Csillagászati színképosztályozás

A Wikipédiából, a szabad lexikonból.

Spirituszláng spektrummal

Lángfestés nátrium-kloriddal

A csillagászati színképosztályozás alatt (szűkebb értelemben) a csillagok - spektrális tulajdonságaik alapján történő - színképosztályokba való sorolását értjük. A csillagok színképtípusokba és luminozitási osztályokba való besorolásuk segítségével modelleket állíthatunk fel a csillagok fejlődésére. A modellek és a kísérleti eredmények összevetésével lehetőségünk van a csillagok fizikai elméletének gyakorlattal való összehasonlítására, például olyan állapothatározók, mint a hőmérséklet, felszíni gravitáció fémtartalom modell alapján való becslésére, valamint új modellek kidolgozására is.

A csillagok színképében többnyire elnyelési vonalakat figyelhetünk meg, mivel a fényt kibocsátó fotoszféra fölött helyezkedik el a csillagok igen ritka légköre. Így a légkör és a csillagok külső régióikat alkotó elemek nyomvonalai rárakódnak a felszín eredetileg folytonos spektrumára, hasonlóan Wollaston lángfestési kísérletének eredményéhez.

A csillagok színképében felismert vonalak helyzetét sokáig kézzel rögzítették, majd ezt követően a kémiai elemek - laboratóriumi kísérletek során kapott - emissziós vonalaival próbálták azonosítani. E módszer különösen eredményesnek mutatkozott a napkutatás terén is; így fedezte fel 1868-ban Janssen és Lockyer egymástól függetlenül a Földön addig ki nem mutatott hélium (Helios=Nap görögül) jelenlétét a Nap légkörében. A kémiai analízis ezen módja lehetővé tette a csillagokat felépítő kémiai elemek meghatározását (ezek 99%-át H -és He teszi ki, a maradék 1%-ot a héliumnál nehezebb elemek, elsősorban C, N, O alkotják, melyeket a csillagászatban fémeknek szokás nevezni!), és ezen túlmenően a csillagok színképosztályokba való sorolását (latin eredetű kifejezéssel: spektrálklasszifikáció).

Tartalomjegyzék

1 Az első spektrálklasszifikációs rendszer
2 A Hertzsprung-Russell diagram
3 A csillagok kémiai összetétele
4 A Yerkes spektrálklasszifikációs rendszer
5 Egyéb klasszifikációs rendszerek
- 5.1 Secchi-féle osztályozás
- 5.2 Chalonge-Barbier-Divan-féle osztályozási rendszer
6 A fehér töpék osztályozása
7 Az UBV-rendszer
8 A csillagok színképosztályának megállapítása a gyakorlatban. Standardcsillagok
9 Lásd még
10 Külső hivatkozások

[szerkesztés] Az első spektrálklasszifikációs rendszer

Az első spektrálklasszifikációs rendszert Secchi dolgozta ki 1863-ban. E rendszer alapján 3 csoportot különböztetett meg a csillagok felszíni hőmérsékletének csökkenő sorrendje szerint. Ezt kibővítve készült el az 1900-as években a ma használatos, Harvard-féle spektrálklasszifikációs rendszer Pickering, Maury és Cannon csillagászok kutatásainak eredményeképpen. Ez tulajdonképpen egy empirikus osztályozáson alapul: minden színképosztályhoz megadott felületi hőmérsékletet és az abszorpciós spektrumvonalak meghatározott rendszerét rendeli hozzá. A csillagokat felületi hőmérsékletük csökkenő sorrendjében 7 fő- (O, B, A, F, G, K, M) ill. 3 mellékosztályba R, N, S soroljuk. Az O színképtípusú csillagok a forró, kék csillagok, az M színképtípusúak pedig a hideg, vörös csillagok lettek. Később, a finomabb besorolás kedvéért, a színképosztályokon belül még 0-9-ig terjedős alosztályokat vezettek be; kivétel az O típus, ahol az osztályozás O5-tel kezdődik. Henry Draper katalógusa szerint a 8 m-nál fényesebb csillagok 99, 78%-a az O, B, A, F, G, K, M 0, 17% O típusú, és 0, 05% az R, N, S színképosztályba tartozik. Ez a sorrend összhangban van a csillagok színképében található legfontosabb színképvonalak intenzitásaival:

a hidrogén Balmer-sorozata
az ionizált hélium és az ionizált vas vonalai
a kálium abszorpciós vonala (393.3 nm)
az ún G-sáv (CH molekula)
a semleges kalcium 422,7 nm-es vonala
431 nm körüli fémvonalak
A TiO molekula sávjai

Példaként felsoroljuk a fősorozati csillagok különböző színképosztályaihoz tartozó fizikai adatait (a HRD alapján).

