Ero sivun ”Spektriviiva” versioiden välillä

[arvioimaton versio][arvioimaton versio]
Poistettu sisältö Lisätty sisältö
Merikanto (keskustelu | muokkaukset)
Ei muokkausyhteenvetoa
Rivi 14:
Tähtien spektriviivoista voidaan päätellä, mitä molekyylejä, atomeja ja ioneja tähtien kaasuissa on. Näistä voidaan arvioida tähtien lämpötiloja.
Kun tähti kuumenee, eri aineiden molekyylit hajoavat ensin neutraaleiksi atomeiksi ja sitten ionisoituvat. Neutraalin heliumin viivat näkyvät vain kuumien tähtien kaasukehissä, ja
vielä kuumemmissa tähdissä näkyy vain ionosoituneenionisoituneen heliumin viivoja. Lämpötila vaikuttaa, miten suuri prosenttiosuus jostain aineesta on ionisoitunut. "Kylmissä" tähdissä esiintyy runasaastirunsaasti molekyylejä.
 
Jos spektriviiva vaeltaa punaiseen päin, valonähdevalonlähde liikkuu poispäin havaitsijasta, jos siniseen päin, valonähdevalonlähde liikkuu havaitsijaa kohti. Spektrissä näkyy [[punasiirtymä]] ja [[Dopplerin ilmiö]].
Jos spektriviiva leviää, valonlähde pyörii. Tällöin nimittäin spekrissäspektrissä esiintyy lievästi samanaikainen siirtymä punaiseen ja siniseen päin: tähden lähenevä ja pakeneva reuna vaikuttavat yhtaikaa spektriin.
Pyörimisen määrittämiseen käytetään usein magnesiumin spektriviivaa Mg II 448,1 nm, Sr II 421,5 nm ja He I 447,2 nm. Nämä viivat ovat luonnostaan teräviä.
 
Spektristä voi päätellä painovoiman tähden pinnalla: Jotkut spektriviivat voimistuvat huommattavastihuomattavasti, kun toiset voimistuvat vähemmän tähden säteen kasvaessa ja painovoiman pienetessä.
Esimerkiksi strontiumin (Sr II) ja raudan (Fe I) viivat ovat painovoiman määrityskriteeri [[spektriluokka|spektriluokkien]] F ja G tähdillä. Suhde Sr II/FeI kasvaa painovoiman pienetessä.
Luokassa A vetyviivat , erityisesti HGamam , heikkenee tähden kirkastuessa ja säteen kasvaessa.