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- 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. (cs)
- El tipus espectral és la manera de classificació 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: (ca)
- في علم الفلك، التصنيف النجمي هو تصنيف النجوم على أساس خصائصها الطيفية. رتبة النجم الطيفية هي رتبة للنجم تصف التأين في طبقة النجم الخارجية (سطح النجم)، حيث يتم حث الذرات ليتم إطلاق الضوء، مما يعطي طريقة عملية لقياس درجة حرارة سطح النجم. يتم تحليل الضوء القادم من النجم عن طريق فصل مكوناته بواسطة جهاز فصل الطيف، ليتم فصل الفوتونات القادمة في هيئة خطوط ضوئية لها ألوان قوس قزح مفصولة بخطوط امتصاص. كل خط امتصاص يشير إلى أيون لعنصر كيميائي معين. وجود هذه خطوط الامتصاص في الطيف يدل على درجة حرارة سطح النجم المؤثرة على الأيون. معظم النجوم يتم تصنيفها حالياً باستخدام الأحرفO, B, A, F, G, K, M، حيث نجوم O هي الأسخن والأحرف المتتابعة تشير إلى التدرج في البرودة حتى نصل إلى الحرف M وهو الأبرد. عادةً تكون نجوم O ذات لون أزرق، B بلون أزرق مبيضّ، A بلون أبيض، F بلون أبيض مصفرّ، G بلون أصفر، K بلون برتقالي وM بلون أحمر. لكن لون النجم الفعلي قد يختلف قليلاً حسب درجة حرارة النجم وخصائصه. في نظام تصنيف النجوم الحالي، وهو نظام مورغان-كينان، يتم إضافة أرقام من 0 إلى 9 إلى الحرف الذي يشير إلى الطيف (O B A F G K M) ليشير هذا الرقم إلى عُشر الاختلاف بين حرفين متتاليين، مثال على ذلك A5 هو خمسة أعشار بين A0 وF0. هناك وصف آخر متضمن أيضاً في نظام مورغان-كينان وهو شدة الإضاءة والتي يتم التعبير عنها بالأعداد الرومانية I II III IV V، والتي تعبر عن عرض خيط امتصاص واحد في طيف النجم. تم التوصل إلى أن هذه الصفة هي مقياس عام لحجم النجم، وبالتالي إلى مجموع الإضاءة الخارجية من النجم. الرتبة I تسمى عملاق عظيم، أما الرتبة III فتسمى عملاق، والرتبة V هي نجوم قزمة أو نجم بحجم عادي. مثال على ذلك الشمس التي لديها الرتبة الطيفية G2V والذي يعني أنه نجم أصفر لكن أقرب بعُشرَين للبرتقالي وبحجم نجم عادي. ألمع نجم في السماء نجم الشعرى اليمانية لديه الرتبة الطيفية A1V. (ar)
- Όπως είναι εμπειρικά γνωστό καθώς αυξάνεται η θερμοκρασία ενός σώματος όταν αυτό πυρακτωθεί παρουσιάζει αρχικά χρώμα ερυθρό (ερυθροπύρωση), στη συνέχεια ανερχόμενη η θερμοκρασία του το χρώμα του γίνεται προοδευτικά λευκότερο μέχρι που φθάνει το κυανόχρουν (λευκοπύρωση). Κατά τον ίδιο τρόπο διαπιστώθηκε ότι και οι αστέρες παρουσιάζουν διάφορα χρώματα τα οποία και είναι συνάρτηση της θερμοκρασίας τους. Έτσι παρατηρώντας τους αστέρες από τους θερμότερους στους λιγότερο θερμούς, χρωματικά παρουσιάζονται ως κυανόλευκοι, λευκοί, λευκοκίτρινοι, κίτρινοι, χρυσοκίτρινοι, ερυθροί και βαθείς ερυθροί. Έτσι αποφασίστηκε οι αστέρες, με γνώμονα ακριβώς αυτή τη χρωματική διαφορά τους, να καταταχθούν σε διαφορετικούς τύπους. Μεγάλη βοήθεια σ΄ αυτό το τρόπο κατάταξης πρόσφερε στους αστρονόμους η φασματοσκοπία με συνέπεια σήμερα οι αστέρες να προσδιορίζονται σε φασματικούς τύπους. Όλοι σχεδόν οι αστέρες παρουσιάζουν φάσμα απορρόφησης, ενώ πολύ λίγοι φάσμα εκπομπής. Το φάσμα απορρόφησης αποδεικνύει ότι οι αστέρες του φάσματος αυτού είναι διάπυροι και περιβάλλονται από ατμόσφαιρα με χαμηλή θερμοκρασία ως προς εκείνη της επιφάνειάς τους. Η ατμόσφαιρά τους προκαλεί απορρόφηση του συνεχούς φάσματος της επιφανείας τους έτσι ώστε αυτό να διακόπτεται από πολλές σκοτεινές γραμμές. Αλλά και το φάσμα εκπομπής με φωτεινές γραμμές που παρουσιάζουν ελάχιστοι αστέρες, αποδεικνύει επίσης ότι και αυτοί βρίσκονται σε διάπυρη κατάσταση και ότι περιβάλλονται από ατμόσφαιρα, με θερμοκρασία όμως υψηλότερη της επιφανειακής τους. Επίσης