Spektriluokka
Wikipedia
 |
Tämän artikkelin tai sen osan viitteitä on pyydetty muotoiltavaksi. Voit auttaa Wikipediaa muotoilemalla viitteet ohjeen mukaisiksi, esimerkiksi siirtämällä linkit viitemallineille. |
.jpg/200px-Betelgeuse_star_(Hubble).jpg)
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. Esimerkiksi Aurinko näyttää ilmakehän läpi katsottuna kellertävältä ja siinä ovat vahvat kalsiumin H- ja K-viivat. Silloin se kuuluu spektriluokkaan G, tarkemmin G2V. V tarkoittaa, että Aurinko on pitkäaikaisessa melko vakaassa niin sanotussa pääsarjavaiheessa, ja 2 sitä, että aurinko on jonkin verran luokan G0 tähteä viileämpi. Tähden spektriin vaikuttaa lämpötilan lisäksi myös tähden kirkkaus eli käytännössä painovoima tähden pinnalla, ja alkuainekoostumus sekä magneettikenttä ja sen häiriöt, ja pyörimiseen ja sykkimiseen liittyvät tekijät.
Tähtien lämpötiloja voidaan määrittää karkeasti Wienin siirtymälain perusteella. Tarkempi lämpötilan määrittely voidaan tehdä spektroskopian avulla. Luokittelu pintalämpötilan perusteella on mielekästä, koska samanlämpöisillä pääsarjan tähdillä on muitakin yhteisiä ominaisuuksia, kuten massa, säde, absoluuttinen kirkkaus, väri ja pääsarjavaiheen kesto.
Tähdet jaetaan spektriluokkiin nykyisin tavallisesti Morganin–Keenanin spektriluokituksen mukaan seuraavasti:
| Luokka | Lämpötila | Tähden väri |
|---|---|---|
| O | 30 000–60 000 K | sininen |
| B | 10 000–30 000 K | sinivalkoinen |
| A | 7 500–10 000 K | valkoinen |
| F | 6 000–7 500 K | keltavalkoinen |
| G | 5 000–6 000 K | keltainen |
| K | 3 500–5 000 K | keltaoranssi |
| M | 2 000–3 500 K | punainen |
Luokat on järjestetty lämpötilan mukaan, kuumin O ensin, kylmin M viimeisenä. Lisäksi kukin luokka jaetaan vielä kymmeneen alaluokkaan arabialaisilla numeroilla 0–9, joista 0 tarkoittaa luokan kuuminta ja 9 viileintä alaluokkaa. Esimerkiksi Auringon spektriluokka on G2 ja Polluxin K0.
Spektriluokkien järjestyksen muistamiseksi on olemassa suosittu englanninkielinen muistisääntö "Oh Be A Fine Girl, Kiss Me". Taulukossa mainittu väri ei ole tähden aito väri, vaan näennäinen väri, joka tähden säteilyllä on Maan ilmakehän läpäisyn jälkeen.
[muokkaa] Spektriluokat
- O-spektriluokan tähdet ovat kuumimpia ja valovoimaisimpia tähtiä. Ne ovat sinisiä massiivisia tähtiä, jotka polttavat nopeasti vedyn heliumiksi, viettävät pääsarjassa vain muutamia miljoonia vuosia ja päättävät päivänsä rajusti supernovina. Luokan tähdet ovat harvinaisia: vain yksi tähti sadasta tuhannesta kuuluu O-luokkaan. Eräs tunnettu luokan edustaja on Peräkeulan tähdistössä sijaitseva Naos.
- Myös luokan B tähdet ovat valovoimaisia ja kuumia. O-luokan tähtien tavoin ne kuluttavat vetyvarastonsa nopeasti loppuun eivätkä elinaikanaan ehdi liikkua kovin kauas synnyinseuduiltaan. Siksi O- ja B-luokan tähdet kerääntyvät tietyille alueille, niin sanottuihin OB1-assosiaatioihin, joista suurimmat muodostavat kokonaisia galaksin haaroja. Tunnettuja esimerkkejä B-luokan tähdistä ovat Orionissa sijaitseva ylijättiläinen Rigel ja pääsarjaan kuuluva Neitsyen päätähti Spica.
