Spektralni razred: Razlika med redakcijama

Izbrisana vsebina Dodana vsebina
Edmoon (pogovor | prispevki)
Brez povzetka urejanja
Edmoon (pogovor | prispevki)
Brez povzetka urejanja
Vrstica 31:
 
Stara razreda R in N sta preimenovana v C spektralni razred (razred ogljikovih zvezd).
 
'''R''' Ciano (CN), ogljikov monoksid (CO),
ogljik Rdeče – oranžna 3500 – 5400
Vrstica 77 ⟶ 78:
Vsi zvezdni tipi so razdeljeni v podrazrede (od 0 do 9, torej 10 razredov) , ki temelji na poziciji svetlkostne skale (skale izseva).
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.
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.

Zvezde spektralnega razreda B so tudi izredno svetle, Rigel (v Orionu) je tipičen primer modre orjakinje spektralnega razreda '''B'''. Njihov spekter ima črte nevtralnega helija in zmerne vodikove črte. Tako kot zvezde spektralnega razreda O so B zvezde izjemno močne, kar pomeni, da živijo izredno kratek čas na glavni veji. Ponavadi niso tam , kjer so nastale. Ponavadi so v kopicah, ki jih zaradi tega imenujemo OB1 povezave, , ki so povezane z orjaškimi molekularnimi oblaki. Orionova OB1 povezava je celoten spiralni rokav naše galaksije, ki jo imenujemo Rimska cesta (svetlejše zvezde naredijo rokav vidno svetlejšega, čeprav tam ni več zvezd, kot kjerkoli drugje) in so vse zajete v ozvezdju Oriona.
 
Zvezde spektralnega razreda A so med tistimi, ki jih vidimo s rpstim očesom. Deneb (ozvezdje Labod) je naslednja zvezda strašne moči, medtem, ko je Sirij tudi zvezda spektralnega razreda A, a niti približno ni enako svetla. Kot v spektralnem razredu O, so bele barve. Veliko belih pritlikavk spada v ta razred. Imajo močne vodikove črte in tudi inonizorane kovine.
Zvezde spektralnega razreda F so še vedno močne, a so ponavadi zvezde z glavne veje, kot npr. Fomalhaut (V ozvezdju Južne ribe). Njihov spekter označujejo šibke vodikove črte in črte ioniziranih kovin, njihova barva je bela, čeprav s primesmi rumene.
 
Zvezde spektralnega razreda '''G''' so izmed vsem zvezd nam najbolj domače, saj je prav naše Sonce zvezda, ki spada v ta spektralni razred. Imajo še šibkejše vodikove črte, kot zvezde spektralnega razreda F, poleg tega pa še črte ioniziranih kovin imajo še črte nevtralnih kovin. G je gostitelj za ("Rumeno evolucionarno praznino") = ("Yellow Evolutionary Void"). Nadorjakinje pogosto nihajo med spektralnim razredom O ali B (modre) in K ali M (rdeče). Ker to počno, ne ostanejo dolgo na področju spektralnega razreda G, ki je ekstremno nestabilna točka, kjer je lahko nadorjakinja.
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 '''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 ponavadi 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:
'''W''': nad 70.000° - Wolf – Rayetove zvezde.
'''L''': 1.500 – 2.000°K – Zvezde z maso, ki je premajhna, da bi steklo zlivanje vodika v heliieva jedra.
'''T''': 1.000 – Zvezde tipa T Bika, zelo mlade zvezde z majhno povprečno gostoto.
'''C''': ogljikove zvezde.
R'''N''': FormelnoPoseben jetip tozvezd, razredki ogljikovihpredstavlja zvezdogljikove zvezde, primerljiveki so podobne spektralnemu razredu K zvezdM: npr. SR ŽirafeZajca.
'''S''': podoben spektralnemu razredu M, ki ima cirkonijev oksid zamenjan z bolj pogostim titanijevim oksidom.
• N: Poseben tip zvezd, ki predstavlja ogljikove zvezde, ki so podobne spektralnemu razredu M: npr. R Zajca.
'''D''': bele pritlikavke: npr. Sirij B.
• S: podoben spektralnemu razredu M, ki ima cirkonijev oksid zamenjan z bolj pogostim titanijevim oksidom.
 
• D: bele pritlikavke: npr. Sirij B.
Spektralni razred '''W''' predstavlja nadpovprečno izredno svetle Wolf-Rayetove zvezde, ki so popolnoma različne, odkar se v njihovih jedrih zliva helij in ne vodik, katerega zaloge so te zvezde porabile. Včasih so mislili, da so umirajoče nadorjakinje, ki jim je vodikove plasti odneslo zaradi izredno močnih zvezdnih vetrov, ki jih te zvezde ustvarjajo zaradi izredno velikih temperatur, in imajo zato neposredno izpostavljeno helijevo sredico.
 
