In astronomy, stellar classification is a classification of stars based on its spectral characteristics. The spectral class of a star, is a designation of a class to a star describing the ionization of its chromosphere, what atomic excitations are most prominent in the light, giving an objective measure of the temperature in this chromosphere.

PropertyValue
dbpprop:abstract
  • In astronomy, stellar classification is a classification of stars based on its spectral characteristics. The spectral class of a star, is a designation of a class to a star describing the ionization of its chromosphere, what atomic excitations are most prominent in the light, giving an objective measure of the temperature in this chromosphere. Light from the star is analysed by splitting it up by a diffraction grating, subdividing the incoming photons into a spectrum exhibiting a rainbow of colors interspersed by absorption lines, each line indicating a certain ion of a certain chemical element. The presence of a certain chemical element in such an absorption spectrum primarily indicates that the temperature conditions is suitable for a certain excitation of this element. If the star temperature have been determined by a majority of absorption lines, unusual absences or strengths of lines for a certain element may indicate an unusual chemical composition of the chromosphere. Most stars are currently classified using the letters O, B, A, F, G, K and M, where O stars are the hottest and the letter sequence indicates successively cooler stars up to the coolest M class. According to an informal tradition, O stars are "blue", A stars "white", G stars "yellow" and M stars "red", even though the actual star colors perceived by an observer may deviate from these colors depending on visual conditions and individual stars observed. This non-alphabetical scheme has been developed from an earlier scheme using all letters from A to O, but the star classes were reordered to the current one when the connection to the star's temperature became clarified, and a few star classes were omitted as duplicate of others. (The mnemonic "Oh, be a fine girl /guy, kiss me" is sometimes used. ) In the current star classification system, the Morgan-Keenan system, the spectrum letter is enhanced by a number from 0 to 9 indicating tenths of the range between two star classes, so that A5 is five tenths between A0 and F0, but A2 is two tenths of the full range from A0 to F0. Another dimension that is included in the Morgan-Keenan system is the luminosity class expressed by the Roman numbers I, II, III, IV and V, expressing the width of certain absorption lines in the star's spectrum. It has been shown that this feature is a general measure of the size of the star, and thus of the total luminosity output from the star. Class I are generally called supergiants, class III simply giants and class V either dwarfs or more properly main sequence stars. For example our Sun has the spectral type G2V, which might be interpreted as "a 'yellow' two tenths towards 'orange' main sequence star". The apparently brightest star Sirius has type A1V.
  • Dieser Artikel behandelt die Klassifizierung von Sternen in der Astronomie, dazu werden im folgenden verschiedene Klassifizierungen kurz aufgeführt und gegebenenfalls im Detail behandelt.
  • 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:
  • Spektrální klasifikace je klasifikace hvězd založená na teplotě fotosféry a jí příslušících spektrálních charakteristikách. Teplota hvězd může být klasifikována na základě Wienova posunovacího zákona, což je však nepřesné u vzdálených hvězd. Hvězdná spektroskopie umožňuje klasifikaci hvězd podle jejich spektrálních čar.
  • 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.
  • Spektriluokka on tähtien pintalämpötilaan perustuva luokittelutapa. Tähden spektriluokka määritetään tähden spektrissä olevien spektriviivojen perusteella. Eri lämpötiloissa eri tavoin virittyvä kaasu luo erilaiset spektriviivat. Lämpötila vaikuttaa myös tähden väriin. Esimerkiksi Aurinko näyttää ilmakehän läpi katsottuna kellertävältä ja siinä ovat vahvat kalsiumin H- ja K-viivat. Silloin se kuuluu spektriluokkaan G, tarkemmin G2V. V tarkoittaa, että Aurinko on pitkäaikaisessa melko vakaassa niin sanotussa pääsarjavaiheessa, ja 2 sitä, että aurinko on jonkin verran luokan G0 tähteä viileämpi. Tähden spektriin vaikuttaa lämpötilan lisäksi myös tähden kirkkaus eli käytännössä painovoima tähden pinnalla, ja alkuainekoostumus sekä magneettikenttä ja sen häiriöt, ja pyörimiseen ja sykkimiseen liittyvät tekijät. Tähtien lämpötiloja voidaan määrittää karkeasti Wienin siirtymälain perusteella. Tarkempi lämpötilan määrittely voidaan tehdä spektroskopian avulla. Luokittelu pintalämpötilan perusteella on mielekästä, koska samanlämpöisillä pääsarjan tähdillä on muitakin yhteisiä ominaisuuksia, kuten massa, säde, absoluuttinen kirkkaus, väri ja pääsarjavaiheen kesto. Tähdet jaetaan spektriluokkiin nykyisin tavallisesti Morganin–Keenanin spektriluokituksen mukaan seuraavasti: Luokat on järjestetty lämpötilan mukaan, kuumin O ensin, kylmin M viimeisenä. Lisäksi kukin luokka jaetaan vielä kymmeneen alaluokkaan arabialaisilla numeroilla 0–9, joista 0 tarkoittaa luokan kuuminta ja 9 viileintä alaluokkaa. Esimerkiksi Auringon spektriluokka on G2 ja Polluxin K0. Spektriluokkien järjestyksen muistamiseksi on olemassa suosittu englanninkielinen muistisääntö "Oh Be A Fine Girl, Kiss Me". Taulukossa mainittu väri ei ole tähden aito väri, vaan näennäinen väri, joka tähden säteilyllä on Maan ilmakehän läpäisyn jälkeen.