Osztály	Hőmérséklet (K)	A csillag színe	Spektrális jellemzők	Tömeg	Sugár	Luminozitás	Példa
O	30 000 - 60 000	Kék	erős He I és He II abszorpciós vonalak	60	15	1 400 000	Epszilon Orionis, Mintaka, Zeta Puppis
B	10 000 - 30 000	Kék	[[hidrogén\|H I] (Balmer-sorozat), He I abszorpciós vonalak	18	7	20 000	Rigel, Spica
A	7500 - 10 000	Kékes-fehér	erős H (Balmer) vonalak, ionizált fémvonalak (K, Ca II)	3,2	2,5	80	Szíriusz, Vega, Deneb
F	6000 - 7500	Sárgás-fehér	Balmer-sorozat, semleges és ionizált fémvonalak (Fe I, Fe II, Ti II, Ca I, Ca II, Mg I)	1,7	1,3	6	Canopus, Procyon
G	5000 - 6000	Sárga	Itt a legerősebbek a H és K vonalak, előfordulnak Ca II (H és K) és Fe I vonalak is	1,1	1,1	1,2	Nap, Capella
K	3500 - 5000	Narancs-sárga	erős K és Ca II (H és K) vonalak, Fe, Ti vonalak, CN CO és TiO sávok	0,8	0,9	0,4	Arcturus, Aldebaran, Alfa Centauri, Antares
M	2000 - 3500	Narancs-vörös	dominálnak az abszorpciós molekulavonalak (főleg TiO) és a semleges fémvonalak	0,3	0,4	0,04	Betelgeuse, Barnard csillag, Arcturus,
R	3500 - 5400	Vörös-infravörös	C₂, CN és CH molekulák sávjai				S Camelopardalis, RU Virginis
N	1900 - 3500	Infravörös	C₂ és CH₄ molekulák sávjai				R Leporis, Y Canum Venaticorum, U Hydrae
S	2000 - 3500	Infravörös	Zr, Y, Ba, La, TiO, ScO, VO, ZrO, és YO vonalak				T Camelopardalis, U Cassiopeiae

[szerkesztés] Wolf-Rayet csillagok

A Wolf - Rayet csillagok az O-típusú csillagokhoz hasonlítanak, de színképükben a hidrogén és az ionizált hélium széles vonalai dominánsak. Viszont ugyanakkor megtalálhatók a C, N és az O abszorpciós vonalai is. Felszíni hőmérsékletük 70000 K fölötti. A napjainkban elfogadott elméletek szerint ezek a csillagok kettős rendszerek tagjai, ahol a kísérő Wolf-Rayet komponens külső rétegeit "elszippantotta". Így az észlelt színkép inkább a már jóval fejletteb belső részeket jellemzi (C, N, O vonalak), mint a normál csillagfelszínt. A spektrumban mutatkozó széles vonalak a csillagtól távolodó nagy sebességű gázáramban keletkeznek. Színképük domináns spektrumvonalai alapján további három alosztályba sorolhatóak (WC: szénben gazdagok, WN: nitrogénben gazdagok, WO: oxigénben gazdagok). Wolf-Rayet csillagok a Gamma Velorum A (WC), WR 124 (WN) és a WR93B (WO-típusú) objektumok.

[szerkesztés] O-típusú csillagok

A csillagok színképosztályozásában az O-típusú csillagok felszíni hőmérséklete a legmagasabb: 25 000 - 40 000 ^oK közötti, aminek a kék szín felel meg. Az O színképtípusnak (kivételesen) 5 alosztálya van, a számozás O5-től O10-ig tart. Ilyen típusúak például a Trapéz-csillagok az Orion-ködben. Spektrumuknak a kékbe és az ibolyába eső része igen erőteljes. Domináns vonalak a kétszeresen ionizált nitrogén, a háromszorosan ionizált szilícium, a semleges és az egyszeresen ionizát hélim. A hidrogén atom vonalai gyengék. Mivel ezek a csillagok extrém magas hőmérsékletűek, ezért egyes vonalaik emissziósnak mutatkoznak. Az alábbi ábrán egy O5v spektráltípusú csillag színképe látható.

