Beskriv sambandet mellan stjärnornas färg och temperatur
Vid klassifikationen jämförs stjärnans spektrum med spektrum för ett antal standardstjärnor, och den klassificerade stjärnan erhåller så en beteckning, vanligen en av typerna (efter fallande yttertemperatur) O, B, A, F, G, K eller M, [1] eller i de nya infrarödtyperna L och T för bruna dvärgar.Spektraltyp
Spektraltyp alternativt spektralklass existerar ett klassifikation från stjärnor genom detta generella utseendet från stjärnans spektrum. nära klassifikationen jämförs stjärnans spektrum tillsammans spektrum på grund av en antal standardstjärnor, samt den klassificerade himlakroppen erhåller därför enstaka beteckning, vanligen ett från typerna (efter fallande yttertemperatur) O, B, A, F, G, K alternativt M,[1] alternativt inom dem nya infrarödtyperna L samt T på grund av bruna dvärgar.
Förutom dem huvudsakliga spektraltyperna O mot T, förmå man genom jämförelser från bredden vid absorptionslinjer från väte fastställa ett luminositetsklass inom, II, III, IV samt V såsom omväg beskriver storleken vid stjärnan.[1]
Fastän spektralklass endast fastställes genom jämförelse från spektra, anses klassen även förklara fotosfärisk temperatur hos himlakroppen samt genom dess luminositetsklass även dess absoluta ljusstyrka.
Detta existerar från massiv innebörd nära fastställandet från interstellär extinktion, vilket inom realiteten betyder för att stjärnljuset sprids vid bas från förekomsten från interstellärt stoft.
Historia
[redigera | redigera wikitext]Den inledande spektralklassifikationen introducerades från Angelo Secchi nära mitten från 1800-talet, då han införde dem numera antika stjärnklasserna Typ inom (motsvarande A samt F), Typ II (G, K samt F), Typ III (M).[2] Dessa kompletterade denne 1868 tillsammans med den sällsynta Typ IV (kolstjärnor) samt 1877 tillsammans med Typ V, stjärnor likt uppvisade emissionslinjer, såsom exempelvis Gamma Cassiopeiae samt beta Lyrae.
Denna typindelning bör ej förväxlas tillsammans dem moderna luminositetsklasserna.[2]
Secchis klasser ersattes omkring 1890 från Williamina Flemings mer detaljerade spektralklassifikation tillsammans klasser ifrån A mot samt tillsammans O, vilket beneath sekelskiftet 1800-1900 rationaliserades från Annie Jump kanon mot den således kallade Harvard-klassifikationen, liknande den nuvarande.
Stjärnans spektrum angavs tillsammans med O, B, samt sålunda vidare mot M följt från enstaka siffra 0 mot 9[1] således för att A0 motsvarade gamla typ A samt A3F motsvarade 3/10 väg ifrån A mot F. betalkort därefter blev tagna F:et försvunnen således för att spektraltypen helt enkelt blev A3.
Så småningom märkte man särdrag inom spektrum liksom fanns oberoende från först typ: stjärnor ägde exempelvis mer alternativt mindre breda vätelinjer.
En stjärnas färg blir bestämt från dess yttemperatur, samt den är kapabel variera många ifrån himlakropp mot stjärna.Man insåg snart för att detta ägde tillsammans stjärnans totala ljusstyrka för att utföra, därför framför stjärntypen A3 lade man mot dA3 på grund av breda linjer samt således dvärgstjärnor, gA3 på grund av smalare linjer samt således jättestjärnor samt cA3 på grund av ytterst smala linjer samt alltså superjättar.
Eftersom denna indelning inom tre storleksklasser visade sig till grovkornig, infördes ifrån 1943 MKK- alternativt Yerkes-klassifikationen, såsom inom stället på grund av prefixade d, g samt c (och dylikt), suffixade ett romersk siffra ifrån inom mot VII, således för att dA3 blev A3V, gA3 blev A3III samt cA3 blev A3I, vilket bland annat tillät mellanklasserna II samt IV.
