Yerkesin luokittelu


Yerkesin luokittelu

Selite Spektriluokka kuvaa tähden lämpötilaa, mutta ei sen todellista kirkkautta. Luokittelun, joka kuvaa myös tähden todellista kirkkautta, kehittivät William W. Morgan, Philip C. Keenan ja Edith Kellman Yerkesin observatoriossa. Tekijöidensä mukaan luokittelua kutsutaan MKK-luokitteluksi tai Yerkesin luokitteluksi.

MKK-luokittelussa erotetaan seuraavat luminositeettiluokkat:

Ia Kirkkaat ylijättiläiset

Ib Heikot ylijättiläiset

II Kirkkaat jättiläiset

III Normaalit jättiläiset

IV alijättiläiset

V pääsarjan tähdet

Luminositeettiluokka merkitään roomalaisella numerolla spektriluokan perään. Esimerkiksi Auringon luokka on G2 V.

Jättiläisten ja kääpiöiden massat ovat samaa suuruusluokkaa, mutta jättiläistähtien säteet ovat huomattavasti suurempia kuin kääpiöiden. Siksi painovoiman kiihtyvyys tähden pinnalla on jättiläistähdellä paljon pienempi kuin kääpiöllä; niinpä jättiläistähtien pintakerrosten keskitiheys on alhaisempi kuin kääpiötähtien. Luminositeettiluokittelussa käytetään spektrien ominaisuuksia, jotka riippuvat herkästi tästä erosta.

1. Luokissa B-F neutraalin vedyn viivat ovat sitä kapeammat ja syvemmät mitä suurempi luminositeetti tähdellä on. Syynä on Starkin ilmiö. Metalli-ionit aiheuttavat vetyatomien kohdalle vaihtelevan sähkökentän, jonka voimakkuus lisääntyy tiheyden kasvaessa (siis painovoiman kiihtyvyyden kasvaessa). Tällöin vedyn energiatasot jakautuvat ja spektriviivojen leveydet kasvavat. Absoluuttisesti kirkkaiden tähtien spektrien vetyviivat ovat kapeita, kun taas pääsarjan tähtien ja vielä selvemmin valkeiden kääpiöiden vetyviivat ovat levinneet.

2. Ionisoituneiden alkuaineiden spektriviivat ovat sitä voimakkaammat, mitä suurempi luminositeetti tähdellä on. Tämä aiheutuu jättiläis- ja kääpiötähtien atmosfäärien erilaisista ionisaatio-olosuhteista. Atmosfäärin atomit ionisoituvat absorboidessaan riittävän suurienergisiä fotoneja ja tuloksena on ioneja ja vapaita elektroneja. Nämä kohtaavat ennen pitkää ja yhtyvät uudelleen eli rekombinoituvat. Jos tiheys on alhainen, rekombinaatio vaikeutuu niin, että suhteellisesti suurempi määrä atomeja on ionisoituneessa tilassa.

Esimerkiksi F- ja G-spektriluokissa luminositeettikriteerinä voidaan käyttää kerran ionisoituneen strontiumin (SrII) viivojen ja neutraalin raudan (FeI) viivojen välisiä suhteita. Molemmat viivat muuttuvat lämpötilan mukana jokseenkin samalla tavalla, mutta SrII-viivat voimistuvat paljon enemmän kuin FeI-viivat luminositeetin kasvaessa eli gravitaation pienentyessä. Suhteet SrII/FeI siis kasvavat mentäessä luokasta V luokkaan I.

3. Jättiläistähdet ovat punaisempia kuin saman spektriluokan kääpiötähdet. Spektriluokan määritys perustuu viivojen voimakkuuksien vertailuun. Mukana ovat myös ionien viivat, jotka ovat siis jättiläisillä voimakkaampia kuin kääpiöillä. Siten samanlaisia ioniviivoja vastaa viileämpi jättiläistähti ja kuumempi kääpiötähti. Erilainen lämpötila merkitsee eroa myös värissä: jättiläinen on punaisempi.

4. Luokkien G ja K jättiläistähtien spektreissä esiintyy voimakas syaanin (CN) absorptiovyö, joka puuttuu lähes kokonaan kääpiötähtien spektreistä. Tämä on osittain lämpötilaefekti, sillä jättiläisten viileämmät atmosfäärit ovat edullisempia syaanivöiden syntymiselle.

Erikieliset vastineet

MKK classification	englanti (English)
Yerkes classification	englanti (English)
luminosity class	englanti (English)

Käytetyt lähteet

Zubenelgenubi

Alaviitteet

Lähdeviittaus tähän sivuun:
Tieteen termipankki 18.12.2024: Tähtitiede:Yerkesin luokittelu. (Tarkka osoite: https://tieteentermipankki.fi/wiki/Tähtitiede:Yerkesin luokittelu.)

Siirry tarkastelemaan sivun muokkaushistoriaa →