Csillagászati színképosztályozás
A Wikipédiából, a szabad lexikonból.
A csillagászati színképosztályozás alatt (szűkebb értelemben) a csillagok - spektrális tulajdonságaik alapján történő - színképosztályokba való sorolását értjük. A csillagok színképtípusokba és luminozitási osztályokba való besorolásuk segítségével modelleket állíthatunk fel a csillagok fejlődésére. A modellek és a kísérleti eredmények összevetésével lehetőségünk van a csillagok fizikai elméletének gyakorlattal való összehasonlítására, például olyan állapothatározók, mint a hőmérséklet, felszíni gravitáció fémtartalom modell alapján való becslésére, valamint új modellek kidolgozására is.
A csillagok színképében többnyire elnyelési vonalakat figyelhetünk meg, mivel a fényt kibocsátó fotoszféra fölött helyezkedik el a csillagok igen ritka légköre. Így a légkör és a csillagok külső régióikat alkotó elemek nyomvonalai rárakódnak a felszín eredetileg folytonos spektrumára, hasonlóan Wollaston lángfestési kísérletének eredményéhez.
A csillagok színképében felismert vonalak helyzetét sokáig kézzel rögzítették, majd ezt követően a kémiai elemek - laboratóriumi kísérletek során kapott - emissziós vonalaival próbálták azonosítani. E módszer különösen eredményesnek mutatkozott a napkutatás terén is; így fedezte fel 1868-ban Janssen és Lockyer egymástól függetlenül a Földön addig ki nem mutatott hélium (Helios=Nap görögül) jelenlétét a Nap légkörében. A kémiai analízis ezen módja lehetővé tette a csillagokat felépítő kémiai elemek meghatározását (ezek 99%-át H -és He teszi ki, a maradék 1 %-ot a héliumnál nehezebb elemek, elsősorban C, N, O alkotják, melyeket a csillagászatban fémeknek szokás nevezni!), és ezen túlmenően a csillagok színképosztályokba való sorolását (latin eredetű kifejezéssel: spektrálklasszifikáció).
[szerkesztés] Az első spektrálklasszifikációs rendszer
Az első spektrálklasszifikációs rendszert Secchi dolgozta ki 1863-ban. E rendszer alapján 3 csoportot különböztetett meg a csillagok felszíni hőmérsékletének csökkenő sorrendje szerint. Ezt kibővítve készült el az 1900-as években a ma használatos, Harvard-féle spektrálklasszifikációs rendszer Pickering, Maury és Cannon csillagászok kutatásainak eredményeképpen. Ez tulajdonképpen egy empírikus osztályozáson alapul: minden színképosztályhoz megadott felületi hőmérsékletet és az abszorpciós spektrumvonalak meghatározott rendszerét rendeli hozzá. A csillagokat felületi hőmérsékletük csökkenő sorrendjében 7 fő- (O, B, A, F, G, K, M) ill. 3 mellékosztályba R, N, S soroljuk. Az O színképtípusú csillagok a forró, kék csillagok, az M színképtípusúak pedig a hideg, vörös csillagok lettek. Később, a finomabb besorolás kedvéért, a színképosztályokon belül még 0-9-ig terjedős alosztályokat vezettek be; kivétel az O típus, ahol az osztályozás O5-tel kezdődik. Henry Draper katalógusa szerint a 8 m-nál fényesebb csillagok 99, 78 %-a az O, B, A, F, G, K, M 0, 17 % O típusú, és 0, 05 % az R, N, S színképosztályba tartozik. Ez a sorrend összhangban van a csillagok színképében található legfontosabb színképvonalak intenzitásaival:
- a hidrogén Balmer-sorozata
- az ionizált hélium és az ionizált vas vonalai
- a kálium abszorpciós vonala (393.3 nm)
- az ún G-sáv (CH molekula)
- a semleges kalcium 422,7 nm-es vonala
- 431 nm körüli fémvonalak
- A TiO molekula sávjai
Példaként felsoroljuk a fősorozati csillagok különböző színképosztályaihoz tartozó fizikai adatait (a HRD alapján).
