thumb|450px|Zmiany rozmiarów gwiazd i barw ich fotosfer wraz z typem widmowym dla gwiazd ciągu głównego. Zmiany barwy od czerwieni ku błękitowi (od lewej do prawej) związane są ze wzrostem temperatury fotosfery. Zobacz temperatura barwowa Typ widmowy – klasyfikacja gwiazd oparta na widmie światła wysyłanego przez gwiazdę. Widmo światła emitowanego przez gwiazdę jest określone przez trzy podstawowe parametry atmosfery gwiazdy, a mianowicie: temperaturę, ciśnienie gazu, skład chemiczny. Z powyższych czynników największy wpływ na postać widma gwiazdowego ma temperatura. Widma gwiazd o niskiej temperaturze powierzchni świadczą o obecności tam prostych związków chemicznych. Wraz ze wzrostem temperatury spada liczba cząstek, a atomy ulegają jonizacji.
Temperatura fotosfery określa również barwę emitowanego światła, stąd wyraźny związek pomiędzy poszczególnymi typami widmowymi a barwą gwiazdy.
Różne typy widmowe Około 99% gwiazd na niebie można podzielić na siedem podstawowych typów widmowych: Typ Temperatura efektywna Standardowy opis koloru Rzeczywista obserwowanabarwa Masa(względem Słońca) Promień(względem Słońca) Jasność(bolometryczna) Liniewodoru Ułamek liczby gwiazdciągu głównego O ≥ 30 000 K błękitny błękitna ≥ 16 ≥ 6,6 ≥ 30 000 słabe ~0,00003% B 10 000–30 000 K niebiesko-biały jasnobłękitna 2,1–16 1,8–6,6 25–30 000 średnie 0,13% A 7500–10 000 K biały niebiesko-biała 1,4–2,1 1,4–1,8 5–25 silne 0,6% F 6000–7500 K żółto-biały biała 1,04–1,4 1,15–1,4 1,5–5 średnie 3% G 5200–6000 K żółty biało-żółta 0,8–1,04 0,96–1,15 0,6–1,5 słabe 7,6% K 3700–5200 K pomarańczowy blada żółtopomarańczowa 0,45–0,8 0,7–0,96 0,08–0,6 bardzo słabe 12,1% M 2400–3700 K czerwony jasna pomarańczowo-czerwona 0,08–0,45 ≤ 0,7 ≤ 0,08 bardzo słabe 76,45%
Mnemotechniczne przedstawienie kolejności liter: Oh Be A Fine Girl Kiss MeTypy widmowe gwiazd: OBAFGKM, Astronomiczne mnemotechniki, Mnemonics for the Harvard Spectral Classification Scheme..
W klasyfikacji gwiazd użyteczne są oprócz wodoru także inne linie widmowe. Typ widmowy O charakteryzują silne linie helu zjonizowanego, typ B posiada wyraźne linie obojętnego helu. Dla typu widmowego F pojawiają się linie metali neutralnych; dla typu G są już liczne, bardzo silne są linie zjonizowanego wapnia, ilości światła w fioletowej części widma wyraźnie spada. Gwiazdy typu widmowego K mają silne linie metali niezjonizowanych i liczne pasma cząsteczkowe, zaś typ M wyróżniają pasma cząsteczkowe tlenku tytanu.
Ten system klasyfikacji zmodyfikowała do jego obecnej postaci amerykańska uczona Annie Jump Cannon (1863–1941), która przeanalizowała i sklasyfikowała widma ponad 200 tysięcy gwiazd. Podstawą klasyfikacji były występujące w widmach gwiazd charakterystyczne linie i pasma (głównie absorpcyjne) oraz ocena ich względnych natężeń. Te podstawowe typy widmowe dzielimy ponadto na 10 podtypów, oznaczonych cyframi od 0 do 9, umieszczonymi za symbolem literowym, w kolejności malejącej temperatury. Ponad 1% gwiazd należy do dalszych pięciu typów widmowych: W – gwiazd Wolfa-Rayeta o temperaturze powierzchni 100 000 K Q – gwiazd nowych C – gwiazd węglowych (część dawniej oznaczano R i N) S – gwiazd cyrkonowych.
Dla najsłabszych gwiazd i brązowych karłów dodano później typy dalsze niż M: L – zawierające w swoim widmie dużą ilość litu, ok. 1400-2200 K T – chłodniejsze od klasy L, ok. 1000 K Y – chłodniejsze nawet od T, poniżej 500 K Ponadto czasem stosowane jest oznaczenie: P – mgławica planetarna.
