Stjerneklassifikation – spektraltyper (O–M), farver og temperatur

Lær om stjerneklassifikation og spektraltyper O–M: farver, temperaturer og betydningen af G-solen. Klar, visuel guide til stjerners spektrum.

Inden for astronomi er stjerneklassifikation en måde at gruppere stjerner efter temperatur på. Stjernens temperatur kan måles ved at se på dens spektrum, dvs. den type lys, som stjernen lyser.

Stjerner er også inddelt i spektraltyper eller klasser efter farve. Generelt er det stjernens temperatur, der bestemmer dens farve, fra rød til blåhvid. Spektraltyperne er navngivet med et bogstav. De syv hovedtyper er M, K, G, F, A, B og O. M-stjerner er de koldeste stjerner, og O-stjerner er de varmeste. Hele systemet indeholder andre typer, som er svære at finde: W, R, N og S.

Solen, der er den nærmeste stjerne til Jorden, er en klasse G-stjerne.

Spektraltyper og tilhørende temperaturer

Spektralklasserne O–M er ordnet efter faldende temperatur. En ofte brugt oversigt over omtrentlige effektive temperaturer (i kelvin) og farver er:

• O: > 30.000 K — blå
• B: ca. 10.000–30.000 K — blåhvid
• A: ca. 7.500–10.000 K — hvid (hydrogenlinjer stærkest)
• F: ca. 6.000–7.500 K — hvidgullig
• G: ca. 5.200–6.000 K — gul (Solen er G2 ≈ 5.800 K)
• K: ca. 3.700–5.200 K — orange
• M: < 3.700 K — rød (molekylære bånd, fx TiO)

Inden for hver klasse findes underinddelinger med cifre 0–9 (fx G0, G1, …, G9). En G2-stjerne som Solen ligger derfor midt i G-klassen.

Spektrale kendetegn

Hver spektraltype har karakteristiske absorptions- eller emissionslinjer, som astronomer bruger til klassificering:

• A-stjerner: stærke hydrogen (Balmer) linjer.
• F og G: svagere hydrogen, stærkere ioniserede metaller som Ca II; G-stjerner viser også neutrale metaller.
• K: stærkere metalatomer og molekylære bånd begynder at blive synlige.
• M: tydelige molekylære bånd, fx TiO, og svage hydrogenlinjer.
• O og B: linjer fra ioniserede helium og tunge elementer; meget varme stjerner kan vise stærke ultravioletlinjer.
• Specielle typer som W (Wolf–Rayet) viser brede emissionslinjer — tegn på kraftig masseafgivelse.

Spektrumlæseren får ikke bare temperaturen, men også oplysninger om kemisk sammensætning, overfladegravitation (dvs. om stjernen er kæmpe eller dværg) og bevægelse (rød-/blåforskydning).

Lysstyrkeklasser (luminositetsklasser)

Ud over spektralklasse angives ofte en luminositetsklasse med romertal, der beskriver stjernens størrelse og lysstyrke:

• I — superkæmper (Ia, Iab, Ib)
• II — lysende kæmpe (bright giant)
• III — kæmpe
• IV — subkæmpe
• V — hovedseriestjerne (dværg)

Kombinationen (fx G2V for Solen) fortæller både temperatur/spektrum og om stjernen er en hovedseriestjerne, kæmpe eller superkæmpe. Sammen med spektralklasse bruges dette i Hertzsprung–Russell-diagrammet til at vise stjerners udviklingstrin.

Særlige og historiske klasser: W, R, N og S

Ud over O–M findes flere specielle eller historiske typer:

• W (Wolf–Rayet): varme, massive stjerner med brede emissionslinjer, kraftig vind og store massetab.
• R og N: ældre betegnelser for carbonrige kæmpestjerner; i moderne klassifikationer er disse ofte samlet under klasse C (carbonstjerner).
• S: stjerner med stærke zirconium- og andre s-process-bånd — kemisk specielle kæmper.