1999 blev Yerkesklassifikationen utvidgad tillsammans spektraltyperna L samt T på grund av dem ljussvagaste röda dvärgarna samt dem relativt nyupptäckta bruna dvärgarna.
Spektralklassifikation från vita dvärgar samt från kolstjärnor utgick ursprungligen ifrån den ursprungliga Harvard-klassifikationen, dock sedan utvecklats separat därför för att vita dvärgar samt kolstjärnor plats till sig besitter fristående klassifikationssystem.
Primär klassindelning
[redigera | redigera wikitext]Primär klassindelning sker genom jämförelse tillsammans standardstjärnor, vars spektrum besitter studerats inom detalj. ett stjärnas spektrum besitter specifika absorptionslinjer liksom direkt definieras från inom stjärnatmosfären grundlig joniseradegrundämnen.
samtliga normala stjärnor besitter tillnärmelsevis identisk sammansättning från grundämnen, dock atmosfärens olika temperatur avgör vilka grundämnen likt existerar joniserade, samt hur högt dem existerar joniserade, detta önskar yttra, hur flera elektroner liksom den höga temperaturen äger slagit loss ifrån atomen.
Ju hetare samt blåare himlakroppen existerar, desto högre existerar stjärnatmosfärens atomer joniserade. Ju svalare samt rödare himlakroppen existerar, desto fler neutrala atomslag syns inom spektrum, samt ifrån samt tillsammans med klass G kunna man titta molekyllinjer inom spektrum.
Karl Schwarzschild upptäckte för att enstaka stjärnas färg, samt därmed dess verksamma temperatur, kunde bli mättad genom för att jämföra stjärnornas magnituder nära olika våglängder.| Spektraltyp | Yttemperatur (kelvin) | Spektrallinjer | Exempel | Färg | |
| konventionell | verklig[3] | ||||
| O | över 28000 | HeI, HeII, CIII, NIII m.fl. | ζ Pup | blå | blå |
| B | 11000 mot 28000 | HeI, OII, SiII, m.fl. | Rigel | blåvit | blåvit |
| A | 7500 mot 11000 | Mycket starka linjer från väte | Sirius | vit | blåvit |
| F | 6000 mot 7500 | K- samt H-linjer från kalcium | Procyon | gulvit | vit |
| G | 5000 mot 6000 | Starka linjer från kalcium, metallinjer | Solen | gul | gräddvit |
| K | 3500 mot 5000 | Mycket starka CaII-linjer, grupp från TiO | Aldebaran | orange | blekorange |
| M | 1500 mot 3500 | Starka grupp från TiO, neutrala metallinjer | Betelgeuse | röd | djuporange |
| L | 700 mot 1500 | Metalhydrider samt alkalimetall-linjer | VW Hyi | brun | mörkröd |
| T | under 700 | Metan inom spektrum | ε Ind Ba samt Bb | brun | rödlila |
Yerkes klassindelning från luminositet
[redigera | redigera wikitext]Systemet kallas även MKK från efternamnen vid utvecklarna, William W.
Morgan, Phillip C. Keenan samt Edith Kellman ifrån Yerkesobservatoriet. Indelningen anges tillsammans romerska siffrorna inom, II, III, IV samt V, var inom existerar ljusstarka superjättar samt V existerar ljussvaga dvärgstjärnor:[4][5]
Mount Wilsons klasser
[redigera | redigera wikitext]Mount Wilsons klassifikationssystem användes tidigare på grund av för att skilja stjärnor från olika luminositet.[9][10][11] Systemet kommer ibland ännu mot användning nära beskrivningar från moderna spektra.[12]
| Klass | Betydelse |
|---|---|
| sd | Subdvärg |
| d | Dvärg |
| sg | Underjätte |
| g | Jätte |
| c | Superjätte |
Se även
[redigera | redigera wikitext]Referenser
[redigera | redigera wikitext]- Den på denna plats artikeln existerar helt alternativt delvis baserad vid ämne ifrån talar engelska Wikipedia, Voskhod 1, 16 april 2015.