από το φάσμα των αστέρων προκύπτει ότι η χημική σύνθεση αυτών είναι ανάλογη αυτής του Ηλίου μας και ακόμη πως τα συχνότερα 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 50.000° μέχρι 3.000° 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 παρατηρούμενοι αστέρες σε δώδεκα φασματικούς τύπους, οι οποίοι και ονομάζονται κατά σειρά με τα λατινικά γράμματα Q, W, O, B, A, F, G, K, M, N, R S. Εξ όλων αυτών σημαντικότεροι είναι μόνο οι εξής 7: Αστέρας τύπου ΒΑστέρας τύπου ΑΑστέρας τύπου FΑστέρας τύπου GΑστέρας τύπου ΚΑστέρας τύπου Μ Με δεδομένα τις φασματοσκοπικές παρατηρήσεις των αστέρων προκύπτουν τα εξής γενικά συμπεράσματα: Οι θερμότεροι του Ηλίου μας αστέρες αντιστοιχούν στο 54% του συνόλου των παρατηρηθέντων και ανήκουν στους φασματικούς τύπους B, A και F, ενώ όσοι έχουν θερμοκρασία ίση ή μικρότερη της ηλιακής περιορίζονται στο 46% που διαμοιράζονται στους υπόλοιπους φασματικούς τύπους.
* Τον τρόπο αυτό ταξινόμησης των αστέρων σε φασματικούς τύπους διατύπωσε για πρώτη φορά στα τέλη του περασμένου αιώνα ο (1846-1919) και οι συνεργάτες του στο αστεροσκοπείο του Χάρβαρντ. (el)
- Dieser Artikel behandelt die Klassifizierung von Sternen in der Astronomie, dazu werden im Folgenden verschiedene Klassifizierungen kurz aufgeführt und gegebenenfalls im Detail behandelt. (de)
- Steloj estas klasigataj ĉefe laŭ sia spektro kaj amplekso. (eo)
- Die Spektralklasse, auch Spektraltyp genannt, ist in der Astronomie eine Klassifizierung der Sterne nach dem Aussehen ihres Lichtspektrums. Dabei beruht das System auf der Entdeckung von Joseph von Fraunhofer im Jahr 1813, der im Sonnenspektrum dunkle Absorptionslinien fand. Robert Wilhelm Bunsen und Gustav Robert Kirchhoff entdeckten 1859, dass diese Linien von der Lage her identisch mit Emissionslinien sind, die von bestimmten chemischen Elementen abgegeben werden. Der Schluss lag nahe, dass diese Elemente in der Sonne vorhanden sein mussten. Die Spektralanalyse war begründet. Neben der Analyse von Materialien auf der Erde ließen sich so auch die Sternspektren analysieren. (de)
- En astronomía, la clasificación estelar es la clasificación de las estrellas en función de sus características espectrales. La radiación electromagnética procedente de la estrella es analizada mediante su división por un prisma o por una red de difracción en un espectro, mostrando así el arcoíris de color (espectro electromagnético visual) entremezclados con líneas de absorción. Cada línea indica un ion de un determinado elemento químico, junto con la intensidad de la línea que determina la abundancia de ese ion. La abundancia relativa de los diferentes iones varía con la temperatura de la fotosfera. La clase espectral de una estrella es un código corto que resume el estado de ionización, dando una medida objetiva de la temperatura de la fotosfera y la estrella. La mayoría de las estrellas están actualmente clasificadas bajo el sistema de Morgan–Keenan (MK), utilizando las letras O, B, A, F, G, K, y M, una secuencia que abarca desde las más calientes (tipo O) a las más frías (tipo M). Cada clase de letra se subdivide usando un dígito numérico, con el 0 para las estrellas más calientes y 9 para las más frías (por ejemplo: A8, A9, F0, F1 forman una secuencia de las más calientes a las más frías). La secuencia ha sido ampliada con clases de otras estrellas y objetos parecidos a estrellas que no encajan en el sistema