Praktiske eksempler

• Solen: G2V — en gul dværg med ca. 5.800 K.
• Sirius A: A1V — meget lys, hvid hovedseriestjerne.
• Vega: A0V — standard for A0-spektre.
• Rigel: B8 Iab — en blåhvid superkæmpe.
• Betelgeuse: ca. M2–M2.5 Ia — en rød superkæmpe.
• Proxima Centauri: ca. M5.5V — en rød dværg og Solens nærmeste stjernesystemkammerat.

Hvorfor klassificere stjerner?

Spektral- og lysstyrkeklasser er grundlaget for at bestemme stjerners temperatur, størrelse, sammensætning og udviklingsstadie. Klassifikationen hjælper også med afstandsbestemmelse (fx spektral parallakse), populationstudier i galakser og forståelsen af stjerners livscyklus.

En praktisk huskeregel for rækkefølgen er bogstavrækken O–B–A–F–G–K–M (ofte husket på engelsk med mnemonikken "Oh Be A Fine Girl/Guy, Kiss Me").

Harvard spektralklassifikation

Harvard-klassifikationssystemet er et endimensionalt klassifikationssystem. Stjernernes overfladetemperatur varierer fra ca. 2.000 til 40.000 kelvin. Fysisk set angiver klasserne temperaturen i stjernens atmosfære og er normalt opført fra den varmeste til den koldeste, som det er tilfældet i følgende tabel:

Bemærk: Den konventionelle farvebeskrivelse beskriver kun toppen af stjernespektret. De faktiske farver, som øjet ser, er dog lysere end de konventionelle farvebeskrivelser.

Klasse	Overfladetemperatur (kelvin)	Konventionel farvebeskrivelse	Faktisk synlig farve	Masse(solmasser)	Radius(solradius)	Luminositet ( bolometrisk)	Brintledninger	Fraktion af alle stjerner i hovedrækkefølgen
O	≥ 33,000 K	blå	blå	≥ 16 M☉	≥ 6.6 R☉	≥ 30,000 L☉	Svag	~0.00003%
B	10,000-33,000 K	blå hvid	dyb blå hvid	2.1-16 M☉	1.8-6.6 R☉	25-30,000 L☉	Medium	0.13%
A	7,500-10,000 K	hvid	blå hvid	1.4-2.1 M☉	1.4-1.8 R☉	5-25 L☉	Stærk	0.6%
F	6,000-7,500 K	gul hvid	let blålig hvid	1.04-1.4 M☉	1.15-1.4 R☉	1.5-5 L☉	Medium	3%
G	5,200-6,000 K	gul	hvid	0.8-1.04 M☉	0.96-1.15 R☉	0.6-1.5 L☉	Svag	7.6%
K	3,700-5,200 K	orange	gullig hvid	0.45-0.8 M☉	0.7-0.96 R☉	0.08-0.6 L☉	Meget svag	12.1%
M	2,000-3,700 K	rød	orange gul	≤ 0.45 M☉	≤ 0.7 R☉	≤ 0.08 L☉	Meget svag	76.45%

Den masse, radius og luminositet, der er angivet for hver klasse, gælder kun for stjerner på hovedrækkefølgen i deres liv og er derfor ikke relevante for røde giganter. Spektralklasserne O til M er underinddelt med arabiske tal (0-9). F.eks. betegner A0 de varmeste stjerner i A-klassen og A9 de koldeste stjerner. Solen er klassificeret som G2.

Hertzsprung-Russell-diagrammet bruges oftere i astronomi. Det sætter den absolutte størrelse og overfladetemperaturen i forbindelse. Det er lige så vigtigt for astronomien, som det periodiske system er for kemien.

Konventionelle og tilsyneladende farver

De konventionelle farvebeskrivelser er traditionelle i astronomien og repræsenterer farver i forhold til den gennemsnitlige farve for en A-klasse stjerne, som anses for at være hvid. De tilsyneladende farvebeskrivelser er det, som observatøren ville se, hvis han forsøgte at beskrive stjernerne under en mørk himmel uden hjælp for øjet eller med en kikkert.

