En astronomie, les étoiles présentent quatre caractéristiques principales : température de surface, gravité à la surface, masse et luminosité. Ces caractéristiques ne sont pas indépendantes les unes des autres et ne sont pas directement mesurables. Cependant, elles permettent d'associer un type spectral à chaque étoile. Les étoiles se présentent dans une variété de couleurs déterminées par leur température de surface. Les étoiles chaudes sont bleues tandis que les étoiles froides sont rouges.

PropertyValue
dbpedia-owl:abstract
  • En astronomie, les étoiles présentent quatre caractéristiques principales : température de surface, gravité à la surface, masse et luminosité. Ces caractéristiques ne sont pas indépendantes les unes des autres et ne sont pas directement mesurables. Cependant, elles permettent d'associer un type spectral à chaque étoile. Les étoiles se présentent dans une variété de couleurs déterminées par leur température de surface. Les étoiles chaudes sont bleues tandis que les étoiles froides sont rouges. Dans un ordre croissant de température, une étoile sera rouge, orange, jaune, blanche, bleue et violette. Cet ordre peut sembler étrange, car les humains associent souvent le rouge au chaud et le bleu au froid, mais la physique montre l'inverse. Plus un corps est chaud, plus les photons qui s'en échappent ont d'énergie, et plus leur longueur d'onde est faible.A priori, les étoiles peuvent être classées selon leur température de surface en utilisant la loi de Wien, mais ceci pose quelques difficultés. Les caractéristiques du spectre électromagnétique permettent de classer les étoiles différemment, en utilisant indirectement des informations qui concernent leur température ou leur gravité. En effet, les raies d'absorption présentes dans le spectre électromagnétique des étoiles ne peuvent être observées que dans une certaine gamme de températures car ce n'est que dans cette gamme que les niveaux d'énergie nucléaire relatifs à ces raies sont peuplés. De même, la largeur des raies d'absorption dépend de la gravité à la surface de l'étoile et donc de sa luminosité.
  • 항성분류(恒星分類, stellar classification)는 항성들을 특정 기준에 따라 구별하는 것을 의미한다. 주로 표면온도와 분광학적 특징 두 가지에 의해 항성을 분류한다. 표면온도는 빈의 변위법칙을 통해서 분류할 수 있지만, 멀리 떨어진 항성의 경우는 빈의 법칙을 사용하기가 곤란하다. 항성분광학의 발전으로 특정 흡수선은 일정한 온도 범위 내에서만 나온다는 사실이 밝혀진 뒤, 흡수선의 양상에 따라 거리에 관계없이 항성들을 분류할 수 있게 되었다.19세기 분광형 구별기호는 알파벳 A에서 Q까지였으며, 이는 오늘날 분광형 기호의 시초가 되었다.
  • Las estrellas pueden clasificarse a partir de la temperatura efectiva de sus fotosferas siguiendo la ley de Wien. Esta tarea se complica en el caso de estrellas distantes. La espectroscopia permite entonces una mejor clasificación atendiendo a sus líneas de absorción. Una clasificación inicial se formuló en el siglo XIX organizando las estrellas en tipos espectrales de la A a la P, siendo este el origen de los modernos tipos espectrales.
  • スペクトル分類(スペクトルぶんるい、spectral classification)は、恒星の分類法の一つである。スペクトル分類によって細分された星のタイプをスペクトル型 (spectal type) と呼ぶ。恒星から放射された電磁波を捉え、スペクトルを観察することによって分類する。恒星のスペクトルはその表面温度や化学組成により変わってくる。表面温度により分類する狭義のスペクトル型(ハーバード型とも)と、星の本来の明るさを示す光度階級 (luminosity class) があり、両者を合わせて2次元的に分類するMKスペクトル分類が広く使われる。
  • Dalam astronomi, klasifikasi bintang adalah peng-klasifikasian bintang-bintang berdasarkan kuat beberapa garis serapan pada pola spektrum, dan besarnya luminositas. Kuat garis serapan, khususnya garis-garis serapan atom hidrogen, diperoleh dari analisis pola spektrum bintang yang didapatkan dari pengamatan spektroskopi. Garis-garis serapan tertentu hanya dapat diamati pada satu rentang temperatur tertentu karena hanya pada rentang temperatur tersebut terdapat populasi signifikan dari tingkat energi atom yang terkait. Pemeriksaan kuat garis-garis serapan ini pada akhirnya dapat memberikan informasi mengenai temperatur permukaan. Informasi luminositas dapat diperoleh dari pengamatan fotometri.
