Tähtitiede

Auringon spektrityypit ja kääpiötähdet

Auringon spektrityypit ja kääpiötähdet

Seuraavalla sivulla

http://www.uni.edu/morgans/astro/course/Notes/section2/spectraltemps.html

Siinä mainitaan Main, Giants ja SuperGiants.

Kuitenkin sovellanko kääpiötähtien (esim. D, Sd) pääjärjestystä aurinkotyyppiin?

Muille tyypeille, IV, II, sovelletaanko tyyppiin päärivijärjestystä / Subgiantia / Giantia?

Jos tarkastelet linkitettyä verkkosivua, näet sen mainitsevan tyypit (V, III, I), mutta esimerkiksi mihin Procyon (F5IV-V), Sargas (F1II) sopisi, tai onko tyypille IV oltava eri taulukko, II?

Olisiko ryhmillä (D, sd, IV, m II) eri taulukko? Rigil Kentaurus (G2V) sopisi selvästi pääjaksoon.


Moderni tähtiluokitusjärjestelmä on 2-ulotteinen, ja yksi akseli välittää spektriluokan ja toinen välittää kirkkausluokan. Spektrityypit ovat seuraavat:

  • O-tyyppi, "sininen", $ geq 30000 $ $ mathrm {K} $
  • B-tyyppi, "sininen-valkoinen", 10000-30000 $ $ mathrm {K} $
  • A-tyyppi, "valkoinen", 7500-10000 $ $ mathrm {K} $
  • F-tyyppi, "keltainen-valkoinen", 6000-7500 $ $ mathrm {K} $
  • G-tyyppi, "keltainen", $ 5200-6000 $ $ mathrm {K} $
  • K-tyyppi, "oranssi", $ 3700-5200 $ $ mathrm {K} $
  • M-tyyppi, "punainen", $ 2400-3700 $ $ mathrm {K} $

On myös joitain laajennettuja spektrityyppejä, mukaan lukien D valkoisille kääpiöille, C hiilitähdille ja useita muita ruskeaksi. Edellä mainitut ovat hallitsevia.

Suuruusakseli koostuu seuraavista ryhmittelyistä:

  • 0-tyyppi, "hypergiantit"
  • I-tyypin "supergigantit"
  • II-tyypin "kirkkaat jättiläiset"
  • III-tyypin "jättiläiset"
  • IV-tyyppi, "alijättiläiset"
  • V-tyyppi, "kääpiöt" (nämä ovat pääjärjestyksessä olevia tähtiä)
  • VI-tyyppiset, "alikääpiöt"
  • VII-tyypin "valkoiset kääpiöt"

Kun näitä järjestelmiä käytetään, spektriluokka yhdistetään lukuun 0-9, joka symboloi vierekkäisten spektriluokkien välistä sijaintia, ja sitten lisätään kirkkausluokka.

Esimerkiksi aurinko on tyypin G2V tähti. Tämä tarkoittaa, että se on G-tyypin tähti pääjärjestyksessä. Sitä voidaan sitten epävirallisesti kutsua myös "keltaiseksi kääpiöksi".

Järjestelmä on tätä monimutkaisempi, ja yksittäisten tähtien vivahteita voidaan selittää edelleen monilla lisäliitteillä ja muilla symboleilla. Tämä kattaa kuitenkin perusasiat melko hyvin.


