Spektralni razred: Razlika med redakcijama
Izbrisana vsebina Dodana vsebina
Brez povzetka urejanja |
Brez povzetka urejanja |
||
Vrstica 6:
Povsem utemeljeno je bilo pričakovati, da morajo biti ti elementi navzoči v notranjosti Sonca. Spektralna analiza je bila utemeljena. Poleg analize materialov najdenih na Zemlji so se lahko analizirale tudi snovi v zvezdnih spektrih.
Obstaja v sedmih temeljnih razredih, kot tudi tremi podrazredi (beri kategorijami):
Razred
Značilnosti Barva Temperatura in °K Zvezde tega tipa
'''O''' Ioniziran Helij (He II) Modra 28000 – 50000 Mintaka
'''B''' Nevtralni Helij (He I)
Balmerjeva – vrsta Vodik Modro – bela 9900 – 28000 Rigel, Spika
'''A''' Vodik, kalcij (Ca II) Bela 7400 – 9900 Vega in Sirij
'''F''' Kalcij (Ca II), nasvzoče so kovine Belo – rumena 6000 – 7400 Prokijon, Kanop
'''G''' Kalcij (Ca II), železo in druge kovine Rumena 4900 – 6000 Kapela, Sonce
'''K''' Močne črte kovin, kasneje titanov oksid Oranžna 3500 – 4900 Arktur, Aldebaran
'''M''' Titanov oksid Rdeče – oranžna 2000 – 3500 Betelgeza, Antares
Podrazredi
'''R''' Ciano (CN), ogljikov monoksid (CO),
ogljik Rdeče – oranžna 3500 – 5400
'''S''' Cinkov oksid Rdeče – oranžna 2000 – 3500
'''N''' Ogljik Rdeča 1900 – 3500
Ustalila se je domneva, da so spektralni razredi od O do A spektri zelo mladih zvezd (zgodnji razvojni stadiji zvezd), spektralni razredi od F do G veljajo za srednje razvojne stopnje in preostali spektralni razredi za pozne spektralne razrede (zvezde, ki so v razvojnem smislu zelo stare in že razvite). Označbe zgodnji, srednji in pozni že veljajo za zastarele in ovržene hipoteze, češ „da spektralni razred kaj pove o razvojnem stanju določene zvezde“. Kljub tem domnevam se te označbe še zmeraj uporabljajo v praksi in zvezda velja za zgodnjo ali pozno, če se spektralni razred v primerjavi z malo drugačnim, a bližnjim razredom O ali razredu M.
Vrstica 42 ⟶ 59:
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.
▲Tabela 2
== Podtipi ==
Vsi
Spektralni razred (vsak posebej)
Zvezde spektralnega razreda O so zelo vroče in svetle, in so navidezno modre barve. Naos v ozvezdju Krme sveti s svetlostjo, ki je blizu milijonkrat večlji od Sončevega absoltunega izseva. Te zvezde so močnoi inonizirane in imajo nevtralne črte helija in zelo šibke vidikove črte. Zvezde spektralnega razreda O največ sevajo v ultravijoličnem delu elektromagnetnega valovanja zaradi česar so modre barve.
Vrstica 72 ⟶ 76:
• T: 1.000 – Zvezde tipa T Bika, zelo mlade zvezde z majhno povprečno gostoto.
• C: ogljikove zvezde.
• R:
• N: Poseben tip zvezd, ki predstavlja ogljikove zvezde, ki so podobne spektralnemu razredu M: npr. R Zajca.
• S: podoben spektralnemu razredu M, ki ima cirkonijev oksid zamenjan z bolj pogostim titanijevim oksidom.
Vrstica 85 ⟶ 89:
Končno, zvezde spektralnega razreda D včasih uporabljajo za oznako belih pritlikavk, ki je najpogostejši konec običajnih zvezd.
--[[Uporabnik:Edmoon|Edmoon]] 08:
|