[szerkesztés] B-típusú csillagok

Felszíni hőmérsékletük 12 300 - 25 000 ^oK közötti, színük kékesfehér. Dominánsak a hidrogén Balmer-sorozatához tartozó vonalak, ezek a B0 - B9 alosztályig erősödnek. Megjelennek a semleges hélium vonalai, melyek a B5 típusnál a legerősebbek. Az ionizált O és C atomok vonalai a B3 típusnál erősödnek. Ilyen csillagok például a Rigel, a Bellatrix és az Orion csillagkép övcsillagai.Az alábbi ábrán egy B2ii spektráltípusú csillag színképe látható.

[szerkesztés] A-típusú csillagok

Az A-típusú csillagok felületi hőmérséklete 7 900 - 10 000 ^oK, színük fehér. Spektrumukban a hidrogén Balmer-vonalai és az ionizált fémvonalak (pl. kálium) erőteljesek, a hélium és a kalcium vonalai gyengébbek. Ilyen típusú csillagok például a Vega és a Szíriusz.

[szerkesztés] F-típusú csillagok

Felszíni hőmérsékletük 6000 és 7500 kelvin fok közötti. Színképük gyenge hidrogénvonalakat (F0-tól F9-ig gyengülnek) és ionizált fémvonalakat (F0-tól F9-ig erősödnek) mutat, legerősebbek a kalcium H- és K-vonalai. Színük fehér vagy sárga. Ilyen típusú csillagok például a Canopus és a Procyon.

[szerkesztés] G-típusú csillagok

Felszíni hőmérsékletük 5000-6000 kelvin fok. Erről a színképosztályról tudunk a legtöbbet. A semleges hidrogén vonalai gyengülnek, legerősebbek a semleges fémek vonalai. Az ionizált kalcium H- és K-vonala is jelen van. A G-sáv (valójában a CH és a Fe vonalainak csoportja) rendkívül erős. Ebbe az osztályba sorolható a Nap és a Capella.

[szerkesztés] K-típusú csillagok

Felületi hőmérsékletük 3000 és 5000 kelvin közötti. A semleges fémvonalak és a molekulasávok (főként TiO) felerősödnek, a hidrogénvonalak már kevésbé jelentősek. Gyengülnek az ionizált fémek és az ionizált hidrogén vonalai. Ebbe azosztályba tartozik az Arcturus és az Aldebaran.

[szerkesztés] M-típusú csillagok

A Secchi-féle osztályozási rendszerben a III osztálynak felel meg. Felszíni hőmérsékletük 2200-3500 K közötti. Ilyen típusú csillagok például a Betelgeuse és a Barnard-csillag és a GSC 08047-00232 B jelű (késői M-típusú barna törpe) ^[1].

[szerkesztés] R-típusú csillagok

Átmenet a G- és N-osztály között. Megfigyelhetőek a CN és CH molekulák sávjai.

[szerkesztés] N-típusú csillagok

Secchi IV osztályának felel meg. Jellemző a színképében a C₂ molekula.

[szerkesztés] S-típusú csillagok

Kettős ZrO és TiO sávok figyelhetőek meg a színképben. Domináns vonalak még a neutrális technécium, jelentős a LaO molekulasáv. A színképosztályok sorrendjét az alábbi segítő mondatokkal (mnemonikokkal) jegyezhetjük meg.

„Oly Barátságos A Fénylő Göncölszekér, Keresd Meg.”

„Orosz Barátom Azt Felelte, Gépek Készítenek Mindent [Rám Ne Számíts].”

Angolul:

„Oh, Be A Fine Girl, Kiss Me.” (legismertebb)

„Optical Binary Affairs Fundamentally Generate Keplerian Marriages.”

„Out Beyond Andromeda Fiery Gases Keep Making Really Nifty Stars.”