| Osztály | Hőmérséklet (K) | A csillag színe | Spektrális jellemzők | Tömeg | Sugár | Luminozitás | Példa |
|---|---|---|---|---|---|---|---|
| O | 30 000 - 60 000 | Kék | erős He I és He II abszorpciós vonalak | 60 | 15 | 1 400 000 | Epszilon Orionis, Mintaka, Zeta Puppis |
| B | 10 000 - 30 000 | Kék | [[hidrogén|H I] (Balmer-sorozat), He I abszorpciós vonalak | 18 | 7 | 20 000 | Rigel, Spica |
| A | 7500 - 10 000 | Kékes-fehér | erős H (Balmer) vonalak, ionizált fémvonalak (K, Ca II) | 3,2 | 2,5 | 80 | Sirius, Vega, Deneb |
| F | 6000 - 7500 | Sárgás-fehér | Balmer-sorozat, semleges és ionizált fémvonalak (Fe I, Fe II, Ti II, Ca I, Ca II, Mg I) |
1,7 | 1,3 | 6 | Canopus, Procyon |
| G | 5000 - 6000 | Sárga | Itt a legerősebbek a H és K vonalak, előfordulnak Ca II (H és K) és Fe I vonalak is | 1,1 | 1,1 | 1,2 | Nap, Capella |
| K | 3500 - 5000 | Narancs-sárga | erős K és Ca II (H és K) vonalak, Fe, Ti vonalak, CN CO és TiO sávok | 0,8 | 0,9 | 0,4 | Arcturus, Aldebaran, Alfa Centauri, Antares |
| M | 2000 - 3500 | Narancs-vörös | dominálnak az abszorpciós molekulavonalak (főleg TiO) és a semleges fémvonalak | 0,3 | 0,4 | 0,04 | Betelgeuse, Barnard csillag, Arcturus, |
| R | 3500 - 5400 | Vörös-infravörös | C2, CN és CH molekulák sávjai | S Camelopardalis, RU Virginis | |||
| N | 1900 - 3500 | Infravörös | C2 és CH4 molekulák sávjai | R Leporis, Y Canum Venaticorum, U Hydrae | |||
| S | 2000 - 3500 | Infravörös | Zr, Y, Ba, La, TiO, ScO, VO, ZrO, és YO vonalak | T Camelopardalis, U Cassiopeiae |
O-típusú csillagok
Felszíni hőmérsékletük 25 000 - 40 000 oK közötti, a színük kék. Ilyen típusúak például a Trapéz-csillagok az Orion-ködben. Spektrumuknak a kékbe és az ibolyába eső része igen erőteljes. Domináns vonalak a kétszeresen ionizált nitrogén, és a háromszorosan ionizált szilícium. Mivel ezek a csillagok extrém magas hőmérsékletűek, ezért egyes vonalaik emissziósnak mutatkoznak.
B-típusú csillagok
Felszíni hőmérsékletük 12 300 - 25 000 oK közötti, színük kékesfehér. Dominánsak a hidrogén Balmer-sorozatához tartozó vonalak, ezek a B0 - B9 alosztályig erősödnek. Megjelennek a semleges hélium vonalai, melyek a B5 típusnál a legerősebbek. Az ionizált O és C atomok vonalai a B3 típusnál erősödnek. Ilyen csillagok például a Rigel, a Bellatrix és az Orion csillagkép övcsillagai.
A-típusú csillagok
Az A-típusú csillagok felületi hőmérséklete 7 900 - 10 000 oK, színük fehér. Spektrumukban a hidrogén vonalai erőteljesek, a hélium és a kalcium vonalai gyengébbek. Ilyen típusó csillagok például a Vega és a Szíriusz.
F-típusú csillagok
G-típusú csillagok
K-típusú csillagok
M-típusú csillagok
A színképosztályok sorrendjét az alábbi segítő mondatokkal (mnemonikokkal) jegyezhetjük meg.