- A-luokan tähdet ovat väriltään valkeita ja massaltaan kaksi kolme kertaa Aurinkoa suurempia. Ne elävät noin miljardin vuoden verran. Ne kuuluvat monesti paljain silmin nähtäviin tähtiin. Esimerkiksi pääsarjaan kuuluvat Vega ja Sirius sekä ylijättiläinen Deneb ovat tätä spektriluokkaa.
- F-luokan tähtien väri on heikosti kellertävä. Esimerkkejä luokan tähdistä ovat Fomalhaut ja Pohjantähti.
- G-luokkaan kuuluvat tähdet ovat niin sanotusti keskivertotähtiä, kuten Aurinkomme.
- K-luokan jättiläistähdet (esimerkiksi Aldebaran ovat jo elämänsä ehtoopuolella: niiden vetyvarastot on käytetty loppuun ja väri on muuttunut oranssiksi pinnan viiletessä ja laajetessa. K-luokan kääpiötähdet (esimerkiksi Alfa Centauri B sekä 61 Cygni A ja B) ovat puolestaan melko pieniä ja viileähköjä.
- M-luokan tähdet ovat viileitä ja punaisia. Tähän luokkaan kuuluvat kääpiöt ovat pieniä ja erittäin pitkäikäisiä. Niitä on arvioidan mukaan 80–90 prosenttia kaikista tähdistä, mutta himmeytensä vuoksi lähimmätkin niistä näkyvät vain kaukoputkilla, kuten Proxima Centauri. M-luokan jättiläiset ovat yleensä erittäin suurikokoisia ja massiivisia tähtiä, jotka ovat kehityksensä loppuvaiheissa. Esimerkiksi Betelgeuze ja Antares ovat punaisia ylijättiläistähtiä. Myöhemmin on lisätty uusia luokkia harvinaisemmille tähtityypeille, kun ne on löydetty:
- W on luokka Wolfin–Rayetin tähdille. Niiden pintalämpötila voi olla jopa 70 000 K. Luokanssa WN on typpeä ja luokassa WC hiiltä.
- L-luokan kohteet ovat ruskeita kääpiöitä, joiden lämpötila (1 500–2 000 K) ei ole riittänyt ydinreaktion käynnistämiseen. Näiden tähtien väri on hyvin tummanpunainen ja säteilevät enimmäkseen infrapunaa.
- T -luokan tähtien lämpötila on alle 1000 K, ne ovat ruskeita kääpiöitä tai mahdollisesti hyvin pienitiheyksisiä nuoria tähtiä. Nämä tähdet säteilevät infrapunaa eli ovat mustia.
- C on hiilitähtien luokka, joka on rinnakkainen luokite K ja M luokille. Luokkaan C kuuluvat aikaisemmat luokat R ja N yhdistettynä peräkkäin. R vastaa hiiletöntä luokkaa G5-K ja N vastaa luokkaa M. C6 vastaa aikaisempaa luokkaa N0.
- S-luokan tähdet ovat lähellä tyyppejä C ja M, mutta niissä on voimakkaita zirkoniumoksidin viivoja.
- Bariumtähdet muistuttavat tyyppiä S, mutta niissä näkyy spektrissä paljon bariumoksidia.
- D-luokkaan kuuluvat valkoiset kääpiöt.
- Q-luokan tähdet ovat novatähtiä.
- P tarkoittaa planetaarisia sumuja, jotka ovat kuolleiden tähtien jäännöksiä.
[muokkaa] Spektriluokkien jako varhaisiin ja myöhäisiin
Spektriluokat jaetaan varhaisiin ja myöhäisiin. Jako on peräisin aikaisemmasta teoriasta, jonka mukaan tähdet kehittyvät jäähtymällä ja liukumalla pääsarjaa pitkin alas, mikä ei nykytiedon mukaan pidä paikkaansa. Varhaiset spektriluokat ovat yleensä luokkia O, B, A, F. Myöhäiset spektriluokat ovat G, K, M, C ja S sekä L ja T.
