TYPY WIDMOWE GWIAZD
TYPY WIDMOWE GWIAZD
charakterystyka fizyko-chemiczna
Typ widmowy gwiazdy to parametr związany przede wszystkim z jej temperaturą. Podział ten odnosi się ściśle do temperatury powierzchni, a w konsekwencji również do składu chemicznego gwiazd. Od temperatury, a więc od dostarczonej energii zależy stopień jonizacji atomów poszczególnych pierwiastków. Im więcej energii, tym więcej elektronów można oderwać od atomu lub spowodować przeniesienie ich na wyższy poziom energetyczny (wzbudzony) albo dokonać fragmentacji złożonych molekuł w taki sposób, że powstanie kilka mniejszych produktów. Cząsteczki związków chemicznych lub rodników są układami tworzonymi przez atomy powiązane wzajemnie wiązaniami chemicznymi. Niestety, są podatne na działanie wysokich temperatur, a obecność złożonych struktur zwanych cząsteczkami obserwujemy głównie w atmosferze najchłodniejszych gwiazd.
W skrajnej części diagramu Hertzsprunga- Russella widnieją gwiazdy gorące i błękitne, których temperatury powierzchni sięgają kilkudziesięciu tysięcy kelwinów. Energia, jakiej dostarczają procesy jądrowe zachodzące we wnętrzu tych gwiazd, wystarcza niekiedy nawet do jonizacji atomów helu- co nie jest sprawą łatwą. Najgorętsze z gwiazd typu widmowego O wykazują obecność helu podwójnie zjonizowanego.
Wyróżniamy siedem podstawowych typów widmowych o następujących oznaczeniach (od najgorętszych ku najchłodniejszym): O, B, A, F, G, K oraz M. Dla dokładniejszego oznaczenia, wprowadzono podział, zwany podtypem. Zapis ten zawiera jedną z tych liter oraz cyfrę w skali 0- 9. Im wyższa wartość podtypu widmowego, tym gwiazda chłodniejsza.
Oprócz wymienionych, istnieją rzadziej spotykane typy, znajdujące się na skrajnych biegunach wykresu temperaturowego: wyjątkowo chłodne gwiazdy węglowe oraz niezwykle gorące i jasne gwiazdy Wolfa- Rayeta. Przyjrzyjmy się bliżej każdemu z nich.
TYP WIDMOWY O
Gwiazdy należące do tego typu widmowego są najgorętsze i najbardziej błękitne. Jeśli ich barwy nie przesłania gruba warstwa materii międzygwiazdowej, wówczas wskaźniki barwy (B- V) osiągają wyjątkowo niskie wartości (np. Zeta Puppis: -0,28). Często bywa, ze gwiazda typu O znajduje się w obszarze mgławicowym albo emitowane przez nią promienie świetlne, zanim trafią do oczu obserwatora, muszą przejść przez obfity pył międzygwiazdowy, przez co odbierany kolor nie jest błękitny, tylko zbliżony do białego. Gwiazdy tego typu widmowego są niesłychanie rzadko spotykane. Uczeni szacują, że pośród tych należących do ciągu głównego, zaledwie jedna na dziesięć milionów jest gwiazdą typu widmowego O.
W widmie gwiazd dostrzegalne są linie spektroskopowe pojedynczo lub nawet podwójnie zjonizowanego helu. A warto zaznaczyć, że jonizacja atomu helu wymaga dostarczenia sporej ilości energii. czy. W materii najgorętszych gwiazd, utworzenie He+ i He2+jest to osiągalne.
Oprócz pasm helowych, widmo spektralne gwiazd typu widmowego O może zawierać również linie emisyjne poczwórnie zjonizowanego krzemu (SiIV) oraz potrójnie albo nawet poczwórnie zjonizowanego azotu (NIII/ NIV), a także potrójnie zjonizowanego węgla (CIII).
Badania wykazują, że część (zwłaszcza tych jasnych) gwiazd typu O posiada gazową otoczkę, która ulega ekspansji. Obecność tej otoczki jest spowodowana m.in. działaniem ciśnienia promieniowania ultrafioletowego, emitowanego przez gwiazdę o wysokiej temperaturze.
TYP WIDMOWY B
Nieco chłodniejsze od gwiazd typu O, ale także gorące i biało- błękitne są gwiazdy typu widmowego B. Temperatury ich powierzchni mieszczą się w przedziale 10.000- 30.000 K. Choć nie należą do najczęściej spotykanych, to jednak są znacznie bardzie rozpowszechnione od gwiazd typu O. Gwiazdą typu widmowego B jest blisko co tysiączna gwiazda ciągu głównego.
