Spektralklasse

Spektralklasse er en klassifisering av fotosfærens temperatur og tilhørende luminositet og spektrum for en stjerne.
På korte avstander kan temperaturen klassifiseres ved Wiens forskyvningslov som gir forholdet mellom energimaksimum og temperatur. På lengre avstande kunne man anvende absorpsjonsspektroskopi for å fastslå temperaturområdet. Allerede på 1800-tallet brukte man bokstavene A til Q for å betegne spektralklasse og dette er opphavet til bokstavene som brukes i dag.


== Klasseinndeling etter overflatetemperatur ==
Harvard klassesystemet klassifiserer temperatur, og er basert på hydrogenets absorpsjonslinjer (styrken for Balmerlinjer). Den ble utviklet ved Harvard College Observatory omkring 1912 av Annie Jump Cannon og Edward C. Pickering.  Klassen angis med bokstaver O, B, A, F, G, K, M, L, T etter fallende temperatur. Dette deles ytterligere med et tall 0-9 der 0 er varmest. O0 er da varmest og T9 kalddest.

Solen har spektraltype G2.
I tillegg brukes bokstavene W for Wolf-Rayet stjerne, P: Planetarisk tåke og R og S: Spesielle, kjølige stjerner


== Yerkes klasseinndeling av luminositet ==
Systemet kalles også MKK etter etternavnene på utviklerne William W. Morgan, Phillip C. Keenan og Edith Kellman fra Yerkes Observatory. Inndelningen angis med romerske tall I, II, III, IV og V, der I er lyssterke superkjemper og V er lyssvake dvergstjerner. Denne klassifiseringen er basert på spektrallinjer som er følsomme for gravitasjon ved overflaten av fotosfæren og tilhørende luminositet. (I motsetning til Harward klasse som er basert på temperatur). Etter endringer ble klassifiseringen også kalt 'MK etter Morgan – Keenan.
Radien til en kjempestjerne er mye større enn en dvergstjerne mens massene er sammenlignbare. Derfor er gravitasjonen, og dermed trykk og tetthet på overflaten mye mindre for kjempestjernen. Dette påvirker luminositeten samt bredden og intensiteten i spektrallinjene. Dersom tettheten (og gravitasjonen) ved og over fotosfæren er høy vil spektallinjene bli bredere.
Skalan deles ytterligere i underklasser med små bokstaver:

I Superkjemper
Ia-0 (Hyperkjemper og svært luminose  or extremely luminous superkjemper (tillegg), Eksempel: Eta Carinae (avvikende spektrum)
Ia (luminose superkjemper), Eksempel: Deneb (spektrum A2Ia)
Iab (middels luminose superkjemper)
Ib (mindre lyssterke superkjemper), Eksempel: Betelgeuse (spektrum M2Ib)
II Lyssterke kjemper
IIa, Eksempel: β Scuti (HD 173764) (spektrum G4 IIa)
IIab Eksempel: HR 8752 (spectrum G0Iab:)
IIb, Eksempel: HR 6902 (spectrum G9 IIb)
III Normale kjemper
IIIa, Eksempel: ρ Persei (spektrum M4 IIIa)
IIIab Eksempel: δ Reticuli (spektrum M2 IIIab)
IIIb, Eksempel: Pollux (spektrum K2 IIIb)
IV Subkjemper
IVa, Eksempel: ε Reticuli (spektrum K1-2 IVa-III)
IVb, Eksempel: HR 672 A (spektrum G0.5 IVb)
V Hovedseriens stjerner (dverger)
Va, Eksempel: AD Leonis (spektrum M4Vae)
Vb, Eksempel: 85 Pegasi A (spektrum G5 Vb)
VI Subdvergstjerne (sjelden brukt)
VII Hvite Dverger (sjelden brukt)Grensetilfelle er tillatt, for eksempel vil klassen Ia0-Ia betegne en svært luminos superkjempe, på grensen til hyperkjempe. Stjernens spektraltype er ikke en faktor. Flere eksempler:


== Spektraltyper ==
den følgende ilustrasjonen stjerneklasser med fargene som ligger nært de som det blåtte øyet faktisk kan se. de relative størelsene brukt er de for hovudserien


=== O-Klassen ===
O klasse stjerner er veldig varme og gløder sterkt, mesteparten av de avgitte fotonene er i der ultrafiolette delen av spekteret. O klasse stjerner er de sjeldneste stjernene i hovedserien. Omtrent 1 av 3 000 000 (0,00003 %) av stjernene i hovedserien i galaksen er O klasse stjerner. Noen av de mest massive stjernene ligger i denne klassen. O klasse stjerner har ofte veldig kaotiske omgivelser noe som gjør det vanskelig å måle spekteret deres.
O klasse stjerner har dominante absorpsjonslinjer og noen ganger emisjon for He II linjer. Fremtredende ioniserte (Si IV, O III, N III, and C III) og nøytrale helium linjer, med styrker fra O5 til O9, og fremtredende hydrogen balmer linjer, selv om de ikke er like sterker som andre typer. Siden O stjerner er så enorme har de ekstremt varme kjærner og brenner fort gjennom hydrogen drivstoffet sitt, O stjerner er derfor de første til å forlate hovedserien.
Eksempler på O stjerner
·       Alpha Camelopardalis
·       Tau Canis Majoris
·       Lambda Cephei
·       Delta Circini A
·       Plaskett's star
·       Zeta Ophiuchi
·       Delta Orionis
·       Theta¹ Orionis C
·       Sigma Orionis A
·       Xi Persei
·       Zeta Puppis
·       Pismis 24-1