  • Yıldız sınıflandırma, gökbilimde, yıldızların öncelikle sıcaklıklarına göre sınıflandırılıp, diğer nitelikleri ile bu sınıfların arıtılmasıdır. Yıldız sıcaklıkları Wien'in yer değiştirme yasasına göre sınıflandırılabilseler de, uzak yıldızlar ile sorunlar ortaya çıkmaktadır. Yıldız tayfölçümü ise soğurma çizgilerine dayalı bir sınıflandırma yöntemi sunmaktadır. 19. yüzyıla dayanan ve bugünkü yöntemlerin de temelini oluşturan bir sınıflandırma, yıldızları tayfölçüm sayesinde A'dan Q'ya kadar sıralamaktadır.Angelo Secchi'nin bu alandaki öncü çalışmalarının yanı sıra, Morgan-Keenan sınıflandırması günümüzde en yaygın olarak kullanılan yıldız sınıflandırmasıdır.
  • Цветът на една звезда се определя главно от нейната температура. Най-горещите звезди имат синкав или синкавобял цвят, а най-хладните - червеникавооранжев или червен. В зависимост от температурата на повърхността си повечето звезди са причислени към 7 спектрални класа O, B, A, F, G, K, M. На тези класове съответстват следните температури 50000, 15500, 8500, 6600, 5500, 4100, 2800К.• Клас О - имат повърхностна температура в диапазона от 28000 К до 50000 К и синьо-бял цвят. Техният спектър съдържа линии на неутрален и йонизиран хелий. Пример за такава звезда е Минтака.• Клас B - тези звезди имат повърхностна температура в границите (11000-25000) К и синьо-бял цвят. Характерни за техния спектър са линиите на поглъщане на неутралния хелий. Пример за такива звезди са Спика и Ригел.• Клас A - имат повърхностна температура в границите (7500-11000) К и бял цвят. В техните спектри преобладават линиите на водорода, а също така има линии на тежки елементи - желязо, особено в по-хладните звезди. Примери за такива звезди са Сириус и Вега.• Клас F - имат повърхностна температура от порядъка (6000-7400) К. Техният спектър се характеризира с линии на поглъщане на йонизиран калций, които са по-изразени от линиите на водорода. Има и линии на поглъщането на желязо и други тежки елементи. Такива звезди са Процион и Полярната звезда.• Клас G - звезди от типа на Слънцето с подобни маса и радиус и температура на повърхността (4900-6000) К. Техният цвят е жълт. В спектъра им има линии на поглъщане на неутрални и йонизирани метали. Друг пример за такава звезда освен Слънцето е Капела.• Клас К - звезди с оранжев цвят и температура (3500-4900) К. Примери за такива звезди са Алдебаран и Арктур.• Клас М - звездите от този клас имат повърхностна температура (2400-3480) К и червен цвят. Примери за такива звезди са Проксима от Кентавър и свръхгигантът Антарес.en:Spectral classsk:Spektrálny typsv:Spektralklass
  • El tipus espectral és la manera de classificaió dels estels usant la llei de Desplaçament de Wien; però això posa dificultats pels estels distants. L'espectroscòpia estel·lar ofereix una manera de classificar estels segons les seves línies d'absorció; algunes línies d'absorció particulars només es poden observar en cert rang de temperatures, ja que només en aquest rang els nivells atòmics que intervenen estan poblats. Un esquema primerenc (del s. XIX) classificava els estels de A - Q; i serien els orígens de la classificació espectral actual. Les classificacions més modernes són:
  • Спектра́льные кла́ссы — классификация звёзд по спектру излучения, в первую очередь, по температуре фотосферы.В начальном приближении, сплошной спектр излучения звезды близок к излучению абсолютно чёрного тела с температурой, равной температуре её фотосферы, которую можно оценить по закону смещения Вина, но для удалённых звёзд этот метод неприменим из-за неравномерного поглощения света различных участков спектра межзвёздной средой. Более точным методом является оптическая спектроскопия, позволяющая наблюдать в спектрах звёзд линии поглощения, имеющие различную интенсивность в зависимости от температуры и типа звезды. Для некоторых типов звёзд в спектрах наблюдаются и линии испускания.
