Okolí čáry vodíku H_alfa

Spektra raných hvězd

Ranými hvězdami nazýváme hvězdy spektrálních tříd O,B, příp. ještě A.

Oblastí spektra, kterou exponujeme nejčastěji, je oblast vodíkové čáry H_alfa (laboratorní vlnová délka je 6562.8 angströmů). Do bezprostředního sousedství této čáry se promítají spektrální čáry atmosférické vody (atmosférické čáry označujeme často termínem telurické čáry). Současně lze v blízkém okolí najít i čáru helia a čáry sodíku.

Spektra hvězd beta Persei a beta Canis Maioris. Na spektru bety Persei jsou zakresleny vyjmenované čáry (čáry vody tvoří rozsáhlou oblast). Současně jsou velmi dobře viditelné rozdíly mezi oběma spektry. Ve spektru bety Persei je čára helia málo výrazná, zatímco ve spektru bety Canis Maioris dominuje spolu s vodíkem obrazu spektra. Pro srovnání jsme ještě obě spektra překreslili přes sebe (třetí obrázek).

Spektra pozdních hvězd

Mezi pozdní hvězdy řadíme hvězdy zejména tříd M,K.

Hvězdy pozdních tříd jsou na stelárním oddělení pozorovány podstatně méně než hvězdy rané. K pozdním hvězdám se řadí např. systematicky pozorovaná hvězda Tau Bootis, jejíž spektrum přikládáme. Spektra pozdních hvězd jsou charakteristická velkým množstvím čar prvků (všechny prvky těžší než helium, tj. uhlík a všechny další označujeme v astrofyzie souhrnným názvem kovy, ačkoliv se skutečnými kovy samozřejmě nemají nic společného), které v raných hvězdách nejsou pozorovatelné (ale to neznamená, že v raných hvězdách nejsou!! Mohou být pozorovatelné v jiných oblastech spektra!!).

Spektrum tau Bootis

Zajímavé tvary ve spektrech hvězd a typy spekter

Dosud jsme zobrazili pouze absorpční spektra; kromě dosud uvedených spekter uvádíme (jako typický příklad absorpčního spektra) spektrum známé dvojhvězdy Mizar (zeta 2 Ursae Maioris), složky slavné optické dvojhvězdy Alcor-Mizar.

V řadě fyzikálních situací však vznikají spektra emisní, v nichž prvek (v této kapitole tedy především vodík) svítí s vyšší intenzitou než kontinuum. Je tomu tak především v případě, kdy hvězdu (jejíž spektrum je samo o sobě absorpční) obklopuje obálka žhavých plynů, jež se do spektra promítají právě jako emisní čáry. Typickým příkladem může být zeta Tauri. Ve spektru této hvězdy je velmi dobře vidět složení emisního (směřuje "nahoru" vůči kontinuu) a absorpčního (směřuje "dolů") spektra. Současně je vidět, že emise se projevuje pouze v čáře vodíku (ale není tomu tak vždy, emise může být i v jiných čarách; typickým příkladem hvězdy, která má emisi nejenom v čáře vodíku, je beta Lyrae, která má emisi i v heliu).

Excelentní ukázkou spektra, v němž se projevuje emisní i absorpční profil, je spektrum hvězdy V744 Herculis (bohužel je dost výrazně "zašuměné", protože expozice zobrazeného spektra byla poměrně slabá). Velmi dobře jsou však ve spektru vidět čáry vody i čáry křemíku. Čára helia je slabší, ale je patrná (vpravo od vodíku).

Mizar	beta Lyrae	zeta Tauri	V744 Herculis
		zeta Tauri - detail čáry Halfa	Vysvětlení vzniku profilu V744Her