Auringon spektrityypit ja kääpiötähdet - tähtitiede

Pääsekvenssitähtien massan ja spektriluokan suhdetta ei ole koskaan saatu nykyistä viileämmille kääpiöille, M7: ksi, M8: ksi, M9: ksi tai sitä uudemmiksi luokiteltujen esineiden (olivatpa ne tähtien tai alitähtien) todellista luonnetta ei tunneta. Tässä artikkelissa komponenttien spektrityypit viidessä pienimassaisessa binäärisysteemissä arvioidaan aiemmin julkaistujen infrapunalaakamittausten, puna- / infrapunafotometrian ja parallaksitietojen sekä järjestelmien hiljattain hankittujen korkean signaali-kohina -yhdistelmäspektrien perusteella. tarkistetut suuruusero-suhteet M-kääpiöille. Kahden näistä binääreistä toissijaisella on pienempi massa (alle 0,09 aurinkomassaa) kuin mikään esine, jolla on dynaamisesti mitattu massa ja tunnettu spektrityyppi, mikä pidentää siten spektriluokan / massan suhdetta pienempiin massaihin kuin aikaisemmin on ollut mahdollista. Tiedot korkeamman massan komponenteista (0,09 aurinkomassaa alle M alle 0,40 aurinkomassaa) ovat yhdenmukaisia ​​aikaisempien tulosten kanssa, jotka ovat kaksi pienintä massaobjektia - vaikka niillä on massavirheitä, jotka voisivat sijoittaa ne molemmille puolille M kääpiötä / ruskeaa kääpiötä jakautumalla linja (massa on noin 0,08 aurinkomassaa) - havaitaan, että spektrityypit eivät ole viileämpiä kuin M6,5 V. Päivitetyn spektriluokan / massan suhteen ekstrapolointi vedyn palamisrajaan viittaa siihen, että tyypin M7 ja sitä uudemmat kohteet saattavat olla alatähti. Tämän suora vahvistus odottaa läheisen, hyvin myöhäisen tyyppisen binäärin löytämistä, jolle voidaan mitata dynaamisia massoja.


Tähtien "sormenjäljet"

Paras väline, jolla meillä on tähtivalon tutkimiseen, on tähtien spektri. Tähden spektri (monikko on "spektrit") on kuin tähden sormenjälki. Aivan kuten jokaisella henkilöllä on ainutlaatuiset sormenjäljet, jokaisella tähdellä on ainutlaatuinen spektri. Spektreillä voidaan erottaa kaksi tähteä toisistaan, mutta spektrit voivat myös osoittaa, mikä kahdella tähdellä on yhteistä.

Tähtispektri on samanlainen kuin sateenkaarissa näkemäsi värispektri. Tähdet antavat valoa eri väreissä. Näkyvän valon spektri - spektri, jonka näet sateenkaaressa - on esitetty alla.

Valon aallonpituus määrää sen värin. Yllä olevan spektrin aallonpituus mitataan yksikköinä, joita kutsutaan Angströmeiksi 1 Angstrom = tai 0,0000000001 tai 1 x 10-10 metriä.

Tähdet eivät anna yhtä paljon valoa kaikilla aallonpituuksilla. Jos teet tähdelle edellä olevan kaltaisen sateenkaarikaavion, jotkin kaavion osat ovat paljon kirkkaampia kuin toiset. Tutkijat käyttivät sateenkaarikaavioita vuosien ajan, mutta viimeisten 20 vuoden aikana he ovat alkaneet käyttää x-y-kuvaajia tähtien spektrin osoittamiseen. X-akseli näyttää valon aallonpituuden. Y-akseli osoittaa, kuinka kirkas valo on tällä aallonpituudella. Nykyään, kun tutkijat sanovat "spektri", he tarkoittavat yleensä tätä x-y-kuvaajaa.

Tähden tyypillisessä spektrissä on paljon huippuja ja laaksoja. Voit nähdä tyypillisen tähden spektrin alla.

Napsauta kuvaa nähdäksesi sen täysikokoisena

Monissa näistä huipuista ja laaksoista on etiketit. Voit tunnistaa osan näistä tarroista kemiallisten alkuaineiden symboleina. Jokaisella tähdellä on erilaiset huiput ja laaksot, joita voidaan käyttää tähtien jakamiseen erilaisiin "spektrityyppeihin".

Tähtitieteilijöiden käyttämät spektrityypit annetaan kirjaimilla O, B, A, F, G, K, M (ja on joitain uusia spektrityyppejä, jotka on lisätty parin viime vuoden aikana. Lisää niistä myöhemmin!) Esimerkiksi aurinkomme on G-tyypin tähti.

Ennen kuin saat selville, mitä nämä kirjaimet tarkoittavat, ota kuva kehittäessäsi omaa järjestelmääsi tähtien luokittelemiseksi niiden spektrien perusteella.