  • A csillagászati színképosztályozás (szűkebb értelemben) a csillagok vizsgálatának, fejlődésük modellezésének fő módja a luminozitási osztályokba sorolásuk mellett. A színképosztályokba sorolás a spektrális tulajdonságaik alapján történik. Segítségével megbecsülhetjük a csillagok hőmérsékletét, a felszíni gravitációjukat, különféle fémek gyakoriságát (a csillagászok minden, a hidrogénnél és a héliumnál nehezebb elemet fémnek neveznek). A becslési eredmények összevethetők a kísérleti eredményekkel az elméletek helytállóságának ellenőrzésére, avagy új elméletek, modellek születhetnek belőlük. Emellett képet nyerhetünk a csillagok fejlődéséről is.A csillagok színképében többnyire elnyelési vonalakat figyelhetünk meg, mivel a fényt kibocsátó fotoszféra fölött helyezkedik el a csillagok igen ritka légköre. A csillagok külső régióiban található elemek nyomvonalai úgy rakódnak a felszín eredetileg folytonos spektrumára, mint William Wollaston lángfestő kísérletében, aki alkohol lángjába helyezett nátriumsót, majd elemezte a kontinuumra rakódó nátriumvonalakat.A csillagok színképében felismert vonalak helyzetét sokáig kézzel rögzítették, majd megpróbálták ezeket a kémiai elemek laboratóriumokban kapott emissziós vonalaival azonosítani. E módszer különösen eredményes volt a napkutatásban: így fedezte fel 1868-ban Pierre Janssen és Sir Joseph Lockyer egymástól függetlenül a Földön addig ki nem mutatott héliumot (Héliosz: Nap, görögül) a Nap légkörében. A kémiai analízis új módja lehetővé tette egyrészt a csillagokat felépítő kémiai elemek meghatározását (ezek 99%-a hidrogén és hélium, a maradék 1% főleg C, N és O), másrészt a csillagok színképosztályokba sorolását (latin eredetű kifejezéssel: spektrálklasszifikációt).
  • In astronomia, la classificazione stellare è la classificazione delle stelle sulla base del loro spettro. La classe spettrale di una stella è assegnata a partire dalla sua temperatura superficiale, che può essere stimata mediante la legge di Wien in base alla sua emissione luminosa. Un ulteriore indicatore della temperatura della stella è costituito dallo stato di ionizzazione della sua fotosfera: poiché i tipi di eccitazione atomica prominenti all'interno della fotosfera dipendono dalla temperatura, questa può essere studiata facendo diffrangere la luce proveniente dalla stella in un reticolo di diffrazione e ottenendo uno spettro in cui appaiono le linee di assorbimento corrispondenti agli ioni di determinati elementi chimici. La presenza di certi elementi chimici nello spettro di assorbimento indica che la temperatura è tale da causare l'eccitazione di questi elementi. Se d'altra parte un numero elevato di linee suggerisce una certa temperatura, ma le linee di un particolare elemento sono troppo deboli o troppo marcate per quella temperatura, ciò può indicare che la fotosfera dell'astro ha una composizione chimica inusuale.La maggior parte delle stelle è classificata usando le lettere O, B, A, F, G, K e M (in lingua inglese è stata coniata una frase per ricordarsi facilmente questa scala: "Oh Be A Fine Girl/Guy, Kiss Me"; Oh, sii una ragazza/un ragazzo gentile, baciami):le stelle di tipo O sono le più calde, le altre lettere sono assegnate a stelle via via meno calde, fino a quelle più fredde di classe M. È uso descrivere le stelle di classe O come "blu", quelle di classe B come "azzurre", quelle di classe A come "bianche", quelle di classe F come "bianco-gialle", quelle di classe G come "gialle", quelle di classe K come "arancioni" e quelle di classe M come "rosse". Tuttavia i colori che appaiono all'osservatore possono differire da questi in ragione delle condizioni di osservazione e delle caratteristiche della stella osservata. L'attuale ordine non alfabetico deriva da un precedente schema classificatorio che utilizzava tutte le lettere dalla A alla O; alcune delle classi originali furono conservate, ma riordinate secondo la temperatura quando la relazione fra le classi e la temperatura superficiale delle stelle diventò chiara; inoltre alcune classi vennero eliminate perché doppioni di altre. Nell'attuale schema di classificazione (la classificazione di Morgan-Keenan) ogni classe è divisa in dieci sottoclassi numerate da 0 a 9. Più il numero è basso, maggiore è la temperatura della stella. Per esempio, la classe F0 raccoglie le stelle di classe F più calde e quindi più vicine a quelle di classe A.L'altra dimensione inclusa nella classificazione di Morgan-Keenan è quella della classe di luminosità espressa dai numeri romani I, II, III, IV e V. Tale classe è assegnata sulla base della larghezza di certe linee di assorbimento nello spettro della stella che si è scoperto essere collegata con la densità superficiale della stella stessa. Poiché nel corso della loro evoluzione le stelle aumentano il loro volume e di conseguenza diminuiscono la loro densità, queste classi ci indicano anche lo stato evolutivo della stella. La classe I racchiude le stelle supergiganti, la classe III le stelle giganti e la classe V le stelle nane o, più appropriatamente, di sequenza principale. Il Sole appartiene alla classe G2 V, la stella più brillante del cielo notturno, Sirio, alla classe A1 V.
