Spektriluokka

Wikipediasta
(Ohjattu sivulta Spektriluokat)
Siirry navigaatioon Siirry hakuun
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.
Tähdet
Synty ja kehitys

Synty · Prototähti · Esipääsarja · Pääsarja
Horisontaalihaara · Asymptoottihaara
Esiplanetaarinen sumu · Planetaarinen sumu
Wolfin–Rayetin tähti · Valesupernova
Supernova · Hypernova

Luminositeettiluokitus

Alikääpiö · Kääpiö (Punainen · Keltainen · Sininen)
Alijättiläinen · Jättiläinen (Punainen · Sininen)
Kirkas jättiläinen · Ylijättiläinen (Punainen · Sininen)
Hyperjättiläinen

Spektriluokitus

O · B · A · F · G · K · M
Bariumtähti · Hiilitähti · Teknetiumtähti

Jäänteet

Valkoinen kääpiö · Musta kääpiö · Heliumplaneetta
Neutronitähti (Pulsari · Magnetar) · Musta aukko

Nukleosynteesi

Alfareaktio · Kolmialfareaktio · Heliumleimahdus
Hiilisykli · Hiilen fuusio · Neutronisieppaus · Nova

Yleiset ominaisuudet

Ikä · Magnitudi · Metallisuus · Luminositeetti

Aiheeseen liittyvää

Ruskea kääpiö · Ruskea alikääpiö · Planeetta
Tähtijoukko (Avoin · Pallomainen) · Tähdistö
Auringon ominaisuudet

Spektriluokan M0III punaisen jättiläisen spektri.

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]
Pääsarjan tähtien sekä jättiläistähtien suhteellinen kokovertailu.

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]
Tähden luminositeettiluokat ja spektriluokat HR-kaaviossa, jossa vaaka-akselina on tähden väriä kuvaava väri-indeksi, ja pystyakselina absoluuttinen visuaalinen magnitudi eli kirkkaus.

Tähtien spektriluokitteluun kuuluu myös luminositeettiluokitus, joka merkitään roomalaisilla numeroilla seuraavasti:[8]

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


spektrin erikoisuuksia

! 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]
  1. ↑ 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]
  1. ↑ a b Oja 2002, s. 87.
  2. ↑ Oja 2002, s. 87–88.
  3. ↑ a b c Oja 2002, s. 88.
  4. ↑ The Guinness book of astronomy facts & feats, Patrick Moore, 1992, 0-900424-76-1
  5. ↑ 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.
  6. ↑ 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
  7. ↑ 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
  8. ↑ Ursa.fi: Spektriluokittelu Viitattu 21.8.2012.
  9. ↑ a b c d e f g h i j k Allen, J. S.: The Classification of Stellar Spectra star.ucl.ac.uk. Viitattu 1 January 2014.
  10. ↑ a b Maíz Apellániz, J.; Walborn, Nolan R.; Morrell, N. I.; Niemela, V. S.; Nelan, E. P.: Pismis 24-1: The Stellar Upper Mass Limit Preserved. The Astrophysical Journal, 2007, 660. vsk, nro 2, s. 1480–1485. doi:10.1086/513098 ISSN 0004-637X Bibcode:2007ApJ...660.1480M arXiv:astro-ph/0612012
  11. ↑ a b Fariña, Cecilia; Bosch, Guillermo L.; Morrell, Nidia I.; Barbá, Rodolfo H.; Walborn, Nolan R.: Spectroscopic Study of the N159/N160 Complex in the Large Magellanic Cloud. The Astronomical Journal, 2009, 138. vsk, nro 2, s. 510–516. doi:10.1088/0004-6256/138/2/510 Bibcode:2009AJ....138..510F arXiv:0907.1033
  12. ↑ Rauw, G.; Manfroid, J.; Gosset, E.; Nazé, Y.; Sana, H.; De Becker, M.; Foellmi, C.; Moffat, A. F. J.: Early-type stars in the core of the young open cluster Westerlund 2. Astronomy and Astrophysics, 2007, 463. vsk, nro 3, s. 981–991. doi:10.1051/0004-6361:20066495 Bibcode:2007A&A...463..981R arXiv:astro-ph/0612622

Aiheesta muualla

[muokkaa | muokkaa wikitekstiä]
Käännös suomeksi
Käännös suomeksi
Tämä artikkeli tai sen osa on käännetty tai siihen on haettu tietoja muunkielisen Wikipedian artikkelista.
Alkuperäinen artikkeli: en:Stellar_classification
Noudettu kohteesta ”https://fi.wikipedia.org/w/index.php?title=Spektriluokka&oldid=22547314”