- „Oly Barátságos A Fénylő Göncölszekér, Keresd Meg.”
- „Orosz Barátom Azt Felelte, Gépek Készítenek Mindent [Rám Ne Számíts].”
Angolul:
- „Oh, Be A Fine Girl, Kiss Me.” (legismertebb)
- „Optical Binary Affairs Fundamentally Generate Keplerian Marriages.”
- „Out Beyond Andromeda Fiery Gases Keep Making Really Nifty Stars.”
Vannak olyan csillagok, amelyeknek a spektruma nagyjából megfelel valamely színképosztálynak, de az átlagtól eltérő jellegzetességek is megtalálhatók bennük. Ilyenkor a jellegzetességet egy-egy betűvel jelöljük:
| Rövidítés | Leírás |
|---|---|
|
|
abnormálisan erős bárium vonalak |
|
|
ún. kompozitspektrum, ami az egymásra rakódott színképek eredője |
|
|
abnormálisan erős króm vonalak |
|
|
emissziós vonalak |
|
|
tiltott emissziós vonalak |
|
|
abnormálisan erős europium vonalak |
|
|
változásokat mutató spektrális emisszió |
|
|
abnormálisan erős héliumvonalak |
|
|
abnormálisan erős higany vonalak |
|
|
a csillagközi Ca vonalai is fellelhetők benne. |
|
|
a fémvonalak az ionizált Ca-nak a H- és K-vonalához képest erősek. Ezeket a csillagokat fémcsillagoknak is nevezzük. |
|
|
abnormálisan erős magnézium vonalak |
|
|
diffúz spektrumvonalak |
|
|
a csillag színképére rárakódik a körülötte lévő köd színképe. |
|
|
különösen diffúz spektrumvonalak |
|
|
különleges (pekuliáris) csillagok, amelyeknek egyedi tulajdonságaik is vannak. |
|
|
kék- és vöröseltolódást mutató vonalak |
|
|
éles vonalak |
|
|
„shell” csillag B és F közötti fősorozati csillagok gázburkától eredő emissziós spektrumvonalak. |
|
|
abnormálisan erős szilícium vonalak |
|
|
abnormálisan erős stroncium vonalak |
|
|
különösen éles vonalak |
|
|
változó spektrum |
|
|
fehér törpecsillagok színképe (pl. WA5) |
|
|
fémszegény csillagok |
A spektrum megadásánál ezenkívül szokás feltűntetni a színképosztály jele előtt, hogy a csillag törpe (d: dwarf) vagy óriás (g: giant)
A Henry Draper-féle katalógus és az azt kiegészítő Henry Draper Extentions (HDE) 360 ezer csillag színképtípusát tartalmazza. Ennek több, mint 200 000 csillagát Miss A. Cannon osztályozta 1911 és 1914 között. Ez a fajta spektrálklasszifikáció azonban még nem elegendő ahhoz, hogy pontos képet nyújtson a csillag légkörében uralkodó állapotokról.
[szerkesztés] A Hertzsprung-Russell diagram
- Fő szócikk: Hertzsprung-Russell diagram
A spektrálklasszifikáció megalkotását követően E. Hertzsprung és tőle függetlenül H. N. Russell megfigyelték, hogy az azonos spektráltípusú csillagoknak azonos hőmérséklet mellett is lehet különböző a spektrumuk. Ezt a problémát már nem tudták az alosztályokba való sorolással megoldani, így készítettek egy újabb osztályozást, amely a csillagok luminozitási osztályán alapul. Megvizsgálva a csillagok színképtípusát és hőmérsékletét, arra a következtetésre jutottak, hogy a luminozitás alapján is osztályokba sorolhatóak a csillagok. Az ezt kifejező diagramot a két csillagász tiszteletére Hertzsprung-Russell diagramnak nevezték el. A diagram függőleges tengelyén az abszolút fényesség vagy a luminozitás (Nap-luminozitás egységekben) szerepel, visszintes tengelyén pedig a színképtípus, vagy a felszíni hőmérséklet.