  • Typ widmowy – w astronomii klasyfikacja gwiazd oparta na widmie światła wysyłanego przez gwiazdę. Widmo światła emitowanego przez gwiazdę jest określone przez trzy podstawowe parametry atmosfery gwiazdy, a mianowicie: temperaturę, ciśnienie gazu, skład chemiczny.Z powyższych czynników największy wpływ na postać widma gwiazdowego ma temperatura.Widma gwiazd o niskiej temperaturze powierzchni świadczą o obecności tam prostych związków chemicznych. Wraz ze wzrostem temperatury spada liczba cząstek, a atomy ulegają jonizacji.Temperatura fotosfery określa również barwę emitowanego światła, stąd wyraźny związek pomiędzy poszczególnymi typami widmowymi a barwą gwiazdy.
  • In astronomy, stellar classification is the classification of stars based on their spectral characteristics. Light from the star is analyzed by splitting it with a prism or diffraction grating into a spectrum exhibiting the rainbow of colours interspersed with absorption lines. Each line indicates an ion of a certain chemical element, with the line strength indicating the abundance of that ion. The relative abundance of the different ions varies with the temperature of the photosphere. The spectral class of a star is a short code summarizing the ionization state, giving an objective measure of the photosphere's temperature and density.Most stars are currently classified under the Morgan–Keenan (MKK) system using the letters O, B, A, F, G, K, M, L, T and Y, a sequence from the hottest (O type) to the coolest (Y type). The types R and N are carbon-based stars, and the type S is zirconium-monoxide-based stars. Each letter class is then subdivided using a numeric digit with 0 being hottest and 9 being coolest (e.g. A8, A9, F0, F1 form a sequence from hotter to cooler).In the MKK system a luminosity class is added to the spectral class using Roman numerals. This is based on the width of certain absorption lines in the star's spectrum which vary with the density of the atmosphere and so distinguish giant stars from dwarfs. Luminosity class 0 stars for hypergiants, class I stars for supergiants, class II for bright giants, class III for regular giants, class IV for sub-giants, class V for main-sequence stars, class VI for sub-dwarfs, class VII for white dwarfs, and class VIII for brown dwarfs. The full spectral class for the Sun is then G2V, indicating a main-sequence star with a temperature around 5,800K.
  • Dieser Artikel behandelt die Klassifizierung von Sternen in der Astronomie, dazu werden im Folgenden verschiedene Klassifizierungen kurz aufgeführt und gegebenenfalls im Detail behandelt.
  • Em astronomia, classificação estelar é uma classificação de Estrelas baseadas na temperatura da fotosfera e suas características espectrais associadas, e refinada a seguir em termos de outras características. As temperaturas estelares podem ser classificadas usando-se a lei do deslocamento de Wien; mas isto cria dificuldades para estrelas distantes. A espectroscopia estelar oferece uma maneira de classificar estrelas de acordo com suas linhas de absorção; linhas de absorção particulares podem ser observadas somente para uma dada temperatura porque somente nessa temperatura os níveis de energia atômica envolvidos estão povoados. Um esquema antigo (do século XIX) utilizava letras de A ao P, e é a origem das classes espectrais usadas atualmente.