[muokkaa] Tähtien värien pääasiallinen syy
Tähtien värien pääasiallinen syy on tähden lämpötila. Vertailukohde voidaan valita luonnosta. Esimerkiksi rauta jota aletaan kuumentaa niin että se säteilee valoa, on aluksi punainen, edelleen kuumennettaessa oranssi, keltainen ja kellanvalkoinen. Tämän jälkeen rauta sulaa.
[muokkaa] Miksi luokat M, S ja C eroavat toisistaan, vaikka ovatkin saman lämpöisiä
Vaikka spetriluokat M, S ja C ovat suunnilleen saman lämpöisiä, niin kylmiä, että niissä muodostuu häkäkaasua CO (hiili-happi), niissä on eri tavoin hiiltä ja happea spektrissä. Metallioksidit kertovat runsaasta happipitoisuudesta, ja hiili runsaasta hiilipitoisuudesta. Hiilitähdissä eli C-tähdissä on hiiltä huomattavasti enemmän kuin happea, ja häkäkaasun muodostuessa hiiltä jää runsaasti yli. M-tähdissä ovat alkuaineiden runsaudet sellaisia, ettei hiiltä eikä happea jää ylen määrin yli häkää CO muodostuessa. S-tähdissä on runsaasti metallioksideja, koska häkäkaasun CO muodostuessa jää runsaasti happea oksideja varten.
[muokkaa] Eri spektriluokkien pääsarjan tähdet
Pääsarja on pisin ajanjakso tähden kehityksessä. Aurinko kuuluu pääsarjaan eli kirkkausluokkaan V. Oheisessa taulukossa näkyy, että tähden maahan näkyvä väri on eri kuin tähden todellinen väri.
| Luokka | Lämpötila | Meille näkyvä väri | Todellinen väri[1][2] | Massa (Auringon massaa) |
Säde (Auringon sädettä) |
Luminositeetti | Vedyn viivat | % Pääsarjan tähdistä[3] |
|---|---|---|---|---|---|---|---|---|
| O | 30 000–60 000 K | sininen | sininen | 64 M☉ | 16 R☉ | 1 400 000 L☉ | Heikot | ~0,00003% |
| B | 10 000–30 000 K | sininen-sinivalkea | sinivalkea | 18 M☉ | 7 R☉ | 20 000 L☉ | Keskinkertaiset | 0,13% |
| A | 7 500–10 000 K | valkea | valkea | 3,1 M☉ | 2,1 R☉ | 40 L☉ | Vahvat | 0,6% |
| F | 6 000–7 500 K | kellanvalkea | valkea | 1,7 M☉ | 1,4 R☉ | 6 L☉ | Keskivahvat | 3% |
| G | 5 000–6 000 K | keltainen | kellertävänvalkea | 1,1 M☉ | 1,1 R☉ | 1,2 L☉ | Heikot | 7,6% |
| K | 3 500–5 000 K | oranssi | keltaoranssi | 0,8 M☉ | 0,9 R☉ | 0,4 L☉ | Hyvin heikot | 12,1% |
| M | 2000–3500 K | punainen | oranssinpunainen | 0,4 M☉ | 0,5 R☉ | 0,04 L☉ | Hyvin heikot | 76,45% |
[muokkaa] Spektriviivat eri spektriluokissa
Tähtien spektrien luokittelu eri ryhmiin alkoi, kun huomattiin, että vedyn Balmerin viivat (Hα, Hβ, Hγ) ovat eri vahvuisina toisissa tähdissä puuttuen toisista kokonaan. Alussa spektriluokat menivät aakkosjärjestyksessä Balmerin viivan voimakkuuksien mukaan. Kuumempien tähtien spektrit ovat harvaviivaisempia kuin kylmempien. Ionisoituneita aineita esiintyy enemmän korkeammassa lämpötilassa ja aineet ionisoituvat enemmän. Lämpötilan kasvaessa molekyylit hajoavat ja sitten ionisoituvat. Kuumassa O-tyypissä monet atomit ovat ionisoituneet ja M-tyypissä näkyy molekyylejä. Spektriluokittelussa olennaisia viivoja ovat mm. vedyn (H) Balmerin sarjan viivat (alfa, beta, gamma ..), neutraalin heliumin viivat, raudan viivat, ionisoituneen kalsiumin (Ca II) viivat, ionisoituneen kalsiumin kaksoisviiva eli Ca II H- ja K-viivat 396,8 nm ja 393,3 nm, hiilivedyistä (CH) ja eräistä metalliviivoista aiheutuva G-vyö 431 nm:n kohdalla ja titaanioksidin TiO viivat sekä myös neutraalin kalsiumin Ca I viivat ja kaksi kertaa ionisoituneen hapen O III-viivat. Erityisen voimakkaat on A-spektriluokassa vedyn viivat ja K-spektriluokassa ionisoituneen kalsiumin viivat sekä myöhäisen M-tyypin spektrissä titaanioksidin TiO viivat. Auringon tyyppisessä G2-spektriluokan tähdessä rauta Fe II on voimakkain.
