Full resolution (JPEG) - On this page / på denna sida - Stjärnorna — vintergatornas stjärnvärldar - Stjärnornas spektralklasser - Hertzsprung-Russell-diagrammet
<< prev. page << föreg. sida << >> nästa sida >> next page >>
Below is the raw OCR text
from the above scanned image.
Do you see an error? Proofread the page now!
Här nedan syns maskintolkade texten från faksimilbilden ovan.
Ser du något fel? Korrekturläs sidan nu!
This page has never been proofread. / Denna sida har aldrig korrekturlästs.
STJÄRNORNA 3255
Stjärnornas spektralklasser
En detaljerad undersökning av olika stjärnors spektra
har lett till en indelning av stjärnorna i s. k.
spektralklasser. Denna indelning har utförts på
Harvard-observatoriet av E. C. Pickering och Annie J.
Can-non. De viktigaste spektralklasserna betecknas i
ordning med följande bokstäver: O, B, A, F, G, K, M.
(Dessutom finns exceptionella klasser: P och W före
samt R, N och S efter nämnda serie.)
O-klassen har högsta temperaturen, 25 0000 eller
mer. B-stjärnorna är blåvita stjärnor med en
temperatur av ca 22 ooo°. De rent vita A-stjärnorna har
temperaturer omkring 10 ooo°. F-stjärnorna är gulvita
med temp. 8 000 å 7 000°. G-stjärnorna är gula
liksom vår sol med ca 6 000°. De rödgula K-stjärnorna
har 4 000 å 5 000° och de röda M-stjärnorna ca
3 000°.
Denna indelning följer tydligen en glidande skala
i fråga om temperaturen, men den är uppgjord efter
vissa karakteristiska drag i stjärnornas spektra, drag
som avslöjar en hel del om de fysiska och kemiska
förhållandena i stjärnornas ytskikt. I stjärnornas
spektra finns mörka spektrallinjer, framkallade genom
absorption av de mindre heta gaserna vid stjärnans
yta. Dessa linjer avslöjar de i dessa gaser ingående
ämnena samt de fysikaliska betingelserna där.
O-klassen, till vilken endast ett fåtal stjärnor hör,
visar i spektrum, märkligt nog, även ljusa linjer,
linjer som härrör från kol, väte och helium. De tyder
på att lysande gaser oavbrutet utströmmar från
stjärnans yta.
B-stjärnorna kallas ofta heliumstjärnor, då
helium-linjer är utmärkande för deras spektra. De tre
stjärnorna i Orions bälte hör exempelvis till denna klass.
A-klassen kallas vätestjärnornas klass, då vätet syns
dominera i dessa stjärnors atmosfärer. Typiska
representanter är Sirius och Vega.
I klass F är vätelinjerna mindre påfallande, medan
kalciums linjer börjar göra sig gällande. Även en rad
andra metallers linjer framträder. En typisk
representant är Procyon.
G-stjärnorna har samma egenskaper som vår sol (se
artikeln Solen). Här är kalciumlinjerna starkt
utvecklade. Av det stora antalet metall-linjer är järnets
de talrikaste och mest påfallande.
I klass K är metall-linjerna ännu kraftigare.
Kalciumlinjerna når sin största intensitet. Dessa rödgula
stjärnor har sannolikt både talrikare och större
fläckar på sina ytor än solen.
Först i klass M börjar kemiska föreningar ge sig
till känna genom spektralband i stället för linjer.
Särskilt påfallande är titanoxid. Typiska medlemmar
är Aldeba’ran, Betelgeuze [betälsjö’s] och Anta’res.
Dessa olika spektralklasser indelas vidare i
underavdelningar. Med G 5 menar man t. ex. en
spektral-typ mitt emellan de precisa typerna G och K, vilka
man preciserar genom att skriva dem G o och K o.
I det stora standardverket Henry-Draper-katalogen,
publicerad 1917-24, finns upptagna 225 305 stjärnor,
som på följande sätt fördelar sig på de olika klasserna:
170 st. till klass o, 3 675 st. till klass B o-B 5, 13 111
st. till klass B 6-B 9, 57 850 till klass A, 42 988 till
F, 41 999 till G, 60 620 till K, 4 397 till M och 149
till N.
Hertzsprung-Russell-diagrammet
Man kunde tycka, att av varje spektralklass borde
det finnas stjärnor av alla möjliga storlekar och
ljusstyrkor. Men så är märkligt nog inte fallet.
Karlavagnens utseende för 50 000 år sedan, nu och om 50 000
år. Av de sju stjärnorna är det två, den yttersta vänstra och
den yttersta högra, som vägrar följa med de övriga.
För att åskådliggöra, vilken total ljusstyrka som
är den vanligaste för stjärnor av den eller den
spekt-ralklassen ritar man ett diagram, där den vågräta
axeln graderas efter de olika spektralklasserna, från
O till M, eller de däremot svarande yttemperaturerna.
Den lodräta axeln graderas för att ange den absoluta
ljusstyrkan i storleksklasser. Överst i diagrammet
inprickas alltså de ljusstarkaste, nedtill de ljussvagaste
stjärnorna, längst till höger de rödaste, svalaste, och
längst till vänster de hetaste. Om en stjärna har låg
temperatur och ändå en mycket stor ljusstyrka,
inprickas den upptill t. h. Har den låg temperatur och
låg ljusstyrka, har den sin plats nedtill t. h. i
diagrammet. En vit jättestark stjärna har sin plats
upptill t. v. och en vit ljussvag nedtill t. v.
Världsrymdens stjärnor har hela diagrammet till
sitt förfogande, men märkligt nog hopar de sig inom
vissa områden. Det är detta märkliga förhållande som
det s. k. Hertzsprung-Russell-diagrammet
(HR-dia-grammet) är avsett att klargöra.
Det var E. Hertzsprung (1905) och senare H. N.
Russell (1914), som upptäckte, att de gula och de
röda stjärnorna är uppdelade i två så helt olika
grupper, som diagrammet visar. Grupperna kallas jättar
och dvärgar. De förra är hundratals gånger
Ijusstar-kare än solen, de senare har en ljusstyrka som kan
ungefär motsvara solens men också kan vara ned till
en hundradel av solens ljusstyrka.
Som exempel kan nämnas de båda K-stjärnorna Al-
Artiklar, som saknas i detta band, torde sökas i registerbanden
<< prev. page << föreg. sida << >> nästa sida >> next page >>