[szerkesztés] MS és SC osztályok

Átmenetet képeznek az M- és S-osztály, illetve az S- és C-osztály között, innen ered a nevük. Az így felállított M - MS - S - SC - N sor mentén növekszik a csillagok széngyakorisága. Ebbe az osztályba sorolhatóak az R Serpentis, ST Monocerotis (MS), CY Cygni és a BH Crucis (SC) csillagok.

[szerkesztés] P & Q osztály

A P és Q osztályok a nem csillagszerű objektumokat foglalják magukba. A P-típus planetáris ködre, a Q-típus nóvára utal.

[szerkesztés] L-osztály

Felszíni hőmérsékletük 2000 K alatti. Tömegük nem éri el a 0,08 naptömeget, ezért barna törpék.

[szerkesztés] T-osztály

A T-osztály csillagai barna törpék, prototípusuk a G1 229B, amelyek metánabszorpciós sávokat mutatnak. Jelenlegi ismereteink szerint ezek a csillagok alkotják a leghidegebb színképosztályt, effektív felszíni hőmérsékletük 1700 és 1200 K közötti. A 2MASS, az SDSS, és az NTT deepfield égboltfelmérési programok során már több mint 2 tucat ilyen égitestet fedeztek fel.

[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:

Rövidítés	Leírás
:	bizonytalan spektrális tulajdonságú csillag
...	leírhatatlan spektrális különlegességek
!	speciális különlegességek
comp	ún. kompozitspektrum, ami az egymásra rakódott színképek eredője
e	emissziós vonalak
[e]	tiltott emissziós vonalak
er	"fordított" emissziós vonalak, a vonalak közepe gyengébb, mint a szélei
ev	változásokat mutató spektrális emisszió
f	NIII és HeII ionizált emissziós vonalak találhatók a színképben
(f)	gyenge emissziós hélium vonalak
((f))	nincs benne a héliumnak emissziós vonala
He wk	gyenge hélium vonalak
k	a csillagközi Ca vonalai is fellelhetők benne.
m	a fémvonalak az ionizált Ca-nak a H- és K-vonalához képest erősek. Ezeket a csillagokat fémcsillagoknak is nevezzük.
n	diffúz spektrumvonalak
neb	a csillag színképére rárakódik a körülötte lévő köd színképe.
nn	különösen diffúz spektrumvonalak
p	különleges (pekuliáris) csillagok, amelyeknek egyedi tulajdonságaik is vannak.
pq	pekuliáris spektrum, hasonlít a nóvák spektrumához
q	kék- és vöröseltolódást mutató vonalak
s	éles vonalak
sh	„shell” csillag B és F közötti fősorozati csillagok gázburkától eredő emissziós spektrumvonalak.
ss	különösen éles vonalak
v vagy var	változó spektrum
w, wl, wk	gyenge vonalak
wl	fémszegény csillagok
d Del	A vagy F színképtípusú óriások gyenge kalcium H és K vonalakkal, prototípusuk a Delta Delphini
d Sct	A vagy F színképtípusú csillagok, spektrumuk hasonlít a rövid periódusú változókhoz, prototípusuk a Delta Scuti
A csillag luminozitására utaló jelölések
d	fősorozati csillagok/törpecsillagok színképe
g	óriáscsillagok színképe
sd	szubtörpék színképe
W vagy D	fehér törpecsillagok színképe (pl. WA5)
Ha a spektrum anomális erősségű fémvonalakat mutat
Ba	abnormálisan erős bárium vonalak
Ca	abnormálisan erős kalcium vonalak
Cr	abnormálisan erős króm vonalak
Eu	abnormálisan erős európium vonalak
He	abnormálisan erős hélium vonalak
Hg	abnormálisan erős higany vonalak
Mn	abnormálisan erős mangán vonalak
Si	abnormálisan erős szilícium vonalak
Sr	abnormálisan erős stroncium vonalak
Fehér törpék spektrális jellegzetességei
P	polarizált fény
H	mágneses mező
V	változócsillag
PEC	létezik spektrális különlegesség

A spektrum megadásánál ezenkívül szokás feltűntetni 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 A. 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. Napunk, mint a legtöbb csillag, a főágon helyezkedik el.