| Luokka | Lämpötila | Spektrin kuvaus |
|---|---|---|
| O | 20000 -- 35000 | Heikosti ionisoitunutta heliumia (He II, Pickeringin viivasarja) ja neutraalia heliumia (He I), heikot neutraalin vedyn viivat (H I). C III, O III,N III. Si IV tyypillinen O-luokalle. He II voimakas O:n alussa, heikko lopussa.
Moneen kertaan ionisoituneita alkuaineita. |
| B | 20000 -- 15000 | Keskimäärin neutraalia heliumia He I, jonka voimakkuus heikkenee maksimista B2:sta kohti B9:ää.
403 nm He I-viiva kadonnut luokassa B9. Neutraalin vedyn viivat (H I) joka voimistuvat kohti B9:ää. Ionisoitunutta piitä Si III, magnesiumia, typpeä ja happea O II. Si II ja Mg II voimistuvat mentäessä kohti B9:ää. Si III maksimissa B:n alussa, katoaa B5:ssä. Vetyviivat ovat Balmerin sarjan viivoja. B3:sta asti ionisoitunut kalsium Ca II:n K-viiva. |
| A | 10000 -- 9000 | Hyvin voimakkaita vedyn Balmerin viivoja, voimakkaimmillaan luokassa A0 alkaen heiketä kohti A9:ää. He I ei enää näy.
Ionisoituneita metalleja kuten kalsiumia jonka Ca II:n viivat H ja K heikkoja mutta voimistuvat. Heikkoja metalliviivoja kuten Fe II, sekä Ca I 422,7 nm. Neutraalien metallien viivat ilmestyvät. Mg II ja Si II heikkenevät ja katoavat A5:ssä. |
| F | 7500 | Alkaa esiintyä heikkoja metallien viivoja (Fe I, Fe II, Cr II , Ti II vahvistuvat kohti A9:ää), melko heikkoja ja heikkeneviä vetyviivoja (H I). Keskimäärin ionisoitunut kalsium Ca II (viivat H ja K) vahvistuu välillä F0 -- F9. Rauta Fe II heikko ja voimistuu, samoin Fe I joka on heikompi. G-vyö 430,8 nm ilmestyy F-luokan alkupuoliskolla. |
| G | 5500 | Heikosti ionisoitunut kalsium näkyy kohtuullisen hyvin.