Widmo spektroskopowe ukazuje linie niezjonizowanego helu. Jest to cecha charakterystyczna gwiazd tego typu. Oprócz tego dostrzegalne są również pasma absorpcyjne neutralnego wodoru.
Ciekawostką i niezwykłością jest szczególny rodzaj gwiazd, tzw. Be. Odpowiadają one temperaturowo gwiazdom typu B, ale w ich widmie spektroskopowym można dostrzec wyraźne pasma emisyjne (nie-absorpcyjne!) wodoru. Widmo spektroskopowe gwiazd Be podlega nieustannym fluktuacjom. Niekiedy okresowo zanikają tak, że dana gwiazda staje się przejściowo „zwykła” gwiazdą typu B.
Niezwykła cechą gwiazd Be jest ogromna prędkość rotacji, dochodząca do kilkuset kilometrów na sekundę w okolicach równika. Gwiazda podczas ruchu obrotowego wyrzuca porcje materii, która następnie formuje dysk wokół gwiazdy. Oddawanie porcji plazmy przez gwiazdę spowodowane jest dużą prędkością liniową w obszarze równika szybko wirującej gwiazdy.
Gwiazdy typu Be nie są tak rzadkie jak początkowo przypuszczano. Obecnie astronomowie szacują, że stanowią one blisko 20% wszystkich gwiazd typu B. Przykładami są m.in. Gamma Cassiopeiae (Tsih) lub Lambda Eridani.
TYP WIDMOWY A
Gwiazdy typu widmowego A są białe, a temperatura ich powierzchni znajduje się w przedziale 7.500- 10.000 K. Nie należą do najgorętszych, ale mimo to mają one pod tym względem sporą przewagę nad naszą Dzienną Gwiazdą (5.800 K). Nie są również zbyt powszechnie występujące: zaledwie siedem gwiazd ciągu głównego na tysiąc zalicza się do typu widmowego A.
Klasycznymi przykładami są np: Wega (A0V ), Syriusz (A1V) lub Menkalinan: A1IV . Wskaźniki barwy (B- V) tych gwiazd są bliskie wartość 0,0.
Ich charakterystyczną cechą widmową są linie absorpcyjne wodoru (tzw. Seria Balmera). Linie te są wyjątkowo mocne u gwiazd typu A.
Na szczególną uwagę zasługują nietypowe gwiazdy o temperaturze odpowiadającej typowi A ale wyróżniające się podwyższoną zawartością niektórych metali (m.in. skandu, wapnia, baru, cynku, czy strontu). Linie absorpcyjne wymienionych pierwiastków widoczne są w widmie spektroskopowym gwiazd Am. Wspomnianą skłonność wykazują gwiazdy późnych typów A (a także wczesnych F). Przykładem jest 15 Vulpeculae, 63 Tauri czy 11 Virginis. Mogą one należeć do różnych klas jasności.
TYP WIDMOWY F
Te żółto- białe gwiazdy mieszczą się w zakresie temperatur powierzchni 6.000- 7.500 K. Szacuje się, że dwie na sto gwiazd ciągu głównego zaliczają się do tego typu widmowego. Ich widmo spektroskopowe prezentuje linie absorpcyjne podwójnie zjonizowanego wapnia (Ca2+) oraz potasu (K+), a także słabe (znacznie słabsze niż u typu widmowego A), ale wciąż widoczne pasma absorpcyjne wodoru. U gwiazd typu A linie tych jonów były niemal niewidoczne, za to seria Balmera (wodorowa) była wyraźna. W miarę spadku temperatury i stopniowego przejścia w kierunku gwiazd typu F, udział linii wodorowych słabnie na rzecz linii jonów wspomnianych metali. W okolicach typu F3, stają się dostrzegalne pasma molekuł C-H (nie jest to cząsteczka, a jedynie nietrwały w warunkach ziemskich rodnik stanowiący połączenie atomu węgla z atomem wodoru).
Wysoką zawartość jonów metali, takich jak m.in. skandu, baru, strontu, obserwujemy nie tylko u gwiazd Am ale także u wczesnych typów F.
TYP WIDMOWY G
Typ widmowy G charakteryzuje gwiazdy o temperaturach powierzchni z przedziału 5.000- 6.000 K. Pasma wodoru, choć nadal widoczne, gwałtownie słabną na rzecz linii wapnia i pojedynczo zjonizowanego żelaza. Linie metaliczne stają się wyraźniejsze wraz ze spadkiem temperatury gwiazdy, tak więc są najbardziej okazałe dla późnego typu G. Połączenia C-H i C-N są widoczne.