Wprowadzona w ten sposób klasyfikacja gwiazd według ich typów widmowych nie rozróżnia jednak odmiennych gwiazd o takiej samej temperaturze powierzchni. Do tego samego typu widmowego należą bowiem karły, olbrzymy i nadolbrzymy. Pewne gwiazdy mają szczególne, niecodzienne widma. Dlatego wprowadzono dalsze dodatkowe symbole dla oznaczenia typów widmowych. Przed nazwą typu dodaje się: sd – gdy gwiazda jest podkarłem () d – karłem (ang. dwarf) w – białym karłem (ang. white dwarf) sg – podolbrzymem (ang. subgiant) g – olbrzymem (ang. giant) c – nadolbrzymem (ang. colossus) Uogólnieniem tych dodatkowych podziałów jest klasyfikacja MKK, która oprócz typu widmowego wprowadza pojęcie klasy jasności.
Współcześnie białe karły najczęściej oznacza się symbolem „D” poprzedzającym odpowiednią literę, oznaczającą widzialne pasma pierwiastków: DA – biały karzeł bogaty w wodór DB – biały karzeł bogaty w hel DO – biały karzeł bogaty w zjonizowany hel DC – biały karzeł bez wyraźnych pasm DQ – biały karzeł bogaty w węgiel DZ – biały karzeł bogaty w metale DX – biały karzeł, który posiada linie, ale nieznanego pochodzenia Niektóre białe karły mogą posiadać mieszane oznaczenia, np. DAB lub DAO. Oznacza to, że występują pasma różnych typów. Jeśli za oznaczeniem np. DA występuje litera V, oznacza to pulsującego białego karła. Natomiast za symbolem oznaczającym typ widmowy można spotkać litery: p – gdy gwiazda ma swoiste osobliwe widmo (ang. peculiar) e – gdy w widmie gwiazdy są linie emisyjne n – gdy linie w widmie są rozmyte (ang. nebular) s – gdy linie w widmie są ostre (ang. sharp) k – gdy widmo zawiera linie międzygwiazdowego gazu m – gdy zawiera linie metali. Istnieją też gwiazdy o tak osobliwym widmie, że trudno je zaliczyć do jakiegokolwiek typu widmowego i takie oznaczamy symbolem pec (pekularne).
Zdarza się czasami, że gwiazda jest bardziej czerwona, niż wynikałoby to z jej typu widmowego. Typ widmowy wskazuje na przykład na temperaturę, przy której kolor gwiazdy powinien być biało-niebieskawy, a gwiazda jest wyraźnie żółtawa itp. Tego rodzaju efekt nazywa się nadwyżką (ekscesem) barwy. Świadczy on jednak nie o osobliwościach fizycznych samej gwiazdy, lecz o ekstynkcji międzygwiazdowej wywołanej obecnością pyłu kosmicznego między gwiazdą a obserwatorem.
Gwiazdy standardowe Są to gwiazdy o widmie charakterystycznym dla danego typu. Typ widmowy Gwiazda/y standardowa/e Typ widmowy Gwiazda/y standardowa/e O5 BD 4°1302 F2 π Sagittarii O6 BD 44°3639 F5 α Canis Minoris O7 S Monocerotis, g Sagittae F8 β Virginis O8λ¹ Orionis, A Cygni G0 α Aurigae O9 10 Lacertae, BD 34°98 G2 Słońce B0 ε Orionis G5 χ Geminorum B1β Canis Maioris K0 α Bootis B2 γ Orionis K2β Cancri B3 π4 Orionis K5 α Tauri B5 q Tauri M0 β Andromedae B8 β Persei M2 α Orionis B9 λ Aquilae M3 π Aurigae A0 α Canis Majoris M6 ρ Persei A2γ Ursae Majoris R0 BD 10°5057 A3 τ³ Eridani R3 BD+5°5223 A5β Trianguli R8 BD-3°1685 F0δ Geminorum N0 19 Piscium
Cechy typów widmowych Teoria atomowa wyjaśnia, dlaczego widma gorących niebieskich gwiazd (typ O) wyglądają zupełnie inaczej niż widma czerwonych, zimnych gwiazd (typ M, T, Y), mimo iż wszystkie gwiazdy są zbudowane w istocie z tych samych składników. Dla każdego pierwiastka istnieją charakterystyczne poziomy temperatury i gęstości, przy których wytwarzanie widzialnych linii absorpcyjnych jest najbardziej efektywne. W krańcowo wysokich temperaturach, jak w gwiazdach typu O, atomy gazu ulegają jonizacji, czyli tracą elektrony. Ponieważ w takich warunkach mogą przetrwać tylko atomy o najsilniejszym wiązaniu między jądrem a elektronami, takie jak pojedynczo zjonizowany hel, w widmie dominują linie atomów zjonizowanych. Przy temperaturze około 5800 K, jak w gwiazdach typu G, np. na Słońcu, atomy takich metali jak żelazo i nikiel nie ulegają rozerwaniu i pozostają neutralne. W temperaturach poniżej 3500 K, w gwiazdach typu M, mogą istnieć nawet cząsteczki, jak np. tlenek tytanu.
