Aleksandar Ilicic

Italijanski astronom Seki (P. A. Secchi) je 1860. nacinio prvi pokusaj da klasifikuje zvezde na osnovu vizuelnog posmatranja njihovog spektra (boje) tako sto je zvezde podelio u cetiri grupe. Kasnije klasifikacije koje su bile bazirane na foto postupcima omogucile su naravno mnogo finiju podelu. Hardvardski sistem klasifikacije prvi put objavljen od Pikeringa (E. C. Pickering), a kasnije doradjen od Kenona (A. J. Cannon) i Fleminga (W. P. Fleming) bio je neposredan predhodnik sistemu koji se danas koristi. Danasnji sistem klasifikacije nosi naziv MKK (po njegovim tvorcima Morganu Kinenu i Kelmanu (Morgan, Keenan, Kellman), MK ili Jerksov (Yerks) sistem. Ovaj sistem donosi dve oznake spektralne klasifikacije. Prva je oznaka spektralne klase dok je druga oznaka klase emisivnosti koja je merilo stvarne sjajnosti zvezde.

Spektralne klase zvezda    Osnovni empirijski podatci vezani za fizicke osobine zvezda dobijaju se na osnovu merenja i analize zracenja koje one emituju. Izucavanje spektralnih karakteristika zvezda daje nam mozda najznacajnije informacije o zvezdama. Prema tipu i karakteristikama njihovih spektara zvezde su podeljene na spektralne tipove (klase). Osnovni kriterijum klasifikacije je intenzitet i vrsta spektralnih linija (emisionih i apsorbcionih) i pojava razlizitih molekulskih traka u spektrima svake od njh. Kako je hemiski sastav povrsinskih slojeva zvezda prakticno istovetan jasno je da da je temperatura ta koja koja odredjuje stepen pobudjenja atoma i molekula, a to znaci i spektralni tip.

Preko 90% svih zvezda se mogu svrstati u jedan od sedam glavnih tipova spektralne klase. Tipovi su oznaceni slovima preuzetim iz starijeg Hardvardskog sistema.

O B A F G K M

Posto je ovaj sistem klasifikacije dovoljno precizan svaka od ovih osnovnih klasa je mogla biti podeljena u deset podklasa sa precizno razdvojenim karakteristikama. Tako su u okviru klase A razdvojene klase A0, A1, .., A9, gde bi klasa A5 bila tacno izmedju A0 i F0 klase. Kriterijum koji se koristi da bi se zvezde razvrstale po ovim klasama je prilicno slozen ali se moze prihvatiti da je karakteristika svake klase postojanje odredjenih tipova apsorbcionih linija u zvezdanom spektru.

Kao dopuna ovim osnovnim klasama kasnije su pridodate jos neke. Tako su tipovi R i N po spektru veoma slicni G5 – K5 osim sto su dodatno prisutne trake C₂ i CN (kod R manje a kod N vise). Novi tip S se od tipa K razlikuje samo po prisustvu traka CiO. Tip W klasifikuje takozvane Volf – Rajetove zvezde (Wolf – Rayet) koje u svom spektru sadrze intenzivne emisione linije.

Klase emisivnosti zvezda   Medju zvezdama iste spektralne klase mogu postojati znacajne razlike u emisivnosti odnosno kolicini energije koju one zrace. Tako je na osnovu ovog kriterijuma izvrsena podela zvezda na sedam klasa emisivnosti, a oznaka klase je rimski broj koji stoji odmah pored oznake spektralne klase.

Klase po potrebi mogu biti podeljene na potklase koje se obelezavaju sa: a, ab ili b. Isto tako koristi se i na primer oznaka III-IV koja govori da je zvezda izmedju te dve klase emisivnosti.

Tako neke poznatije zvezde imaju sledecu punu oznaku po MKK klasifikaciji: Sunce: G2V, b Cet (Deneb Caitos): K0III, a CMi (Polara): F5IV-V, a Ori (Betelgez): M2Iab.

Kao dodatak MKK notaciji mogu biti koriscene i oznake za neke nestandardne karakteristike pojedinih zvezdanih spektara: e - emisione linije, m - linije metala, p - neobicni spektri, v - promenljivi spektri, itd.

Hercsprung – Raselov dijagram   Mukotrpni posao generacija astronoma na sakupljanju podataka o zvezdama dobio je puni smisao tek kada su na osnovu njih utvrdene empirijske zakonitosti izmedju pojedinih velicina koje karakterisu zvezde. U nizu takvih zakonitosti najveci znacaj ima veza izmedju apsolutnih zvezdanih velicina i spektralnih klasa zvezda, koju su na pocetku ovog veka (1905 – 1914) uocili nezavisno jedan od drugoga danski astronom Hercsprung (E. Hertzsprung) i amerikanac Rasel (H. N. Russell). Ova zavisnost je najboje prikazana Hercsprung – Raselovim ili HR dijagramom.

Na slici je prikazan HR dijagram zvezda poznatih apsolutnih zvezdanih velicina i spektralnih klasa. Ako posmatramo raspodelu zvezda po dijagramu mozemo primetiti da je najvezi broj zvezda rasporedjen duz relativno uskog pojasa koji se proteze po dijaginali dijagrama, od levog gornjeg ugla (vreli plavi super divovi) do desnog donjeg ugla (hladni crveni patuljci). Ovaj pojas se naziva glavni niz (grana) HR dijagrama i odlikuje se sem brojnosti i malim rasejanjem tacaka koje predstavljaju zvezde. Sledeca po brojnosti je grupa zvezda spektralnih klasa G – M i apsolutnih zvezdanih velicina oko 0^m koje se nazivaju zvezde divovi. Njihove emisivnosti i radijusi za nekoliko redova velicina nadmasuju vrednosti zvezda glavnog niza istih spektralnih klasa. Nesto iznad ove grupe se nalaze malobrojni super divovi sa apsolutnim velicinama od -3^m od -8^m. Posmatranja su pokazala da na jednu zvezdu super diva dolazi oko 1000 divova i oko 10 miliona zvezda glavnog niza. Na apcisi HR dijagrama se cesto pored spektralne klase stavlja i skala temperatura zvezda. Tako polozaj zvezde u HR dijagramu odredjuje odnos izmedju dva najvaznija posmatracka parametra emisivnosti i temperature zvezde. HR dijagram ima svoj veliki znacaj kako u pregledu i klasifikaciji najbrojnijih objekata u vasioni zvezda, tako i u razumevanju njihovog zivotnog ciklusa.