Spektriluokka

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.

 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.Oja 2002, s. 87. Annie Jump Cannon teki Yhdysvalloissa Harvardin yliopistossa ensimmäisen luokittelun tutkittuaan yli 200 000 tähden spektrin. Hänen luokkansa olivat aakkosjärjestyksessä (A, B, C, D....) spektrin ulkonäön mukaan, mutta järjestystä muutettiin, kun ymmärrettiin niiden riippuvan lämpötilasta.Oja 2002, s. 87–88. 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>Oja 2002, s. 88. O-luokan tähdet ovat kuumimpia, pintalämpötilaltaan jopa 35 000 kelviniä ja viileimpiä M-luokan tähdet, jotka ovat lämpötilaltaan noin 3 000 kelviniä.

 Eri spektriluokkien pääsarjan tähdet 
pienoiskuva|Pääsarjan tähtien sekä jättiläistähtien suhteellinen kokovertailu.
Pääsarja on pisin ajanjakso tähden kehityksessä. Aurinko kuuluu pääsarjaan eli kirkkausluokkaan V.

 Luokka Lämpötila Meille näkyvä väri Todellinen väriThe Guinness book of astronomy facts & feats, Patrick Moore, 1992, 0-900424-76-1 – Selittää englanniksi syyn värikuvauksien erossa. Massa(Auringon massaa)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 Säde(Auringon sädettä) Luminositeetti Vedyn viivat % Pääsarjan tähdistäLeDrew, 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 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 

Tähtien spektriluokitteluun kuuluu myös luminositeettiluokitus, joka merkitään roomalaisilla numeroilla seuraavasti:Ursa.fi: Spektriluokittelu Viitattu 21.8.2012.
 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.

 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
spektrin erikoisuuksia ! Erikoinen spektri comp Moniosainen spektri e emissioviivoja [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 f+ Si IV λ4089Å & λ4116Å emissio, ja N III viiva (f) N III emissio,ei heikkoja He II imeytymisviivoja (f+)  ((f)) vahva He II absorptio, heikko N III emissio ((f*))  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 n Sumuiset absorptioviivat, tähti pyörii nopeasti nn Hyvin sumuiset absorptioviivat neb Sumun spektriä sekoittuneena tähden spektriin p Erikoinen spektriWhen used with A-type stars, this instead refers to abnormally strong metallic spectral lines pq Erikoinen spektri, novan spektrin tyyppinen q P Cygni profiles s Ohuet absorptioviivat ss Hyvin ohuet absorptioviivat sh Kuoritähden piirteet var Vaihtelevia spektrin piirteitä (sometimes abbreviated to "v") wl heikot spektriviivat (also "w" & "wk") Alkuain (esim He)symbol normaalia voimakkaammat spektriviivat

 Katso myös 
Spektrianalyysi
Painovoima tähden pinnalla

 Huomautukset 

 Lähteet 
 Heikki Oja: Maailmankaikkeus 2003 – tähtitieteen vuosikirja. Ursa 2002.

Viitteet

 Aiheesta muualla 

Classification of Stellar Spectra 
Colour of Stars  

Luokka:Tähtien ominaisuudet
Luokka:Luokittelujärjestelmät
*
Luokka:Seulonnan keskeiset artikkelit