Trzy i pół procent gwiazd ciągu głównego zalicza się do typu widmowego G.
Barwa tych gwiazd jest żółta. Warto nadmienić, że do tego typu widmowego należy m.in. Słońce (G2V).
Szczególnie nietypowe są gwiazdy typu widmowego G będące nadolbrzymami. Etap żółtego nadolbrzyma jest procesem dynamicznym i w skali kosmicznej względnie krótkim. Szczęściem jest możliwość oglądania takich niestabilnych, niezwykłych i rzadko spotykanych obiektów, będących jedynie krótkim etapem w długim i skomplikowanym procesie życiowym gwiazd. Do żółtych nadolbrzymów typu widmowego G zaliczają się m.in.: Sadalmelik (Alpha Aquarii): G2Ib oraz Sadalsuud (Beta Aquarii): G0Ib. Obie gwiazdy mają wspólne pochodzenie i znajdują się na podobnym etapie ewolucji.
TYP WIDMOWY K
Typ widmowy K obejmuje chłodne gwiazdy o temperaturach powierzchni od 3.500- 5.000 K. Są one pomarańczowe i dość mocno rozpowszechnione pośród obiektów ciągu głównego. Stanowią aż osiem procent spośród nich. Pasma wodorowe są praktycznie niedostrzegalne, ale za to linie metaliczne są dla tej grupy gwiazd silne. Również możemy obserwować pasma tlenku wanadu (II) oraz tlenku tytanu (II), a więc złożone molekuły. Połączenia chemiczne są wrażliwe na wysokie temperatury i u gwiazd wyższych typów widmowych ulegają dekompozycji. W miarę jej obniżania się, udział cząsteczek i rodników a więc połączeń chemicznych rośnie.
Typ widmowy K może występować u gwiazd z różnych klas jasności: zarówno ciągu głównego (np. Epsilon Eridani: K2V), jak i u olbrzymów (np. Arktur: K1,5III pe) oraz u nadolbrzymów: (31 Cygni: K3Ib).
TYP WIDMOWY M
Najchłodniejsze z gwiazd posiadają piękną czerwoną barwę. Temperatura ich powierzchni nie przekracza 3.500 K. W takich warunkach mają szanse uchować się złożone molekuły, np. TiO, VO, LaO. Linie wapnia podwójnie zjonizowanego (Ca2+) są również dostrzegalne ale tylko u jasnych gwiazd typu widmowego M. Prawie niewidoczne u gwiazd ciągu głównego, stają się wyraziste u czerwonych olbrzymów i nadolbrzymów. W atmosferze tych chodnych gwiazd znajdują się również drobiny MgH, CaH, H2O (powyższe wodorki metali są rodnikami, a ich wzory nie odpowiadają realnym wartościowościom pierwiastków, wymienionych w połączeniach z wodorem).
Gwiazdy typu M ciągu głównego charakteryzują się niewielką masą i rozmiarami. Dla najgorętszych „emek” (M0V) masa oscyluje w obrębie 0,6 mas Słońca, a dla najzimniejszych (M9V) masa gwiazd nie przekracza 0,075 Mʘ. Typ M jest możliwy dla obiektów o szerokim spektrum jasności absolutnej. Znajdziemy pośród nich zarówno czerwone karły (np. Proxima: M5,5Ve), olbrzymy (Pi Leonis: M2III), a także nadolbrzymy jak Betelgeza (M2Ib).
Warto zauważyć, że ogromna większość gwiazd ciągu głównego należy do typu widmowego M (aż 80%). Spora ich część może nie być jednak dostrzegalna przy pomocy amatorskiego sprzętu, z racji że gwiazdy te posiadają bardzo niską jasność absolutną, która w połączeniu ze znaczną odległością od Ziemi sprawia, że jasność wizualna mocno spada i obiekty te są dla obserwatorów trudno osiągalne. Gwiazdy typu widmowego M emitują część promieniowania w niewidzialnym zakresie podczerwieni.
Źródło:
- Nordlander: „Analyses of cool stars using molecular lines”, May 2012.
- Iafrate , M. Ramella I V. Bologna: “The Stars”, 2009.
- http://astro.physics.uiowa.edu/~kaaret/s09/lab6_spectral.pdf
- Pettini: “Basic Properties of Stars. Spectral Classification and The H-R Diagram”.
- S. Conti i R. Alschuler: “Spectroscopic studies of O-type stars. Classification and absolute magnitudes”, 1971.
- S. Conti: “The athmospheres of the metallic-line stars in the Hyades”, 1964.
- SIMBAD database.
