 |
Астронет: В. А. Батурин, И. В. Миронова Звезды: их строение, жизнь и смерть http://variable-stars.ru/db/msg/1170638/evolution/star_prop/star-prop.htm |
| предыдущая |
следующая
|
Спектральные характеристики звезд
Спектральная звездная классификация
|
спектр. класс
|
температура
|
масса
|
радиус
|
светимость
|
время на ГП
|
характеристики класса
|
|
O
|
>33,000
|
20-60
|
9-15
|
90,000-800,000
|
10-1(106)
|
линии поглощения
Не II; слабые
Н линии
|
|
B
|
10,500-30,000
|
3-18
|
3.0-8.4
|
95-52,000
|
400-11(106)
|
линии поглощения
Не I; линии Н
усиливаются
|
|
A
|
7,500-10,000
|
2.0-3.0
|
1.7-2.7
|
8-55
|
3(109)-440(106)
|
максим.интенс. водородных линий; Ca II
|
|
F
|
6,000-7,2000
|
1.1-1.6
|
1.2-1.6
|
2.0-6.5
|
7-3(109)
|
Ca II сильнее; Н слабее; появл. металлы
|
|
G
|
5,500-6,000
|
0.9-1.05
|
0.85-1.1
|
0.66-1.5
|
15-8(109)
|
Сa II (H&K) сильные; Fe и др. металлы
|
|
K
|
4,000-5,250
|
0.6-0.8
|
0.65-0.80
|
0.10-0.42
|
17(109)
|
сильные линии металлов; молекулы CN,CH
|
|
M
|
2,600-3,850
|
0.08-0.5
|
0.17-0.63
|
0.001-0.08
|
56(109)
|
молекулы; TiO
|
Температура в К, масса, радиус и светимость по отношению к солнечным, время в годах.
Спектры звезд классов от О до М
Звездные спектры для классов от О до М2 показывают как спектральные линии изменяются с температурой. В спектрах горячих звезд можно видеть слабые Бальмеровские линии и гелиевые линии. Бальмеровские линии самые сильные для звезд класса А0, но очень слабые в холодных звездах. Две ультрафиолетовые линии ионизованного кальция сильнее в холодных звездах, тогда как натрий (Na) и окись титана (TiO) сильны в спектрах наиболее холодных звезд.
И.Миронова
| предыдущая |
следующая
|