Spectraalklasse

Uit Wikipedia, de vrije encyclopedie
Ga naar: navigatie, zoeken

De spectraalklasse is een indeling van sterren op de kleur en het spectrum van het uitgestraalde licht.

Met het blote oog is al te zien dat sterren verschillende kleuren hebben, sommigen zijn blauwachtig, anderen meer rood. Afhankelijk van de massa en leeftijd van de ster (de evolutionaire status) is de effectieve temperatuur en daardoor het spectrum verschillend. Behalve de straling door de temperatuur, waarbij sterren als een zwarte straler beschouwd kunnen worden zijn er absorptielijnen en soms emissielijnen in de spectra te vinden van de elementen waaruit de ster bestaat of waar het licht van de ster doorheen valt. Deze lijnen zijn ontdekt in 1802 in het spectrum van de Zon en worden wel Fraunhoferlijnen genoemd.

De soorten spectra werden begin 20e eeuw door de astronome Annie Cannon geclassificeerd volgens de letters van het alfabet, maar later door haar bijgesteld tot de reeks W-O-B-A-F-G-K-M-R-N-S (te onthouden door het ezelsbruggetje Wow! Oh, Be A Fine Girl, Kiss Me Right Now, Sweety!), waarbij de O sterren het heetst (en blauw) zijn, en de M sterren het koelst (en rood).

De R, N, S sterren zijn speciale gevallen en pas later toegevoegd, waarbij niet de temperatuur, maar de chemische samenstelling van de ster de bepalende factor is. R en N sterren zijn Koolstofsterren en in S sterren zijn sterke banden van zirkoniummonoxide naast de normale titaniummonoxidebanden zichtbaar. Nog later zijn een type W toegevoegd (Wolf-Rayetsterren, hete sterren die hun waterstof en helium verloren hebben), en de typen L, T, en Y (bruine dwergen).

Een verdere verfijning wordt aangebracht door een cijfer toe te voegen, bijvoorbeeld K5 is "halverwege" K0 en M0.

Kenmerken van de verschillende klassen[bewerken]

Klasse Effectieve temperatuur Conventional kleur description Actuelle kleur Massa Radius Lichtkracht Waterstoflijnen Percentage van alle hoofdreeks sterren
O ≥ 30.000 K blauw blauw ≥ 16 M ≥ 6,6 R ≥ 30.000 L Zwak ~0,00003%
B 10.000–30.000 K blauw wit diep blauw wit 2,1–16 M 1,8–6,6 R 25–30.000 L Medium 0,13%
A 7.500–10.000 K wit blauw wit 1,4–2,1 M 1,4–1,8 R 5–25 L Sterk 0,6%
F 6.000–7.500 K geel wit wit 1,04–1,4 M 1,15–1,4 R 1,5–5 L Medium 3%
G 5.200–6.000 K geel geel 0,8–1,04 M 0,96–1,15 R 0,6–1,5 L Zwak 7,6%
K 3.700–5.200 K oranje oranje 0,45–0,8 M 0,7–0,96 R 0,08–0,6 L Zeer zwak 12,1%
M 2.400–3.700 K rood rood 0,08–0,45 M ≤ 0,7 R ≤ 0,08 L Zeer zwak 76,45%
L 1.300–2.400 K rood bruin scarlet 0,005–0,08 M 0,08–0,15 R 0,00005–0,001 L Extreem zwak
T 500–1.300 K bruin magenta 0,001–0,07 M 0,08–0,14 R 0,000001–0,00005 L Extreem zwak
Y ≤ 500 K donkerbruin zwart 0,0005–0,02 M 0,08–0,14 R 0,0000001–0,000001 L Extreem zwak

Voorbeelden van spectra voor verschillende spectraalklassen.

Verdere onderverdelingen[bewerken]

lichtkrachtklassen in het Hertzsprung-Russelldiagram

Naast deze fijnere schaalverdeling wordt ook een aanduiding gebruikt die de lichtkracht aangeeft (I of c = superreus, III of g = reus, V of d = hoofdreeksster, D = "degenerate" = witte dwerg), of die aangeeft of spectraallijnen van bepaalde elementen sterker of juist zwakker zijn dan wat normaal is voor deze klasse. Een toegevoegde "e" geeft ongebruikelijke emissielijnen aan, een "p" wijst op een spectrum met eigenaardige ("peculiar") kenmerken. De verschillende lichtkrachtklassen kunnen worden herkend aan de breedte van de spectraallijnen: door drukverbreding is de equivalente breedte van lijnen in dwergsterren groter dan die van dezelfde lijnen in reuzensterren.

Een overzicht van de lichtkrachtklassen:

  • 0 hyperreuzen
  • I superreuzen
    • Ia-0 (hyperreuzen of zeer heldere superreuzen), Voorbeeld: Eta Carinae
    • Ia (heldere superreuzen), Voorbeeld: Deneb (spectrum is A2Ia)
    • Iab (intermediaire superreuzen) Voorbeeld: Betelgeuze (spectrum is M2Iab)
    • Ib (minder heldere superreuzen)
  • II heldere reuzensterren
    • IIa, Voorbeeld: β Scuti (HD 173764) (spectrum is G4 IIa)
    • IIab Voorbeeld: HR 8752 (spectrum is G0Iab:)
    • IIb, Voorbeeld: HR 6902 (spectrum is G9 IIb)
  • III normale reuzensterren
    • IIIa, Voorbeeld: ρ Persei (spectrum is M4 IIIa)
    • IIIab Voorbeeld: δ Reticuli (spectrum is M2 IIIab)
    • IIIb, Voorbeeld: Pollux (spectrum is K2 IIIb)
  • IV subreuzen
    • IVa, Voorbeeld: ε Reticuli (spectrum is K1-2 IVa-III)
    • IVb, Voorbeeld: HR 672 A (spectrum is G0.5 IVb)
  • V hoofdreekssterren (dwergen)
    • Va, Voorbeeld: AD Leonis (spectrum M4Vae)
    • Vb, Voorbeeld: 85 Pegasi A (spectrum G5 Vb)
  • VI subdwergen. Subdwergen worden meestal aangeduid met sd of esd (extreme subdwerg) voor de spectraalklasse
    • sd, Voorbeeld: SSSPM J1930-4311 (spectrum sdM7)
    • esd, Voorbeeld: APMPM J0559-2903 (spectrum esdM7)
  • VII (ongewoon) witte dwergen. Witte dwergen worden aangeduid door wD of WD.

Bij de meeste sterren is er een duidelijke relatie tussen de lichtkracht en de spectraalklasse, de hete en blauwe sterren geven het meeste licht, koele en rode sterren het minste. Dit verband is uitgezet in het Hertzsprung-Russelldiagram en wordt de hoofdreeks genoemd. Naast de hoofdreeks zijn er rode reuzen en witte dwergen.

Onze Zon is van spectraalklasse G2V, bijvoorbeeld Sirius (Alpha Canis Majoris) is heter en van type A1V. Aldebaran (Alpha Tauri) is wat koeler, een rode reus van type K5III. De K- en M-klasse sterren van de hoofdreeks zijn rode dwergen en zo lichtzwak dat ze niet met het blote oog te zien zijn.

Planetoïden[bewerken]

Planetoïden worden ook ingedeeld in klassen aan de hand van het spectrum van het gereflecteerde zonlicht. Hiermee wordt niet de temperatuur maar de globale samenstelling van de planetoïde vastgelegd.