Astronomijoje žvaigždžių klasifikacija - tai būdas sugrupuoti žvaigždes pagal temperatūrą. Žvaigždės temperatūrą galima išmatuoti pažvelgus į jos spektrą, t. y. į tai, kokią šviesą žvaigždė skleidžia. Spektras atskleidžia stiprias arba silpnai matomas linijas, kurios atsiranda dėl tam tikrų atomų ar molekulių absorbcijos ar emisijos — pagal šias linijas astronomai nusprendžia, kokioje temperatūroje ir chemine sudėtimi yra žvaigždė.

Žvaigždės taip pat skirstomos į spektrinius tipus arba klases pagal spalvą. Apskritai žvaigždės temperatūra lemia jos spalvą — nuo raudonos iki mėlynai baltos. Spektriniai tipai tradiciškai žymimi raidėmis. Septyni pagrindiniai tipai yra M, K, G, F, A, B ir O. M žvaigždės yra šalčiausios, o O — karščiausios. Visoje sistemoje yra ir kitų tipų, kuriuos retai sutinkame: W, R, N ir S. Artimiausia Žemei žvaigždė — Saulė — yra G klasės žvaigždė.

Spektrinių tipų (O–M) apibūdinimas, spalvos ir temperatūros

Kiekviena raidė suskirstoma į dešimt potipių (0–9), pvz., G0 → G9, kur 0 reiškia arčiausiai karštesnės klasės, o 9 — arčiau šaltesnės. Toliau pateikiami apytiksliai temperatūrų intervalai, spalvos apibūdinimai ir tipiniai spektro požymiai:

  • O — temperatūra ~30 000 K ir daugiau. Spalva: labai mėlyna. Spektre matomos stiprios jonizuoto heliumo linijos, silpnos vandenilio linijos; dažnai stiprios jonizuotų sunkiųjų elementų linijos.
  • B — ~10 000–30 000 K. Spalva: mėlyna ar mėlynai balta. Matomos neutraliojo heliumo linijos (šaltesniuose B tipų žvaigždėse) ir stiprios vandenilio Balmer linijos.
  • A — ~7 500–10 000 K. Spalva: balta. Labiausiai ryškios vandenilio Balmer linijos; silpnesnės metalo linijos.
  • F — ~6 000–7 500 K. Spalva: gelsvai balta. Balmer linijos silpsta, stiprėja jonizuotų metalų (pvz., Ca II) linijos.
  • G — ~5 200–6 000 K. Spalva: geltona (Saulė yra G2V). Spektre ryškios metalo linijos (Fe, Ca) ir molekulinės juostos pradeda pasireikšti šaltesnėse G žvaigždėse.
  • K — ~3 700–5 200 K. Spalva: oranžinė. Spektrui būdingos neutralios metalo linijos ir stiprėjančios molekulinės juostos.
  • M — < ~3 700 K. Spalva: raudona. Dominuoja molekulinės juostos, ypač TiO; taip pat silpnos vandenilio linijos.

Spektro ypatybės ir klasifikacijos principai

Spektrinė klasifikacija nėra grindžiama vien spalvų matavimu — svarbiausi yra absorbcijos ir emisijos linijų santykiai bei jų stiprumas. Pvz., labai karštose O žvaigždėse matyti jonizuoto heliumo linijos, o vėsesnėse M žvaigždėse — molekulinės juostos (TiO). Balmerio serija (vandenilio linijos) yra ypač stipri A tipo žvaigždėse, o metalų linijos stiprėja pereinant prie šaltesnių tipų.

Subklasės ir spinduliuotės intensyvumo (luminosity) klasės)

Be pagrindinio spektrinio tipo, žvaigždės aprašomos ir pagal šviesumo (luminosity) klasę — tai MK (Morgan–Keenan) sistema. Ji nurodo žvaigždės atmosferos slėgį ir todėl susijusi su žvaigždės dydžiu ar evoliucijos stadija:

  • I — supermilžinė (supergiantės)
  • III — milžinė (giant)
  • V — pagrindinės sekos žvaigždė (dwarf arba „pagrindinė seka“)

Pavyzdžiui, G2V yra Saulės klasė (pagrindinės sekos geltona žvaigždė), o M1I būtų raudonoji supermilžinė (pvz., Betelgeize panašios žvaigždės). Toks derinys (raidė + skaičius + romaninė klasė) tiksliau apibūdina žvaigždę.

Retesni tipai ir toliau už M

Be pagrindinių O–M klasių, egzistuoja ir kiti spektriniai tipai bei specialios kategorijos:

  • W — Wolf–Rayet žvaigždės: labai masyvios ir karštos žvaigždės su plačiomis emisijos linijomis (He, C, N). Jos žymi stiprias žvaigždžių vėtrų fazes.
  • R, N — istoriškai naudotos anglies žvaigždėms apibūdinti (dabar dažnai žymimos kaip C tipo arba „C“ klasė); jų spektruose dominuoja anglies molekulių juostos.
  • S — žvaigždės su specifinėmis molekulinėmis juostomis (pvz., ZrO), esančios tarp tipų K ir M evoliucijoje.
  • Už M ribos aptinkami dar šaltesni objektai — rudieji nykštukai, žymimi kaip L, T ir Y, kurių spektrai dominuojami metanais, vandens juostomis ir kt.

Istorija ir šiuolaikiniai metodai

Pagrindinė spektrinė klasifikacija (Harvardo sistema) buvo sudaryta XX a. pradžioje (reikšmingą indėlį turėjo Annie Jump Cannon). Vėliau sistema buvo patobulinta įtraukiant MK klasifikaciją, kuri vienu metu apibrėžia ir temperatūrą, ir šviesumą. Šiandien spektrai gali būti klasifikuojami rankiniu būdu arba automatiškai naudojant kompiuterinius algoritmus ir didelius spektroskopinius duomenų rinkinius.

Pastaba apie spalvą ir temperatūrą

Spalva yra matomas temperatūros ir spektrinio energijos pasiskirstymo rezultatas: karštesnės žvaigždės skleidžia daugiau šviesos trumpesnėse (mėlynos) bangose, vėsesnės — daugiau ilgesnėse (raudonos). Tai atitinka ir termodinamikos dėsnį (Wieno dėsnis), tačiau spektrinė klasifikacija remiasi konkrečiomis linijomis, o ne vien tik bendru spinduliuotės pasiskirstymu.

Apibendrinant, spektrinė klasifikacija O–M suteikia efektyvų būdą apibūdinti žvaigždžių temperatūrą, spalvą ir chemines bei fizines savybes — nuo karštų mėlynųjų O tipo iki šaltų raudonųjų M žvaigždžių, o papildomos klasės ir MK sistema leidžia detaliau nusakyti žvaigždžių evoliucines būsenas.