Ѕвездена класификација

Од Википедија — слободната енциклопедија
Прејди на: содржини, барај

Во астрономијата, ѕвездената класификација е класификација на ѕвездите врз основа на температурата на фотосферата и нејзиното поврзување со спектралните карактеристики.

Спектрален тип[уреди]

Оваа класификација на сликата ги објаснува ѕвездите преку бојата која е многу блиску до онаа што ја гледа човечкото око. Проценките за ѕвездите „џуџиња“ се релативни.

Спектрална класификација Морган-Кинан

Класа O[уреди]

Ѕвездите од класата O се многу врели и многу светли, со плава боја. Всушност, повеќето од нив зрачат ултравиолетово. Ова се најретки ѕвезди, и се смета дека на секои три милиони ѕвезди доаѓа една ѕвезда од класата O.[nb 1][1]

Примери: Zeta Orionis, Zeta Puppis, Lambda Orionis, Delta Orionis

Класа B[уреди]

Ѕвездите од класата B се изразено светли и плави. Нивниот спектар содржи неутрален хелиум. Ова се моќни ѕвезди кои постојат кратко време, па според тоа не се оддалечуваат многу од местото каде што настанале. Овие ѕвезди имаат тенденција да се соберат во заедничко јато, и да се спојат со џиновски молекуларен облак. Се смета дека една од 800 ѕвезди припаѓа на класата B stars.[nb 1][1].

Примери: Ригел, Спица, сјајното ѕвездено јато Плејади

Класа A[уреди]

Ѕвездите од класата A се меѓу најобичните ѕвезди што може да ги види човечкото око, а по боја се бели или плаво-бели. Содржат силни водородни линии, а исто така и линии на јонизиран метал (Fe II, Mg II, Si II). Присуството на линии од Ca II е забележливо. Се смета дека една на секои 160 ѕвезди е од класата A.[nb 1][1]

Примери: Вега, Сириус, Денеб

Класа F[уреди]

Ѕвездите од класа F имаат силни линии од Ca II. Неутралните метали (Fe I, Cr I) започнуваат да се претвораат во линии на јонизиран метал. Нивната боја е бела. Се смета дека на секои 33 ѕвезди, една е од класата F.[nb 1][1]

Примери: Arrakis, Canopus, Procyon

Забелешки[уреди]

  1. 1,0 1,1 1,2 1,3 These proportions are fractions of stars brighter than absolute magnitude 16; lowering this limit will render earlier types even rarer while generally adding only to the M class.

Ѕвездите од класа G се веројатно најпознатите за нас, најглавно бидејки нашето сонце е во оваа класа. Околу 1 во 13 од главните последователни ѕвезди од нашите “комшиски“ соларни системи се ѕвезди од класата G. Тие имаат послаби водородни обвивки од класата F, но заедно со јонизираните метали, тие имаат неутрални метали. Супергигантските ѕвезди најчесто варираат меѓу О и Б (сини) или К и М (црвени) класи. Додека тие го прават ова, не остануваат за долго во Г класификацијата бидејќи е екстремно нестабилно за еден супергигант од ѕвезда да биде таму.

Харвардска спектрална класификација[уреди]

The Harvard classification system is a one-dimensional classification scheme using single letters of the alphabet, optionally with numeric subdivisions, to group stars according to their spectral characteristics. Main-sequence stars vary in surface temperature from approximately 2.000 to 50.000 K, whereas more-evolved stars can have temperatures above 100.000 K. Physically, the classes indicate the temperature of the star's atmosphere and are normally listed from hottest to coldest, as is done in the following table.

