Univers

Stjernevurdering

Stjernevurdering

Den fotografiske undersøgelse af stjernespektre blev indledt i 1885 af astronom Edward Pickering ved Harvard College-observatorium og afsluttet af hans kollega Annie J. Cannon.

Denne undersøgelse førte til opdagelsen af, at spektre for stjerner De er arrangeret i en kontinuerlig sekvens, afhængigt af intensiteten af ​​visse absorptionslinjer. Observationerne giver data om de forskellige stjerners aldre samt deres udviklingsgrader.

De forskellige trin i sekvensen af ​​spektrene, der er betegnet med bogstaverne O, B, A, F, G, K og M, tillader en komplet klassificering af alle typer stjerner. Abonnement 0 til 9 bruges til at indikere sekvenserne i modellen inden for hver klasse.

Klasse O: Helium-, ilt- og nitrogenledninger ud over brint. Det omfatter meget varme stjerner og inkluderer både dem, der viser lyse linjespektre af brint og helium, og dem, der viser mørke linjer af de samme elementer.

Klasse B: Helium-linjer når maksimal intensitet i underafsnit B2 og er gradvis bleg i højere underafdelinger. Brintlinjernes intensitet stiger støt i alle underafdelinger. Denne gruppe er repræsenteret af stjernen Epsilon Orionis.

Klasse A: Det inkluderer de såkaldte brintstjerner med spektre domineret af brintabsorptionslinjerne. En typisk stjerne i denne gruppe er Sirius, der vises på det forrige foto.

Klasse F: I denne gruppe skiller de såkaldte calcium H- og K-linjer og de brintkarakteristiske linjer sig ud. Delta Aquilae er en markant stjerne i klasse F.

G klasse: Det består af stjerner med stærke calcium-H- og K-linjer og mindre stærke brintlinjer. Spektraerne i mange metaller er også til stede, især af jern. Solen hører til denne gruppe, og derfor kaldes G-stjernerne "soltype stjerner".

K-klasse: Stjerner, der har stærke calciumlinjer og andre, der indikerer tilstedeværelsen af ​​andre metaller. Denne gruppe er typificeret af Arturo.

M klasse; Spektra domineret af bånd, der viser tilstedeværelsen af ​​metaloxider, især titaniumoxid. Spektrets violette ende er mindre intens end stjernerne K. Stjernen Betelgeuse er typisk for denne gruppe.

Stjernestørrelse og lysstyrke

De største kendte stjerner er supergiganterne, med diametre ca. 400 gange større end Solen, mens stjernerne, der er kendt som "hvide dværge", kan have diametre på kun en hundredeedel af solen. Gigantiske stjerner normalt de er diffuse og kan have en masse næsten 40 gange større end Solens, mens hvide dværge er meget tæt på trods af deres lille størrelse.

Der kan være stjerner med en masse, der er 1.000 gange større end Solens, og i mindre skala, varme kugler, der er for små til at udløse atomreaktioner. Et objekt, der kunne være af denne type (en brun dværg), blev først observeret i 1987, og siden er andre blevet fundet.

Stjernens lysstyrke er beskrevet med hensyn til størrelsen. De lyseste stjerner kan være op til 1.000.000 gange lysere end Solen; Hvide dværge er omkring 1.000 gange mindre lyse.

De klasser, der er oprettet af Annie Jump Cannon De identificeres med farver:

- Blå farve, som stjernen I Cephei
- Hvidblå farve, som Spica-stjernen
- Hvid farve, som stjernen Vega
- Hvidgul farve som Proción
- Gul farve, ligesom solen
- Orange farve, ligesom Arcturus
- Rød farve, som stjernen Betelgeuse.

Ofte kaldes stjernerne ved hjælp af henvisningen til deres størrelse og farve: hvide dværge, røde giganter, ...

◄ ForrigeNæste ►
Stjerner af universetSynlige stjerner A-L