  • Pour mémoriser l'ordre des types spectraux (OBAFGKM), les anglophones utilisent la phrase « Oh, Be A Fine Girl/Guy, Kiss Me! », ce qui se traduit par « Oh! Sois une gentille fille/un gentil gars, embrasse-moi »; il en existe de nombreuses variantes. En français, on pourrait dire : « Observez bien au firmament : grandiose kaléidoscope multicolore ! » La raison de l'arrangement étrange des lettres est historique. Quand les premiers spectres d'étoiles furent pris, on remarqua que la raie de l'hydrogène variait beaucoup et l'on classa les étoiles selon l'intensité de la raie de Balmer : de A, la plus forte, à Q, la plus faible. Puis les raies d'autres éléments chimiques vinrent en jeu : les raies H et K du calcium, la raie D du sodium, etc. Plus tard, il apparut que beaucoup de ces classes se chevauchaient et furent retirées. Ce n'est que bien plus tard encore qu'on découvrit que l'intensité des raies dépendait essentiellement de la température de surface de l'étoile. Actuellement, ces classes sont subdivisées à l'aide des chiffres (0-9) : A0 pour les étoiles les plus chaudes de la classe A et A9 pour les moins chaudes. Par exemple, notre soleil est une étoile de type G2. Plus récemment, la classification a été étendue en W O B A F G K M L T et R N C S, où W sont les étoiles Wolf-Rayet, L et T représentent des étoiles extrêmement froides : des naines brunes, et R N C S sont utilisés pour les étoiles carbonées.
  • 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, másrészt a csillagok színképosztályokba sorolását (latin eredetű kifejezéssel spektrálklasszifikációt).
  • La classificazione stellare è generalmente basata sulla temperatura superficiale delle stelle, che può essere stimata mediante la Legge di Wien a partire dalla loro emissione luminosa. La spettroscopia permette in aggiunta di analizzare gli spettri di emissione delle stelle. Infatti possiamo associare in maniera molto approssimativa il nucleo di una stella ad un corpo nero (corpo ideale che emette tutte le onde elettromagnetiche che assorbe) e tenere conto che ciò che giunge sino ai nostri occhi è uno spettro di "assorbimento" causato dal passaggio della luce ideale prodotta dal corpo nero attraverso gli strati gassosi dell' astro. Di conseguenza analizzando tale spettro di assorbimento è possibile persino intuire la stessa costituzione chimica della stella. Il primo schema di classificazione spettroscopica, risalente all'Ottocento, si basava solo sulle linee di assorbimento e divideva le stelle in varie classi chiamate con le lettere dell'alfabeto, da A a P. Il sistema moderno ha eliminato molte classi e ha riordinato quelle rimanenti risalendo dalle linee di assorbimento alla temperatura superficiale effettiva. La temperatura è misurata in kelvin, ma per temperature così alte la scala è in pratica uguale a quella Celsius. Le classi oggi usate sono: O: 30.000 - 60.000 K stelle blu B: 10.000 - 30.000 K stelle blu-bianche A: 7.500 - 10.000 K stelle bianche F: 6.000 - 7.500 K stelle giallo-bianche G: 5.000 - 6.000 K stelle gialle (come il nostro Sole) K: 3.500 - 5.000 K stelle gialle-arancio M: < 3.500 K stelle rosse Sono state poi introdotte altre 3 classi comprendenti stelle via via sempre più rosse e via via sempre più fredde. Queste classi sono N, R e S. Pertanto la classificazione completa è data dalle classi O B A F G K M N R S. Ogni classe è suddivisa in 10 sottoclassi numerate da 0 a 9. In lingua inglese è stata coniata una frase per ricordarsi facilmente questa scala: "Oh Be A Fine Girl, Kiss Me" (Oh, sii una ragazza gentile, baciami). Per ricordarsi le altre tre classi si può pensare al