Noter
[redigera | redigera wikitext]- ^ [abc] ”Spektraltyp”. Nationalencyklopedin.
Bokförlaget god skrivna verk AB, Höganäs. http://www.ne.se/uppslagsverk/encyklopedi/l%C3%A5ng/spektraltyp. Läst 12 januari 2017.
- ^ [ab] J. B. Hearnshaw (1986) (på engelska). The Analysis of Starlight: One Hundred and Fifty Years of Astronomical Spectroscopy.Beskriv sambandet mellan stjärnornas färg samt temperatur.
Cambridge University Press, Cambridge, Storbritannien. sid. 60-63, 134. ISBN 0-521-25548-1
- ^What colors are the stars, från Mitchell Charity
- ^A. Unsöld, B. Baschek (på tyska). Der neue Kosmos. sid. 188 (7A)
- ^”Spektralklassen und Leuchtstoffklassen” (på tyska).
Universität Göttingen.
Stjärnornas färger avslöjar nämligen deras temperatur genom för att dem kallaste samt äldsta stjärnorna existerar rödaktiga, medan dem varmaste, yngsta stjärnorna existerar blåaktiga.http://lp.uni-goettingen.de/get/text/7004.
- ^Helmut A. Abt (1957). ”Line Broadening in High-Luminosity Stars. inom. Bright Giants” (på engelska). Astrophysical Journal 126: sid. 503. doi:10.1086/146423.
- ^Cenarro, A. J.; Peletier, R. F.; Sanchez-Blazquez, P.; Selam, S.
O.; Toloba, E.; Cardiel, N.; Falcon-Barroso, J.; Gorgas, J.; et al. (januari 2007). ”Medium-resolution Isaac Newton Telescope library of empirical spectra - II. The stjärnliknande atmospheric parameters” (på engelska). Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 374 (2): sid. 664–690. doi:10.1111/j.1365-2966.2006.11196.x. Läst 7 augusti 2019.
- ^Sion, Edward M.; Holberg, J.
B.; Oswalt, Terry D.; McCook, George P.; Wasatonic, Richard (december 2009). ”The vit Dwarfs Within 20 Parsecs of the Sun: Kinematics and Statistics” (på engelska). The Astronomical Journal 138 (6): sid. 1681–1689. doi:10.1088/0004-6256/138/6/1681. Läst 7 augusti 2019.
- ^Nassau, J.
J.; Seyfert, Carl K. (mars 1946). ”Spectra of BD Stars Within fem Degrees of the North Pole” (på engelska). Astrophysical Journal 103: sid. 117.
En stjärnas färg blir bestämt från dess yttertemperatur samt den kunna variera många ifrån himlakropp mot stjärna.doi:10.1086/144796. Läst 7 augusti 2019.
- ^FitzGerald, M. Pim (oktober 1969). ”Comparison Between Spectral-Luminosity Classes on the Mount efternamn and Morgan-Keenan Systems of Classification” (på engelska). Journal of the Royal Astronomical samhälle of Canada 63: sid. 251. Läst 7 augusti 2019.
- ^Sandage, A. (december 1969). ”New subdwarfs.
II. Radial velocities, photometry, and preliminary space motions for 112 stars with large proper motion” (på engelska). Astrophysical Journal 158: sid. 1115. doi:10.1086/150271. Läst 7 augusti 2019.
- ^Norris, Jackson M.; Wright, Jason T.; Wade, Richard A.; Mahadevan, Suvrath; Gettel, Sara (december 2011). ”Non-detection of the Putative Substellar Companion to HD 149382” (på engelska). The Astrophysical Journal 743 (1).
doi:10.1088/0004-637X/743/1/88. Läst 7 augusti 2019.