Painovoima tähden pinnalla
Wikipedia
Painovoima tähden pinnalla log g, lg g mitataan tähden spektristä. Se ilmoitetaan yleensä logaritmisena lukuna. Auringolle log g = 4,44. Samantyyppisillä tähdillä spektrien tietyissä viivoissa on tähden pinnalla vallitsevasta painovoimasta riippuvia eroja. Jos kaksi tähteä ovat saman massaisia, suuremmalla on pienempi painovoima. Mitä suurempi tähden säde on, sitä suurempi luminositeetti eli kirkkaus sillä on.
[muokkaa] Esimerkkejä luminositeettiefekteistä
Luminositeettiefekti spektrissä on sitä että kirkkaampi ja suurempi saman spektriluokan tähti tuottaa erilaisen spektrin kuin himmeämpi. Esimerkiksi pääsarjan tähdillä painovoima on suunnilleen sama ja jättiläistähdillä noin 10 kertaa pienempi. Painovoima tähden pinnalla on GM/R2 ionisoituneiden alkuaineiden spektriviivat vahvistuvat kun tähti suurenee ja kirkastuu ja sen pinnalla vallitseva painovoima pienenee. Tämä aiheuttaa kaasukehän kaasun harvenemista. Ionisoitunut aine tuhoutuu, kun elektroni törmää siihen. koska harvassa kaasussa näin tapahtuu harvoin, siellä esiintyy runsaasti ionisoitunutta ainetta. Auringon tyyppisten G-spektriluokan tähtien painovoima mitataan raudan Fe spektriviivasta. Erityyppisllä tähdillä käytetään erilaisia kriteereitä, esim. spektriluokissa F -- G suhdetta Sr II/Fe I (ionisoitunut strontium, neutraali rauta). Aurinkoa kuumemmilla B -- F-luokan tähdellä jossa on etupäässä voimakkaita vetyviivoja, nimenomaan vetyviivan Hγ voimakkuus heikkenee tähden säteen kasvaessa ja painovoiman pienetessä. Kyse on Starkin ilmiöstä, jossa vetyatomien kohdalla oleva sähkökenttä vahvistuu painovoiman kasvaessa. Sähkökenttä syntyy metalli-ionien vaikutuksista vetyatomeihin. Sähkökentän vahvistuminen jakaa energiatasoja ja tämä leventää spektriviivoja. Spektriviivahan vastaa tiettyä energiatasoa. Pääsarjan tähtien viivat ovat leveitä ja jättiläistähtien kapeita. Varsinkin luokissa G ja K jättiläistähden ovat viileämpiä kuin pääsarjan tähdet. Saman spektriluokan jättiläistähden spektrissä esiintyy todennäköisesti enemmän molekyylejä. Saman spektriluokan jättiläinen on punaisempi kuin pääsarjan tähti. G:n ja K:n jättiläisten spektreissä on voimakas syaanin absorbtiovyö, joka on hyvin heikko pääsarjan tähdillä. Samanlaisa viivoja vastaa viileä jättiläinen ja kuuma pääsarjan tähti.
