Színképosztályozás

A ma használatos spektrál-klasszifikációs sémát a Harvard Obszervatóriumban definiálták a XX. század elején. A Henry Draper által a XIX. század utolsó harmadában elkezdett munkát Annie Jump Cannon folytatta, s 1918 és 1924 között definiálta az alaposztályokat. Az eredeti osztályozás az ABC nagybetűit használta, mégpedig sorrendben, de a későbbi munkák nyomán a sorrenden változtatni kellett.

Az osztályozás a csillagok ún. felszíni hőmérsékletére érzékeny vonalak intenzitásain alapul. A legfontosabb vonalak a következők:

• a hidrogén Balmer-vonalai,
• a semleges és az ionizált He és Fe vonalai,
• a Ca H és K vonala (396.8 nm és 393.3 nm),
• az ún. G-sáv (CH molekula),
• a semleges Ca 422.7 nm-es vonala,
• a 431 nm körüli fémvonalak,
• a TiO molekula sávjai.

Standard színképtípusok (O, B, A, F, G, K és M osztály)

Az alaposztályokat a csökkenő felszíni hőmérséklet sorrendjében az O, B, A, F, G, K és M betűkkel jelöljük. Az O, B és A színképtípusokat gyakran korai, míg a G, K és M színképtípusokat késői színképtípusoknak nevezzük. Az elnevezések abból az időből származnak, amikor még úgy gondolták, hogy a színképtípus szerinti besorolás egyben fejlődési sort is jelent. A színképtípusok fő jellemzőit foglalja össze a következő táblázat.

Színképtípusok jellemzői

Példák csillagszínképekre.

Alosztályok

A. Cannon mindegyik színképtípuson belül alosztályokat hozott létre és ezeket 0-tól 9-ig számozta. Az F0 és a G0 között "félúton" elhelyezkedő csillag színképtípusa ebben a rendszerben F5. A Napunk spektráltípusa G2.

Luminozitási osztályok

A Harvard-féle osztályozás a csillagok felszíni hőmérsékletén és néhány vonal tulajdonságain alapul. Pontosabb osztályozás megköveteli a csillag ún. luminozitásának figyelembe vételét is. Ezt a besorolást Yerkes- vagy MKK-féle osztályozásnak nevezzük (William Wilson Morgan, Philip C. Keenan, Edith Kellman). Itt olyan vonalakat is figyelembe vesznek, amelyek tulajdonságaiból a csillag felszíni gravitációjára lehet következtetni. Egy óriáscsillag felszíni gravitációs gyorsulása sokkal kisebb, mint egy törpecsillag esetében (g = GM/R² és az óriások esetében a sugár sokkal nagyobb, mint a törpék esetében). A kisebb gravitációs gyorsulás kisebb sűrűséget és gáznyomást eredményez, ami befolyásolja az adott gázban kialakuló színképvonalak profilját.

A Yerkes-osztályozásban 6 fő luminozitási osztályt definiálnak:

A Nap színképtípusa a Yerkes-osztályozás figyelembe vételével: G2V

Átlagtól eltérő jellegzetességek

A csillagok színképében előforduló ún. pekuliáris tulajdonságok jellemzésére az osztályozást további kódokkal finomítják:

Az aszimptotikus óriáság csillagai (R, N és S osztály)

Miután a csillag magjában a hidrogén nagy része héliummá alakult, a hidrogén égése a mag körüli héjban folytatódik. A mag ilyenkor egy degenerált hélium csillagnak tekinthető. Némileg leegyszerűsítve, a héjban keletkező hélium a mag héliumához adódik, egészen addig, míg a magban a nyomás és a hőmérséklet el nem éri a hélium fúziójának beindulásához szükséges értéket. A magban addig folyik a hélium fúziója, amíg a hélium bizonyos százaléka el nem fogy. Ezután a hélium fúziója pedig egy mag körüli héjban folytatódik. Ebben az állapotban a csillagnak egy degenerált szén-oxigén magja van, amelyet egy hélium-égető héj vesz körül, azt pedig egy hidrogén-égető héj övezi. A csillag ekkor a Hertzsprung-Russell diagramon az ún. aszimptotikus óriáságon helyezkedik el.

• R és N színképtípus

  A K és M színképtípusú óriáscsillagok egy része sok szenet tartalmaz, ezeket gyakran széncsillagoknak is nevezik és C betűvel jelölik. Színképükben a legjellemzőbb vonalak a C₂, CN és CH vonalai, bennük a szén és az oxigén elemgyakorisága 4-5-ször nagyobb, mint a normál csillagokban. 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 típusúk hidegebbek és inkább az M csillagokhoz állnak közelebb.

• S színképtípus

  Az S színképtípus a nevét onnan kapta, hogy ezekben a csillagokban az ún. s-folyamat végtermékei nagy számban vannak jelen. Az s-folyamat egy szabad neutron befogása és az ezt kísérő béta-bomlás (a neutron protonra és elektronra bomlik), amelynek során 1-gyel nagyobb rendszámú elem keletkezik. Az s-folyamat az egyik lehetséges mechanizmus az 56-nál nagyobb tömegszámú elemek kialakulására.

  Az S típusú csillagokat az TiO, ScO és VO vonalakon túl a Zr, az Y és a Ba vonalai is jellemzik. Ezen csillagok jelentős része változó.

Pekuliáris csillagok

• Wolf-Rayet csillagok

  A Wolf-Rayet csillagok az O típusú csillagokhoz hasonlítanak, de színképüket a hidrogén és az ionizált hélium széles emissziós vonalai dominálják, de megtalálhatók a szén, nitrogén valamint az oxigén abszorpciós vonalai is.
  A ma elfogadott elméletek szerint ezek a csillagok kettős rendszerek tagjai és a kísérő a Wolf-Rayet komponens külső rétegeit "elszippantotta", így az észlelt színkép inkább a már elfejlődőt belső részeket jellemzi, mint a normál csillagfelszínt. Az észlelt széles vonalak a csillagtól távolodó nagy sebességű gázáramban keletkeznek.

• T Tauri csillagok (TTS)

  A T Tauri csillagok fiatal képződmények, világító és sötét ködök környezetében találhatók, valószínűleg ezekből keletkeztek. A T Tauri csillagok irreguláris fényváltozásokat mutatnak. Színképük fényes emissziós vonalakat és ún. tiltott vonalakat tartalmaz, amelyek csak extrém alacsony sűrűségek mellet jöhetnek létre. A színképvonalak jellegzetessége még a kékeltolódás, ami anyagkiáramlásra utal.