interaktívne zoznámenie s kozmom

Spektrá hviezd

Ďalekohľad bez ďalších prístrojov nám nedokáže odhaliť všetky informácie, ktoré nám svetelný lúč prináša. Až keď je doplnený napríklad fotometrom (prístroj na meranie množstva svetla) alebo spektrografom, prípadne inými odvodenými prídavnými zariadeniami stáva sa dôležitým pomocníkom pri astrofyzikálnom výskume. Pri spektrálnej analýze sa svetlo hviezd rozkladá na farebné zložky a na základe vzhľadu čiar v spektre možno usudzovať na povahu svetelného zdroja.

Slnečné spektrum po prvýkrát skúmal Isaac Newton (1642 - 1727) v roku 1666, ale skutočný pokrok začal až v XIX. storočí, hlavne zásluhou Josepha von Fraunhofera (1787 - 1826), ktorý popísal tmavé absorpčné čiary v spektre Slnka - Fraunhoferove čiary. Správny výklad vzniku čiar pochádza od nemeckých fyzikov Gustava Kirchhoffa (1824 - 1887) a Roberta Bunsena (1811 - 1899) z roku 1859.

Vôbec prvým rozsiahlejším pokusom o spektrálnu klasifikáciu hviezd je práca Angela Secchiho (1818 - 1878), ktorý v roku 1868 publikoval katalóg s 4000 hviezdnymi spektrami. Secchi hviezdne spektrá rozdelil do štyroch skupín. Roku 1890 Edward Charles Pickering (1864 - 1919), Williamine Flemingová (1857 - 1911) a Annie Jump Cannonová (1863 - 1941) rozšírili a zjemnili triedenie hviezdnych spektier na postupnosť spektrálnych tried od najteplejších bielych A až po najchladnejšie červené Q. Neskôr Anthonia Caetana Mauryová (1866 - 1952) zistila, že niektoré triedy sú nadbytočné, iné je potrebné v klasifikácii presunúť inde. Vznikla tak populárna harvardská spektrálna postupnosť: B A F G K M. Pozorované hviezdne spektrá možno zostaviť do plynulej rady podľa klesajúcej povrchovej teploty. Kritériom pre zaradenie jednotlivej hviezdy sú relatívne intenzity niektorých vybraných spektrálnych čiar, ktoré sú výrazne závislé práve na teplote.

Charakteristiky spektrálnych tried hviezd

Trieda	Charakteristická teplota	Vzhľad spektra
O	35 000 K	čiary He II, He I, H I, O III, N III, C III, Si IV
B	21 000 K	čiary He I, H I, C II, O II, N II, Fe III, Mg III
A	10 000 K	čiary H I (Balmerova séria), ionizované kovy
F	7 200 K	čiary H I, Ca II, Ti II, Fe II
G	6 000 K	čiary Ca II, neutrálne kovy, jednoduché molekuly
K	4 700 K	čiary Ca I, neutrálne kovy, molekuly
M	3 300 K	pásy molekúl TiO, čiary Ca I

Hviezdam typov O až F sa hovorí hviezdy ranného spektrálneho typu, hviezdam chladnejším, hviezdy neskorého spektrálneho typu.

V roku 1925 dokázala Cecilia Paynová-Gaposhkinová, že chemické zloženie fotosfér väčšiny hviezd je veľmi podobné. v hmotnostnom zastúpení: 70 % H, 28 % He a zbytok ostatné prvky. Na každých 10 000 atómov H pripadá približne 1 000 atómov He, 8 atómov C, 15 O, 12 A, 0,2 Si a ostatných ešte menej. To že predovšetkým v spektrách chladnejších hviezd prevládajú práve ťažšie prvky je dané tým, že ich atómy je možno ľahšie vybudiť ku žiareniu, než atómy tých najpočetnejších prvkov.

Pozri tiež...

• Život hviezd
• Hertzsprung-Russellov diagram

Posledná zmena:
Text: RNDr. Katarína Maštenová
© 2000 Štefánikova nadácia na podporu astronómie na Slovensku (napíšte nám)