nome "Serena". Infatti le consonanti in "Serena" sono le ultime tre classi stellari elencate al contrario. La frase completa risulta quindi: "Oh Be A Fine Girl, Kiss Me, SeReNa". Un'altra integrazione molto comune della famosa frase mnemonica è "Oh Be A Fine Girl, Kiss Me Right Now, Sweetheart" (Oh, sii una ragazza gentile, baciami proprio ora, dolcezza). Questo schema fu definito nel Novecento, da Annie Cannon e lo Harvard College Observatory. Il diagramma H-R collega la classificazione stellare con la magnitudine assoluta, la luminosità e la temperatura superficiale. La ragione per questa strana disposizione delle lettere è storica. Quando si iniziò a registrare gli spettri delle stelle, si notò che queste presentavano linee spettrali dell'idrogeno molto diverse tra loro, e quindi si definì una classificazione basata sulle linee dell'idrogeno da A (la più forte) fino a Q (la più debole). Vennero quindi usate le linee di altri atomi, neutri o ionizzati (linee del calcio H&K, linee del sodio D, ecc.). Si trovò in seguito che alcune di queste classi erano dei duplicati, e vennero quindi rimosse. Solo dopo molto tempo si scoprì che l'intensità delle linee dell'idrogeno erano legate alla temperatura superficiale della stella. Questo lavoro fu svolto principalmente dalle "ragazze" dell'Harvard College Observatory, Annie Cannon e Antonia Maury, basandosi sul lavoro di Williamina Fleming. Queste classi sono ulteriormente suddivise usando i numeri arabi da 0 a 9. A0 indica le stelle più calde di classe A, e A9 quelle più fredde.
  • 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。
  • 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 oorspronkelijke massa en leeftijd van de ster is de temperatuur verschillend en zendt hij verschillende spectra van licht uit. Behalve de straling door de temperatuur, waarbij sterren als een zwart lichaam beschouwd kunnen worden zijn er heldere of donkere lijnen in de spectra te vinden van de elementen waaruit de ster bestaat of waar het licht van de ster doorheen valt. De soorten spectra werden begin 20e eeuw door de astronome Annie Jump 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, Kiss Me Right Now, Smack!), waarbij de O sterren het heetst (en blauw) zijn, en de M 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. Nog later zijn een type W toegevoegd (Wolf-Rayet sterren, hete sterren die hun waterstof en helium verloren hebben), en een type L. Een verdere verfijning wordt aangebracht door een cijfer toe te voegen, bijvoorbeeld K5 is "halverwege" K0 en M0. Naast deze onderverdeling kan ook een aanduiding gebruikt worden die bijvoorbeeld de lichtkracht aangeeft (I of c = superreus, III of g = reus, V of d = hoofdreeksster, D = "degenerate" = witte dwerg), of die aangeeft of spectraallijnen van bepaalde elementen sterker of juist zwakker zijn dan wat normaal is voor deze klasse. Een toegevoegde "e" geeft ongebruikelijke emissielijnen aan, een "p" wijst op een spectrum met eigenaardige ("peculiar") kenmerken. Bij de meeste sterren is er een duidelijke relatie tussen de lichtkracht en de spectraalklasse, de hete en blauwe sterren geven het meeste licht, koele en rode sterren het minste. Dit verband is uitgezet in het Hertzsprung-Russell diagram en wordt de hoofdreeks genoemd. Naast de hoofdreeks zijn er rode reuzen en witte dwergen. Onze Zon is van spectraalklasse G2, bijvoorbeeld Sirius (Alpha Canis Majoris) is heter en van type A1. Aldebaran (Alpha Tauri) is wat koeler, een rode reus van type K5. De K- en M-klasse sterren van de hoofdreeks zijn rode dwergen en zo lichtzwak dat ze niet met het blote oog te zien zijn.