A csillagok életútjuk során mind luminozitásukat, mind színképüket változtatják. Ezen a lassú változáson kívül, bizonyos köztes fejlődési fázisban, az úgy nevezett változócsillagok, gyors színkép és luminozitásmódosulást is mutathatnak. A luminozitási osztályok érzékeltetésére a Hertzsprung-Russell diagramot sematikus sávokra osztották, amelyekben az egyes luminozitási osztályok képviselői helyezkednek el.
[szerkesztés] A csillagok kémiai összetétele
A színképelemző műszerek fejlődésével és a csillagok légkörének modellezésével egyre több csillag légkörének kémiai összetételét állapították meg. Ez elepján arra következtetésre jutottak, hogy a hidrogéntől és a héliumtól eltekintve, a csillagok légköre a hibahatáron belül azonos összetételű. Ha a nehezebb elemeket vizsgáljuk, ritkaságnak számítanak azok a csillagok, amelyek légköre a Napétól jelentősen eltérő kémiai összetételű. Ami egyaránt jellemző az extragalaxisok csillagaira. A Nap légköre tehát kémiai összetétel szempontjából etalonként szolgál.
A csillagok kémiai összetételének megállapítására a legegyszerűbb módszer a növekedési görbe meghatározása. A növekedési görbe megadja, hogy valamely meghatározott kémiai elem meghatározott színképvonalának ekvivalens szélessége hogyan függ az elem atomjainak térfogategységenkénti számától. A növekedési görbe alakja ugyanis függ a csillag légkörének modellétől, aminek segítségével kapott kémiai összetétel csak bizonyos pontossággal adható meg. Vannak csillagok, amelyeknek kémiai összetétele jelentősen eltér a kozmikus elemgyakoriságtól. Ezeket anomális kémiai eloszlású csillagoknak tekintjük. Ilyenek pl:
Ap v. Bp csillagok: spektrumukban alapján a ritka földfémek (pl. lantán, cérium, európium) túlpopuláltságot mutatnak. Légkörük hőmérséklete 9 - 10 000 K. Sokukban jelentős a mágneses tér, a jelenleg mért legnagyobb térerősség az ilyen csillagokban a földi érték hetvenezerszerese. Erre az anomáliára még nincs egységesen elfogadott magyarázat.
Am csillagok: spektrumuk alapján a kalcium-alulpopuláltságot, a Fe csoport pedig túlpopuláltságot mutat.
Széncsillagok: általában K vagy M színképtípusúak, az átlagosnál több szenet tartalmaznak ami miatt C betűvel jelölik őket. Színképükben többnyire C2, CN és CH vonalak fordulnak elő, bennük a szén és az oxigén elemgyakorisága 4-5-ször nagyobb, mint a normális csillagok esetében. A szénvegyületek a spektrum kék részében az intenzitást jelentősen gyengítik, így ezek a csillagok vörösek. Az R-típusú csillagok felszíni hőmérséklete magasabb és inkább a K-típusú csillagokra hasonlítanak, míg az N-típusúak hidegebbek, fizikai tulajdonságaik miatt inkább az M-csillagokhaz állnak közelebb.
Héliumcsillagok: hélium-túlpopuláltságot mutatnak de ugyanakkor a nehezebb elemek is megtalálhatóak a színképükben. Mindezektől függetlenül normális csillagok, légkörükben tehát a nehézségi gyorsulás akkora vagy kisebb, mint a Nap felszínén. Két nagy osztályba soroljuk őket. Az egyik osztályba körülbelül egyharmad részük tartozik. Ezek szélsőséges hidrogénhiányukkal tűnnek ki, szemben a másik osztállyal, ahol a hidrogén mennyisége normálisnak mondható.