Fő szócikk: Hertzsprung-Russell diagram

A spektrálklasszifikáció megalkotását követően Einar Hertzsprung és tőle függetlenül Henry Norris Russell megfigyelték, hogy az azonos spektráltípusú 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 luminozitási osztályán 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, visszintes 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 úgy nevezett változócsillagok, gyors színkép és luminozitásmódosulást 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 elepján arra következtetésre jutottak, hogy a hidrogéntől és a héliumtól eltekintve, a csillagok légköre a hibahatáron belül azonos összetételű. Ha a nehezebb elemeket vizsgáljuk, ritkaságnak számítanak azok a csillagok, amelyek légköre a Napétól jelentősen eltérő kémiai összetételű. Ami egyaránt jellemző az extragalaxisok csillagaira. 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 tekintjük. Ilyenek pl:

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 változtaja el. Az anomáliára még nincs egységesen elfogadott magyarázat.

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

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 C mennyisége haladja meg az oxigénét, az S-típusra pedig erős ZrO 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, CN és CH 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.

S színképosztályú csillagok: nevüket a belsejükben lejátszódó ún. s-folyamatról kapták. Ezekben a csillagokban ugyanis az s-folyamat végtermékei nagy számban vannak jelen. A folyamat egy szabad neutron befogása és az ezt kísérő béta-bomlás (a neutron egy protonra és elektronra bomlik), aminek következtében egyel nagyobb rendszámú elem keletkezik. Az s-folyamat az egyik lehetséges mechanizmus a vasnál nagyobb tömegszámú elemek kialakulására. Az S-típusú csillagok jelentős része változó, színképükben a TiO, ScO és VO vonalakon túl a Zr, Y és Ba vonalai is megtalálhatóak.

Héliumcsillagok: hélium-túlpopuláltságot mutatnak de ugyanakkor a nehezebb elemek is megtalálhatóak a színképükben. Mindezektől függetlenül normális csillagok, légkörükben tehát 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.

HdC-csillagok: rövidítésük a Hydrogen deficient C stars angol kifejezésbő ered, tehát hidrogénhiányos fényes óriáscsillagok, melyek színképében a hélium dominál.

L-típusú csillagok:Felszíni hőmérsékletük 1300 és 2500 K közötti. Törpecsillagok vagy szubcsillagok feltűnő szénhidrogén és alkáli fém 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-típusú csillagok

T Tauri csillagok: fiatal képződmények, világító és sötét ködök környezetében találhatóak, feltehetően ezekből keletkeztek. Névadójuk a Bika csillagkép T Tauri csillaga. Szabálytalan (irreguláris) fényváltozásokat mutatnak. Felszíni hőmérsékletük 3500 - 7000 K. Színképük az erős emissziós vonalak mellett ún. tiltott vonalakat is tartalmaz, amelyek csak extrén alacsony sűrűség mellett jöhetnek létre. A színképvonalak jellegzetessége még a kékeletolódás, 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 Ophiuchi-porködben.

Mágneses csillagok: színképvonalaik (Si, He, Ca, Ba, Mg, Sr, Ti) intenzitásváltozásával egyidejűleg változik a fényességük. Szinte minden mágneses csillag ezen kívül mágneses térerősségváltozásokat mutat, alkalmanként pedig pólusátfordulás is megfigyelhető. A térerősségváltozások néha szigorú periódikusságot 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.

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

Túl erős a csillagban az anyag keveredése, amit a csillag egészét átható konvekció vagy a nukleáris égéstermékek légkörbe kerülése okoz. Feltehetően ezzel magyarázható a pekuliáris vörösóriásoknál és a HdC-csillagoknál jelentkező anomália.
A csillag légköre - a lassú forgás, erős mágneses tér miatt - szokatlanul nyugodt. A turbulencia hiánya miatt létrejön a molekuláris diffúziós egyensúly, az atomok és ionok súly és fotonbefogási keresztmetszet szerinti elkülönülése. Feltehetően ez a jelenség okozza a fémvonalas csillagoknál a rendellenességet.
A csillag környezetéből is vehet fel szokatlan összetételű anyagot, például az intersztelláris térből vagy a kettőscsillagok a komponensükről.

