: mágneses fehér törpék, detektálható polarizáció nélkül
E: emissziós vonalakat mutatnak
V: változó színképet mutatnak

A rendszerezésbe, a fent említett osztályokon kívül, kiterjesztett fehér törpe osztályokat is bevezettek:
DAB: semleges hidrogénben és semleges héliumban gazdag fehér törpék
DAO: semleges hidrogénben és ionizált héliumban gazdag fehér törpék
DAZ: hidrogénben gazdag hideg fémes fehér törpék
DBZ: héliumban gazdag hideg fémes fehér törpék
DAV vagy zz Ceti: hidrogénben gazdag pulzáló fehér törpék
DBV vagy V777 Her: héliumban gazdag pulzáló fehér törpék
DOV vagy PG 1159: héliumban gazdag pulzáló fehér törpék

A fehér törpék első színképosztályozása Gerard Kuiper nevéhez fűződik (1941)^[11], azóta különböző klasszifikációs rendszereket javasoltak. ^[12]^[13]

[szerkesztés] Spektrális jellegzetességek

Vannak olyan csillagok, amelyeknek a spektruma nagyjából megfelel valamely színképosztálynak, de az átlagtól eltérő jellegzetességek is megtalálhatók bennük. Ilyenkor a jellegzetességet egy-egy betűvel jelöljük:

A spektrum megadásánál ezenkívül fel szokás tüntetni a színképosztály jele előtt, hogy a csillag törpe (d: dwarf) vagy óriás (g: giant)

A Henry Draper-féle katalógus és az azt kiegészítő Henry Draper Extentions (HDE) 360 ezer csillag színképtípusát tartalmazza. Ennek több, mint 200 000 csillagát Miss Annie Cannon osztályozta 1911 és 1914 között. Ez a fajta spektrálklasszifikáció azonban még nem elegendő ahhoz, hogy pontos képet nyújtson a csillag légkörében uralkodó állapotokról.

[szerkesztés] A Hertzsprung–Russell diagram

A Hertzsprung–Russell diagram. A vízszintes tengelyen a csillagok felszíni hőmérséklete és Harvard-féle színképosztálya, a függőleges tengelyen pedig a vizuális magnitúdóban mért abszolút fényességük van feltüntetve. A szürke mezők a csillagok luminozitási osztályait jelzik. Napunk, mint a legtöbb csillag, a főágon (V luminozitási osztály) helyezkedik el.

A színképosztályozás megalkotását követően Einar Hertzsprung és tőle függetlenül Henry Norris Russell megfigyelték, színképtípusú csillagoknak azonos hőmérséklet mellett is lehet különböző a spektrumuk. Ezt a problémát már nem tudták az alosztályokba való sorolással megoldani, így készítettek egy újabb osztályozást, amely a csillagok luminozitásán (fényességén) alapul. Megvizsgálva a csillagok színképtípusát és hőmérsékletét, arra a következtetésre jutottak, hogy a luminozitás alapján is osztályokba sorolhatóak a csillagok. Az ezt kifejező diagramot a két csillagász tiszteletére Hertzsprung–Russell diagramnak nevezték el. A diagram függőleges tengelyén az abszolút fényesség vagy a luminozitás (Nap-luminozitás egységekben) szerepel, vízszintes tengelyén pedig a színképtípus, vagy a felszíni hőmérséklet.

A csillagok életútjuk során mind luminozitásukat, mind színképüket változtatják. Ezen a lassú változáson kívül, bizonyos köztes fejlődési fázisban, az úgynevezett változócsillagok, gyors színkép és luminozitás-módosulást is mutathatnak. A luminozitási osztályok érzékeltetésére a Hertzsprung–Russell diagramot sematikus sávokra osztották, amelyekben az egyes luminozitási osztályok képviselői helyezkednek el.

[szerkesztés] A csillagok kémiai összetétele

A színképelemző műszerek fejlődésével és a csillagok légkörének modellezésével egyre több csillag légkörének kémiai összetételét állapították meg. Ez alapján arra következtetésre jutottak, hogy a hidrogéntől és a héliumtól eltekintve, a csillagok légköre a hibahatáron belül azonos összetételű. Ha a nehezebb elemeket (a héliumnál nehezebb összes elemet a csillagászatban fémnek hívják) vizsgáljuk, ritkaságnak számítanak azok a csillagok, amelyek légköre a Napétól jelentősen eltérő kémiai összetételű. Ez jellemző az extragalaxisok csillagaira is. A Nap légköre tehát kémiai összetétel szempontjából etalonként szolgál.

