Spektriluokka
Wikipediasta
O · B · A · F · G · K · M
Bariumtähti · Hiilitähti · Teknetiumtähti
Spektriluokka (myös spektrityyppi) on tähtityyppi, joka päätellään tähden spektristä. Spektri riippuu pääosin tähden pintalämpötilasta. Eri lämpötiloissa eri tavoin virittyvä kaasu luo erilaiset spektriviivat.
Lämpötila vaikuttaa myös tähden väriin. Spektriluokassa on monesti merkitty myös tähden kirkkaudesta riippuva luminositeettiluokka. Aurinko on keltainen G2V-luokan pääsarjan tähti. Niinpä Auringon pääluokka on G, alaluokka 2 ja luminositeettiluokka V, pääsarja. Spektriluokissa voi olla myös lisämuunnelmia. Ne merkitään pienillä kirjaimilla. Esimerkiksi punaisen kääpiötähden spektri voi olla vaikkapa M5eV. Tässä e tarkoittaa emissioviivoja.lähde?
Historia
[muokkaa | muokkaa wikitekstiä]Tähtien spektreistä saatiin ensimmäisiä valokuvia 1800-luvun lopulla ja 1900-luvun alussa kuvia oli jo niin paljon, että tähtiä voitiin alkaa luokitella niiden spektrien ulkonäön mukaan.[1] Annie Jump Cannon teki Yhdysvalloissa Harvardin yliopistossa ensimmäisen luokittelun tutkittuaan yli 200 000 tähden spektrin.[1] Hänen luokkansa olivat aakkosjärjestyksessä (A, B, C, D....) spektrin ulkonäön mukaan, mutta järjestystä muutettiin, kun ymmärrettiin niiden riippuvan lämpötilasta.[2] Luokat järjestettiin laskevan lämpötilan mukaan, kun osa hylättiin ja loput laitettiin tähän järjestykseen: O, B, A, F, G, K, M ja kukin niistä jaetaan vielä kymmeneen osaan numeroilla 0–9>[3] O-luokan tähdet ovat kuumimpia, pintalämpötilaltaan jopa 35 000 kelviniä ja viileimpiä M-luokan tähdet, jotka ovat lämpötilaltaan noin 3 000 kelviniä.[3]
Eri spektriluokkien pääsarjan tähdet
[muokkaa | muokkaa wikitekstiä]
Pääsarja on pisin ajanjakso tähden kehityksessä. Aurinko kuuluu pääsarjaan eli kirkkausluokkaan V.
| Luokka | Lämpötila | Meille näkyvä väri | Todellinen väri[4][5] | Massa (Auringon massaa)[6] |
Säde (Auringon sädettä)[6] |
Luminositeetti[6] | Vedyn viivat | % Pääsarjan tähdistä[7] |
|---|---|---|---|---|---|---|---|---|
| O | 30 000–60 000 K | sininen | sininen | > 16 M☉ | > 6,6 R☉ | 30 000 L☉ | Heikot | ~0,00003 % |
| B | 10 000–30 000 K | sininen-sinivalkea | sinivalkea | 2,1–16 M☉ | 1,8–6,6 R☉ | 25 – 30 000 L☉ | Keskinkertaiset | 0,13 % |
| A | 7 500–10 000 K | valkea | valkea | 1,4–2,1 M☉ | 1,4–1,8 R☉ | 5–25 L☉ | Vahvat | 0,6 % |
| F | 6 000–7 500 K | keltavalkea | valkea | 1,04–1,4 M☉ | 1,15–1,4 R☉ | 0,6–1,5 L☉ | Keskivahvat | 3 % |
| G | 5 000–6 000 K | keltainen | keltavalkea | 0,8–1,04 M☉ | 0,96–1,15 R☉ | 1,5–5 L☉ | Heikot | 7,6 % |
| K | 3 500–5 000 K | oranssi | keltaoranssi | 0,45–0,8 M☉ | 0,7–0,96 R☉ | 0,08–0,6 L☉ | Hyvin heikot | 12,1 % |
| M | 2 000–3 500 K | punainen | oranssinpunainen | < 0,45 M☉ | < 0,7 R☉ | < 0,08 L☉ | Hyvin heikot | 76,45 % |
Luminositeettiluokat
[muokkaa | muokkaa wikitekstiä]
Tähtien spektriluokitteluun kuuluu myös luminositeettiluokitus, joka merkitään roomalaisilla numeroilla seuraavasti:[8]
- Ia kirkkaimmat ylijättiläiset
- Ib vähemmän kirkkaat ylijättiläiset
- II kirkkaat jättiläiset
- III normaalit jättiläiset
- IV alijättiläiset
- V pääsarjan tähdet
- VI alikääpiöt
- VII valkoiset kääpiöt
Tämä kirkkauteen perustuva luokittelu kehitettiin 1900-luvun puolivälissä Yerkesin observatoriossa täydentämään Harvardin luokittelua.[3]
Vanhentunut luminositeettiluokitus
[muokkaa | muokkaa wikitekstiä]- wd valkea kääpiö esim F0wd
- sd alikääpiö esim sdG0
- d pääsarjan tähti esim dG2
- sg alijättiläinen
- g jättiläistähti esim gK2
- c ylijättiläinen
Harvinaisia spektriluokkia
[muokkaa | muokkaa wikitekstiä]- W Wolf-rayet, monia alaluokkia esim WN
- R
- N
- S
- C hiilitähti
- D valkea kääpiö, monia alaluokkia esim DA, DAB
Erikoiset spektrit
[muokkaa | muokkaa wikitekstiä]- n spektriviivat sumumaiset esim B5eV