Sen viivat H ja K hyvin vahvoja, maksimissaan G0:ssa. Runsaasti ionisoituneita ja neutraaleja metalleja joiden viivat melko voimakkaita, G0 --> G9 heikkoja ja heikkeneviä vetyviivoja (H I), metalliviivat vetyviivoja voimakkaampia. Neutraali kalsium heikko mutta voimistuu. Voimakas G-vyö 430 -- 431,5 nm jossa on CH:ta ja metalliviivoja. G-luokan jälkipuoliskolla Fe I yhtä voimakas kuin vetyviivat. Joitain molekyylejä alkaa ilmestyä kohti luokkaa G9. Syaani CN näkyy varsinkin viileämmissä jättiläistähdissä. |
| K | 4500 | Neuraalien metallien hyvin voimakkaita viivoja. Hyvin heikosti ionisoitunut kalsium näkyy voimakkaana
sen H ja K-viivat vahvoja ja heikkeneviä, enimmäkseen neutraaleja metalleja, äärimmäisen heikot vetyviivat (H I) jos lainkaan. Fe I voimakas ja heikkenee hieman kohti K:n loppua. Neutraali kalsium CaI näitä voimakkaampi ja voimistuu. K-luokan alkupuolella voimakkaimmillaan Ca II H ja K, Ca I 422,7 ja G-vyö. TiO olmestyy luokassa K5. Molekyylejä alkaa esiintyä enemmän: CH,CN välillä K0 --> K9. |
| M | 3000 | Luokalle M tyypillinen titaanioksidi TiO vahvistuu kohti
M:n loppua huomattavasti. Molekyylejä, monia neutraaleja metalleja kuten neutraali kalsium (Ca I 422,7 nm voimakas), yleensä ei vetyviivoja. G-vyö hajonnut moniin viivoihin. |
| L | 1300 -- 2000 | Hyvin tummanpunaisia, kirkkaimpia infrapunassa. Spektrissä litiumia, alkalimetalleja ja metallihydridejä. Näissä on ylijättejä ja ruskeita kääpiöitä. |
| T | <1000 | mustia, säteilevät infapunaa, ei näkyvää valoa, spektrissä metaania CH4 , monimutkaisia molekyylejä. |
| Y | <<1000 | Hyvin kylmiä ruskeita kääpiöitä, joiden olemassaolo on ennustettu, mutta joita ei ole vielä havaittu. |
| C | 3000 | Hiilitähdet. Voimakas G-vyö ja vahvat H- ja K-viivat.
Vahvoina näkyvät molekyylit syaani CN ja hiilimonoksidi CO sekä CH. C2. Imeytymiskirjo muistuttaa luokkaa K, jatkuva kirjo luokkaa G. Kohti C9:ää vahvistuvat Fe I, Na I (D) ja CaI 422,7 nm. Vetyviivat hyvin heikkoja heiketen. Ei TiO:ta niin kuin M-tyypissä, jota C:n viivaspektri muuten muistuttaa. Alalajeja C-R, C-N, C-J, C-H, C-Hd. |
| S | 3000 | Luokkien M ja C välissä, ZrO:n eli zirkoniumoksidin viivoja. Kalsium Ca II H ja K, CaI, BaII.
Monesti vedyn emissioviivoja. Molekyylejä YO, LaO, TiO. |
Tähden spektriluokan määrittelyyn on kehitetty monia sääntöjä. Yksi vanha sääntö: Tähden spektrityyppi voidaan määritellä 0,2 spektriluokan tarkkuudella seuraavien sääntöjen mukaan
- B0 --> B8 Hδ ja 402,6 nm kirkkaussuhde kasvaa 1,5 --> 15,0
- A0 --> F0 viivojen K/Hdelta kirkkaussuhde kasvaa 0,1 --> 3,0
- F0 --> G0 G/Hγ 0,2 -- 10,0
- K0 --> M 422,7/G 0,2 --> 10,0
[muokkaa] Spektriluokkien lisämääreet
| Kirjain | Selitys |
|---|---|
| : | Epävarma spektriarvo |
| … | Tarkemmin määrittelemättömiä poikkeavuuksia spektrissä. |
| ! | Erityinen poikkeavuus. |
| b | Spektrissä terävä laajenevaan kaasukuoreen viittaava absorbtioviiva. |
