Astronomijā zvaigžņu klasifikācija ir veids, kā sagrupēt zvaigznes pēc temperatūras un ar to saistītajām spektrālajām īpašībām. Zvaigžņu temperatūru un ķīmisko sastāvu nosaka, aplūkojot to spektru, proti, gaismas viļņu sadalījumu un tajā redzamās absorbcijas vai izstarošanas līnijas.

Spektrālie tipi — kā tie tiek apzīmēti

Zvaigznes parasti grupē pēc spektrālajiem tipiem jeb klasēm, kuras atspoguļo virsmas temperatūru un krāsu. Galvenā, klasiskā secība ir:

  • O — viskarstākās, zili baltas (aptuveni virsmas temperatūra > 30 000 K)
  • B — zili baltas (≈ 10 000–30 000 K)
  • A — baltas, ar ļoti izteiktām ūdeņraža Balmera līnijām (≈ 7 500–10 000 K)
  • F — dzelteni balti (≈ 6 000–7 500 K)
  • G — dzeltenas (≈ 5 200–6 000 K)
  • K — oranžas (≈ 3 700–5 200 K)
  • M — sarkanas, aukstākās par pamatsērijas zvaigznēm (≈ < 3 700 K)

Katrā no šīm klasēm ir tā sauktās subklases ar cipariem 0–9 (piem., G2), kas precizē temperatūru smalkāk. Savukārt krāsu gradācija parasti virzās no zilas (karstākās) uz sarkanu (aukstākās) zvaigznēm.

Papildu un vēsturiskie tipi

Papildus galvenajām klasēm pastāv arī citas kategorijas:

  • L, T, Y — vēsi subiebsted objekti vai brūnie punduri, kuros spektrā redzamas molekulārās līnijas (piem., metāns, ūdens).
  • W — Wolf–Rayet zvaigznes, īpaši karstas zvaigznes ar plašām emisijas līnijām (parasti ļoti karstas un masīvas).
  • R, N un S — vēsturiskas klasifikācijas, kas saistītas ar oglekļa bagātām vai sēra/zirkonija bagātām zvaigznēm; daļa no šīm klasēm mūsdienās tiek apvienota vai pārzīmēta (piem., oglekļa zvaigznes bieži apzīmē ar C).
  • D — baltie punduri (parasti papildināta ar burtu kodu, piemēram, DA, DB, atkarībā no dominējošajiem līniju veidiem).

Morgan–Keenan (MK) sistēma un spožuma (luminositātes) klases

Spektrālais tips nosaka galvenokārt temperatūru, taču zvaigznes spektru ietekmē arī virsmas gravitācija un spožums. Tāpēc modernā klasifikācija — Morgan–Keenan sistēma — pievieno luminositātes klases, apzīmētas ar romiešu cipariem:

  • I — supergiganti
  • II — spoži giganti
  • III — giganti
  • IV — subgiganti
  • V — galvenās sērijas (dveri, “main sequence”)
  • VI — subdveri (subdwarfs)

Rezultātā pilns spektrālais apzīmējums var izskatīties, piemēram, kā G2V (G klases, 2. apakštipa, galvenās sērijas zvaigzne).

Ko parāda spektrs — līnijas un ķīmija

Spektrs nav tikai temperatūras marķieris — tajā redzamas arī atoms līnijas, kas ļauj noteikt ķīmisko sastāvu un jonizācijas pakāpi:

  • O un B tipa zvaigznēs redzams neitronizēts vai jonizēts hēlijs un ļoti augstas enerģijas līnijas.
  • A tipa zvaigznēs ir visizteiktākās ūdeņraža Balmera absorbcijas līnijas.
  • F un G tipa zvaigznēs dominē metālu (piem., dzelzs, kalcijs) līnijas.
  • M tipa zvaigznēs parādās molekulāras bandas, piemēram, TiO.

Spektroskopija ļauj arī noteikt zvaigznes radziālo ātrumu (Doplera nobīde) un attīstības stadiju, jo dažādas līnijas var parādīt izmaiņas ar laiku (pārejas, emisijas, masveida zudumi utt.).

Mūsu Saule

Zemei tuvākā zvaigzne — Saule — ir G klases zvaigzne, precīzāk apzīmējama kā G2V. Tās virsmas temperatūra ir ap ~5 778 K, krāsa ir dzeltena līdz dzelteni balta, un tā ir tipiska galvenās sērijas zvaigzne, kas rāda, kā spektrālā klasifikācija sasaista temperatūru, krāsu un spožumu.

Īss kopsavilkums

Spektrālā klasifikācija ir praktisks un sistemātisks veids, kā sadalīt zvaigznes pēc to virsmas temperatūras, krāsas un spektrālajām īpašībām. Pamata secība O–B–A–F–G–K–M tiek papildināta ar subklasēm (0–9), luminositātes klasēm (I–V) un speciālām kategorijām (piem., L, T, Y, W, C/D), kas kopā sniedz plašu rīku zvaigžņu fizikas un evolūcijas izpētei.