Zvezde spektralnega razreda '''L''' imajo svojo označbo zaradi izobilja litija, ki je navzoč v njihovem jedru. V navadnih zvezdah bi bil vsak litijev atom uničen zaradi jedrskih reakcij, ki potekajo v običajnih zvezdah, kar posredno nakazuje, da v teh zvezdah ne poteka zlivanje vodika v helij. So zelo temno rdeče barve in največ svetijo v infrardečem delu elektromagnetnega spektra. Njihov plin je dovolj hladen, da dovoli obstoj kovinskih hidridov (spojin vodika in kovin) in alkalnih kovin, ki označujejo njihov spekter.
Zvezde spektralnega razreda T so zelo mlade in manj goste zvezde in jih najdemo v medzvezdnih oblakih, kjer so bile ustvarjene. Te zvezde so ravno dovolj velike, da jim lahko pravimo zvezde in druge, ki so podpritlikavke, ki so raznolike rjave pritlikavke. So temne , oddajajo malo ali nič vidne svetlobe, a močno svetijo v infrardečem delu spektra. Njihova površinska temperatura je močan kontrast k zvezdam spektralnega razreda O, ki so vroče več tisoč °K, in meri do 1.000°K. Lahko ustvarijo zapletene molekule, v njihovem spektru so evidentirane močne črte metana.
 
Zvezde spektralnega razreda '''T''' so zelo mlade in manj goste zvezde in jih najdemo v medzvezdnih oblakih, kjer so bile ustvarjene. Te zvezde so ravno dovolj velike, da jim lahko pravimo zvezde in druge, ki so podpritlikavke, ki so raznolike rjave pritlikavke. So temne , oddajajo malo ali nič vidne svetlobe, a močno svetijo v infrardečem delu spektra. Njihova površinska temperatura je močan kontrast k zvezdam spektralnega razreda O, ki so vroče več tisoč °K, in meri do 1.000°K. Lahko ustvarijo zapletene molekule, v njihovem spektru so evidentirane močne črte metana.
Zvezd spektralnega razreda T in L bi lahko bile pogostejše kot zvezde vseh drugih spektralnih razredov (razen spektralnega razreda M) skupaj, če so rezultati raziskave točni. Od študij protoplidov (protoplanetarnih diskov, skupkov plinov v meglicah, kjer se rojevajo zvezde in zvezdni sistemi) bi bilo število zvezd v galaksiji več magnitud večjih od tistih, ki jih poznamo. Domnevajo, da so ti protiplidi pravzaprav v konkurenci drug z drugim. Prvi postane protozvezda, ki so zelo agresivni objekti in uničijo drugo protoplide v sosedstvu, in jim kradejo njihov plin. Protoplidi, ki so žrtvovani, ponavadi postanejo zvezde glavne veje ali pa se rodijo kot zvezde spektralni razred L in T, ki so popolnoma nevidno nam. Ker živijo zelo dolgo (nobena zvezda pod 0.8 Sončnih mas še ni umrla v zgodovini galaksije) se te majhne zvezde čez čas pojavijo in razkrijejo.
Zvezde spektralnega razreda R in N so ogljikove zvezde (rdeče orjakinje, za katere astronomi mislijo, da so dosegle konec njihovega razvoja), ki potekajo vzporedno z običajno klasifikacijo, če poenostavljeno (grobo) rečemo od sredine razreda G do poznega spektralnega razreda M. Te po tej pretvorbi sovpadajo v razred združenih ogljikovih zvezd C, ki se z N0 začno pri približno C6.
Zvezde spektralnega razreda '''S''' imajo črte cirkonijevega oksida (ZrO) redkeje kot titanijevega oksida (TiO), in so med razredoma M in ogljikovimi zvezdami. Zvezde spektralnega razreda S imajo skoraj enako (bogato) količino ogljika in kisika, in oba elementa sta, skoraj popolnoma zajeta v molekulah ogljikovega oksida (CO). Za zvezde, ki so dovolj hladne, da CO tvori zajeti vse elemente, ki so manj pogosti, iz tega sledi v "preostanku kisika" na zvezdah niza glavne veje, "preostali ogljik" na C nizu, in "preostanek ničesar " na S nizu.
Dejansko pa je vez med temi zvezdami in tradicionalnimi zvezdami glavne veje predlaga redkeje veliko izobilje ogljika in bodo, če bodo popolnoma raziskani dali novo dimenzijio (razsežnost) k sistemu zvezdne klasifikacije.
Končno, zvezde spektralnega razreda D včasih uporabljajo za oznako belih pritlikavk, ki je najpogostejši konec običajnih zvezd.
 
--[[Uporabnik:Edmoon|Edmoon]] 08:36, 29 mar. 2005 (CEST)
[[Category:Astronomija]]