S színképosztályú csillagok: nevüket a belsejükben lejátszódó ún. s-folyamatról kapták. Ezekben a csillagokban ugyanis az s-folyamat végtermékei nagy számban vannak jelen. A folyamat egy szabad neutron befogása és az ezt kísérő béta-bomlás (a neutron egy protonra és elektronra bomlik), aminek következtében egyel nagyobb rendszámú elem keletkezik. Az s-folyamat az egyik lehetséges mechanizmus a vasnál nagyobb tömegszámú elemek kialakulására. Az S-típusú csillagok jelentős része változó, színképükben a TiO, ScO és VO vonalakon túl a Zr, Y és Ba vonalai is megtalálhatóak.
Wolf - Rayet csillagok: az O-típusú csillagokhoz hasonlítanak, de színképükben a hidrogén és az ionizált hélium széles vonalai dominánsak. Viszont ugyanakkor megtalálhatók a C, N és az O abszorpciós vonalai is. A napjainkban elfogadott elméletek szerint ezek a csillagok kettős rendszerek tagjai, ahol a kísérő Wolf-Rayet komponens külső rétegeit "elszippantotta". Így az észlelt színkép inkább a már jóval fejletteb belső részeket jellemzi (C, N, O vonalak), mint a normál csillagfelszínt. A spektrumban mutatkozó széles vonalak a csillagtól távolodó nagy sebességű gázáramban keletkeznek.
T Tauri csillagok: fiatal képződmények, világító és sötét ködök környezetében találhatóak, feltehetően ezekből keletkeztek. Névadójuk a Bika csillagkép T Tauri csillaga. Szabálytalan (irreguláris) fényváltozásokat mutatnak. Felszíni hőmérsékletük 3500 - 7000 K. Színképük az erős emissziós vonalak mellett ún. tiltott vonalakat is tartalmaz, amelyek csak extrén alacsony sűrűség mellett jöhetnek létre. A színképvonalak jellegzetessége még a kékeletolódás, ami anyagkiáramlásra utal. A flercsillagokhoz hasonlóan még valamivel a főág fölött vannak, amit csak később érnek el. A T Tauri csillagok többnyire csoportokban fordulnak elő, amelyek - hasonlóan az OB asszociációkhoz - sűrű csillagközi felhők szomszédságában helyezkednek el. Infravörös sugárzásuknak köszönhetően nagy számban fedeztek fel ilyen objektumokat az Ophiuchi-porködben.
Mágneses csillagok: színképvonalaik (Si, He, Ca, Ba, Mg, Sr, Ti) intenzitásváltozásával egyidejűleg változik a fényességük. Szinte minden mágneses csillag ezen kívül mágneses térerősségváltozásokat mutat, alkalmanként pedig pólusátfordulás is megfigyelhető. A térerősségváltozások néha szigorú periódikusságot mutatnak, néha pedig szabálytalan változásokat figyelhetünk meg. A Canes Venatici (Vadászebek) csillagkép legfényesebb csillaga esetében például - 0,14 és + 0,16 T közötti mágneses térerősségváltozás figyelhető meg 5 és fél napos periódussal. A mágneses tér változásával együtt 0,2 magnitúdós. fényességváltozást mutat.
[szerkesztés] A Harvard-féle spektrálklasszifikációs rendszer
Idővel kiderült, hogy azonos színképosztályú csillagokhoz többféle tömeg és luminozitásérték is tartozhat, így szükségessé vált, hogy az osztályozásban a felületi hőmérsékleten kívül a csillagfejlődésben elfoglalt állapotukat is hozzárendeljék a csillagokhoz. W. W. Morgan, P. C. Keenan és E. Kellman kidolgozták a csillagok kétdimenziós spektrálklasszifikációját, vagy másképpen az MMK-rendszert. Ez szintén empirikus rendszer, itt római számokkal jelzett luminozitási osztályokat különböztetünk meg:
- 0: hiperóriások
- I: fényes szuperóriások
- Ia(legfényesebbek)
- Iab
- Ib
- II: fényes óriások
- IIa
- IIab
- IIb
- III: (normális) óriások
- IIIa
- IIIab
- IIIb
- IV: szubóriások
- IVa
- IVab
- IVb
- V: fősorozatbeli csillagok (törpék)
- Va
- Vab
- Vb
- VI: szubtörpék
- VII: fehér törpék
A csillagok asztrofizikai állapotára tehát nem csak színképtípusuk, de luminozitási osztályuk is jellemző. Napunk pl. G2V típusú csillag, ahol a G2 jel csillagunk sárgás színére utal, a V szám pedig arra, hogy a Nap fősorozati csillag. Az MMK-rendszer további finomítására 1930-ban Morgan az I. luminozitási osztályon belül bevezette az Ib, Iab, Ia, Ia-0 alosztályokat.
