Spektriluokka
Tämä artikkeli tai sen osa on tuotu vieraskielisestä lähteestä ja käännös on keskeneräinen. Voit auttaa Wikipediaa tekemällä käännöksen loppuun. Tarkennus: Vieraskielisiä viitteitä ei ole muutettu suomenkielisiksi. |
Spektriluokka (myös spektrityyppi) on tähtityyppi, joka päätellään tähden spektristä. Spektri riippuu pääosin tähden pintalämpötilasta. Eri lämpötiloissa eri tavoin virittyvä kaasu luo erilaiset spektriviivat.
![](http://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/thumb/1/1e/M0iii-spectre.png/200px-M0iii-spectre.png)
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
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
![](http://upload.wikimedia.org/wikipedia/fi/thumb/3/3a/T%C3%A4htiluokat.png/250px-T%C3%A4htiluokat.png)
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
![](http://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/thumb/d/db/H-R_diagram.svg/200px-H-R_diagram.svg.png)
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
- wd valkea kääpiö esim F0wd
- sd alikääpiö esim sdG0
- d pääsarjan tähti esim dG2
- sg alijättiläinen
- g jättiläistähti esim gK2
- c ylijättiläinen
Harvinaisia spektriluokkia
- W Wolf-rayet, monia alaluokkia esim WN
- R
- N
- S
- C hiilitähti
- D valkea kääpiö, monia alaluokkia esim DA, DAB
Erikoiset spektrit
- 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
Huomautukset
Lähteet
- Heikki Oja: Maailmankaikkeus 2003 – tähtitieteen vuosikirja. Ursa 2002.
Viitteet
Aiheesta muualla
Kuvia tai muita tiedostoja aiheesta Spektriluokka Wikimedia Commonsissa
- Classification of Stellar Spectra (englanniksi)
- Colour of Stars (Arkistoitu – Internet Archive) (englanniksi)