| comp | Monesta osasta koostuva "komposiittispektri" |
| cont | jatkuva spektri, jossa ei spektriviivoja. |
| d | Kääpiötähti tai pääsarjan tähti. |
| e | Kirkkaita emissioviivoja, hehkuvaa kaasua tähden lähellä. |
| [e] | "Kiellettyjä" kirkkaita emissioviivoja, joita syntyy vain hyvin harvassa kaasussa. |
| er | Emissioviivoja, jotka käänteisiä, heikompia keskellä kuin reunoilla. |
| ep | Poikkeavia emissioviivoja |
| eq | Emissioviivoja tyyppiä ^P-Cygni//gr 304.446667, 38.032944^ |
| ev | Emissioviivoja, joissa vaihteluja |
| f | NIII ja HeII emissio O-tähden spektrissä kolme kertaa ionisoituneen typen, NIII viivoja aallonpituuksilla 463,4 464,0 ja 464,1nm. |
| (f) | heikko heliumin He emissio |
| ((f)) | ei heliumin He emissiota |
| g | Jättiläistähti |
| He wk | Heikot heliumin He viivat |
| k | Spektrissä tähtienvälisen kaasun aiheuttamia imeytymis- eli absorbtioviivoja, lähinnä "lepäävä" kalsiumviiva. |
| m | Spektrissä normaalia enemmän metalleja. |
| n | Tähden pyörimisen aiheuttamat leveät, "sumumaiset" spektriviivat , käytetään luokkaan F0 asti. |
| nn | Hyvin leveät spektriviivat, tähti pyörii hyvin nopeasti |
| neb | Tähtisumun viivoja spektrissä. |
| p | Poikkeava spektri, jossa suuria metallipitoisuuksia. |
| pq | Spektri, joka muistuttaa novien spektriä. |
| q | Voimakkaita sekä sinisiirtyneitä että punasiirtyneitä viivoja, viittaa laajenevaan kaasukuoreen. |
| s | Kapeita, teräviä spektriviivoja, "sharp", luokkaan F0 asti. |
| sd | Alikääpiö. |
| ss | Hyvin kapeita , hyvin teräviä spektriviivoja. |
| sh | Kuoritähti |
| v | Tai "var", muuttuva spektri |
| w | Tai "wl" tai "wk", heikot viivat |
| d Del | Luokkien A - F jättiläisiä, joiden kalsiumin H ja K viivat, prototyyppi ^delta Delphini//gr 310.8647916, 15.074694^ |
| d Sct | A-F-luokkien tähdet, jotka samantyyppisiä kuin ^delta Scuti//gr 280.568417, -9.0525556^ |
| Tunnus | Jos spektrissä runsaasti metallia |
| Ba | Normaalia suurempi Bariumpitoisuus |
| Ca | Kalsium |
| Cr | Kromi |
| Eu | Europium |
| He | Helium |
| Hg | Elohopea |
| Mn | Mangaani |
| Si | Pii |
| Sr | Strontium |
| Tunnus | Valkea kääpiö |
| P | Valkean kääpiön valo polarisoitua. |
| H | Magneettinen spektriviivojen Zeemanin jakautuminen |
| V | Muuttuva |
| PEC | Spektrin poikkeavuuksia valkeassa kääpiössä. |
Spektriluokka voidaan merkitä esim. B8e, joka tarkoittaa B8-tyypin tähteä, jonka spektrissä voimakkaita emissioviivoja. Voidaan yhdistellä esim. B5ep, voimakkaita emissioviivoja ja metalliviivoja B5-tyypin tähdellä.
[muokkaa] Kirkkausluokat eli luminositeettiluokat
.
Termi kirkkausluokka on syytä erottaa visusti tähden kirkkautta kuvaavasta suuruusluokasta eli magnitudista. Saman kirkkausluokan eli luminositeettiluokan tähden magnitudi voi vaihdella huomattavasti. Esimerkkinä tästä on kirkkausluokka V eli pääsarja, jossa on hyvin kirkkaita ja himmeitä tähtiä.
Tämä on Yerkesin spektriluokittelu eli MMK-luokittelu.