clásico, tal como la clase D para enanas blancas y la clase C para estrellas de carbono. En el sistema MK, se añade una clase de luminosidad a la clase espectral usando números romanos. Esto se basa en el ancho de ciertas líneas de absorción en el espectro de la estrella, que varían con la densidad de la atmósfera y por lo que se distinguen las gigantes rojas de las enanas. La clase de luminosidad 0 o las estrellas Ia+ son hipergigantes, la clase de estrellas I para las supergigantes, la clase II son gigantes brillantes, la clase III para gigantes regulares, la clase IV son subgigantes, la clase V para estrellas de la secuencia principal, la clase VI son subenanas, y la clase VII para enanas blancas. La clase espectral completa para el Sol es G2V, lo que indica que es una estrella de la secuencia principal con una temperatura aproximada de 5800 K. (es)
- Astronomian, izarren sailkapena izarren ezaugarri espektralak kontuan hartuta ordenatzea edo sailkatzea da. Izarretatik datorren erradiazio elektromagnetikoa prisma bat zatituz edo espektro baten erabiliz aztertzen da. Esandako metodoak erabiltzean, ortzadar bat agertzen da eta ortzadarra osatzen duten kolore guztiak agertzen dira. Lerro bakoitzak elementu kimiko baten ioi bat adierazten du, eta lerro honen intentsitateak elementu kimiko honen ugaritasuna. Ioien ugaritasun erlatiboa fotosferako tenperaturaren arabera aldatu daiteke. Izar baten espektro mota, izar horren ionizazioaren egoera laburtzen duen kode labur bat da, kode honek, izar horren fotosferako tenperaturaren eta dentsitatearen neurri zehatz bat ematen digu. Gaur egun, izar gehienak Morgan-Keenan (MK) sistema erabiliz sailkatzen dira, sistema honek O, B, A, F, G, K eta M letrak erabiltzen ditu, M letra izar hotzenak sailkatzeko erabiltzen den bitartean, O letra beroenak sailkatzeko erabiltzen da. Letra bakoitzak azpisailkapenak ditu, azpisailkapen hauek izendatzeko 0tik hasita 9rainoko zenbakiak erabiltzen dira, 0ak izar beroenak ordezkatzen ditu eta 9ak hotzenak. Sistema hau handitua edo zabaldua izan da, izan ere, izar batzuek ez dute inolako tokirik sistema klasikoko sailkapenetan, adibidez, D motako izarrek (nano zuriak) eta C motako izarrek (karbonozko izarrak). MK sisteman, distiraren araberako eskala bat gehitzen zaio espektrozko eskalari, erromatar zenbakiak erabiliz. Eskala hau ipintzeko, absorzio lerroetako lerro lodiak behatzen dira, lodiera hau atmosferaren dentsitatearen araberakoa da eta horrela, erraldoi gorriak izar nanoetatik desberdintzen dira. 0 distira motako edo la+ izarrak hipererraldoiak dira, I motako izarrak supererraldoiak dira, II motako izarrak erraldoi distiratsuak, III mota erraldoi erregularrak izendatzeko erabiltzen da, IV motakoak aurreerraldoiak edo suberraldoiak dira, V motakoak sekuentzia nagusiko izarrak, sd motakoak aurrenanoak eta D motakoak nano zuriak. Eguzkia G2V gisa sailkatzen da, hau da, sekuentzia nagusiko izarra da eta 5,800K inguruko tenperatura du. (eu)
- Izarren espektro mota, Harvardeko espektro sailkapena bezala ere ezaguna, 1890ean Harvard Unibertsitateko Edward Charles Pickeringek abiarazi baitzuen, ondoren unibertsitate bereko Annie Jump Cannonek hobetuz 1901ean, astronomian gehien erabiltzen den izar sailkapena da. Mota ezberdinak beroenetatik hotzenetara sailkatzen dira. Honakoak dira:
* Masa, erradio eta argitasun magnitudeak gure Eguzkiaren alderatuta azaltzen dira.