Kuva läheisestä ruskeasta kääpiöstä

Läheisen ruskean kääpiön havainnot viittaavat siihen, että sillä on kirjava ilmapiiri, jossa on hajanaisia ​​pilviä ja salaperäisiä tummia pisteitä, jotka muistuttavat Jupiterin suurta punaista täplää, kuten tämän taiteilijan käsite osoittaa. Nomadinen esine, nimeltään 2MASS J22081363 + 2921215, muistuttaa veistettyä Halloween-kurpitsaa, jonka valoa pääsee ulos kuumasta sisätilastaan. Ruskeat kääpiöt ovat massiivisempia kuin planeetat, mutta liian pieniä ylläpitämään tähtiä johtavaa ydinfuusiota.

Vaikka vain noin 115 valovuoden päässä, ruskea kääpiö on liian kaukana, jotta mitään ominaisuuksia voitaisiin kuvata. Sen sijaan tutkijat käyttivät Havaijin W.M. Keckin observatorion Multi-Object Spectrograph for Infrared Exploration (MOSFIRE) -tekniikkaa tutkiakseen ruskea kääpiön kerros-kakku-pilvirakenteen värejä ja kirkkauden vaihteluita lähi-infrapunavalossa nähden. MOSFIRE keräsi myös pilvien sisältämien eri kemiallisten alkuaineiden spektrisormenjäljet ​​ja niiden muutoksen ajan myötä.

TAIDETEOS: NASA, ESA, STScI, Leah & # 32 Hustak & # 32 (STScI)

NASA Hubble -avarusteleskooppi on NASA: n ja ESA: n kansainvälisen yhteistyön projekti. AURA & rsquos Space Telescope Science Institute Baltimoressa, Marylandissa, suorittaa Hubble-tiedetoimintoja.


Sisällys

Tarkistetussa Yerkes Atlas -järjestelmässä (Johnson & amp Morgan 1953) [11] lueteltiin 11 G-tyypin kääpiöspektristandardia, mutta kaikki nämä eivät ole säilyneet tähän päivään saakka standardeina.

MK-spektriluokitusjärjestelmän "ankkuripisteet" G-tyypin pääjärjestyksessä olevien kääpiötähtien eli standarditähtien joukossa, jotka ovat pysyneet muuttumattomina vuosien varrella, ovat beeta CVn (G0V), Aurinko (G2V), Kappa1 Ceti (G5V) ), 61 Ursae Majoris (G8V). [12] Muita ensisijaisia ​​MK-vakiotähtiä ovat HD 115043 (G1V) ja 16 Cygni B (G3V). [13] G4- ja G6-kääpiöstandardien valinnat ovat muuttuneet hieman vuosien varrella asiantuntija-luokittelijoiden keskuudessa, mutta usein käytettyjä esimerkkejä ovat 70 Virginiä (G4V) ja 82 Eridania (G6V). G7V- ja G9V-standardeja ei ole vielä yleisesti sovittu.


Tähtityypit

Lasarus-tähti

Super nova -jäännös, joka sen sijaan, että pakotettaisiin sisäänpäin neutronitähtitilaan, selviää normaalina tähtinä. Laajentumisenaan punaiseen jättiläisvaiheeseen Lasaruksen tähdet romahtavat ja joutuvat supernovaan toisen kerran.

Neutronitähti

Yleensä tyyppi B-0 ja mittaa vain muutaman kilometrin halkaisija. Varhainen pääsekvenssitähti, joka on saattanut ydinpolton prosessit loppuun, räjähtää usein. Räjähdyksen reaktiivinen voima ja tähden itsepainovoima poistavat kuorielektroneja (kuten valkoisessa kääpiössä) ja ydinpositroneja. Tämä jättää neutroniumsydän, mahdollisesti peitetty ohuella rappeutuneen aineen kuorella.

Väestö I

Tähdet ovat vanhoja tähtiä pääsekvenssin alapuolella (luokan F-, G-, K- ja M-tähdet), ja niissä on lyhyet raskaammat osat. I populaation tähtien mukana olevat planeettajärjestelmät koostuvat pääasiassa kaasujätteistä ilman mukana olevia satelliitteja.

Väestö 2

Tähdet ovat nuorempia tähtiä, joissa on jälkiä raskaammista alkuaineista, vedystä ja heliumista. 2 populaation tähtiä seuranneisiin planeettajärjestelmiin kuuluvat kaasujätit, kivimaailmat, satelliittiseuralaiset sekä planeettojen ja komeettojen kuoret.