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 spektrálklasszifikációs rendszer

Yerkes spektrálklasszifikációs rendszer
Osztály	Alosztályok	Leírás
0	-	hiperóriások
I	Ia, Iab, Ib	fényes szuperóriások
II	IIa, IIab, IIb	fényes óriások
III	IIIa, IIIab, IIIb	(normális) óriások
IV	IVa, IVab, IVb	szubóriások
V	Va, Vab, Vb	fősorozatbeli csillagok (törpék)
VI	-	szubtörpék
VII	-	fehér törpék
Kiegészítő jelölések
jel	példa	értelmezés
-	G I-II	átmenet az I és II osztályok között
+	O Ia+	Ia színképtípusnál fényesebb
/	M IV/V	a csillag M IV vagy M IV típusú

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. W. W. Morgan, P. C. Keenan és E. Kellman kidolgozták a csillagok kétdimenziós spektrálklasszifikációját, vagy másképpen az MKK-rendszert (vagy MK-rendszer). Ez szintén empirikus rendszer, itt római számokkal jelzett luminozitási osztályokat különböztetünk meg. 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 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.

A Morgan-Keenan színképosztályozási rendszer

Az MMK-féle osztályozásban olyan spektrumvonalakat is figyelembe vesznek, amelyek tulajdonságaiból a csillag felszíni gravitációjára lehet következtetni. Egy óriáscsillag felszíni gravitációs gyorsulás a sokkal kisebb, mint egy törpecsillag esetében ( $g=\frac{GM}{R^2}$ és az óriáscsillagok 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.

Az MKK-osztályozás gyakorlatban a Yerkes Színképatlasz standardcsillagaival való összehasonlítás alapján, becsléssel történik.

[szerkesztés] Egyéb klasszifikációs rendszerek

[szerkesztés] Secchi-féle osztályozás

Angelo Secchi elsőként javasolta (1863-1867) a csillagok osztályokba való sorolását.

I osztály: fehér vagy kék csillagok, színképükben erős hidrogénvonalak és fémvonalak mutatkoznak. (modern A-osztály)

II. Class: erősen hidrogénszegény sárga csillagok, fémvonalakat mutatnak. (modern G- és K-osztály)

III. osztály: narancssárga színű csilagok, összetett színképsávokkal. (modern M-osztály)

IV. osztály: vörös csillagok, jelentős mértékben mutatnak szénvonalakat és -sávokat. (széncsillagok)

V. osztály: emissziós vonalakat mutatnak.

Ennek az osztályozási rendszernek a továbbfejlesztésével született meg a Harvard-féle klasszifikáció. [2]

[szerkesztés] Chalonge-Barbier-Divan-féle osztályozási rendszer

A két leggyakrabban használt osztályozási rendszeren (Harvard- és Yerkes-féle) kívűl még többféle létezik, ezek közül legfontosabb a Chalonge, Barbier és Divan asztrofizikusok által kidolgozott szisztéma. Az előző kettővel ellentétben itt az osztályozás alapjául szolgáló mennyiségeket fotometriai úton mérni lehet. Tapasztalati alapon egyértelmű kapcsolatot sikerült megállapítani a színképtípus, a luminozitási osztály illetve a Chalonge-paraméterek között.

[szerkesztés] A fehér töpék osztályozása

Fő szócikk: Fehér törpe

A legtöbb csillag életének végső stádiuma a fehér törpe állapot. A csillagoknak ez a kihűlési fázisa akár évmilliókig 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 a DA, DB, DO, DC, DQ, DZ, és DX osztályokba történik, 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.
DB: színképük alapján "atmoszférájuk" héliumban gazdag, a spektrumban a semleges hélium (hélium I) vonalai találhatóak meg. Ez arra utal, hogy a fejlődésük végső fázisában vannak.
DO: ionizált héliumban gazdag külső réteg, egyszeresen ionizált héliumvonalakat mutat.
DC: a fentebb említett típusok gyenge vonalai jellemzik a spektrumot.
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.
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 37500 K és 9 az 5500 K fölötti légköri hőmérsékletet jelzi. (A szám az effektív hőmérséklet alapján van definiálva)[3]

Kiterjesztett fehér törpe osztályok:

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

[szerkesztés] Az UBV-rendszer

Az UBV-rendszer - ami Johnson-féle rendszer néven is ismert - lényegében a csillagok fotometriai osztályozását jelenti. Az U, B és V jelzések a csillag UVB- rendszerben mért ultraibolya, kék és vizuális magnitúdóját jelentik. Ennek a módszernek a felfedezése (1950) Harold Lester Johnson és William Wilson Morgan amerikai csillagászok nevéhez fűződik.