Класа Делотворна температура[2][3][4] Обичајо опишана боја Вистинска привидна боја[5][6][7] Маса[2][8]
(сончеви маси)
Полупречник[2][8]
(сончеви полупречници)
Сјајност[2][8]
(болометриска)
Водородни
линии
Застапеност во
главнонизните ѕвезди[1]
O ≥ 30.000 K сина сина ≥ 16 M ≥ 6,6 R ≥ 30.000 L слаби ~0,00003%
B 10.000–30.000 K синобела темна синобела 2,1–16 M 1,8–6,6 R 25–30.000 L средни 0,13%
A 7.500–10.000 K бела синобела 1,4–2,1 M 1,4–1,8 R 5–25 L изразени 0,6%
F 6.000–7.500 K жолтобела бела 1,04–1,4 M 1,15–1,4 R 1,5–5 L средни 3%
G 5.200–6.000 K жолта жолтеникава бела 0,8–1,04 M 0,96–1,15 R 0,6–1,5 L слаби 7,6%
K 3.700–5.200 K портокалова бледа жолтопортокалова 0,45–0,8 M 0,7–0,96 R 0,08–0,6 L многу слаби 12.1%
M 2.400–3.700 K црвена светла портокаловоцрвена 0,08–0.45 M ≤ 0,7 R ≤ 0,08 L многу слаби 76,45%
L 1.300–2.400 K црвенокафеава гримизна 0,005–0,08 M 0,08–0,15 R 0,00005–0,001 L крајно слаби
T 500–1.300 K кафеава магента[9][10] 0,001–0,07 M 0,08–0,14 R 0,000001–0,00005 L крајно слаби
Y ≤ 500 K темнокафеава црна 0,0005–0,02 M 0,08–0,14 R 0,0000001–0,000001 L крајно слаби

Наводи[уреди]

  1. 1,0 1,1 1,2 1,3 1,4 Glenn LeDrew; The Real Starry Sky, Journal of the Royal Astronomical Society of Canada, Vol. 95, No. 1 (whole No. 686, February 2001), pp. 32–33. Note: Table 2 has an error and so this article will use 824 as the assumed correct total of main sequence stars
  2. 2,0 2,1 2,2 2,3 Tables VII, VIII, Empirical bolometric corrections for the main-sequence, G. M. H. J. Habets and J. R. W. Heinze, Astronomy and Astrophysics Supplement Series 46 (November 1981), pp. 193–237, Bibcode1981A&AS...46..193H. Luminosities are derived from Mbol figures, using Mbol(☉)=4.75.
  3. T. J. Dupuy & A. L. Kraus; Kraus (2013). „Distances, Luminosities, and Temperatures of the Coldest Known Substellar Objects“. „Science“ published online 5 September 2013 (6153): 1492–1495. doi:10.1126/science.1241917. Bibcode2013arXiv1309.1422D. 
  4. Carsten Weidner; Jorick Vink (2010). „The masses, and the mass discrepancy of O-type stars“. „arXiv:1010.2204v1 [astro-ph.SR]“. 
  5. The Guinness book of astronomy facts & feats, Patrick Moore, 1992, 0-900424-76-1
  6. „The Colour of Stars“. Australia Telescope Outreach and Education. 21 декември 2004. http://outreach.atnf.csiro.au/education/senior/astrophysics/photometry_colour.html. конс. 26 септември 2007.  — Explains the reason for the difference in color perception.
  7. Charity, Mitchell. „What color are the stars?“. http://www.vendian.org/mncharity/dir3/starcolor/. конс. 13 мај 2006. 
  8. 8,0 8,1 8,2 Baraffe, Chabrier, Barman, Allard & Hauschildt; Chabrier; Barman; Allard; Hauschildt (2003). „Evolutionary models for cool brown dwarfs and extrasolar giant planets. The case of HD 209458“. „Astronomy and Astrophysics“ 402 (2): 701. doi:10.1051/0004-6361:20030252. Bibcode2003A&A...402..701B. 
  9. Dr. J. Davy Kirkpatrick and Dr. Robert Hurt, Infrared Processing and Analysis Center. "An Artist's View of Brown Dwarf Types".
  10. Burrows et al. The theory of brown dwarfs and extrasolar giant planets. Reviews of Modern Physics 2001; 73: 719–65

Надворешни врски[уреди]