Spektralna razvrstitev zvezd
Iz Wikipedije, proste enciklopedije
Spektrálna razvrstítev zvézd je v astronomiji razvrstitev zvezd po njihovem spektru (po črtah elementov, ki jih absorbirajo, njihovi fotosferski temperaturi (oziroma efektivni temperaturi) in še po drugih lastnostih). Posledično je razdeljena še v nadaljnje podrazrede. Temperature zvezd so razvrščene s pomočjo Wienovega zakona premika. Ta postopek ne velja za zelo oddaljene zvezde. Spektroskopija zvezd ponuja možnost razvrstitve na podlagi absorpcijskih črt; posebnih absorpcijskih črt, ki jih lahko opazujemo le v določenem temperaturnem razponu, zaradi tega, ker so vključeni le nivoji atomske energije. Zgodnji osnutki (iz 19. stoletja) razporeditve zvezd od razreda A do P so izvor vseh današnjih razredov, ki se uporabljajo v utečeni praksi. Obstaja sedem glavnih spektralnih razredov zvezd. Če jih razporedimo po naraščajoči efektivni temperaturi površin: O, B, A, F, G, K, in M. Zvezde razreda O in B so zelo redke, a zelo svetle; zvezde razreda M so pogoste, a medle.
Obstajajo različne spektralne razvrstitve zvezd, razporejene od razreda O, ki so zelo velike in svetle, do razreda M, ki je pogosto velik le toliko, da steče fuzija vodika v helij. Preprosta mnemotehnika v angleščini za lažje pomnjenje je: »Oh Be A Fine Girl, Kiss Me.« (kar v prevodu pomeni: »Bodi pridno dekle, poljubi me.«) Obstaja še veliko drugih mnemotehnik za razvrstitev zvezd. Vsaka črka ima 9 podrazredov. Naše Sonce je zvezda razreda G2, kar je zelo blizu povprečju znanih zvezd, ki jih lahko opazujemo. Večino zvezd zajema glavni niz, opis, ki temelji na absolutnem izsevu zvezd in na njihovem spektralnemu razredu. Sonce je prototipna zvezda (ne zaradi tega, ker bi bila kakorkoli posebna, ampak zaradi dejstva, da nam je najbližja in je najbolje raziskana od zvezd, ki jih poznamo). Večina značajskih potez drugih zvezd je podana v enotah, ki temeljijo na lastnostnih Sonca. Npr. Sončeva masa je:
Mase drugih zvezd so zajete v izrazu Sončeve mase.
Vsebina |
[uredi] Morgan-Keenanova spektralna razvrstitev
To je spektralna razvrstitev zvezd, ki je najpogosteje v uporabi. Razredi so razporejeni od najbolj vročega do najhladnejšega, in so:
| Razred | Temperatura | Barva zvezde |
|---|---|---|
| O | 30.000 - 60.000 K | modra |
| B | 10.000 - 30.000 K | modrobela |
| A | 7.500 - 10.000 K | bela |
| F | 6.000 - 7.500 K | rumenobela |
| G | 5.000 - 6.000 K | rumena (kot Sonce) |
| K | 3.500 - 5.000 K | rumenooranžna |
| M | 2.000 - 3.500 K | rdeča |
Hertzsprung-Russllov diagram kaže zvezo med absolutnim izsevom in površinsko temperaturo (iz njega lahko razberemo tudi velikost zvezde in njeno maso). Temu bi morali dodati, da so barve teh zvezd v astronomiji tradicionalne, dejansko opisujejo svetlobo, ki jo absorbira atmosfera. Sonce dejansko ni rumena zvezda, a ima temperaturo črnega telesa pri 5780°K; to je bela brez sledov rumene, za kar se včasih uporablja izraz standardna bela.
Razlog za to razvrstitev črk je zgodovinski. Ko so ljudje začeli razporejati in primerjati spektre zvezd, so zapisali, da imajo zvezde po moči zelo različne vodikove spektralne črte, in so tako razporedili zvezde po moči vodikovih črt Balmerjeve serije od A (črte so najmočnejše) do Q (najšibkejše). Druge črte nevtralnih in ioniziranih vrst pridejo pri tem v poštev (kalcijeve črte H in K, natrijeve črte D itd.). Pozneje so ugotovili, da se nekateri razredi dejansko podvajajo in so jih kasneje opustili. Veliko kasneje so odkrili, da je moč vodikove črte povezana s površinsko temperaturo zvezde. Osnovno delo so opravila »dekleta« Observatorija Harvardovega koledža (Harvard Colllege Observatory (HCO)), sprva Annie Jump Cannon (1863-1941) v 1900. in Antonia Maury, na osnovi dela Williamine Fleming. Te razrede so kasneje razdelili še v devet podrazredov z arabskimi številkami (0-9). A0 označuje najbolj vroče zvezde razreda A in A9 označuje najhladnejše. Za Sonce so ugotovili, da pripada razredu G2.