A csillagok életútjuk során mind luminozitásukat, mind színképüket változtatják. Ezen a lassú változáson kívül, bizonyos köztes fejlődési fázisban, az úgy nevezett változócsillagok, gyors színkép és luminozitásmódosulást is mutathatnak. A luminozitási osztályok érzékeltetésére a Hertzsprung-Russell diagramot sematikus sávokra osztották, amelyekben az egyes luminozitási osztályok képviselői helyezkednek el.
Az MMK-féle osztályozásban olyan spektrumvonalakat is figyelembe vesznek, amelyek tulajdonságaiból a csillag felszíni gravitációjára lehet következtetni. Egy óriáscsillag felszíni gravitációs gyorsulás a sokkal kisebb, mint egy törpecsillag esetében (g=GM/R^2 és az óriáscsillagok esetében a sugár sokkal nagyobb mint a törpék esetében). A kisebb gravitációs gyorsulás kisebb sűrűséget és gáznyomást eredményez, ami befolyásolja az adott gázban kialakuló színképvonalak profilját.
[szerkesztés] A fehér töpék osztályozása
A legtöbb csillag életének végső stádiuma a fehér törpe állapot. A csillagoknak ez a kihűlési fázisa akár évmilliókig is eltarthat, ezért ezen égitestek előfordulása gyakori. Egyes becslések szerint a tejútrendszerbeli számuk meghaladja a fősorozati csillagokét. Alosztályokba való besorolásuk éppen emiatt szükséges. A besorolás az "atmoszférájuk" összetétele szerint a DA, DB, DQ, DZ, DC és DX osztályokba történik, amelyeket az alábbi tulajdonságok jellemzik:
- DA: színképükben csak a hidrogén Balmer-sorozata figyelhető meg, annak ellenére hogy hőmérsékletük alapján látni kellene fémek (kalcium, magnézium, vas) vonalait is.
- DB: színképük alapján "atmoszférájuk" héliumban gazdag, a spektrumban a semleges hélium vonalai találhatóak meg. Ez arra utal, hogy a fejlődésük végső fázisában vannak.
- DQ: szénben gazdag "atmoszféra", a szén atomi és molekuláris vonalai jellemzőek.
- DZ: fémben gazdag "légkör", kalcium II vonalak találhatóak a spektrumban.
- DC: a fentebb említett típusok gyenge vonalai jellemzik a spektrumot.
- DX: a spektrumvonalak nem eléggé tiszták, az égitest így a fenti osztályok egyikébe sem sorolható be.
[szerkesztés] Az UBV-rendszer
Az UBV-rendszer - ami Johnson-féle rendszer néven is ismert - lényegében a csillagok fotometriai osztályozását jelenti. Az U, B és V jelzések a csillag UVB- rendszerben mért ultraibolya, kék és vizuális magnitúdóját jelentik. Ennek a módszernek a felfedezése (1950) Harold Lester Johnson és William Wilson Morgan amerikai csillagászok nevéhez fűződik.
Ezt a módszert a halvány csillagok statisztikai vizsgálatára alakalmazzák. Az eljárás lényege az, hogy viszonylag széles hullámhossztartományban a színkép legjellemzőbb helyeiről vesznek "mintát" a csillagok fényéből. Az így kapott fényességértékeket a tartományra jellemző színekre utaló indexszel látják el, és színfényességnek nevezik. Legtöbbször a fent említett három tartományban szokás fényességet mérni.