  • De spectraalklasse is een indeling van sterren op de kleur en het spectrum van het uitgestraalde licht.Met het blote oog is al te zien dat sterren verschillende kleuren hebben, sommigen zijn blauwachtig, anderen meer rood. Afhankelijk van de massa en leeftijd van de ster (de evolutionaire status) is de effectieve temperatuur en daardoor het spectrum verschillend. Behalve de straling door de temperatuur, waarbij sterren als een zwarte straler beschouwd kunnen worden zijn er absorptielijnen en soms emissielijnen in de spectra te vinden van de elementen waaruit de ster bestaat of waar het licht van de ster doorheen valt. Deze lijnen zijn ontdekt in 1802 in het spectrum van de Zon en worden wel Fraunhoferlijnen genoemd.De soorten spectra werden begin 20e eeuw door de astronome Annie Cannon geclassificeerd volgens de letters van het alfabet, maar later door haar bijgesteld tot de reeks W-O-B-A-F-G-K-M-R-N-S (te onthouden door het ezelsbruggetje Wow! Oh, Be A Fine Girl/Guy, Kiss Me Right Now, Sweety!), waarbij de W sterren het heetst (en blauw) zijn, en de S sterren het koelst (en rood).De R, N, S sterren zijn speciale gevallen en pas later toegevoegd, waarbij niet de temperatuur, maar de chemische samenstelling van de ster de bepalende factor is. R en N sterren zijn Koolstofsterren en in S sterren zijn sterke banden van zirkoniummonoxide naast de normale titaniummonoxidebanden zichtbaar.Nog later zijn een type W toegevoegd (Wolf-Rayetsterren, hete sterren die hun waterstof en helium verloren hebben), en de typen L, T, en Y (bruine dwergen).Een verdere verfijning wordt aangebracht door een cijfer toe te voegen, bijvoorbeeld K5 is "halverwege" K0 en M0.
  • Spektrální klasifikace je klasifikace hvězd založená na jejich spektrálních charakteristikách. Spektrální třída hvězdy především popisuje ionizaci její chromosféry, a tudíž umožňuje změřit její teplotu. Záření z hvězdy jde rozložit za pomocí difrakční mřížky a sledovat její spektrální čáry, z tohoto lze usoudit například chemické složení hvězdy. Teplota hvězd může být klasifikována na základě Wienova posunovacího zákona, což je však nepřesné u vzdálených hvězd.Dnes je většina hvězd řazena v posloupnosti podle písmen O, B, A, F, G, K, M. Jde tedy o posloupnost teplotní, tudíž hvězdy třídy O jsou nejteplejší a M nejchladnější.Existuje ještě jemnější dělení, kdy se k písmenu přidává číslo 0-9, které udávají rozdíl mezi dvěma spektrálními třídami. V Morganově-Keenanově systému rozdělení je ještě zohledňována luminozitní třída, která se určuje podle profilu spektrálních čar ionizovaných prvků, citlivých na tlak v atmosféře. Přidává se ke spektrálnímu typu v podobě římských číslic I - VII. Například Slunce patří do třídy G2V.
dbpedia-owl:thumbnail
dbpedia-owl:wikiPageExternalLink
dbpedia-owl:wikiPageID
  • 20471 (xsd:integer)
dbpedia-owl:wikiPageInterLanguageLink
dbpedia-owl:wikiPageLength
  • 23067 (xsd:integer)
dbpedia-owl:wikiPageOutDegree
  • 186 (xsd:integer)
dbpedia-owl:wikiPageRevisionID
  • 110001091 (xsd:integer)
dbpedia-owl:wikiPageWikiLink
prop-fr:année
  • 2003 (xsd:integer)
prop-fr:directeur
  • oui
prop-fr:isbn
  • 3540001794 (xsd:double)
prop-fr:langue
  • en
prop-fr:lienÉditeur
  • Springer Verlag
prop-fr:nom
  • Donner
  • Karttunen
  • Kröger
  • Oja
  • Poutanen
prop-fr:numéroD'édition
  • 4 (xsd:integer)
prop-fr:prénom
  • M.
  • P.
  • H.