  • Spektralklasse er en klassifisering av fotosfærens temperatur og tilhørende luminositet og spektrum for en stjerne. På korte avstander kan temperaturen klassifiseres ved Wiens forskyvningslov som gir forholdet mellom energimaksimum og temperatur. På lengre avstande kunne man anvende absorbsjonsspektroskopi for å fastslå temperaturområdet. Allerede på 1800 tallet brukte man bokstavene A til Q for å betegne spektralklasse og dette er opphavet til bokstavene som brukes i dag.
  • W astronomii typ widmowy to klasyfikacja gwiazd oparta na widmie światła wysyłanego przez gwiazdę. Widmo światła emitowanego przez gwiazdę jest określone przez trzy podstawowe parametry atmosfery gwiazdy, a mianowicie: ich 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.
  • 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 temperatua os níveis de energia atômica envolvidos estão povoados. Um esquema antigo do século 19) utilizava letras de A ao P, e é a origem das classes espectrais usadas atualmente.
  • În astronomie, clasificarea stelară este o clasificare a stelelor bazată iniţial pe temperatura fotosferică şi de caracteristicile spectrale ale acesteia. Temperatura stelară poate fi clasificată folosind Legea lui Wien; dar aceasta nu este valabilă la stelele distante. Spectroscopia stelelor ne dă posibilitatea de a clasifica stelele dupa linia de absorbţie a stelelor, aceasta fiid posibil de observat doar la o anumită temperatură a straturilor de pe atmosfera stelară, pentru că doar această temperatură oferă informaţii despre energia atomică de pe suprafaţa stelei. O primă schemă, din secolul 19 clasifică stelele de la A la P, şi care este originea spectrului folosit azi.
  • Файл:Morgan-Keenan spectral classification. png Спектральная классификация Моргана-Кинана 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.
  • Spektraltyp eller spektralklass är en klassifikation av stjärnor genom det generella utseendet av stjärnans spektrum. Vid klassifikationen jämförs stjärnans spektrum med spektrum för ett antal standardstjärnor, och den klassificerade stjärnan erhåller så en beteckning, vanligen en av typerna O, B, A, F, G, K eller M, eller i de nya infrarödtyperna L och T för bruna dvärgar. Förutom de primära spektraltyperna O till T, kan man genom jämförelser av bredden på absorptionslinjer av väte fastställa en luminositetsklass I, II, III, IV och V som indirekt beskriver storleken på stjärnan. Fastän spektralklass endast fastställes genom jämförelse av spektra, så anses klassen även beskriva fotosfärisk temperatur hos stjärnan och genom dess luminositetsklass även dess absoluta ljusstyrka. Detta är av stor betydelse vid fastställandet av interstellär extinktion, vilket i realiteten betyder att stjärnljuset sprides på grund av förekomsten av interstellärt stoft.
  • 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.
  • 在天文學，恆星分類是將恆星依照光球的溫度分門別類，伴隨著的是光譜特性、以及隨後衍生的各種性質。根據維恩定律可以用溫度來測量物體表面的溫度，但對距離遙遠的恆星是非常困難的。恆星光譜學提供了解決的方法，可以根據光譜的吸收譜線來分類：因為在一定的溫度範圍內，只有特定的譜線會被吸收，所以檢視光譜中被吸收的譜線，就可以確定恆星的溫度。早期(19世紀末)恆星的光譜由A至P分為16種，是目前使用的光譜的起源。 恒星光谱分类 20世纪初，美国哈佛大学天文台对50万颗恒星进行了光谱研究。他们根据恒星不同的谱线进行了分类，结果发现它们与颜色也有关系. 蓝色:“O”型 蓝白色“B”型 白色:“A”型 黄白色:“F”型 黄色:“G”型 橙色:“K”型 红色:“M”型
dbpprop:hasPhotoCollection
dbpprop:portalProperty
  • Astronomy
  • Crab Nebula.jpg
dbpprop:reference
dbpprop:wikiPageUsesTemplate
rdf:type
rdfs:comment
  • In astronomy, stellar classification is a classification of stars based on its spectral characteristics. The spectral class of a star, is a designation of a class to a star describing the ionization of its chromosphere, what atomic excitations are most prominent in the light, giving an objective measure of the temperature in this chromosphere.
  • Dieser Artikel behandelt die Klassifizierung von Sternen in der Astronomie, dazu werden im folgenden verschiedene Klassifizierungen kurz aufgeführt und gegebenenfalls im Detail behandelt.
