spektralklassifikation

Spektralklassifikation. Eksempler på stjernespektre fra spektralklasserne O til M. Spektrene er fotografiske optagelser, gengivet i negativ, hvorfor absorptionslinjerne ses som lyse, lodrette striber i spektrene. Over og under spektrene er angivet, hvilket grundstof linjen stammer fra samt dens bølgelængde i ångstrøm. De mest iøjnefaldende linjer er hydrogenlinjerne i Balmerserien, hvoraf Hβ, Hγ, Hδ og Hε er markeret.

.

Artikelstart

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.

Spektralklasser
spektralklasse typisk temperatur i stjernens yderlag karakteristiske kraftige absorptionslinjerI, II og III angiver ioniseringsgraden; fx er He I neutralt helium, He II enkeltioniseret helium (He+) osv.
O 40.000 K He II, C III, N III
B 25.000 K He I, H I
A 8000 K H I, Ca II
F 7000 K H I, Ca II, metallinjer
G 5600 K Ca II, metallinjer
K 4500 K Ca I, metallinjer
M 3500 K Ca I, TiO-molekylbånd
L 2000 K FeH- og CrH-molekylbånd
C 3000 K CN-, CH- og C2-molekylbånd
S 3000 K ZrO-molekylbånd

De varmeste stjerner giver man bogstavet O, og så følger B, A, F, G, K, M, L og T. Den ejendommelige rækkefølge skyldes, at man oprindelig gav klasserne navn i alfabetisk rækkefølge efter styrken af hydrogenlinjerne (Balmerserien), og A-stjernerne har de kraftigste hydrogenlinjer. Hver bogstavklasse underinddeles med et tal fra 0 til 9, så efter spektraltype B9 følger spektraltype A0. Bogstaverne C og S bruges for stjerner med speciel grundstofsammensætning. Romertallet er et mål for tyngdeaccelerationen, fra I, der tildeles stjerner med stor radius og tilsvarende lille tyngdeacceleration i yderlagene, til V, der tildeles stjerner med lille radius og derfor stor tyngdeacceleration i yderlagene. Den nyeste klasse i serien er spektraltype T, hvis karakteristiske træk er CH4- og H2O-molekylbånd, og temperaturen i de yderlag, hvor spektrene dannes, er typisk mindre end 1200 K. Spektralklasserne L og T indeholder hovedsagelig brune dværge.

Kommentarer

Din kommentar publiceres her. Redaktionen svarer, når den kan.

Du skal være logget ind for at kommentere.

eller registrer dig