A csillagok kémiai összetételének megállapítására a legegyszerűbb módszer a növekedési görbe meghatározása. A növekedési görbe megadja, hogy valamely meghatározott kémiai elem meghatározott színképvonalának ekvivalens szélessége hogyan függ az elem atomjainak térfogategységenkénti számától. A növekedési görbe alakja ugyanis függ a csillag légkörének modellétől, aminek segítségével kapott kémiai összetétel csak bizonyos pontossággal adható meg. Vannak csillagok, amelyeknek kémiai összetétele jelentősen eltér a kozmikus elemgyakoriságtól. Ezeket anomális kémiai eloszlású csillagoknak nevezzük. Ilyenek például:

Ap v. Bp csillagok: spektrumukban alapján a ritka földfémek (pl. lantán, cérium, európium) túlpopuláltságot mutatnak. Légkörük hőmérséklete 9 - 10 000 K. Sokukban jelentős a mágneses tér, a jelenleg mért legnagyobb térerősség az ilyen csillagokban a földi érték hetvenezerszerese. Mivel e csillagok színképében általában a hidrogén vonalai uralkodnak, a fémek anomális mennyisége a színképet csak kevéssé változtatja meg. Az anomáliára még nincs egységesen elfogadott magyarázat.

Am csillagok: spektrumuk alapján a kalcium-alulpopuláltságot, a Fe csoport pedig túlpopuláltságot mutat.

Báriumcsillagok: G8-K2 színképosztályú óriáscsillagok, légkörük s-folyamat során keletkezett izotópokról árulkodik: Ba II és Ba III-vonalak 455,4 nm-nél, Sr II és Y II vonalak. Spektrumukra jellemzőek még CH, CN és C₂ molekulasávok. A báriumcsillagok osztályát William Bidelman and Philip Keenan definiálta.^[14] Radiális sebességük kísérleti tanulmányozásából arra következtettek, hogy minden báriumcsillag kettőscsillag. ^[15]^[16]^[17] Az IUE (International Ultraviolet Explorer - nemzetközi ultraibolya felfedező) műhold több báriumcsillag-rendszerben fehér törpéket talált.

Pekuliáris vörös óriások: rendszerint a szén, valamint a periódusos rendszer 6. és 7. periódusába tartozó elemek gyakorisága haladja meg messze az átlagosat. Ezekben a késői típusú csillagokban az anomális elemgyakoriságok a színképet jelentős mértékben megváltoztatják, lehetetlenné téve ezzel a klasszikus osztályba való besorolásukat. A leggyakoribb anomáliák számára külön osztályokat nyitottak: a C típusú csillagokban rendszerint a szén mennyisége haladja meg az oxigénét, az S típusra pedig erős cirkónium-oxid sávok jellemzőek.

C típusú csillagok: széncsillagoknak is nevezzük őket, általában K vagy M színképtípusúak, az átlagosnál több szenet tartalmaznak ami miatt C betűvel jelölik őket. Színképükben többnyire C₂, cián és szénhidrogén-gyök vonalak fordulnak elő, bennük a szén és az oxigén elemgyakorisága 4-5-ször nagyobb, mint a normális csillagok esetében. A szénvegyületek a spektrum kék részében az intenzitást jelentősen gyengítik, így ezek a csillagok vörösek. Az R típusú csillagok felszíni hőmérséklete magasabb és inkább a K-típusú csillagokra hasonlítanak, míg az N-típusúak hidegebbek, fizikai tulajdonságaik miatt inkább az M csillagokhaz állnak közelebb. A széncsillagok többsége óriás vagy szuperóriás, de előfordulnak közöttük fősorozati csillagok (törpék) is. Több alosztályba soroljuk őket, megkülönböztetünk klasszikus (C-R, C-N) és nem klasszikus (C-J, C-H, C-Hd) osztályokat. A C-R, C-N és C-H osztályokat 1993-ban vezette be Philip Keenen a Morgan-Keenan osztályozási rendszer kiegészítésénél. Ehhez adták hozzá a C-J és C-Hd alosztályokat. ^[18] Csak később vezették be a ma is használatos rendszert. ^[19]

MS és SC osztályok: az M és S, illetve az S és C osztály közötti átmenetek, a nevük is innen ered. Az M - MS - S - SC - N sorban jobbra haladva nő a csillagokban a szén gyakorisága. Átmeneti jellegű csillag az R Serpentis, ST Monocerotis (fősorozat - MS), a CY Cygni és a BH Crucis (SC).

Héliumcsillagok: hélium-túlpopuláltságot mutatnak de ugyanakkor a nehezebb elemek is megtalálhatóak a színképükben. Mindezektől függetlenül normális csillagok, légkörükben a nehézségi gyorsulás akkora vagy kisebb, mint a Nap felszínén. Két nagy osztályba soroljuk őket. Az egyik osztályba körülbelül egyharmad részük tartozik. Ezek szélsőséges hidrogénhiányukkal tűnnek ki, szemben a másik osztállyal, ahol a hidrogén mennyisége normálisnak mondható.

L típusú csillagok:Felszíni hőmérsékletük 1300 és 2500 K közötti. Törpecsillagok vagy szubcsillagok feltűnő szénhidrogén és alkálifém vonalakkal. L törpéknek vagy lítiumtörpéknek is nevezik őket, mivel több ilyen objektumban nem játszódik le nukleáris fúzió. Színük sötétvörös, infravörös tartományban a legfényesebbek. Légkörük elég hideg ahhoz, hogy szénhidrogén és alkálifém vonalakat tartalmazzon a színképük. L típusú csillagok: 2MASSW J0746425+2000321 kettős (A komponense egy L típusú törpecsillag, B komponense egy L típusú barna törpe.)

