Spektralklasse

Spektralklasse er ei klassifisering av temperatur og tilhøyrande luminositet og spektrum i fotosfæren til ei stjerne.

På korte avstandar kan temperaturen klassifiserast ved Wiens forskyvingslov som gjev tilhøvet mellom energimaksimum og temperatur. På lengre avstand kan ein nytta absorbsjonsspektroskopi for å fastslå temperaturområdet. Allereie på 1800 talet brukte ein bokstavane A til Q for spektralklasse og dette er opphavet til bokstavane som vert i dag brukt.

Klasseinndeling etter overflatetemperatur
Harvard-klassesystemet klassifiserer temperatur, og er basert på hydrogenet sine absorbsjonslinjer (styrken til Balmerlinjer). Det vart utvikla ved Harvard College Observatory omkring 1912 av Annie Jump Cannon og Edward C. Pickering.Cannon, Annie Jump; Pickering, Edward Charles (1912), Annals of the Astronomical Observatory of Harvard College; vol. 56, no. 4, Cambridge, Mass: The Observatory  Klassa vert angjeve med bokstavar O, B, A, F, G, K, M, L, T etter fallande temperatur. Dette vert delt ytterlegare med eit tal 0-9 der 0 er varmast. O0 er då varmast og T9 kaldast.
 Klasse Temperatur Normalfarge Tilsynelatandefarge Masse(solmassar) Radius(solrradiar) Luminositet(rel sola) Hydrogenlinjer % av alle iHovudserien O 30 000–60 000 K blå blå 60 M☉ 15 R☉ 1,400,000 L☉ Svak ~0.00003% B 10 000–30 000 K blåkvit  blåkvit til kvit 18 M☉ 7 R☉ 20,000 L☉ Medium 0.13% A 7 500–10 000 K kvit kvit 3.1 M☉ 2.1 R☉ 80 L☉ Sterk 0.6% F 6 000–7 500 K gulkvit kvit 1.7 M☉ 1.3 R☉ 6 L☉ Medium  3% G 5 000–6 000 K gul gul 1.1 M☉ 1.1 R☉ 1.2 L☉ Svak 8% K 3 500–5 000 K oransje guloransje 0.8 M☉ 0.9 R☉ 0.4 L☉ Særs svak 13% M 2 000–3 500 K raud oransjeraud 0.3 M☉ 0.4 R☉ 0.04 L☉ Særs svak >78% L 700–1 500 K infraraud til mørkeraud mørkeraud mv M☉ mv R☉ mv L☉ Særs svak mv T <700 K infraraud infraraud mv M☉ mvR☉ mv L☉ Særs svak mv

Sola har spektraltype G2.

I tillegg vert følgjane bokstavar brukt: W for Wolf-Rayet-stjerne, P: planetarisk tåke og R og S: spesielle, kjølige stjerner

Yerkes klasseinndeling av luminositet
Systemet vert òg kalla MKK etter etternamna på utviklarane William W. Morgan, Phillip C. Keenan og Edith Kellman frå Yerkes Observatory. Inndelinga vert gjeven med romartal I, II, III, IV og V, der I er lyssterke superkjemper og V er lyssvake dvergstjerner. Denne klassifiseringa er basert på spektrallinjer som er kjenslevare for gravitasjon ved overflata av fotosfæren og tilhøyrande luminositet (i motsetnad til Harvard-klasse som er basert på temperatur). Etter endringar vart klassifiseringa òg kalla MK'' etter Morgan – Keenan.

Radiusen til ei kjempestjerne er mykje større enn ei dvergstjerne, medan massane kan samanliknast. Difor er gravitasjonen, og dermed trykk og tettleik på overflata mykje mindre for kjempestjerna. Dette påverkar luminositeten og dessutan breidda og intensiteten i spektrallinjene. Dersom tettleiken (og gravitasjonen) ved og over fotosfæren er høg vil spektallinjene verta breiare.