Ezt a módszert a halvány csillagok statisztikai vizsgálatára alakalmazzák. Az eljárás lényege az, hogy viszonylag széles hullámhossztartományban a színkép legjellemzőbb helyeiről vesznek "mintát" a csillagok fényéből. Az így kapott fényességértékeket a tartományra jellemző színekre utaló indexszel látják el, és színfényességnek nevezik. Legtöbbször a fent említett három tartományban szokás fényességet mérni.

Ha a különböző tartományokban számított abszolút fényességek különbségét képezzük, akkor az ún. színindexeket kapjuk. Háromszín-rendszer esetén ezek közül kettő független, amit általában így jelölünk: U - B és B - V. A színindexek használata megkönnyíti a csillagok fejlődésének tanulmányozását és segít meghatározni távolságukat és korukat. Ebből pedig következtetni tudunk a csillagközi tér esetleges fényelnyelésére is. A színindexek szoros kapcsolatban állnak a csillag felszíni hőmérsékletével azzal együtt változnak. Az O és B típusú csillagok esetében a kék és a vizuális fényrend különbsége negatív, az A típusnál nulla, az F, G, K és M színképosztályba tartozó csillagok esetében pedig egyre nagyobb pozitív érték.

[szerkesztés] A csillagok színképosztályának megállapítása a gyakorlatban. Standardcsillagok

Egy nagy látószögű Schmidt-távcső fényútjába néhány fokos prizmát helyeznek, így a fotolemezen megjelenik minden csillagnak a színképe. Az így kapott spektrumok felbontása azonban nagyon gyenge, részletes tanulmányozásra nem alkalmas, viszont megfelel a spektrálklasszifikáció törvényeinek. Minden színképosztályhoz és alosztályhoz tartoznak standardcsillagok, melyeknek spektráltípusa adott. Ismeretlen spektráltípusú csillagok esetében a színképosztályokba történő besorolásnál az adott műszerrel először a standardcsillagról kell objektívprizmás felvételt készíteni, majd a kapott spektrumot a csillagéval összehasonlítani.

Az alábbi táblázat a különböző színképosztályokhoz tartozó standardcsillagokat mutatja:

Színképosztály	Standardcsillag(ok)	Színképosztály	Standardcsillag(ok)
O5	BD 4^o1302	F2	π Sagittarii
O6	BD 44^o3639	F5	α Canis Minoris
O7	S Monocerotis, g Sagittae	F8	β Virginis
O8	λ¹ Orionis, A Cygni	G0	α Aurigae
O9	10 Lacertae, BD 34^o98	G2	Nap
B0	ε Orionis	G5	χ Geminorum
B1	β Canis Maioris	K0	α Bootis
B2	γ Orionis	K2	β Cancri
B3	π₄ Orionis	K5	α Tauri
B5	q Tauri	M0	β Andromedae
B8	β Persei	M2	α Orionis
B9	λ Aquilae	M3	π Aurigae
A0	α Canis Maioris	M6	ρ Persei
A2	γ Ursae Maioris	R0	BD10^o5057
A3	τ₃ Eridani	R3	BD+5^o5223
A5	β Trianguli	R8	BD-3^o1685
F0	δ Geminorum	N0	19 Piscium

[szerkesztés] Lásd még

Nap
csillag
Csillagászati színképelemzés Az asztrofizika egyik legeredményesebb vizsgálati módszere
Asztrofizika A csillagok állapothatározói
Hertzsprung-Russell diagram Alapvető összefüggés a csillagok állapothatározói között

[szerkesztés] Külső hivatkozások

Jacqueline Mitton: Cambridge Dictionary of astronomy
A. David Thackeray: Astronomical spectroscopy

A lap eredeti címe "http://hu.wikipedia.org../../../c/s/i/Csillag%C3%A1szati_sz%C3%ADnk%C3%A9poszt%C3%A1lyoz%C3%A1s.html"

Kategória: Asztrofizika