Spektralni tipovi, površinske temperature i polumjeri
Priredio: dr.sc. Dragan Roša
Opsežna istraživanja zvijezda provode se metodama spektralne analize. Osnovni spektralni tipovi zvijezda su: O, B, A, F, G, K i M. Svaki spektralni tip je podijeljen u 10 podgrupa. Označavaju se indeksom od 0 do 9, pri čemu indeks 0 obuhvaća zvijezde najviše površinske temperature unutar dotičnog spektralnog tipa. Izuzetak je spektralni tip O koji ima podgrupe od 5 do 9,5. U tablici koja slijedi prikazani su neki od spektralnih tipova zvijezda s pripadnim vrijednostima efektivne površinske temperature.
|
spektralni tip |
efektivna površinska temperatura(K) |
|
B0 |
30000 |
|
B5 |
16400 |
|
B9 |
12400 |
|
A0 |
10800 |
|
A7 |
8190 |
|
F0 |
7240 |
|
F8 |
6200 |
|
G0 |
5920 |
|
G8 |
5490 |
|
K0 |
5240 |
|
K7 |
4160 |
|
M0 |
3920 |
|
M8 |
2660 |
Za spektar zvijezda spektralnog tipa O (modre zvijezde) su karakteristične linije helija (HeII, HeI). (U astronomiji se ionizirani atomi označavaju dodavanjem rimskog broja iza znaka elementa, dok se npr. u fizici i kemiji ionizirani atomi označavaju indeksom (gore) “n+” koji pokazuje broj izgubljenih elektrona. Tako npr. C2+ znači ugljikov atom koji je izgubio dva elektrona. Ekvivalentna oznaka u astronomiji je C III. Dakle, dodajemo rimski broj tri. Neutralni atom C ili C0 u astronomiji se označava kao CI). Za spektralni tip B (modro bijele zvijezde) osobite su linije HeI i HI. Zvijezde spektralnog tipa A(bijele zvijezde) imaju najizrazitije linije HI. Žućkasto bijele zvijezde spektralnog tipa F imaju karakteristične linije ioniziranog kalcija (CaII). Zvijezde spektralnog tipa G (žute zvijezde, njima pripada Sunce) pokazuju linije CaII, neutralnih metala i vodikove linije. U spektrima narančastih zvijezda tipa K dominiraju linije metala. Pojavljuju se i molekularne vrpce. Crvene zvijezde spektralnog tipa M karakteriziraju molekulske vrpce (posebno TiO). Pored osnovnih tipova, spektralna klasifikacija uključuje još tri tipa zvijezda visokih površinskih temperatura: P (zvijezde u središtu planetarnih maglica), Q (nove) i W (bijelomodre, tzv. WolfRayetove zvijezde), kao i zvijezde niskih površinskih temperatura: R i N tip (crvene zvijezde s jakim molekulskim vrpcama ugljikovih spojeva) i S tip (blijedocrvenkaste zvijezde).
Zračenje zvijezda (kontinuirani spektar) vrlo je slično zračenju crnog tijela, koje je opisano Planckovim zakonom:
(4)
gdje je E energija zračenja po jediničnoj površini i jediničnom prostornom kutu, T je površinska temperatura crnog tijela, l valna duljina zračenja, h = 6,6*10-34 Js je Planckova konstanta, k = 1,38*10-23 J/K je Boltzmannova konstanta i c = 3*108 m/s je brzina svjetlosti. Na slici (1) prikazan je spektar zračenja (raspodjela energije zračenja po valnim duljinama) crnog tijela za nekoliko vrijednosti površinskih temperatura. Radi se o grafu funkcije dane izrazom (4). U prvoj približnosti možemo pretpostaviti da zvijezde zrače poput crnog tijela. Pripadna temperatura zvjezdane površine, izvedena uz pretpostavku da zvijezde zrače poput crnog tijela, naziva se efektivnom temperaturom (Tef ). Primijetimo da je maksimum izračene energije obrnuto razmjeran temperaturi tijela, uslijed čega zvijezde pokazuju različite boje u ovisnosti o temperaturi svoje površine. Ova je zakonitost (Wienov zakon) bila poznata prije otkrića Planckova zakona zračenja crnog tijela. Dana je izrazom:
λmax*T = C (5)
pri čemu konstanta C iznosi 2,9*10-3 mK. Izraz (5) može se izvesti nalaženjem maksimuma funkcije (4) . Wienov zakon omogućuje određivanje efektivnih temperatura zvijezda. Primjera radi, Sunce najviše zrači na valnoj duljini od oko 0,5mm. Tada je prema (5) efektivna temperatura Sunčeve fotosfere Tef » 5800K. Ukupna izračena snaga, koja se u astronomiji naziva luminozitet L, može se dobiti integracijom izraza (4) . Tada ćemo dobiti još jednu zakonitost koja je bila poznata prije negoli Planckov zakon zračenja crnog tijela. Radi se o StefanBoltzmannovom zakonu, prema kojem je luminozitet razmjeran četvrtoj potenciji efektivne površinske temperature i površini (S) tijela koje zrači:
L = SσT4 (6)
gdje konstanta σ iznosi 5,67*10-8 Wm-2K-4. Izraz (6) koristi se za izračunavanje polumjera zvijezde poznate površinske temperature (koja se prethodno može odrediti Wienovim zakonom) i poznatog luminoziteta.
Sl. 1 Spektar zračenja crnog tijela za nekoliko različitih površinskih temperatura.
Polumjeri nekolicine zvijezda izmjereni su neposredno posebnim interferometrijskim tehnikama ili opažanjem okultacija zvijezda Mjesecom. Kod pomrčinskih sustava zvijezda poznatih elemenata staza, veličina zvijezda može se izvesti iz trajanja faze pomrčine.
