La classificazione a stelle | Terra, sistema solare ed universo.

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Ha iniziato la fotografica lo studio degli spettri stellari nel 1885 l'astronomo Edward Pickering all'Harvard College Observatory e il suo collega Annie J. Cannon si concluse. Questa ricerca ha portato alla scoperta che gli spettri delle stelle sono disposti in una sequenza continua, a seconda dell'intensità di alcune linee di assorbimento. Le osservazioni forniscono dati di Evo delle stelle diverse, come pure il loro grado di sviluppo.
Le varie fasi della sequenza degli spettri, designato dalle lettere O, B, A, F, G, K e M, permettono una completa di tutti i tipi di valutazione a stelle. Pedici 0 a 9 sono usati per indicare il modello di ereditarietà, all'interno di ciascuna classe.
Classe o: Linee di elio, ossigeno e azoto, oltre l'idrogeno. Molto caldo stelle e include entrambi linea brillante visualizzando di idrogeno ed elio spettri mostrano linee scure degli elementi stessi.
Classe b: Elio linee raggiungono la massima intensità al ramo B2 e gradualmente pallido in suddivisioni più elevati. L'intensità delle righe dell'idrogeno aumenta costantemente in tutte le suddivisioni. Questo gruppo è rappresentato dalla stella Epsilon Orionis.
Classe r: Questo include le stelle cosiddette di idrogeno spettri dominati da linee di assorbimento di idrogeno. Una tipica stella di questo gruppo è siriana.
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Classe f: In questo gruppo includono le cosiddette righe H e K del calcio e le caratteristiche delle linee di idrogeno. Una stella notevole in questa categoria è Delta Aquilae.
Classe g: Esso include star con forti linee H e K del calcio e meno linee di idrogeno forte. Sono presenti anche gli spettri di molti metalli, specialmente del ferro. Il sole appartiene a questo gruppo, e cioè perché le stelle G sono chiamate "stelle di tipo solare".
Classe k: Stelle che hanno forti linee di calcio e gli altri che indicano la presenza di altri metalli. Questo gruppo è caratterizzato da Arthur.
Classe M; Spettri dominati da bande che indicano la presenza di ossidi metallici, soprattutto quelli di ossido di titanio. All'estremità viola dello spettro è meno intenso le stelle K. Lo Stella Betelgeuse è tipico di questo gruppo.

Dimensioni e luminosità delle stelle

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Le stelle più grandi conosciute sono la canterell, con un diametro di circa 400 volte più grande del sole, mentre le stelle conosciute come "nane bianche" possono avere diametri di solo un centesimo del sole. Tuttavia, stelle giganti tendono ad essere diffuso e possono avere una massa più grande appena circa 40 volte quella del sole, mentre le nane bianche sono molto densi, nonostante le sue piccole dimensioni.
Ci possono essere stelle con una massa di 1.000 volte più del sole, grande e piccola scala, palle di gas caldo troppo piccole per innescare reazioni nucleari. Un oggetto che potrebbe essere tale (una nana bruna) è stato osservato per la prima volta nel 1987 e da allora gli altri sono stati rilevati.
La luminosità delle stelle è descritta in termini di grandezza. Le stelle più brillanti possono essere fino a 1.000.000 volte più luminose del sole; Nane bianche sono circa 1.000 volte meno luminose.
Le classi stabilite da Annie Jump Cannon sono identificate da colori:
-Blu, come mi Cephei stelle
-Bianco-blu, come la stella Spica
-Colore bianco, come la stella Vega
-Bianco-giallo il colore, come la stella Procion
-Colore giallo, come il sole
-Arancione, come Arcturus
-Colore rosso, come lo Stella Betelgeuse.
Spesso le stelle sono denominate utilizzando il riferimento alla loro dimensione e il loro colore: giganti rosse, nane bianche,...

Traduzione per scopi didattici autorizzati da: Astronomía: Tierra, Sistema Solar y Universo