Universum

Tärnireiting

Tärnireiting

Tähespektrite fotouuringud algatas 1885. aastal Harvardi kolledži observatooriumis astronoom Edward Pickering ja selle lõpetas tema kolleeg Annie J. Cannon.

See uurimus viis avastusele, et tähed Need on paigutatud pidevas järjestuses, sõltuvalt teatud neeldumisjoonte intensiivsusest. Vaatlused annavad andmeid erinevate tähtede vanuse ja nende arenguastme kohta.

Spektrite jada erinevad astmed, mis on tähistatud tähtedega O, B, A, F, G, K ja M, võimaldavad igat tüüpi tähti täielikult klassifitseerida. Alajaotusi 0 kuni 9 kasutatakse mudelis olevate järjestuste tähistamiseks igas klassis.

O-klass: Heelium-, hapniku- ja lämmastikuühendid, lisaks vesinikuaatomitele. See koosneb väga kuumadest tähtedest ja hõlmab nii neid, mis näitavad vesiniku ja heeliumi heleda joone spektrit, kui ka neid, mis näitavad samade elementide tumedaid jooni.

B-klass: Heeliumijooned saavutavad maksimaalse intensiivsuse alamrajoonis B2 ja järk-järgult kahvatuvad kõrgemates alarajoonides. Vesinikujoonte intensiivsus suureneb stabiilselt kõigis alajaotistes. Seda rühma esindab staar Epsilon Orionis.

A-klass: See hõlmab niinimetatud vesiniku tähti, mille spektris domineerivad vesiniku neeldumisjooned. Selle grupi tüüpiline täht on Sirius, mis ilmub eelmisel fotol.

Klass F: Selles rühmas paistavad silma nn kaltsiumi H ja K jooned ning vesinikule iseloomulikud jooned. F-klassi silmapaistev täht on Delta Aquilae.

G klass: See koosneb tähtedest, millel on tugevad kaltsiumi H ja K jooned ning vähem tugevad vesiniku jooned. Samuti on kohal paljude metallide, eriti raua spektrid. Päike kuulub sellesse rühma ja seetõttu nimetatakse G-tähti "päikesetüüpi tähtedeks".

K klass: Tärnid, millel on tugevad kaltsiumijooned, ja teised, mis näitavad teiste metallide olemasolu. Seda rühma iseloomustab Arturo.

M klass; Spektrid, milles domineerivad ribad, mis näitavad metalloksiidide, eriti titaanoksiidi olemasolu. Spektri violetne ots on vähem intensiivne kui tähtedel K. Täht Betelgeuse on sellele rühmale tüüpiline.

Tähtede suurus ja heledus

Suurimad teadaolevad tähed on superaugud, mille läbimõõt on Päikesest umbes 400 korda suurem, samas kui valgete kääbustena tuntud tähtede läbimõõt võib olla vaid üks sajandik Päikesest. Kuid hiiglaslikud tähed on tavaliselt nad on hajusad ja nende mass võib olla vaevalt 40 korda suurem kui Päikese mass, samas kui valged kääbused on nende väiksusest hoolimata väga tihedad.

Võib esineda tähti, mille mass on Päikesest 1000 korda suurem, ja väiksema skaala korral on kuuma gaasi kuulid tuumareaktsioonide käivitamiseks liiga väikesed. Seda tüüpi eset (pruun kääbus) täheldati esmakordselt 1987. aastal ja sellest ajast alates on teisi avastatud.

Tähtede heledust kirjeldatakse suuruse järgi. Heledamad tähed võivad olla Päikesest kuni 1 000 000 korda heledamad; Valged kääbused on umbes 1000 korda vähem heledad.

Klassi asutatud klassid Annie hüppekahur Neid identifitseeritakse värvidega:

- sinine värv, nagu täht I Cephei
- Valge-sinine värv, nagu Spica täht
- Valge värv, nagu täht Vega
- valge-kollane värv, nagu Proción
- kollane värv, nagu päike
- Oranž värv, nagu Arcturus
- Punane värv, nagu täht Betelgeuse.

Sageli nimetatakse tähti tähtede järgi nende suuruse ja värvi järgi: valged kääbused, punased hiiglased, ...

◄ EelmineJärgmine ►
Universumi tähedNähtavad tähed A-L