Спектральная классификация звезд

Спектральная классификация звезд [c.979]

Химический характер спектров дает нам понятие только о небольшой части вещества звезды (а именно, о той части, которая в данных условиях светится), благодаря высокой температуре или благодаря особому электромагнитному состоянию (ионизация). Оба эти обстоятельства зависят от температуры. Поэтому как характеристика целой звезды эта спектральная классификация и вошла в жизнь. Существуют попытки на основании этой классификации дать эволюцию звезд существовали многочисленные научные теории, которые принимались как научные утверждения. Мне кажется, здесь была велика роль индийского астронома и физика Саха [22]. Он указал на значение ионизации. [c.18]

Углеродные звезды. Звезды, в спектрах которых резко выделяются полосы Сг и СМ. В Гарвардской спектральной классификации такими типами являются К и М звезды типа N очень красные (см. 1147). [c.191]

Принадлежность звезды к данному спектральному классу определяется видом линейчатого спектра звезды. Температура убывает от класса О к классу М. Каждый спектральный класс делится на 10 подклассов, обозначаемых арабскими цифрами от О до 9, которые ставятся после буквы, например, РО, М5. Иногда дают еще более дробную классификацию (О 7,3 или К 0,2). Спектральный класс связан с цветом звезды [c.979]

М у с т е л ь Э, Р,, Галкин Л. С., Боярчук М. Е, и Кумайгородская Р, Н,, Количественная спектральная классификация звезд классов РО — К5 с хорошо определенными параллаксами, Изв, Крымской астрофиз, обсерв, 18, 3, 1958. [c.124]

Когда в начале нашего столетия было показано, что звезды позднего типа разделяются на две большие группы (которые теперь называют гигантами и карликами), различающиеся по светимости, стало совершенно очевидным, что даже схематическое представление всей совокупности звездных спектров требует введения второго параметра. Эта идея была вскоре осуществлена в диаграммах Герцшпрунга — Рессела, в которых в качестве абсциссы берется температура (или спектральный тип), а в качестве ординаты — абсолютная величина (светимость или истинный блеск). Прекрасное изложение построения диаграмм Герцшпрунга — Рессела имеется в гл. I книги О. Струве Эволюция звезд 1142). В гарвардской классификации карлики, гиганты и сверхгиганты обозначаются соответственно буквами с1, g и с, которые [c.12]

Очень широкие яркие линии Не II имеются в спектрах всех звезд Вольф — Райе спектрального типа W. Недавно была обнаружена инфракрасная линия 10 124 A (Р364). Имеются также линии Не I, но с меньшей относительной интенсивностью. Отношение интенсивностей однократно ионизованных и нейтральных линий используется при классификации этих аномальных объектов (Р152, 165 VI). Значительная ширина линий, доходящая в спектрах некоторых звезд до 50 или даже 100 А, и их переменный профиль у ряда двойных звезд потребуют для полного разъяснения многих исследований. [c.29]

Справочник химика 21

Химия и химическая технология