  • K. J.
prop-fr:titre
  • Fundamental Astronomy
prop-fr:wikiPageUsesTemplate
prop-fr:éditeur
  • Springer Verlag
dcterms:subject
rdfs:comment
  • En astronomie, les étoiles présentent quatre caractéristiques principales : température de surface, gravité à la surface, masse et luminosité. Ces caractéristiques ne sont pas indépendantes les unes des autres et ne sont pas directement mesurables. Cependant, elles permettent d'associer un type spectral à chaque étoile. Les étoiles se présentent dans une variété de couleurs déterminées par leur température de surface. Les étoiles chaudes sont bleues tandis que les étoiles froides sont rouges.
  • 항성분류(恒星分類, stellar classification)는 항성들을 특정 기준에 따라 구별하는 것을 의미한다. 주로 표면온도와 분광학적 특징 두 가지에 의해 항성을 분류한다. 표면온도는 빈의 변위법칙을 통해서 분류할 수 있지만, 멀리 떨어진 항성의 경우는 빈의 법칙을 사용하기가 곤란하다. 항성분광학의 발전으로 특정 흡수선은 일정한 온도 범위 내에서만 나온다는 사실이 밝혀진 뒤, 흡수선의 양상에 따라 거리에 관계없이 항성들을 분류할 수 있게 되었다.19세기 분광형 구별기호는 알파벳 A에서 Q까지였으며, 이는 오늘날 분광형 기호의 시초가 되었다.
  • Las estrellas pueden clasificarse a partir de la temperatura efectiva de sus fotosferas siguiendo la ley de Wien. Esta tarea se complica en el caso de estrellas distantes. La espectroscopia permite entonces una mejor clasificación atendiendo a sus líneas de absorción. Una clasificación inicial se formuló en el siglo XIX organizando las estrellas en tipos espectrales de la A a la P, siendo este el origen de los modernos tipos espectrales.
  • スペクトル分類(スペクトルぶんるい、spectral classification)は、恒星の分類法の一つである。スペクトル分類によって細分された星のタイプをスペクトル型 (spectal type) と呼ぶ。恒星から放射された電磁波を捉え、スペクトルを観察することによって分類する。恒星のスペクトルはその表面温度や化学組成により変わってくる。表面温度により分類する狭義のスペクトル型(ハーバード型とも)と、星の本来の明るさを示す光度階級 (luminosity class) があり、両者を合わせて2次元的に分類するMKスペクトル分類が広く使われる。
  • Dieser Artikel behandelt die Klassifizierung von Sternen in der Astronomie, dazu werden im Folgenden verschiedene Klassifizierungen kurz aufgeführt und gegebenenfalls im Detail behandelt.
  • A csillagászati színképosztályozás (szűkebb értelemben) a csillagok vizsgálatának, fejlődésük modellezésének fő módja a luminozitási osztályokba sorolásuk mellett. A színképosztályokba sorolás a spektrális tulajdonságaik alapján történik. Segítségével megbecsülhetjük a csillagok hőmérsékletét, a felszíni gravitációjukat, különféle fémek gyakoriságát (a csillagászok minden, a hidrogénnél és a héliumnál nehezebb elemet fémnek neveznek).
  • Spektrální klasifikace je klasifikace hvězd založená na jejich spektrálních charakteristikách. Spektrální třída hvězdy především popisuje ionizaci její chromosféry, a tudíž umožňuje změřit její teplotu. Záření z hvězdy jde rozložit za pomocí difrakční mřížky a sledovat její spektrální čáry, z tohoto lze usoudit například chemické složení hvězdy.
  • Цветът на една звезда се определя главно от нейната температура. Най-горещите звезди имат синкав или синкавобял цвят, а най-хладните - червеникавооранжев или червен. В зависимост от температурата на повърхността си повечето звезди са причислени към 7 спектрални класа O, B, A, F, G, K, M. На тези класове съответстват следните температури 50000, 15500, 8500, 6600, 5500, 4100, 2800К.• Клас О - имат повърхностна температура в диапазона от 28000 К до 50000 К и синьо-бял цвят.
  • In astronomia, la classificazione stellare è la classificazione delle stelle sulla base del loro spettro. La classe spettrale di una stella è assegnata a partire dalla sua temperatura superficiale, che può essere stimata mediante la legge di Wien in base alla sua emissione luminosa.