Ha a különböző tartományokban számított abszolút fényességek különbségét képezzük, akkor az ún. színindexeket kapjuk. Háromszín-rendszer esetén ezek közül kettő független, amit általában így jelölünk: U - B és B - V. A színindexek használata megkönnyíti a csillagok fejlődésének tanulmányozását és segít meghatározni távolságukat és korukat. Ebből pedig következtetni tudunk a csillagközi tér esetleges fényelnyelésére is. A színindexek szoros kapcsolatban állnak a csillag felszíni hőmérsékletével azzal együtt változnak. Az O és B típusú csillagok esetében a kék és a vizuális fényrend különbsége negatív, az A típusnál nulla, az F, G, K és M színképosztályba tartozó csillagok esetében pedig egyre nagyobb pozitív érték.
[szerkesztés] A csillagok színképosztályának megállapítása a gyakorlatban. Standardcsillagok
Egy nagy látószögű Schmidt-távcső fényútjába néhány fokos prizmát helyeznek, így a fotolemezen megjelenik minden csillagnak a színképe. Az így kapott spektrumok felbontása azonban nagyon gyenge, részletes tanulmányozásra nem alkalmas, viszont megfelel a spektrálklasszifikáció törvényeinek. Minden színképosztályhoz és alosztályhoz tartoznak standardcsillagok, melyeknek spektráltípusa adott. Ismeretlen spektráltípusú csillagok esetében a színképosztályokba történő besorolásnál az adott műszerrel először a standardcsillagról kell objektívprizmás felvételt készíteni, majd a kapott spektrumot a csillagéval összehasonlítani.
Az alábbi táblázat a különböző színképosztályokhoz tartozó standardcsillagokat mutatja:
| Színképosztály | Standardcsillag(ok) | Színképosztály | Standardcsillag(ok) |
|---|---|---|---|
|
|
BD 4o1302 |
|
π Sagittarii |
|
|
BD 44o3639 |
|
α Canis Minoris |
|
|
S Monocerotis, g Sagittae |
|
β Virginis |
|
|
λ1 Orionis, A Cygni |
|
α Aurigae |
|
|
10 Lacertae, BD 34o98 |
|
Nap |
|
|
ε Orionis |
|
χ Geminorum |
|
|
β Canis Maioris |
|
α Bootis |
|
|
γ Orionis |
|
β Cancri |
|
|
π4 Orionis |
|
α Tauri |
|
|
q Tauri |
|
β Andromedae |
|
|
β Persei |
|
α Orionis |
|
|
λ Aquilae |
|
π Aurigae |
|
|
α Canis Maioris |
|
ρ Persei |
|
|
γ Ursae Maioris |
|
BD10o5057 |
|
|
τ3 Eridani |
|
BD+5o5223 |
|
|
β Trianguli |
|
BD-3o1685 |
|
|
δ Geminorum |
|
19 Piscium |
[szerkesztés] Lásd még
- Nap
- csillag
- Csillagászati színképelemzés Az asztrofizika egyik legeredményesebb vizsgálati módszere
- Asztrofizika A csillagok állapothatározói
- Hertzsprung-Russell diagram Alapvető összefüggés a csillagok állapothatározói között
[szerkesztés] Külső hivatkozások
- Jacqueline Mitton: Cambridge Dictionary of astronomy
- A. David Thackeray: Astronomical spectroscopy
- http://www.answers.com/topic/astronomical-spectroscopy
- http://www.astro.uiuc.edu/~kaler/sow/spectra.html
- http://www.cfai.dur.ac.uk/fix/spectroscopy/spectroscopy_new.html
- http://laserstars.org/spectra/
- http://www.pd.astro.it/E-MOSTRA/NEW/A4001FOT.HTM
- http://www.twcac.org/Tutorials/spectral_classes.htm *http://www.twcac.org/Tutorials/spectral_classes.htm
- http://www.ucm.es/info/Astrof/invest/actividad/spectra.html Libraries of stellar spectra, D. Montes, UCM


Based on work by