Solen selv er hvid, selv om den nogle gange kaldes en gul stjerne. Dette er en naturlig konsekvens af udviklingen af menneskets optiske sanser: den responskurve, der maksimerer den samlede effektivitet over for sollys, vil pr. definition opfatte Solen som hvid, selv om der er en vis subjektiv variation mellem observatører.

Klasse O

Type O-stjerner er stjerner med en temperatur på ~35.000 grader Celsius eller Kelvin. De er blå i farven og kan være større end Solen. De er også meget massive, men samtidig også meget sjældne.

Eksempler:

• Mu Columbae (hovedsekvens)
• Alnitak

Klasse B

Type B-stjerner er blå stjerner, som har en temperatur på ~25.000 grader (Celsius eller Kelvin). De har et højt indhold af heliumspektrallinjer og lysstyrke (lysstyrke sammenlignet med Solen) og har moderat stærke brintlinjer. B-type stjerner med Balmer-linjer i deres spektrer er en del af undertypen Be-stjerner.

Eksempler:

• VV Cephei B (hovedsekvens)
• Rho Leonis (gigant)
• Rigel (supergigant)
• Pistolstjerne (hypergigant)

Klasse A

Type A-stjerner er hvide stjerner, som har de stærkeste brintlinjer. De er nogle af de klareste stjerner på himlen. Temperaturer ~10.000 grader Celsius eller Kelvin.

Eksempler:

• Sirius A (hovedsekvensstjerne)
• Deneb (supergigant)

Klasse F

Type F-stjerner er gule stjerner, der har dominerende calciumlinjer i deres spektrer. De har en temperatur på ~7.500 grader Celsius eller Kelvin.

Eksempler:

• Procyon (dværg)
• Polaris (gigant)
• Arneb (supergigant)
• Rho Cassiopeiae (overkæmpet)

Klasse G

Type G-stjerner er gule stjerner med temperaturer på mellem 5.700-6.400 grader Kelvin. Ioniseret calcium og jern er til stede i deres spektrer.

Eksempler:

• Solen (G2 dværg)
• Capella (gigant)
• V382 Carinae (hyperkæmpe)

Klasse K

Type K-stjerner er orange til orangerøde stjerner med temperaturer på mellem 4.100-5.100 grader. Molekyler begynder at dukke op i svage spektrallinjer.

Eksempler:

• Alpha Centauri B (dværg)
• Pollux (kæmpe)
• Zeta Cephei (supergigant)
• HR 5171 (hyperkæmpe)

Klasse M

Type M-stjerner er den mest almindelige stjernetype i universet. Røde dværge, der er mindre end solen, har en temperatur på 3.000-4.000 grader Kelvin og er mere almindelige end røde giganter, som er gamle 3.100 grader celsius-stjerner i den sidste fase af deres liv. Røde hypergiganter er også de største stjerner, mens røde dværge, der har en fuldt konvektiv struktur, opbruger deres brintbrændstof meget langsomt sammenlignet med andre stjerner. Disse stjerner er kølige nok til at tillade molekyler at eksistere intakte i deres atmosfære; disse efterlader mange mørke spektrallinjer.

Eksempler:

• Proxima Centauri (dværg)
• Mira A (gigant)
• Antares (supergigant)
• VY Canis Majoris (hypergigant)

 
Klassifikation af stjerner fra O til M.  


Hertzsprung-Russell-diagrammet forbinder stjernernes klassifikation med absolut størrelse, lysstyrke og overfladetemperatur.  

Spørgsmål og svar

Spørgsmål: Hvad er stjerneklassifikation?

Spørgsmål: Hvordan kan man måle en stjernes temperatur?

Spørgsmål: Hvad er de syv vigtigste spektraltyper?

Sp: Hvilken stjernetype er den koldeste?

Spørgsmål: Hvilken stjernetype er den varmeste?

Spørgsmål: Findes der andre typer ud over disse syv hovedtyper?

Spørgsmål: Hvilken klasse er vores nærmeste stjerne til Jorden - Solen - klassificeret som?

Søg efter bogstav