- p outoja piirteitä spektrissä esim A0Vp
- e emissioviivoja spektrissä esim M5eV
- m metallitähti esim A2m
| Merkintä | Spektrin erityispiirteitä |
|---|---|
| : | epävarma spektrin ominaisuus |
| ... | tarkemmin määrittelemättömiä
|
| ! | Erikoinen spektri |
| comp | Moniosainen spektri[9] |
| e | emissioviivoja[9] |
| [e] | Kiellettyjä emissioviivoja |
| er | Emissioviivat keskellä heikompia kuin reunoilla |
| eq | P Cygni-tyyppisiä emissioviivoja |
| f | N III ja He II emissio |
| f* | N IV λ4058Å on vahvempi kuin N III λ4634Å, λ4640Å, & λ4642Å viivat[10] |
| f+ | Si IV λ4089Å & λ4116Å emissio, ja N III viiva[10] |
| (f) | N III emissio,ei heikkoja He II imeytymisviivoja |
| (f+) | [11] |
| ((f)) | vahva He II absorptio, heikko N III emissio[12] |
| ((f*)) | [11] |
| h | WR-tähti, vedyn emissio |
| ha | WR-tähti, vedyn absorptio ja emissio |
| He wk | Heikkoja heliumin viivoja |
| k | Spektrissä tähtienvälisen aineen piirteitä |
| m | Normaalia enemmän metalleja[9] |
| n | Sumuiset absorptioviivat, tähti pyörii nopeasti[9] |
| nn | Hyvin sumuiset absorptioviivat |
| neb | Sumun spektriä sekoittuneena tähden spektriin[9] |
| p | Erikoinen spektri[a][9] |
| pq | Erikoinen spektri, novan spektrin tyyppinen |
| q | P Cygni profiles |
| s | Ohuet absorptioviivat[9] |
| ss | Hyvin ohuet absorptioviivat |
| sh | Kuoritähden piirteet[9] |
| var | Vaihtelevia spektrin piirteitä[9] (sometimes abbreviated to "v") |
| wl | heikot spektriviivat[9] (also "w" & "wk") |
| Alkuain (esim He) symbol |
normaalia voimakkaammat spektriviivat[9] |
Katso myös
[muokkaa | muokkaa wikitekstiä]Huomautukset
[muokkaa | muokkaa wikitekstiä]- ↑ When used with A-type stars, this instead refers to abnormally strong metallic spectral lines
Lähteet
[muokkaa | muokkaa wikitekstiä]- Heikki Oja: Maailmankaikkeus 2003 – tähtitieteen vuosikirja. Ursa 2002.
Viitteet
[muokkaa | muokkaa wikitekstiä]- ↑ a b Oja 2002, s. 87.
- ↑ Oja 2002, s. 87–88.
- ↑ a b c Oja 2002, s. 88.
- ↑ The Guinness book of astronomy facts & feats, Patrick Moore, 1992, 0-900424-76-1
- ↑ The Colour of Stars 21.12.2004. Australia Telescope Outreach and Education. Arkistoitu 3.12.2013. Viitattu 26.9.2007. – Selittää englanniksi syyn värikuvauksien erossa.
- ↑ a b c Tables VII, VIII, Empirical bolometric corrections for the main-sequence, G. M. H. J. Habets and J. R. W. Heinze, Astronomy and Astrophysics Supplement Series 46 (November 1981), s. 193–237 – kopioitu tarkistamatta en-wikistä
- ↑ LeDrew, G.; The Real Starry Sky, Journal of the Royal Astronomical Society of Canada, Vol. 95, No. 1 (whole No. 686, February 2001), pp. 32–33. Note: Table 2 has an error and so this article will use 824 as the assumed correct total of main sequence stars
- ↑ Ursa.fi: Spektriluokittelu Viitattu 21.8.2012.
- ↑ a b c d e f g h i j k The Classification of Stellar Spectra star.ucl.ac.uk. Viitattu 1 January 2014.
- ↑ a b "Pismis 24-1: The Stellar Upper Mass Limit Preserved" (2007). The Astrophysical Journal 660 (2): 1480–1485. doi:. ISSN 0004-637X. Bibcode: 2007ApJ...660.1480M.
- ↑ a b "Spectroscopic Study of the N159/N160 Complex in the Large Magellanic Cloud" (2009). The Astronomical Journal 138 (2): 510–516. doi:. Bibcode: 2009AJ....138..510F.
- ↑ "Early-type stars in the core of the young open cluster Westerlund 2" (2007). Astronomy and Astrophysics 463 (3): 981–991. doi:. Bibcode: 2007A&A...463..981R.
Aiheesta muualla
[muokkaa | muokkaa wikitekstiä]
Kuvia tai muita tiedostoja aiheesta Spektriluokka Wikimedia Commonsissa
- Classification of Stellar Spectra (englanniksi)
- Colour of Stars (Arkistoitu – Internet Archive) (englanniksi)
Text is available under the CC BY-SA 4.0 license; additional terms may apply.
Images, videos and audio are available under their respective licenses.
