Typ widmowy

W astronomii typ widmowy to klasyfikacja gwiazd oparta na widmie światła wysyłanego przez gwiazdę w niebieskiej części. Widmo światła emitowanego przez gwiazdę jest określone przez trzy podstawowe parametry zewnętrznych warstw gwiazdy, a mianowicie:

• ich temperaturę,
• ciśnienie gazu,
• skład chemiczny.

Z powyższych czynników największy wpływ na postać widma gwiazdowego ma temperatura. Widma gwiazd o niskiej temperaturze powierzchni świadczą o obecności tam prostych związków chemicznych. Wraz ze wzrostem temperatury spada liczba cząstek i atomy ulegają jonizacji.

Temperatura fotosfery określa również barwę emitowanego światła, stąd wyraźny związek pomiędzy poszczególnymi typami widmowymi a barwą gwiazdy.

Zmiany rozmiarów gwiazd i barw ich fotosfer wraz z typem widmowym dla gwiazd ciągu głównego. Zmiany barwy od czerwieni ku błękitowi (od lewa do prawa) związane są ze wzrostem temperatury fotosfery

[edytuj] Różne typy widmowe

Około 99% gwiazd na niebie można podzielić na siedem podstawowych typów widmowych:

• O – barwa niebieskobiała – od 25 000 do 50 000 K – silne linie helu zjonizowanego, np. Heka
• B – barwa niebieskobiała – od 11 000 do 25 000 K – wyraźne linie obojętnego helu
• A – barwa biała – od 7500 do 11 000 K – widmo zdominowane przez linie wodoru serii Balmera, np. Syriusz i Wega
• F – barwa żółtobiała – od 6 000 do 7500 K – linie serii Balmera słabną, pojawiaja sie linie metali neutralnych np. Procjon
• G – barwa żółta – od 5000 do 6000 K – liczne linie metali neutralnych, bardzo silne linie wapnia zjonizowanego, wyraźny spadek ilości światła w części fioletowej widma, np. Słońce
• K – barwa pomarańczowa – od 3500 do 5000 K – silne linie metali niezjonizowanych, liczne pasma cząsteczkowe, np. Arktur
• M – barwa czerwona – poniżej 3500 K, posiada pasma cząsteczkowe tlenku tytanu, np. Antares

Ten system klasyfikacji zmodyfikowała do jego obecnej postaci amerykańska uczona Annie Jump Cannon (1863-1941), która przeanalizowała i sklasyfikowała widma ponad 200 tysięcy gwiazd. Podstawą klasyfikacji były występujące w widmach gwiazd charakterystyczne linie i pasma (głównie absorpcyjne) oraz ocena ich względnych natężeń. Te podstawowe typy widmowe dzielimy ponadto na 10 podtypów, oznaczonych cyframi od 0 do 9, umieszczonymi za symbolem literowym, w kolejności malejącej temperatury. Ponad 1% gwiazd należy do dalszych pięciu typów widmowych:

• W – gwiazd Wolfa-Rayeta o temperaturze powierzchni 100 000 K
• Q – gwiazd nowych
• R i N – gwiazd węglowych
• S – gwiazd cyrkonowych.

Niektóre gwiazdy wymykają się opisanym w ten sposób kategoriom, np. następujące, dodane później:

• L – zawierające w swoim widmie dużą ilość litu, ok. 1300-2500 K
• T – chłodniejsze od klasy M, ok. 1000 K
• Y – chłodniejsze nawet od T, typ teoretyczny nie potwierdzony obserwacjami^[1]
• C – inne gwiazdy węglowe
• P – nadawane czasem oznaczenie mgławicy planetarnej

Wprowadzona w ten sposób klasyfikacja gwiazd według ich typów widmowych nie określa jednak ściśle niektórych typów gwiazd, o takiej samej temperaturze powierzchni. Do tego samego typu widmowego należą bowiem karły, olbrzymy i nadolbrzymy. Pewne gwiazdy mają szczególne, niecodzienne widma. Dlatego wprowadzono dalsze dodatkowe symbole dla oznaczenia typów widmowych. Przed nazwą typu dodaje się:

• sd – gdy gwiazda jest podkarłem (ang. subdwarf)
• d – karłem (ang. dwarf)
• w – białym karłem (ang. #000000)
• sg – podolbrzymem (ang. subgiant)
• g – olbrzymem (ang. giant)
• c – nadolbrzymem (ang. colossus)

Uogólnieniem tych dodatkowych podziałów jest klasyfikacja MKK, która oprócz typu widmowego wprowadza pojecie klasy jasności.

