Открыть главное меню

Изменения

Нет изменений в размере, 1 год назад
парврчлмрвос
Сплошной [[спектр]] излучения звезды близок к излучению [[абсолютно чёрное тело|абсолютно чёрного тела]] с [[Температура|температурой]], равной [[Температура|температуре]] её [[Фотосфера|фотосферы]], которую можно оценить по [[закон смещения Вина|закону смещения Вина]], но для удалённых звёзд этот метод неприменим из-за неравномерного поглощения света различных участков [[спектр]]а межзвёздной средой. Более точным методом является оптическая [[спектроскопия]], позволяющая наблюдать в спектрах звёзд [[Спектральная линия поглощения|линии поглощения]], имеющие различную интенсивность в зависимости от температуры и типа звезды. Для некоторых типов звёзд в [[спектр]]ах наблюдаются и [[Эмиссионный спектр|линии испускания]].
 
== Классы [[Секки, Анджело|Анджело Секки]] ==
В [[1860-е|1860]]—[[1870-е|1870-х]] годах пионер звёздной [[Спектроскопия|спектроскопии]] [[Секки, Анджело|Анджело Секки]] создал первую классификацию [[Звезда|звёздных]] [[спектр]]ов. В [[1866 год]]у он разбил наблюдаемые спектры звёзд на три класса в порядке убывания температуры поверхности звезды и соответствующего изменения цвета<ref name="secchi1866-1"/><ref name="secchi1866-2"/><ref name="hearnshaw1987-1"/>. В [[1868 год]]у Секки открыл [[Углеродная звезда|углеродные звёзды]], которые выделил в отдельную четвёртую группу<ref name="hearnshaw1987-2"/>. А в [[1877 год]]у он добавил пятый класс<ref name="hearnshaw1987-3"/>.
 
* '''Класс I''' — белые и голубые звезды с широкими линиями поглощения водорода в спектре, такие, как [[Вега]] и [[Альтаир]]; включает в себя современные класс A и начало класса F.
Анонимный участник