Skalaen vert delt ytterlegare i underklasser med små bokstavar:
 I Superkjemper
 Ia-0 (Hyperkjemper og svært lyssterke eller ekstremt lyssterke superkjemper (tillegg), døme: Eta Carinae (avvikande spektrum)
 Ia (lyssterke superkjemper), døme: Deneb (spektrum A2Ia)
 Iab (middels lyssterke superkjemper)
 Ib (mindre lyssterke superkjemper), døme: Betelgeuse (spektrum M2Ib)
 II Lyssterke kjempar
 IIa, Døme: β Scuti (HD 173764) (spektrum G4 IIa)
 IIab Døme: HR 8752 (spektrum G0Iab:)
 IIb, Døme: HR 6902 (spektrum G9 IIb)
 III Normale kjemper
 IIIa, Døme: ρ Persei (spektrum M4 IIIa)
 IIIab Døme: δ Reticuli (spektrum M2 IIIab)
 IIIb, Døme: Pollux (spektrum K2 IIIb)
 IV Subkjemper
 IVa, Døme: ε Reticuli (spektrum K1-2 IVa-III)

 IVb, Døme: HR 672 A (spektrum G0.5 IVb)
 V Hovudseriens stjerner (dvergar)
 Va, Døme: AD Leonis (spektrum M4Vae)

 Vb, Døme: 85 Pegasi A (spektrum G5 Vb)
 VI Subdvergstjerne (sjeldan brukt)
 VII''' Kvite dvergar (sjeldan brukt)

Grensetilfelle er tillaten, til dømes vil klassa Ia0-Ia kalla ei svært lyssterk superkjempe, på grensa til hyperkjempe. Stjerna si spektraltype er ikkje ein faktor. Fleire døme:

 Grensesymbol Døme Forklaring-G2 I-IIStjerna er mellom superkjempe og lyssterk kjempe+O9.5 Ia+Ei hyperkjempe/M2 IV/VStjerna er anten subkjempe eller vanleg dvergstjerne

 Spektraltypar 
Under følgjer stjerneklasser med fargane som ligg nært dei som det nakne auga faktisk kan sjå. Dei relative storleikane brukt er dei for hovudserien

 O-klassa 
mini|Zeta Puppis, ei superkjempe klasse O4, slik ein kunstnar ser ho for seg.

O-klassestjerner er veldig varme og gløder sterkt, og mesteparten av dei avgitte fotona er i den ultrafiolette delen av spekteret. O-klassestjerner er dei sjeldnaste stjernene i hovudserien. Omtrent 1 av 3 000 000 (0.00003%) av stjernene i hovudserien i galaksen er O-klassestjerner. Nokre av dei mest massive stjernene ligg i denne klassa. O-klassestjerner har ofte veldig kaotiske omgivnader noko som gjer det vanskeleg å måle spekteret deira.

O-klassestjerner har dominante absorpsjonslinjer og nokre gonger emisjon for He II-linjer. Dei har framtredande ioniserte (Si IV, O III, N III og C III) og nøytrale helium-linjer, med styrkar frå O5 til O9, og framtredande hydrogen-balmer-linjer, sjølv om dei ikkje er like sterke som andre typar. Sidan O-stjerner er så enorme har dei ekstremt varme kjerner og brenn fort gjennom hydrogenet sitt. O-stjerner er difor dei første til å forlata hovudserien.

Døme på O-stjerner
 Alpha Camelopardalis
 Tau Canis Majoris
 Lambda Cephei
 Delta Circini A
 Plaskett-stjerna
 Zeta Ophiuchi
 Delta Orionis
 Theta¹ Orionis C
 Sigma Orionis A
 Xi Persei
 Zeta Puppis
 Pismis 24-1

 B-klassa 
mini|Aludra, ei superkjempe klasse B5 i Den store hunden, slik ein kunstnar ser ho for seg.

B-klassestjerner lyser sterkt og er blå. Spekteret deira består av nøytralt helium, som er mest synleg i B2-underklassa, med moderate hydrogen-linjer. Dei består òg av ioniserte metallinjer, inkludert Mg II og Si II. Sidan O- og B-klassestjerner har så kortfattige liv reiser dei ikkje særleg langt frå opphavsstaden sin.

