Spektralni razred: Razlika med redakcijama
Izbrisana vsebina Dodana vsebina
Brez povzetka urejanja |
m slog AWB |
||
Vrstica 121:
Ferner je potem ugotovil, da so določeni razredi temeljili na trhlih osnovah ali da nimajo smisla in zato lahko odpadejo. Razporejanje ni bilo več odvisno od spektra, temveč od efektivne temperature zvezde.
Prvi poskusi v razporejanju svetlosti in temperature zvezd so bili v letu 1865. Italijanski pater Angelo Secchi je povzel trostopenjsko skalo in 1874 Hermann Carl Vogel z enim sistemom, v katerem so bile zaobjete vse do tedaj poznane razvojne teorije zvezd, kar je pomenilo, da je bil vedno znova dopolnjen in vsebinsko razširjen.
== Podtipi ==
Vrstica 139 ⟶ 138:
Zvezde spektralnega razreda '''K''' so oranžne zvezde, ki so občutno hladnejše od našega Sonca. Nekaj zvezd spektralnega razreda K je orjakinj in nadorjakinj, kot je npr. Arktur, medtem ko so zvezde, kot je npr. Alfa Kentavra B zvezde z glavne veje. Imajo izredno šibke vodikove črte, če jih sploh imajo in imajo večino črt nevtralnih kovin.
Zvezde spektralnega razreda '''M''' so najbolj pogoste med vsemi in so zato najbolj številne od vseh zvezd. Vse rdeče pritlikavke spadajo v ta razred in so zelo pogoste; več kot 90 % zvezd je rdečih pritlikavk, kot je npr. Proksima Kentavra (Proxima Centauri = Najbližćja Kentavra /od nas oddaljena 4,26 svetlobnih let/). M spektralni razred gosti največ orjakinj in nekaj nadorjakinj, kot je npr. Antares ali Betelgeza, kot tudi spremenljivke tipa Mira (Kita). Zvezdni spekter zvezd spektralnega razreda M pripadajo črte molekul in nevtralnih kovin, vodikove črte so po navadi odsotne. V teh zvezdah je veliko titanijevega oksida.
Dodatne spektralne oznake
Številni novi razredi so bili dodani v splošno uporabo za redke tipe zvezd, ko so jih odkrili:
| |||