Niektóre białe karły oznacza się symbolem "D" poprzedzającym odpowiednią literę, oznaczającą widzialne pasma pierwiastka

• DA – biały karzeł bogaty w wodór
• DB – biały karzeł bogaty w hel
• DO – biały karzeł bogaty w zjonizowany hel
• DC – biały karzeł bez wyraźnych pasm
• DQ – biały karzeł bogaty w węgiel
• DZ – biały karzeł bogaty w metale
• DX – biały karzeł, który posiada linie, ale nieznanego pochodzenia

Niektóre białe karły mogą posiadać mieszane oznaczenia, np. DAB, lub DAO. Oznacza to, że występuję pasma różnych typów. Jeśli za oznaczeniem np. DA występuje litera V, oznacza to pulsującego białego karła. Natomiast za symbolem oznaczającym typ widmowy można spotkać litery:

• p – gdy gwiazda ma swoiste osobliwe widmo (ang. peculiar)
• e – gdy w widmie gwiazdy są linie emisyjne
• n – gdy linie w widmie są rozmyte (ang. nebular)
• s – gdy linie w widmie są ostre (ang. sharp)
• k – gdy widmo zawiera linie międzygwiazdowego gazu
• m – gdy zawiera linie metalu^[2]

Istnieją też gwiazdy o tak osobliwym widmie, że trudno je zaliczyć do jakiegokolwiek typu widmowego i takie oznaczamy symbolem pec (pekularne).

Zdarza się czasami, że gwiazda jest bardziej czerwona, niż wynikałoby to z jej typu widmowego. Typ widmowy wskazuje na przykład na temperaturę, przy której kolor gwiazdy powinien być biało-niebieskawy, a gwiazda jest wyraźnie żółtawa itp. Tego rodzaju efekt nazywa się nadwyżką (ekscesem) barwy. Świadczy on jednak nie o osobliwościach fizycznych samej gwiazdy, lecz o ekstynkcji międzygwiazdowej wywołanej obecnością pyłu kosmicznego między gwiazdą a obserwatorem.

[edytuj] Gwiazdy standardowe

Są to gwiazdy o widmie charakterystycznym dla danego typu.

[edytuj] Cechy typów widmowych

Teoria atomowa wyjaśnia, dlaczego widma gorących niebieskich gwiazd (typ O) wyglądają zupełnie inaczej niż widma czerwonych, zimnych gwiazd (typ M, T, Y), mimo iż wszystkie gwiazdy są zbudowane w istocie z tych samych składników. Dla każdego pierwiastka istnieją charakterystyczne poziomy temperatury i gęstości, przy których wytwarzanie widzialnych linii absorpcyjnych jest najbardziej efektywne. W krańcowo wysokich temperaturach, jak w gwiazdach typu O, atomy gazu ulegają jonizacji, czyli tracą elektrony. Ponieważ w takich warunkach mogą przetrwać tylko atomy o najsilniejszym wiązaniu między jądrem a elektronami, takie jak pojedynczo zjonizowany hel, w widmie dominują linie atomów zjonizowanych. Przy temperaturze około 5800 K, jak w gwiazdach typu G, np. na Słońcu, atomy takich metali jak żelazo i nikiel nie ulegają rozerwaniu i pozostają neutralne. W temperaturach poniżej 3500 K, w gwiazdach typu M, mogą istnieć nawet cząsteczki, jak np. tlenek tytanu.

[edytuj] Klasa jasności gwiazdy

Klasa jasności gwiazd, zwana także klasyfikacją widmową Yerkes została stworzona w 1943 roku przez Williama W. Morgana, Phillipa C. Keenana oraz Edith Kellman z obserwatorium Yerkes (stąd również skrót MKK od inicjałów autorów). Klasyfikacja ta jest rozszerzeniem do klasycznej klasyfikacji widmowej, sformułowanej przez Henryego Drapera i opiera się na odkrytej przez Morgana korelacji pomiędzy szerokością linii widmowych a mocą promieniowania gwiazdy. W ramach gwiazd o tym samym typie widmowym, im gwiazda jaśniejsza tym węższe linie obserwuje się w jej widmie. Oryginalna klasyfikacja MKK wprowadza siedem klas jasności, tę listę współcześnie uzupełnia dodatkowa klasa.