- I Ylijättiläinen
- Ia-0 Äärimmäisen kirkas ylijättiläinen
Esimerkki: HD 183143 (jonka spektri on B6-8 Ia-0)
-
- Ia (Kirkas ylijättiläinen), Esimerkki: Deneb (spektri A2Ia)
- Iab (Keskimääräisen kirkas ylijättiläinen)
- Ib (Vähemmän kirkas ylijättiläinen), Esimerkki: Betelgeuse (spektri M2Ib)
- II Kirkas jättiläistähti
- IIa, Esimerkki: β Scuti (HD 173764) (jonka spektri on G4 IIa)
- IIab Esimerkki: HR 8752 (spektri on G0Iab:)
- IIb, Esimerkki: HR 6902 (spektri on G9 IIb)
- III Normaali jättiläinen
- IIIa, Esimerkki: ρ Persei (spektri is M4 IIIa)
- IIIab Esimerkki: δ Reticuli (spektri on M2 IIIab)
- IIIb, Esimerkki: Pollux (spektri on K2 IIIb)
- IV Alijättiläinen
- IVa, Esimerkki: ε Reticuli (spektri K1-2 IVa-III)
- IVb, Esimerkki: HR 672 A (spektri on G0.5 IVb)
- V Pääsarjan tähti ("kääpiö")
- Va, Esimerkki: AD Leonis (spektri M4Vae)
- Vb, Esimerkki: 85 Pegasi A (spektri G5 Vb)
- VI alikääpiö (harvemmin käytetty)
- VII valkoinen kääpiö (harvemmin käytetty)
(voitaisiin lisätä neutronitähdet ja mustat aukot)
Lisäksi
- +: Ia+ hyperjättiläinen
- /:IV/V alijättiläinen tai pääsarjan tähti
- -: I-II ylijättiläisten ja kirkkaiden jättiläisten välillä
Luminositeettiluokat määritellään tiettyjen spektriviivojen voimakkuuksista. Nämä määritysviivat vaihtelevat eri spektriluokilla.
[muokkaa] Valkoisten kääpiöitten luokittelu
- DA: Vetyrikas kaasukehä tai ulkokerros, voimakkaat vedyn Balmerin viivat
- DB: Heliumrikas, neutraalin heliumin (He I)viivoja
- DO: Heliumrikas, ionisoituneen heliumin (He II) viivoja
- DC: ei vahvoja vedyn ja heliumin spektriviivoja, niin kuin edellisissä (muttei niin kuin seuraavissa).
- DQ: Hiilirikas ilmakehä ja ulkokerros, atomaarista tai molekulaarista hiiltä.
- DZ: metallirikas ulompi ilmakehä, raduan, magnesiumin ja kalsiumin viivoja, Ca I, Ca II H ja K, Mg I, Fe I, Na I
- DX: Ei pystytä luokittelemaan yllä oleviin.
Lämpötilat ovat välillä 37500 K - < 5500 K, eli luokat D1-D9.
Laajennettu valkeitten kääpiöitten luokittelu
- DAB: Valkea kääpiö, jossa on vetyä ja neutraalia heliumia
- DAO: Vetyä ja ionisoitunutta heliumia
- DAZ: Vetyrikas, viileä metallirikas
- DBZ: Heliumrikas, viileä metallirikas
- DAV ja zz Ceti: Sykkivä vetyrikas valkea kääpiö.
- DBV ja V777 Her: Heliumrikas sykkivä valkea kääpiö.
- DOV ja PG 1159: Heliumrikas sykkivä valkea kääpiö
[muokkaa] Spektriluokan tulkinta
Tyypillinen spektriluokan merkintä on esim. M5,5eV, mikä on suomennettuna punainen kääpiö, jossa on emissioviivoja ja jonka alatyyppi on 5,5.
Toinen on vaikkapa A5IV-V, jossa on kyse valkeasta, tavallista pääsarjan tähteä hieman suuremmasta tähdestä.
Aurinko on tyyppiä G2V tai dG2.
[muokkaa] Katso myös
[muokkaa] Lähteet
- ↑ The Guinness book of astronomy facts & feats, Patrick Moore, 1992, 0-900424-76-1
- ↑ The Colour of Stars. Australia Telescope Outreach and Education (December 21 2004). Luettu 2007-09-26. — Selittää englanniksi syyn värikuvauksien erossa.
- ↑ Viittausvirhe: Invalid
<ref>tag; no text was provided for refs namedLeDrew2001
[muokkaa] Aiheesta muualla