Klasa jasności gwiazdy Klasa jasności gwiazd, zwana także klasyfikacją widmową Yerkes została stworzona w 1943 roku przez Williama W. Morgana, Phillipa C. Keenana oraz Edith Kellman z obserwatorium Yerkes (stąd również skrót MKK od inicjałów autorów). Klasyfikacja ta jest rozszerzeniem do klasycznej klasyfikacji widmowej i opiera się na odkrytej przez Morgana korelacji pomiędzy szerokością linii widmowych a mocą promieniowania gwiazdy. W ramach gwiazd o tym samym typie widmowym, im gwiazda jaśniejsza tym węższe linie obserwuje się w jej widmie. Oryginalna klasyfikacja MKK wprowadziła siedem klas jasności, tę listę współcześnie uzupełnia dodatkowa klasa.
Wyróżnia się 8 klas jasności: 0 (czasem też: Ia-0) – hiperolbrzymy – najjaśniejsze ze wszystkich gwiazd. Przykładem hiperolbrzyma jest Eta Carinae (klasa dodana później). I – nadolbrzymy – bardzo jasne i masywne gwiazdy przy końcu swojego życia. Dzielą się na typy Ia i Ib, przy czym Ia reprezentuje te najjaśniejsze (jest także typ Iab – pośredni). Tego rodzaju gwiazdy są bardzo rzadkie – jedna na milion gwiazd jest nadolbrzymem. Najbliższym nadolbrzymem jest Kanopus (F0Ib) oddalony 310 lat świetlnych. Innymi przykładami są: Betelgeza (M2Ib), Antares (M1Ib) i Rigel (B8Ia). II – jasne olbrzymy – gwiazdy mające jasność pomiędzy olbrzymami a nadolbrzymami. Przykładem może tu być Sargas (F1II) i Alphard (K3II). III – olbrzymy – są to głównie niezbyt masywne gwiazdy przy końcu ich życia, które napuchły do rozmiarów olbrzyma. Do tej kategorii zaliczamy także pewne masywne gwiazdy, które są dopiero na drodze do otrzymania statusu nadolbrzyma. Przykładami są: Arktur (K2III), Hadar (B1III) i Aldebaran (K5III). IV – podolbrzymy – gwiazdy, które dopiero zaczęły ewolucję do statusu olbrzymów lub nadolbrzymów. Przykładem może tu być: Alnair (B7IV), Mufrid (G0IV) oraz Procjon (F5IV-V) – częściowo wchodzący w tę klasę. V – karły (gwiazdy ciągu głównego) – wszystkie normalne, „spalające” wodór gwiazdy. Gwiazdy spędzają większą część swojego życia w tej kategorii, zanim przesuną się o rząd wyżej. Gwiazdy klasy O i B tej kategorii są w rzeczywistości bardzo jasne i ogólnie jaśniejsze od większości olbrzymów. Przykładami mogą być: Słońce (G2V), Syriusz (A1V) i Wega (A0V). VI – podkarły (rzadko używane) VII – białe karły (rzadko używane)
Spadek szerokości linii widmowych wraz z rosnącą jasnością gwiazdy jest efektem ubocznym, związanym ze zjawiskiem wzrostu szerokości linii widmowych przy rosnącym ciśnieniu emitującego gazu. Jeżeli ograniczymy się do gwiazd o tym samym typie widmowym, czyli podobnych temperaturach fotosfer, wtedy wzrost jasności gwiazdy jest związany ze wzrostem jej rozmiarów. Wzrost rozmiarów oznacza również spadek natężenia pola grawitacyjnego, a co za tym idzie, spadek ciśnienia gazu w fotosferze, co daje efekt węższych linii widmowych.
Klasa jasności jest określana na podstawie cech widmowych, dlatego nie należy jej mylić z samą jasnością gwiazdy. Najgorętsze gwiazdy klasy jasności V (ciąg główny) są jaśniejsze od gwiazd klasy jasności III (olbrzymy), zaś wiele białych karłów (klasa VII) jest jaśniejszych od najchłodniejszych gwiazd ciągu głównego (klasa V).
Umowne nazwy Przez kombinację umownego koloru przypisanego typowi widmowemu i nazwy klasy jasności można nazwać wiele typów gwiazd. Często jednak kilka typów widmowych obejmuje jedno określenie koloru: czerwony, żółty i niebieski. Żółte olbrzymy, nadolbrzymy itp. są rzadko spotykane, a nazywanie karłami gwiazd ciągu głównego co najmniej tak dużych jak Słońce jest umowne, gdyż większość gwiazd to czerwone karły (chociaż olbrzymy łatwiej zaobserwować). To nazewnictwo koliduje też z nazwą osobnej klasy jasności białe karły i nazywaniem błękitnymi karłami hipotetycznego stadium rozwoju czerwonych karłów.
Zobacz hasła: czerwony karzeł, pomarańczowy karzeł, żółty karzeł, żółto-biały karzeł, błękitny karzeł, czerwony olbrzym, żółty olbrzym, błękitny olbrzym, czerwony nadolbrzym, żółty nadolbrzym, błękitny nadolbrzym
Inne klasyfikacje gwiazd