Wyróżnia się 8 klas jasności:

• 0 (czasem też: Ia-0) – Hiperolbrzymy – najjaśniejsze ze wszystkich gwiazd. Przykładem hiperolbrzyma jest Eta Carinae. (klasa dodana później)
• I – Nadolbrzymy – bardzo jasne i masywne gwiazdy przy końcu swojego życia. Dzielą się na typy Ia i Ib, przy czym Ia reprezentuje te najjaśniejsze (jest także typ Iab- pośredni). Tego rodzaju gwiazdy są bardzo rzadkie – jedna na milion gwiazd jest nadolbrzymem. Najbliższym nadolbrzymem jest Kanopus (F0Ib) oddalony 310 lat świetlnych. Innymi przykładami są: Betelgeza (M2Ib), Antares (M1Ib) i Rigel (B8Ia).
• II – Jasne olbrzymy – gwiazdy mające jasność pomiędzy olbrzymami a nadolbrzymami. Przykładem może tu być Sargas (F1II) i Alphard (K3II).
• III – Olbrzymy – są to głównie niezbyt masywne gwiazdy przy końcu ich życia, które napuchły do rozmiarów olbrzyma. Do tej kategorii zaliczamy także pewne masywne gwiazdy, które są dopiero na drodze do otrzymania statusu nadolbrzyma. Przykładami są: Arktur (K2III), Hadar (B1III) i Aldebaran (K5III).
• IV – Podolbrzymy – gwiazdy, które dopiero zaczęły ewolucję do statusu olbrzymów lub nadolbrzymów. Przykładem może tu być: Alnair (B7IV), Mufrid (G0IV) oraz Procjon (F5IV-V) – częściowo wchodzący w tą klasę.
• V – Karły (gwiazdy ciągu głównego) – wszystkie normalne, spalające wodór gwiazdy. Gwiazdy spędzają większą część swojego życia w tej kategorii, zanim przesuną się o rząd wyżej. Gwiazdy klasy O i B tej kategorii są w rzeczywistości bardzo jasne i ogólnie jaśniejsze od większości olbrzymów. Przykładami mogą być: Słońce (G2V), Syriusz (A1V) i Wega (A0V).
• VI – Podkarły (rzadko używane)
• VII – Białe karły (rzadko używane)

Spadek szerokości linii widmowych wraz z rosnącą jasnością gwiazdy jest efektem obocznym, związanym ze zjawiskiem wzrostu szerokości linii widmowych przy rosnącym ciśnieniu emitującego gazu. Jeżeli ograniczymy się do gwiazd o tym samym typie widmowym, czyli podobnych temperaturach fotosfer, wtedy wzrost jasności gwiazdy jest związany ze wzrostem jej rozmiarów. Wzrost rozmiarów oznacza również spadek natężenia pola grawitacyjnego, a co za tym idzie, spadek ciśnienia gazu w fotosferze, co daje efekt węższych linii widmowych.

Klasa jasności jest określana na podstawie cech widmowych, dlatego nie należy jej mylić z samą jasnością gwiazdy. Najgorętsze gwiazdy klasy jasności V (ciąg główny) są jaśniejsze od gwiazd klasy jasności III (olbrzymy), zaś wiele białych karłów (klasa VII) jest jaśniejszych od najchłodniejszych gwiazd ciągu głównego (klasa V).

[edytuj] Mnemotechnika

Zapamiętanie siedmiu podstawowych typów widmowych ułatwia angielskie zdanie: Oh, Be A Fine Girl, Kiss Me Right Now, Sweety

O Be A Fine Girl, Kiss Me Right Now, Sweety.

W wolnym przekładzie Och, Bądź Aniołem Fajnego Gatunku, Kochaj Mnie (za : Bronisław Kuchowicz, Jadwiga Teresa Szymczak "Dzieje materii przez fizyków odczytane" Wiedza Powszechna 1978 W-wa) Dla zapamiętania typów R, N oraz S po Kiss Me można dodać "Right Now Sweetheart !"

[edytuj] Przypisy

1. ↑ Najchłodniejszy brązowy karzeł - "tylko" 350 st.
2. ↑ W astronomii metalami nazywamy każdy pierwiastek cięższy od helu.