T Tauri csillagok: fiatal képződmények, világító és sötét ködök környezetében találhatóak, feltehetően ezekből keletkeztek. Névadójuk prototípusuk, a Bika csillagkép T Tauri változócsillaga. Szabálytalan (irreguláris) fényességváltozásokat mutatnak. Felszíni hőmérsékletük 3500-7000 K. Színképük az erős emissziós vonalak mellett ún. tiltott vonalakat is tartalmaz, amelyek csak extrém alacsony sűrűség mellett jöhetnek létre. A színképvonalak jellegzetessége még a kékeltolódás, ami anyagkiáramlásra utal. A flercsillagokhoz hasonlóan még valamivel a főág fölött vannak, amit csak később érnek el. A T Tauri csillagok többnyire csoportokban fordulnak elő, amelyek - hasonlóan az OB asszociációkhoz - sűrű csillagközi felhők szomszédságában helyezkednek el. Infravörös sugárzásuknak köszönhetően nagy számban fedeztek fel ilyen objektumokat az Ophiuchus-porködben.

Mágneses csillagok: színképvonalaik (Si, He, Ca, Ba, Mg, Sr, Ti) intenzitás-változásával egyidejűleg változik a fényességük. Szinte minden mágneses csillag ezen kívül mágneses térerősség-változásokat mutat, alkalmanként pedig pólusátfordulás is megfigyelhető. A térerősségváltozások néha szigorú periodikusságot mutatnak, néha pedig szabálytalan változásokat figyelhetünk meg. A Canes Venatici (Vadászebek) csillagkép legfényesebb csillaga esetében például - 0,14 és + 0,16 T közötti mágneses térerősségváltozás figyelhető meg 5 és fél napos periódussal. A mágneses tér változásával együtt 0,2 magnitúdós fényességváltozást mutat.

[szerkesztés] Az anomális kémiai összetétel magyarázata

A legújabb csillagászati kutatások arra következtetnek, hogy az anomális kémiai összetétel hátterében a csillaganyag enyhe „keveredése”, vagy éppen ennek hiánya áll.

A fehér törpék kivétel nélkül anomális összetételűek: 80%-uk színképében kizárólag hidrogén vonalak, 10%-uk színképében csak a hélium széles vonalai (DA-, DB-, DO-típusok) találhatóak, további 10%-uk pedig - a hidrogén és hélium mellett - fémvonalakat (is) mutat. A fehér törpék anomális kémiai összetételében a fent felsorolt folyamatok mindegyike szerepet játszik.

[szerkesztés] A Yerkes színképosztályozási rendszer

Idővel kiderült, hogy azonos színképosztályú csillagokhoz többféle tömeg és luminozitásérték is tartozhat, így szükségessé vált, hogy az osztályozásban a felületi hőmérsékleten kívül a csillagfejlődésben elfoglalt állapotukat is hozzárendeljék a csillagokhoz. William W. Morgan, Philip C. Keenan és Edith Kellman, a Yerkes Obszervatórium kutatói, kidolgozták a csillagok kétdimenziós spektrálklasszifikációját. ^[21] A Harvard-féle osztályozáshoz hasonlóan ez is empirikus rendszer, itt római számokkal jelzett luminozitási osztályokat különböztetünk meg. (A luminozitást a $L = 4 \pi R^2 \sigma T_{e}^4$ képletből számíthatjuk ki, ahol L a luminozitás,

σ

a Stefan–Boltzmann állandó, R a csillag sugara, T_eff pedig az effektív felületi hőmérséklete. A tömeg és a luminozitás között a fősorozati csillagoknál durván az alábbi összefüggés áll fenn: $L \approx M^{3,5}$ .) A csillagok asztrofizikai állapotára tehát nem csak színképtípusuk, de luminozitási osztályuk is jellemző. Napunk pl. G2V típusú csillag, ahol a G2 jel csillagunk sárgás színére utal, a V szám pedig arra, hogy a Nap fősorozati csillag. Az MKK-rendszer további finomítására 1930-ban William Morgan az I. luminozitási osztályon belül bevezette az Ib, Iab, Ia, Ia-0 alosztályokat. Az egyes luminozitási osztályba tartozó csillagok gyakorisága eltérő. A statisztikai vizsgálatokból azt a következtetést vonhatjuk le, hogy minden egyes szuperóriásra jut körülbelül 10³ óriáscsillag, 10⁷ fősorozati törpe, 10⁴ szubtörpe, és durva becslések alapján 10⁶ fehér törpe.

Később, 1953-ban a standard csillagok és az osztályozás kritériumainak többszörös átdolgozása után, a rendszerezési sémát a három asztrofizikusról MKK-osztályozásnak nevezték el. ^[22]

Navigáció

részvétel

Keresés

Eszközök

Más nyelveken