Spektriluokka

Wikipedia
Loikkaa: valikkoon, hakuun
Spektriluokan M0III punaisen jättiläisen spektri.

Spektriluokka on tähtien pintalämpötilaan perustuva luokittelutapa. Tähden spektriluokka määritetään tähden spektrissä olevien spektriviivojen perusteella. Eri lämpötiloissa eri tavoin virittyvä kaasu luo erilaiset spektriviivat. Lämpötila vaikuttaa myös tähden väriin.

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 (esim. Aurinko kuuluu luokkaan G2).[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]

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]

Katso myös[muokkaa | muokkaa wikitekstiä]

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. 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.

Aiheesta muualla[muokkaa | muokkaa wikitekstiä]