Spektralklassifikation er i astronomi en metode til angivelse af omtrentlige værdier af temperatur og tyngdeacceleration for en stjerne. Ud fra udseendet af stjernens spektrum, og hvor kraftige de forskellige absorptionslinjer i det er (jf. absorptionsspektrum), tildeles stjernen en spektralklasse, som består af et stort bogstav, et tal og et romertal. Fx klassificeres Solen og stjerner, som ligner Solen, G2V. Hvor kraftig en bestemt absorptionslinje er, afhænger først og fremmest af temperaturen i de yderste lag af stjernen, men også af, hvor stor tyngdeaccelerationen er i stjernens yderlag, og af lagenes stofsammensætning.
Den tyske fysiker Joseph von Fraunhofer var den første, der beskrev et stjernespektrum og de mørke absorptionslinjer, som kan ses i ethvert stjernespektrum (Fraunhoferske linjer). I løbet af 1800-tallet blev der foreslået en række inddelinger af stjerner ud fra styrken af forskellige absorptionslinjer. Den inddeling, som nu bruges, blev indført ved Harvard-observatoriet i USA omkring år 1900. Den var oprindelig kun en temperaturinddeling, men blev i midten af 1900-tallet videreudviklet ved Yerkes-observatoriet i USA til også at beskrive forskelle i tyngdeacceleration.
Kommentarer
Kommentarer til artiklen bliver synlige for alle. Undlad at skrive følsomme oplysninger, for eksempel sundhedsoplysninger. Fagansvarlig eller redaktør svarer, når de kan.
Du skal være logget ind for at kommentere.