  • 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.
  • Spektrální klasifikace je klasifikace hvězd založená na teplotě fotosféry a jí příslušících spektrálních charakteristikách. Teplota hvězd může být klasifikována na základě Wienova posunovacího zákona, což je však nepřesné u vzdálených hvězd. Hvězdná spektroskopie umožňuje klasifikaci hvězd podle jejich spektrálních čar.
  • 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.
  • Spektriluokka on tähtien pintalämpötilaan perustuva luokittelutapa. Tähden spektriluokka määritetään tähden spektrissä olevien spektriviivojen perusteella. Eri lämpötiloissa eri tavoin virittyvä kaasu luo erilaiset spektriviivat. Lämpötila vaikuttaa myös tähden väriin. Esimerkiksi Aurinko näyttää ilmakehän läpi katsottuna kellertävältä ja siinä ovat vahvat kalsiumin H- ja K-viivat. Silloin se kuuluu spektriluokkaan G, tarkemmin G2V.
  • Pour mémoriser l'ordre des types spectraux (OBAFGKM), les anglophones utilisent la phrase « Oh, Be A Fine Girl/Guy, Kiss Me! », ce qui se traduit par « Oh! Sois une gentille fille/un gentil gars, embrasse-moi »; il en existe de nombreuses variantes. En français, on pourrait dire : « Observez bien au firmament : grandiose kaléidoscope multicolore ! » La raison de l'arrangement étrange des lettres est historique.
  • 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).
  • La classificazione stellare è generalmente basata sulla temperatura superficiale delle stelle, che può essere stimata mediante la Legge di Wien a partire dalla loro emissione luminosa. La spettroscopia permette in aggiunta di analizzare gli spettri di emissione delle stelle.
  • 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 oorspronkelijke massa en leeftijd van de ster is de temperatuur verschillend en zendt hij verschillende spectra van licht uit.
  • Spektralklasse er en klassifisering av fotosfærens temperatur og tilhørende luminositet og spektrum for en stjerne. På korte avstander kan temperaturen klassifiseres ved Wiens forskyvningslov som gir forholdet mellom energimaksimum og temperatur. På lengre avstande kunne man anvende absorbsjonsspektroskopi for å fastslå temperaturområdet. Allerede på 1800 tallet brukte man bokstavene A til Q for å betegne spektralklasse og dette er opphavet til bokstavene som brukes i dag.
  • W astronomii typ widmowy to klasyfikacja gwiazd oparta na widmie światła wysyłanego przez gwiazdę. Widmo światła emitowanego przez gwiazdę jest określone przez trzy podstawowe parametry atmosfery gwiazdy, a mianowicie: ich 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.
  • 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.
  • În astronomie, clasificarea stelară este o clasificare a stelelor bazată iniţial pe temperatura fotosferică şi de caracteristicile spectrale ale acesteia. Temperatura stelară poate fi clasificată folosind Legea lui Wien; dar aceasta nu este valabilă la stelele distante.
  • Файл:Morgan-Keenan spectral classification. png Спектральная классификация Моргана-Кинана Спектра́льные кла́ссы — классификация звёзд по спектру излучения, в первую очередь, по температуре фотосферы.
  • Spektraltyp eller spektralklass är en klassifikation av stjärnor genom det generella utseendet av stjärnans spektrum. Vid klassifikationen jämförs stjärnans spektrum med spektrum för ett antal standardstjärnor, och den klassificerade stjärnan erhåller så en beteckning, vanligen en av typerna O, B, A, F, G, K eller M, eller i de nya infrarödtyperna L och T för bruna dvärgar.
  • 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.
rdfs:label
  • Stellar classification
  • Klassifizierung der Sterne
  • Tipus espectral
  • Spektrální klasifikace
  • Clasificación estelar
  • Spektriluokka
  • Type spectral
  • Csillagászati színképosztályozás
  • Classificazione stellare
  • スペクトル分類
  • Spectraalklasse
  • Spektralklasse
  • Typ widmowy
  • Classificação estelar
  • Spectru stelar
  • Спектральный класс
  • Spektraltyp
  • Yıldız sınıflandırma
  • 恒星光谱
owl:sameAs
skos:subject
foaf:page
is dbpedia-owl:Person/knownFor of
is dbpedia-owl:knownFor of
is dbpprop:knownFor of
is dbpprop:redirect of
is owl:sameAs of