Punainen jättiläinen tähti

Punainen jättiläinen vaihe on yleinen monien vähemmän massiivisten tähtien evoluutiossa. Kun ytimen vety loppuu, painovoiman romahdus sytyttää ytimen ulkopuolella palavan vetykuoren. Tähden kirjekuori laajenee kaukana fotosfäärin rajan yli. Tähden ilmapiiri on suhteellisen viileä.

Runaway Star

Tähti, jonka nopeus eroaa merkittävästi naapuritähdistään.

Supernova

Kun massiivinen nuori tähti kuluttaa ydinvetyään, se käy läpi toisen vaiheen painovoiman romahduksen. Tuloksena oleva sisälämpötilan nousu johtaa heliumin, hiilen, typen pakenevaan ydinpolttoon ja räjähdykseen, joka räjähtää tähden ulkokerroksen avaruuteen. Supernovaräjähdykset ovat tärkein metallien ja muiden galaktisten alkuaineiden lähde.

T Tauri Tähti

Yksi tähti ilmestymässä muodostumassa, joka käy läpi alkuperäisen ydinpolton.


Spektraaliset huiput ja laaksot

Jos lämpösäteily olisi ainoa tähden valonlähde, tähti- ja # 8217s-spektri olisi mukava sileä käyrä. Tähtien havaituilla todellisilla spektreillä on kuitenkin joukko piikkejä ja laaksoja, kuten alla olevassa spektrissä on esitetty, mikä tarkoittaa, että osa niiden valosta tulee muusta kuin satunnaisesta heiluttamisesta aiheutuvasta tai absorboimasta valosta & # 8220lämpösäteily & # 8221säteily & # 8211 atomien. Seuraavassa osassa opit, mikä tämä prosessi on.

Alla oleva spektri SDSS-spektritietokannasta on tyypillinen esimerkki tähtien spektristä:

Monissa näistä huipuista ja laaksoista on etiketit. Voit tunnistaa osan näistä tarroista kemiallisten alkuaineiden symboleina.

Jokaisella tähdellä on ainutlaatuinen piikkien ja laaksojen kuvio, ja nämä kuviot voidaan ryhmitellä tähtien & # 8220spektrityypeiksi & # 8221. Perinteiset spektrityypit on merkitty kirjaimilla O, B, A, F, G, K, M (ja joitain uusia spektrityyppejä on lisätty parin viime vuoden aikana & # 8230lisempää myöhemmin!)

Ennen kuin saat selville, mitä nämä kirjaimet tarkoittavat, ota kuva kehittäessäsi omaa järjestelmääsi tähtien luokittelemiseksi niiden spektrien perusteella.


Spektrityypit

Spektroskooppitekniikkaa käyttäen tähdet voidaan luokitella niiden värin (tai lämpötilan) perusteella kirjainsarjaan, joka merkitsee niiden spektrityyppi. Kuumimmat tähdet on merkitty O-kirjaimella, ja jakso etenee B: n, A: n, F: n, G: n ja K: n läpi tyylikkäimpiin M-tähtiin (katso kuva 1). Kunkin spektrityypin ominaisuudet ja esimerkit on lueteltu alla. Jokainen spektrityyppi on jaettu edelleen numeroilla 0 - 9 siten, että B0-tähti on sinisempi (ja siksi kuumempi) kuin B9-tähti, joka puolestaan ​​on hieman sinisempi kuin A0-tähti.