=== B-Klassen ===
B klasse stjerner lyser sterkt og er blå. Spekteret deres består av nøytralt helium, som er mest synlig i B2 underklassen, moderate hydrogen linjer. De består også av ioniserte metallinjer, inkludert Mg II og  Si II. Siden og O og B klasse stjerner har så kortfattige liv reiser de ikke særlig langt opprinnelses stedet deres.
Disse stjernene har tendensen til å befinne seg i OB grupperinger, som ofte er tatt i betraktning når man snakker om molekylskyer. Orion OB1 grupperingen okkuperer en stor del av den ene spiral armen til galaksen vår og bærer mesteparten av de sterkeste stjernene stjernebildet Orion. Omtrent 1 av 800 (0,125 %) blant stjernene i hovedserien i galaksen er B klasse stjerner
Eksempler på B stjerner
·       Achernar
·       Regulus
·       Rigel
·       Bellatrix
·       Alnilam
·       Saiph
·       Algol A
·       Spica


=== A-Klassen ===
A klasse stjerner er blant de mest normale stjernene det blotte øye kan se, de er hvite og blåhvite. De har sterke hydrogenlinjer i spekteret i tillegg til linjer av ioniserte metaller: Fe II, Mg II, Si II. Du kan også finne glimt av Ca II linjer. Omtrent 1 av 160 (0,625 %) stjerner blant de hovedserien i galaksen er A stjerner
Eksempler på A stjerner: Sirius, Deneb, Altair, Vega, Fomalhaut


=== F-Klassen ===
F klasse har styrkende linjer av Ca II. Linjer av metallene (Fe I, Cr I) som begynner å bli ioniserte. Spekteret deres er karakterisert av svakere hydrogenlinjer og ioniserte metaller. De er hvite. Omtrent 1 av 33 (3,03 %) blant stjernene i hovedserien er F klasse stjerner
Eksempler på F stjerner: Alrakis, Canopus, Dubhe B, Polaris, Procyon, Wezen


=== G-Klassen ===
G-Klasse stjerner er sikkert den de mest kjente stjernene, nettopp fordi vår sol er en del av denne klassen. De tilsvarer omtrent 7,5 % av stjernene i hovedserien i galaksen.
De mest merkverdige linjene er H og K linjene av Ca II som er mest merkbare i G2 underklassen, de har enda svakere hydrogenlinjer enn F klasse stjerner, men i tillegg til ioniserte metall har de også nøytrale metaller. Superkjemper svinger ofte mellom O og B (blå), og K og M (rød) selv om de gjør dette blir de sjeldent gule superkjemper siden dette er et ekstremt ustabilt sted for en superkjempe å være
Eksempler på G stjerner: Solen,  Alpha Centauri A, Capella, Tau Ceti, Kepler-22


=== K-Klassen ===
K-Klasse stjerner er oransjelignende stjerner som er litt kjøligere en solen. Omtrent 12 % av stjernene i galaksens hovedserien er K-Klasse stjerner. Noen K-Klasse stjerner er kjemper og til og med superkjemper slik som Arcturus.
K-Klasse stjerner har ekstremt svake hydrogenlinjer og de i er der i det hele tatt, og for det meste nøytrale metaller (MnI, Fe I, Si I). I K-Klassens senere stadier dukker opp molekylbindinger av Titanoksid. Der er foreslått at K-Klasse stjerner kan gjøre sirklende planeter innen  en viss sone mer levelige.
Eksempler på K Stjerner: Alpha Centauri B, Epsilon Eridani, Arcturus, Aldebaran, Algol B


=== M-Klassen ===
M-Klassen stjerner er overlegent de mest vanlige stjernene i Hovedserien. omtrent 76 % av alle stjernene i hovedserien er M-Klasse stjerner. Til tross for dette lyser M-Klasse stjerner i hovedserien så svakt at ingen er sterke nok til å kunne se dem med det blotte øye.
Selv om de fleste M-Klasse stjerner er røde dverger, finnes det også kjemper, og til og med superkjemper, som for eksempel:  VY Canis Majoris, Antares og Betelgeuse. De senere fasene av M-Klasse stjerner er vert for brune dverger i tillegg


== Referanser ==