Desse stjernene har tendensen til å vera i OB-grupperingar, som ofte er teke med i rekninga når ein snakkar om molekylskyer. Orion OB1-grupperinga okkuperer ein stor del av den eine spiralarmen til galaksen vår og ber mesteparten av dei sterkaste stjernene i stjernebiletet Orion. Omtrent 1 av 800 (0.125%) blant stjernene i hovudserien i galaksen er B-klassestjerner

Døme på B stjerner
 Achernar
 Regulus
 Rigel
 Bellatrix
 Alnilam
 Saiph
 Algol A
 Spica

 A-klassa 
mini|Fomalhaut, ei hovudseriestjerne klasse A3.
A-klassestjerner er blant dei mest normale stjernene det blotta auge kan sjå, dei er kvite og blåkvite. Dei har sterke hydrogenlinjer i spekteret i tillegg til linjer av ioniserte metall: Fe II, Mg II, Si II. Du kan òg finne glimt av Ca II-linjer. Omtrent 1 av 160 (0.625%) stjerner blant dei hovudserien i galaksen er A-stjerner

Døme på A-stjerner: Sirius, Deneb, Altair, Vega, Fomalhaut

 F-klassa 
mini|venstre|Canopus, ei superkjempe klasse F og den nest mest lyssterke stjerna på nattehimmelen.
F-klassa har styrkjande linjer av Ca II og linjer av metalla (Fe I, Cr I) som byrjar å verta ioniserte. Spekteret deira er karakteriserte av svakare hydrogenlinjer og ioniserte metall. Dei er kvite. Omtrent 1 av 33 (3.03%) blant stjernene i hovudserien er F-klassestjerner.

Døme på F-stjerner: Alrakis, Canopus, Dubhe B, Polaris, Procyon, Wezen

 G-klassa 
mini|Sola, ei prototypisk hovudseriestjerne klasse G2.

G-klassestjerner er av dei meste kjende stjernene, nettopp fordi sola vår er ein del av denne klassa. Dei tilsvarar omtrent 7,5 % av stjernene i hovudserien i galaksen.

Dei mest merkverdige linjene er H- og K-linjene av Ca II som er mest merkbare i G2-underklassa. Dei har endå svakare hydrogenlinjer enn F-klassestjerner, men i tillegg til ioniserte metall har dei òg nøytrale metall. Superkjemper svingar ofte mellom O og B (blå), og K og M (raud), men sjølv om dei gjer dette vert dei sjeldne gule superkjemper sidan dette er ein ekstremt ustabilt stad for ei superkjempe å vera

Døme på G stjerner: Sola, Alpha Centauri A, Capella, Tau Ceti, Kepler-22

 K-klassa 
mini|venstre|Arcturus, ei kjempe klasse K1.5.
K-klassestjerner er oransjeliknande stjerner som er litt kjøligare enn sola. Omtrent 12% av stjernene i hovudserien er K-klassestjerner. Nokre K-klassestjerner er kjemper og til og med superkjemper slik som Arcturus.

K-klassestjerner har ekstremt svake hydrogenlinjer om dei i er der i det heile, og for det meste nøytrale metall (MnI, Fe I, Si I). I dei seinare stadia til K-klassa dukkar  molekylbindingar av titanoksid opp. Der er foreslått at K-klassestjerner kan gjera krinsande planetar innan ei viss sone meir levelege.

Døme på K-stjerner: Alpha Centauri B, Epsilon Eridani, Arcturus, Aldebaran, Algol B

 M-klassa 

M-klassestjerner er dei klart vanlegaste stjernene i hovudserien. Omtrent 76 % av alle stjernene i hovudserien er M-klassestjerner. Trass i dette lyser dei fleste M-klassestjerner i hovudserien så svakt at ingen er sterke nok til å kunna sjå dei med det nakne auga.

Sjølv om dei fleste M-klassestjerner er raude dvergar, finst det òg kjemper, og til og med superkjemper, som til dømes: VY Canis Majoris, Antares og Betelgeuse. Dei seinare fasane av M-klassestjerner er vert for brune dvergar.

Kjelder
Denne artikkelen bygger på «Spektralklasse» frå ,  den 12. juni 2016. 
 oppgav desse kjeldene:

Kategori:Stjerner


Kategori:Hertzsprung–Russell-klassifikasjonar
Kategori:Klassifiseringssystem
Kategori:Stjerneastronomi
Kategori:Stjernetypar