Kuva 1: Eri tähtiluokkien spektrien vertailu vasemmalta oikealle (400-700 nanometriä 4000-7000 angströmiä). Kolmekymmentä normaalia tähtiluokitusta näytetään alareunassa kolmen muun erikoistuneen luokituksen kanssa. Absorptioviivat voidaan nähdä tummina pystysuorina nauhoina.
Luotto: NOAO / AURA / NSF
  • O-tyypin tähdet pintalämpötilat ovat välillä 30 000 - 40 000 K. Wienin lakia käytettäessä näemme, että näiden tähtien emissio on huippu aallonpituudella sähkömagneettisen spektrin ultraviolettiosassa. Keskimäärin yksi kolmesta miljoonasta tähdestä on O-tyypin tähti. Orionin vyön itäinen (Euroopasta, kaikkein vasen) tähti Alnitak on luokiteltu O9,5-spektrityyppiseksi.
  • B-tyypin tähdet joiden pintalämpötilat ovat välillä 10000 ja 30000 K. Keskimäärin noin yksi 800 tähdestä on B-tyypin tähteä. Rigel, Orionin kirkkain ja sinisin tähti, on spektrityyppiä B8.
  • A-tyypin tähdet joiden pintalämpötilat ovat välillä 7500 - 10 000 K. Keskimäärin noin yksi 160 tähdestä on A-tyypin tähteä. Vega, Lyran kirkkain tähti, on spektrityyppiä A0. Spektrejä otettaessa A-tyypin tähdet näyttävät vahvimmat vetylinjat, mutta tämä on enemmän osoitus tähden lämpötilasta kuin vedyn runsaudesta (joka on yleensä 70-80% tähden kokonaismassasta kaikissa sekvenssitähdet).
  • F-tyypin tähdet joiden pintalämpötilat ovat välillä 6000 - 7500 K. Keskimäärin yksi 30 tähdestä on F-tyyppisiä tähtiä. Procyon, Canis Majorin kirkkain tähti, on spektrityyppiä F5.
  • G-tyyppiset tähdet joiden pintalämpötilat ovat välillä 5200 ja 6000 K. Keskimäärin yksi 12 tähdestä on G-tyypin tähteä. Aurinkomme on spektrityyppiä G2.
  • K-tyyppiset tähdet joiden pintalämpötilat ovat välillä 3700 - 5200 K. Keskimäärin 1 tähdestä 8 on K-tyypin tähtiä. Pollux, kahdessa kirkkaassa tähdessä Gemini on spektrityyppi K0.


Lisätietoja spektroskopian tekniikasta.

Lue lisää Wienin laista ja kuinka se liittyy sähkömagneettiseen spektriin.


Imeytymispektrit tähdistä

Tähtitieteilijät kutsuvat auringon läpi ulospäin suuntautuvaa valoa jatkuvaksi spektriksi, koska auringon sisäosilla on suuri tiheys. Kuitenkin, kun valo saavuttaa aurinkoilmakehän pienitiheyksisen alueen, jota kutsutaan kromosfääriksi, jotkut valon värit absorboituvat. Tämä tapahtuu, koska kromosfääri on tarpeeksi viileä, jotta elektronit sitoutuvat siellä oleviin ytimiin. Siten valon värit, joiden energia vastaa sallittujen elektronien energiatasojen välistä energiaeroa, absorboituvat (ja palautuvat myöhemmin satunnaisiin suuntiin). Kun tähtitieteilijät ottavat auringon ja muiden tähtien spektrit, he näkevät absorptiospektrin kromosfäärin imeytymisen vuoksi.


Spektraaliset huiput ja laaksot

Jos lämpösäteily olisi ainoa tähden valonlähde, tähden spektri olisi mukava sileä käyrä. Tähtien havaituilla todellisilla spektreillä on kuitenkin joukko piikkejä ja laaksoja, kuten alla olevassa spektrissä on esitetty, mikä tarkoittaa, että osa niiden valosta tulee "ei-lämpösäteilystä" - valosta, joka säteilee tai absorboituu muulla prosessilla kuin atomien satunnaisella heiluttamisella. Seuraavassa osassa opit, mikä tämä prosessi on.

Alla oleva spektri SDSS-spektritietokannasta on tyypillinen esimerkki tähtien spektristä:

Napsauta kuvaa nähdäksesi sen täysikokoisena

Monissa näistä huipuista ja laaksoista on etiketit. Voit tunnistaa osan näistä tarroista kemiallisten alkuaineiden symboleina.

Jokaisella tähdellä on ainutlaatuinen piikkien ja laaksojen kuvio, ja nämä kuviot voidaan ryhmitellä tähtien "spektrityyppeihin". Perinteiset spektrityypit on merkitty kirjaimilla O, B, A, F, G, K, M (ja joitain uusia spektrityyppejä on lisätty parin viime vuoden aikana. Lisää niistä myöhemmin!)

Ennen kuin saat selville, mitä nämä kirjaimet tarkoittavat, ota kuva kehittäessäsi omaa järjestelmääsi tähtien luokittelemiseksi niiden spektrien perusteella.