Φασματικοί τύποι αστέρων: Διαφορά μεταξύ των αναθεωρήσεων
Περιεχόμενο που διαγράφηκε Περιεχόμενο που προστέθηκε
μ -σύνδεσμος σε αρχείο που διαγράφηκε |
Χωρίς σύνοψη επεξεργασίας |
||
Γραμμή 1:
[[Εικόνα:HR-diag-no-text.svg|thumb|250px|[[
[[άξονας τεταγμένων]]: Λαμπρότητα<br /><!--
-->0, Ia, Ib: Υπεργίγαντες,<br><!--
Γραμμή 9:
-->VII: Λευκοί νάνοι]]
Όπως είναι εμπειρικά γνωστό καθώς αυξάνεται η [[θερμοκρασία]] ενός σώματος όταν αυτό [[πυράκτωση|πυρακτωθεί]] παρουσιάζει αρχικά χρώμα ερυθρό (ερυθροπύρωση), στη συνέχεια ανερχόμενη η θερμοκρασία του το χρώμα του γίνεται προοδευτικά λευκότερο μέχρι που φθάνει το
Όλοι σχεδόν οι αστέρες παρουσιάζουν [[φάσμα|φάσμα απορρόφησης]], ενώ πολλοί λίγοι [[φάσμα|φάσμα εκπομπής]]. Το φάσμα απορρόφησης αποδεικνύει ότι οι αστέρες του φάσματος αυτού είναι διάπυροι και περιβάλλονται
Επίσης από το φάσμα των αστέρων προκύπτει ότι η "χημική σύνθεση" αυτών είναι ανάλογη αυτής του Ηλίου μας και ακόμη πως τα συχνότερα [[χημικό στοιχείο|χημικά στοιχεία]] που ανιχνεύονται (απαντώνται) σ΄ αυτούς είναι το [[υδρογόνο]] και το [[ήλιο]]. Τέλος από το φάσμα τους αλλά και με άλλες μεθόδους είναι δυνατόν να προσδιορισθεί η θερμοκρασία της επιφανείας τους που κυμαίνεται από 50000° μέχρι 3000° Κ.
Αν και το πλήθος των αστέρων είναι μεγάλο εντούτοις οι ποικιλίες των φασμάτων τους δεν είναι πολλές με συνέπεια να μπορούν να καταταγούν όλα τα αστρικά φάσματα και ασφαλώς και όλοι οι
:[[Αστέρας τύπου Β]]
:[[Αστέρας τύπου Α]]
|