Klasyfikacja gwiazd

Harwardzka klasyfikacja spektralna

System klasyfikacji harwardzkiej jest jednowymiarowym schematem klasyfikacji. Gwiazdy różnią się temperaturą powierzchni w zakresie od około 2 000 do 40 000 kelwinów. Z fizycznego punktu widzenia, klasy wskazują temperaturę atmosfery gwiazdy i są zwykle uszeregowane od najgorętszej do najzimniejszej, jak to ma miejsce w poniższej tabeli:

Uwaga: Konwencjonalne opisy kolorów opisują tylko szczyt widma gwiazdowego. Jednak rzeczywiste kolory widoczne dla oka są jaśniejsze od konwencjonalnych opisów kolorów.

Klasa	Temperatura powierzchni (kelwin)	Opis kolorów konwencjonalnych	Rzeczywisty kolor pozorny	Masa (masy słoneczne)	Promień (promienie słoneczne)	Luminosity (bolometryczna)	Hydrogenlines	Ułamek wszystkich gwiazd ciągu głównego
O	≥ 33,000 K	niebieski	niebieski	≥ 16 M☉	≥ 6.6 R☉	≥ 30,000 L☉	Słaba strona	~0.00003%
B	10,000–33,000 K	błękitno-biały	głęboki błękit biel	2.1–16 M☉	1.8–6.6 R☉	25–30,000 L☉	Średni	0.13%
A	7,500–10,000 K	biały	błękitno-biały	1.4–2.1 M☉	1.4–1.8 R☉	5–25 L☉	Mocny	0.6%
F	6,000–7,500 K	żółć biel	biały	1.04–1.4 M☉	1.15–1.4 R☉	1.5–5 L☉	Średni	3%
G	5,200–6,000 K	żółty	żółtawobiały	0.8–1.04 M☉	0.96–1.15 R☉	0.6–1.5 L☉	Słaba strona	7.6%
K	3,700–5,200 K	pomarańczowy	bladożółty pomarańczowy	0.45–0.8 M☉	0.7–0.96 R☉	0.08–0.6 L☉	Bardzo słaby	12.1%
M	2,000–3,700 K	czerwony	jasny pomarańczowy czerwony	≤ 0.45 M☉	≤ 0.7 R☉	≤ 0.08 L☉	Bardzo słaby	76.45%
R	1,300–2,000 K	red[]	red[]	Nieznany	Nieznany	Nieznany	Bardzo słaby	Nieznany
N	1,300–2,000 K	red[]	red[]	Nieznany	Nieznany	Nieznany	Bardzo słaby	Nieznany
S	1,300–2,000 K	red[]	red[]	Nieznany	Nieznany	Nieznany	Bardzo słaby	Nieznany

Masa, promień i jasność podane dla każdej klasy są odpowiednie tylko dla gwiazd w głównej sekwencji ich życia, a więc nie są odpowiednie dla czerwonych olbrzymów. Klasy widmowe od O do M są podzielone za pomocą cyfr arabskich (0-9). Na przykład, A0 oznacza najgorętsze gwiazdy w klasie A, a A9 najchłodniejsze. Słońce jest sklasyfikowane jako G2.

Diagram Hertzsprunga-Russella jest częściej używany w astronomii, ponieważ wiąże on trzy ważne zmienne: wielkość absolutną, jasność i temperaturę powierzchni. Jest on tak samo ważny dla astronomii, jak układ okresowy dla chemii.

Kolory konwencjonalne i pozorne

Konwencjonalne opisy kolorów są tradycyjne w astronomii i przedstawiają kolory w stosunku do średniego koloru gwiazdy klasy A, która jest uważana za białą. Opisy kolorów pozornych są tym, co obserwator zobaczyłby próbując opisać gwiazdy pod ciemnym niebem bez pomocy wzroku lub przy pomocy lornetki.

Samo Słońce jest białe, choć czasami nazywane jest żółtą gwiazdą. Jest to naturalna konsekwencja ewolucji ludzkich zmysłów optycznych: krzywa odpowiedzi, która maksymalizuje ogólną skuteczność w walce z oświetleniem słonecznym, z definicji będzie postrzegać Słońce jako białe, choć istnieją pewne subiektywne różnice pomiędzy obserwatorami.

Klasyfikacja gwiazd od O do M.


Diagram Hertzsprunga-Russella wiąże klasyfikację gwiazd z wielkością absolutną, jasnością i temperaturą powierzchni.