  • In astronomy, stellar classification is the classification of stars based on their spectral characteristics. Light from the star is analyzed by splitting it with a prism or diffraction grating into a spectrum exhibiting the rainbow of colours interspersed with absorption lines. Each line indicates an ion of a certain chemical element, with the line strength indicating the abundance of that ion. The relative abundance of the different ions varies with the temperature of the photosphere.
  • El tipus espectral és la manera de classificaió dels estels usant la llei de Desplaçament de Wien; però això posa dificultats pels estels distants. L'espectroscòpia estel·lar ofereix una manera de classificar estels segons les seves línies d'absorció; algunes línies d'absorció particulars només es poden observar en cert rang de temperatures, ja que només en aquest rang els nivells atòmics que intervenen estan poblats. Un esquema primerenc (del s.
  • De spectraalklasse is een indeling van sterren op de kleur en het spectrum van het uitgestraalde licht.Met het blote oog is al te zien dat sterren verschillende kleuren hebben, sommigen zijn blauwachtig, anderen meer rood. Afhankelijk van de massa en leeftijd van de ster (de evolutionaire status) is de effectieve temperatuur en daardoor het spectrum verschillend.
  • Спектра́льные кла́ссы — классификация звёзд по спектру излучения, в первую очередь, по температуре фотосферы.В начальном приближении, сплошной спектр излучения звезды близок к излучению абсолютно чёрного тела с температурой, равной температуре её фотосферы, которую можно оценить по закону смещения Вина, но для удалённых звёзд этот метод неприменим из-за неравномерного поглощения света различных участков спектра межзвёздной средой.
  • Typ widmowy – w astronomii klasyfikacja gwiazd oparta na widmie światła wysyłanego przez gwiazdę. Widmo światła emitowanego przez gwiazdę jest określone przez trzy podstawowe parametry atmosfery gwiazdy, a mianowicie: temperaturę, ciśnienie gazu, skład chemiczny.Z powyższych czynników największy wpływ na postać widma gwiazdowego ma temperatura.Widma gwiazd o niskiej temperaturze powierzchni świadczą o obecności tam prostych związków chemicznych.
  • Yıldız sınıflandırma, gökbilimde, yıldızların öncelikle sıcaklıklarına göre sınıflandırılıp, diğer nitelikleri ile bu sınıfların arıtılmasıdır. Yıldız sıcaklıkları Wien'in yer değiştirme yasasına göre sınıflandırılabilseler de, uzak yıldızlar ile sorunlar ortaya çıkmaktadır. Yıldız tayfölçümü ise soğurma çizgilerine dayalı bir sınıflandırma yöntemi sunmaktadır. 19.
  • Dalam astronomi, klasifikasi bintang adalah peng-klasifikasian bintang-bintang berdasarkan kuat beberapa garis serapan pada pola spektrum, dan besarnya luminositas. Kuat garis serapan, khususnya garis-garis serapan atom hidrogen, diperoleh dari analisis pola spektrum bintang yang didapatkan dari pengamatan spektroskopi.
  • Em astronomia, classificação estelar é uma classificação de Estrelas baseadas na temperatura da fotosfera e suas características espectrais associadas, e refinada a seguir em termos de outras características. As temperaturas estelares podem ser classificadas usando-se a lei do deslocamento de Wien; mas isto cria dificuldades para estrelas distantes.
rdfs:label
  • Type spectral
  • Clasificación estelar
  • Classificazione stellare
  • Classificação estelar
  • Csillagászati színképosztályozás
  • Klasifikasi bintang
  • Klassifizierung der Sterne
  • Spectraalklasse
  • Spektrální klasifikace
  • Stellar classification
  • Tipus espectral
  • Typ widmowy
  • Yıldız sınıflandırma (astronomi)
  • Спектрален клас
  • Спектральные классы звёзд
  • スペクトル分類
  • 항성분류
owl:sameAs
http://www.w3.org/ns/prov#wasDerivedFrom
foaf:depiction
foaf:isPrimaryTopicOf
is dbpedia-owl:knownFor of
is dbpedia-owl:wikiPageDisambiguates of
is dbpedia-owl:wikiPageRedirects of
is dbpedia-owl:wikiPageWikiLink of
is prop-fr:renomméePour of
is prop-fr:text of
is prop-fr:typeSpectral of
is foaf:primaryTopic of