Spektralklassifikation

Die Spektralklassifikation ordnet Sterne einer Sequenz von Spektraltypen und Leuchtkraftklassen zu, basierend auf dem Muster und der Stärke der Linien in ihren Spektren, die Temperatur und Leuchtkraft kodieren.

Definition

Die Spektralklassifikation ist die Zuordnung eines Sterns zu einem Spektraltyp und einer Leuchtkraftklasse durch den Vergleich seines Spektrums mit Standardreferenzspektren, was primär die Oberflächentemperatur und Leuchtkraft widerspiegelt.

Scope

Dieses Thema behandelt die empirische Klassifikation von Sternspektren, hauptsächlich die Harvard-Temperatursequenz OBAFGKM und das zweidimensionale Morgan-Keenan-System, das Leuchtkraftklassen hinzufügt. Es werden die spektralen Merkmale, die jeden Typ definieren, die physikalische Grundlage der Temperaturordnung und Erweiterungen auf kühle Zwerge und ungewöhnliche Sterne behandelt.

Core questions

• Welche spektralen Merkmale definieren die OBAFGKM-Temperatursequenz?
• Wie unterscheidet die Morgan-Keenan-Leuchtkraftklasse Zwerge, Riesen und Überriesen?
• Warum erreicht die Stärke einer bestimmten Linie bei einer bestimmten Temperatur ihren Höhepunkt, anstatt die Häufigkeit direkt abzubilden?
• Wie wurden Klassifikationsschemata auf Braune Zwerge und ungewöhnliche Sterne erweitert?

Key theories

MK-Klassifikationssystem

Das Morgan-Keenan-System klassifiziert Sterne in zwei Dimensionen, einem temperaturgeordneten Spektraltyp und einer Leuchtkraftklasse, durch den Abgleich mit einem Raster von Standardsternen mit definierenden Spektralkriterien.

Temperatursequenz der Linienstärken

Die Stärke jeder Spektrallinie hängt vom Anteil der Atome im richtigen Ionisations- und Anregungszustand ab, der durch die Temperatur bestimmt wird, sodass das Linienmuster Sterne nach ihrer Oberflächentemperatur ordnet.

Clinical relevance

Spektraltypen ermöglichen eine schnelle Abschätzung der Temperatur und Leuchtkraft eines Sterns, dienen als Anker für die Kalibrierung von Farb- und bolometrischen Korrekturen und identifizieren ungewöhnliche und seltene Objekte für weitere Untersuchungen.

History

Das Harvard-System, das von Annie Jump Cannon und Kollegen für den Henry Draper Catalogue entwickelt wurde, ordnete Sterne nach Temperatur; Morgan, Keenan und Kellman fügten in den 1940er Jahren die Leuchtkraftdimension hinzu, um das dauerhafte MK-System zu schaffen.

Seminal works

• morganKeenan1973
• grayCorbally2009
• gray2005

Frequently asked questions

Was bedeutet die Spektralsequenz OBAFGKM?

Es ist eine Anordnung von Sternen von den heißesten (O) zu den kühlsten (M) nach Oberflächentemperatur, definiert durch die Stärke bestimmter Spektrallinien; die Buchstaben stammen von einem früheren alphabetischen Schema, das später nach Temperatur neu geordnet wurde.

Warum erreichen Wasserstofflinien ihren Höhepunkt bei Sternen des Typs A und nicht bei den heißesten Sternen?

Wasserstofflinien erfordern Atome in einem spezifischen angeregten Zustand; bei den heißesten Sternen ist Wasserstoff größtenteils ionisiert und bei den kühlsten befindet er sich größtenteils im Grundzustand, daher sind die Linien bei den mittleren Temperaturen von Sternen des Typs A am stärksten.