Harwardzka klasyfikacja spektralna

System klasyfikacji harwardzkiej jest jednowymiarowym schematem klasyfikacji. Gwiazdy różnią się temperaturą powierzchni w zakresie od około 2 000 do 40 000 kelwinów. Z fizycznego punktu widzenia, klasy wskazują temperaturę atmosfery gwiazdy i są zwykle uszeregowane od najgorętszej do najzimniejszej, jak to ma miejsce w poniższej tabeli:

Uwaga: Konwencjonalne opisy kolorów opisują tylko szczyt widma gwiazdowego. Jednak rzeczywiste kolory widoczne dla oka są jaśniejsze od konwencjonalnych opisów kolorów.

Klasa	Temperatura powierzchni (kelwin)	Opis kolorów konwencjonalnych	Rzeczywisty kolor pozorny	Masa (masy słoneczne)	Promień (promienie słoneczne)	Luminosity (bolometryczna)	Hydrogenlines	Ułamek wszystkich gwiazd ciągu głównego
O	≥ 33,000 K	niebieski	niebieski	≥ 16 M☉	≥ 6.6 R☉	≥ 30,000 L☉	Słaba strona	~0.00003%
B	10,000–33,000 K	błękitno-biały	głęboki błękit biel	2.1–16 M☉	1.8–6.6 R☉	25–30,000 L☉	Średni	0.13%
A	7,500–10,000 K	biały	błękitno-biały	1.4–2.1 M☉	1.4–1.8 R☉	5–25 L☉	Mocny	0.6%
F	6,000–7,500 K	żółć biel	biały	1.04–1.4 M☉	1.15–1.4 R☉	1.5–5 L☉	Średni	3%
G	5,200–6,000 K	żółty	żółtawobiały	0.8–1.04 M☉	0.96–1.15 R☉	0.6–1.5 L☉	Słaba strona	7.6%
K	3,700–5,200 K	pomarańczowy	bladożółty pomarańczowy	0.45–0.8 M☉	0.7–0.96 R☉	0.08–0.6 L☉	Bardzo słaby	12.1%
M	2,000–3,700 K	czerwony	jasny pomarańczowy czerwony	≤ 0.45 M☉	≤ 0.7 R☉	≤ 0.08 L☉	Bardzo słaby	76.45%
R	1,300–2,000 K	red[]	red[]	Nieznany	Nieznany	Nieznany	Bardzo słaby	Nieznany
N	1,300–2,000 K	red[]	red[]	Nieznany	Nieznany	Nieznany	Bardzo słaby	Nieznany
S	1,300–2,000 K	red[]	red[]	Nieznany	Nieznany	Nieznany	Bardzo słaby	Nieznany

Masa, promień i jasność podane dla każdej klasy są odpowiednie tylko dla gwiazd w głównej sekwencji ich życia, a więc nie są odpowiednie dla czerwonych olbrzymów. Klasy widmowe od O do M są podzielone za pomocą cyfr arabskich (0-9). Na przykład, A0 oznacza najgorętsze gwiazdy w klasie A, a A9 najchłodniejsze. Słońce jest sklasyfikowane jako G2.

Diagram Hertzsprunga-Russella jest częściej używany w astronomii, ponieważ wiąże on trzy ważne zmienne: wielkość absolutną, jasność i temperaturę powierzchni. Jest on tak samo ważny dla astronomii, jak układ okresowy dla chemii.

Kolory konwencjonalne i pozorne

Konwencjonalne opisy kolorów są tradycyjne w astronomii i przedstawiają kolory w stosunku do średniego koloru gwiazdy klasy A, która jest uważana za białą. Opisy kolorów pozornych są tym, co obserwator zobaczyłby próbując opisać gwiazdy pod ciemnym niebem bez pomocy wzroku lub przy pomocy lornetki.

Samo Słońce jest białe, choć czasami nazywane jest żółtą gwiazdą. Jest to naturalna konsekwencja ewolucji ludzkich zmysłów optycznych: krzywa odpowiedzi, która maksymalizuje ogólną skuteczność w walce z oświetleniem słonecznym, z definicji będzie postrzegać Słońce jako białe, choć istnieją pewne subiektywne różnice pomiędzy obserwatorami.

Klasyfikacja gwiazd od O do M.


Diagram Hertzsprunga-Russella wiąże klasyfikację gwiazd z wielkością absolutną, jasnością i temperaturą powierzchni.

Powiązane strony

• Diagram Hertzsprunga-Russella

Powiązane strony

• Wykres Hertzsprunga-Russella