Spektriluokka

Spektriluokka on tähtien pintalämpötilaan perustuva luokittelutapa. 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. Auringon spektriluokka on G2V.

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

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.

Spektriluokat

Tähtiluokat.png

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 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.

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.

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.

Miksi M, S ja C eroavat toisistaan, vaikka ovatkin saman lämpöisiä

Vaikka 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 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.

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 voimakkat 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.

Moneen kertaan ionisoituneita alkuaineita. 403 nm He I-viiva kadonnut luokassa B9. Neutraalin vedyn viivat (H I) joka voimistuvat kohti B9:aa. 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:ssa. Vetyviivat ovat Balmerin sarjan viivoja. B3:sta asti ionisoitunut kalsium Ca II:n K-viiva. 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:ssa. 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. 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 voimakkaimillaan 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:n loppua huomattavasti. Molekyylejä, monia neutraaleja metalleja kuten neutraali kalsium (Ca I 422,7 nm voimakas), yleensä ei vetyviivoja. G-vyö hajonnut moniin viivoihin. 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. Monesti vedyn emissioviivoja. Molekyylejä YO, LaO, TiO.

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.
B	20000 -- 15000	Keskimäärin neutraalia heliumia He I, jonka voimakkuus heikkenee maksimista B2:sta kohti B9:aa.
A	10000 -- 9000	Hyvin voimakkaita vedyn Balmerin viivoja, voimakkaimmillaan luokassa A0 alkaen heiketä kohti A9:ää. He I ei enää näy.
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.
K	4500	Neuraalien metallien hyvin voimakkaita viivoja. Hyvin heikosti ionisoitunut kalsium näkyy voimakkaana
M	3000	Luokalle M tyypillinen titaanioksidi TiO vahvistuu kohti
L	1500 -- 2000	Hyvin tummanpunaisia, kirkkaimpia infrapunassa. Spektrissä litiumia, alkalimetalleja ja metallihydridejä.
T	<1000	mustia, säteilevät infapunaa, ei näkyvää valoa, spektrissä metaania CH₄ , monimutkaisia molekyylejä.
C	3000	Voimakas G-vyö ja vahvat H- ja K-viivat.
S	3000	Luokkien M ja C välissä, ZrO:n eli zirkoniumoksidin viivoja. Kalsium Ca II H ja K, CaI, BaII.

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

Spektriluokkien lisämääreet

Spektriluokka voidaan merkitä esim B8e.

e - spektrissä emissioviivoja eli hehkuvaa kaasua tähden lähistöillä
^* - emissioviivat ovat harvassa kaasussa syntyviä kiellettyjä viivoja
f - O-tähden spektrissä kolme kertaa ionisoituneen typen, NIII viivoja aallonpituuksilla 463,4 464,0 ja 464,1 nm.
p - spektrissä poikkeavia eli pekuliaarisia piirteitä, jotka vaativat tarkempaa kuvailua.
b - spektrissä terävä absorptioviiva, viittaa laajenevaan kaasukuoreen
m - spektrissä voimakkaita metalliviivoja,
n - absorbtioviivat sumumaisia "nebulous", jos hyvin sumumaisia nn, viittaa nopeaan pyörimiseen/suureen painovoimaan, käytetään luokkaan F0 asti
s - absorptioviivat hyvin teräviä, sharp, käytetään vain luokkaan F0 saakka
q - sekä sinisiirtyneitä että punasiirtyneitä viivoja, viittaa laajenevaan kaasukuoreen.
g - jättiläistähti
d - kääpiötähti tai pääsarjan tähti
k - spektrissä esiintyy tähtienvälisen avaruuden lepäävä kalsiumviiva
v spektri vaihtelee
wk heikkoja spektriviivoja
cont - jatkuva spektri, ei viivoja.

Voidaan yhdistellä esim B5ep.

Kirkkausluokat eli luminositeettiluokat

Kirkkausluokka tarkoittaa myös tähden suuruusluokkaa eli magnitudia.

Tämä on Yerkesin spektriluokittelu eli MMK-luokittelu.

0 hyperjättiläiset (myöhempi lisäys alkuperäiseen luokitteluun)
Ia kirkkaimmat ylijättiläiset
Ib vähemmän kirkkaat ylijättiläiset
II kirkkaat jättiläiset
III normaalit jättiläiset
IV alijättiläiset
V pääsarjan tähdet
VI alikääpiöt (harvoin käytetty)
VIIvalkoiset kääpiöt (harvoin käytetty)

(voitaisiin lisätä neutronitähdet ja mustat aukot)

Luminositeettiluokat määritellään tiettyjen spektriviivojen voimakkuuksista. Nämä määritysviivat vaihtelevat eri spektriluokilla.

Valkoisten kääpiöitten luokittelu

DA: vetyrikas ulompi ilmakehä, voimakkaat vedyn Balmerin viivat
DB: heliumrikas, neutraalin heliumin viivoja
DQ: Hiilirikas ilmakehä ja ulkokerros, atomaarista tai molekulaarista hiiltä.
DZ: metallirikas ulompi ilmakehä, kalsium II-viivoja
DC: Ei mikään yllä olevista DA, DB, DQ ja DZ.
DX: Ei mikään yllä olevista DA, DB, DQ ja DZ sekä DC.

Lämpötilat ovat välillä 37500 K - < 5500 k, eli luokat D1-D9.

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.

Katso myös

Tähtien ominaisuudet | Luokittelujärjestelmät

Gourt Home::Gourt :: Spektriluokka