* Argitasuna erradioarekiko proportzionala da, eta beraz, espektro mota berean argitasun ezberdina eta, beraz, erradio ezberdina duten izarrak ikus ditzakegu. Mota ezberdinak, ondoren, 0tik 9rako zenbakiak jarriz banatzen dira. A0 A motako izarrik beroenei dagokie, A9 hotzenei dagokien bitartean. Adibidez, gure eguzkia G2 motako izar bat da. Sailkapen hau R, N eta S motekin osatzen da. Hertzsprung-Russell diagramak espektro sailkapena izarren magnitude absolutua, argitasuna eta azaleko tenperaturarekin lotzen du. Sekuentzia gogoratzeko badago ingelesez baliabide mnemotekniko bat, hizki horiekin hasten diren hitzez osatutako esaldi bat: Oh, Be a Fine Girl/Guy/Gay, Kiss Me Right Now Sweetley. (eu)
- Is é an rud atá i gceist leis na haicmí speictreacha ná córas leis na réaltaí a aicmiú de réir an chineál solais atá siad a astú, nó dath na réalta. Le litreacha a chuirtear na haicmí seo in iúl: O, B, A, F, G, K, M. Fadó, cheap na hábhair réalteolaithe an deilín Béarla oh, be a fine girl, kiss me le cuimhne a choinneáil ar na haicmí seo. Is iad saintréithe na n-aicmí ná: O: Seo an cineál is teo acu ar fad (teocht an fhótaisféir atá i gceist, nó taobh istigh, tá na réaltaí i bhfad níos teo, cibé scéal é). Tá teocht an dromchla tríocha éigin míle céim Celsius, nó níos airde fós. Tá na réaltaí seo bánghorm. Maidir leis na , tá na dúile éadroma, an héiliam ach go háithrid, le haithint go soiléir. De na réaltaí is aithnidiúla, tá agus i gCrios an Bhodaigh le fáil san aicme seo, mar shampla. B: Tá na réaltaí seo te go leor fosta, ach níl siad chomh te leis an chéad aicme - tá siad níos fuaire ná tríocha míle céim Celsius, agus iad bán nó bánghorm. Tá Rigel, an réalt is gile de chuid an Bhodaigh, le fáil san aicme seo, chomh maith le h, an tríú réalta i gcrios an Bhodaigh. A: tá an teocht ag dul síos, agus an réalta ag éirí bán. Ní sháraíonn teocht na réaltaí seo deich míle céim Celsius, ach mar sin féin, tá siad níos teo ná an Ghrian. Is dócha gurb í , an réalta is gile ar fud na spéire mar a fheicimid féin í, an réalta is mó le rá dá bhfuil san aicme speictreach áirithe seo. Ní mór Vega a lua, chomh maith - tá sí ar réaltaí geala na spéire chomh maith le Sirius féin, agus í suite i réaltbhuíon na Lire. Le sampla eile a tharraingt anuas, is san aicme seo a fhaightear an chuid is mó de réaltaí an Chamchéachta, fosta. F: tá na réaltaí seo cineál bánbhuí, agus lorg na miotal éadrom le haithint ar a speictream. Bíonn siad níos teo ná ár nGrian féin, ón sé mhíle go dtí an naoi míle céim Celsius. Ina measc seo, faightear réaltaí ar nós (an réalt is gile sa ) agus an Réalta Thuaidh, chomh maith le h sa - le cúpla sampla a lua. G: san aicme seo a fhaightear an abhacréalta bhuí a bhfuil an Domhan s'againn féin ag dul ina timpeall. Mar sin, is réaltaí buí iad seo, ach ní abhacréaltaí iad go léir. Sroicheann na habhacréaltaí buí san aicme seo teocht sé mhíle céim Celsius, ach bíonn na fathachréaltaí míle nó cúpla míle céim níos fuaire. Tá Capella, ceann de na fathachréaltaí is gile amuigh, san aicme seo - nó, le bheith beacht, tá Capella comhdhéanta as dhá fhathachréalt san aicme G agus dhá réalt níos fannlaige san aicme M, siúd is nach bhfuil an ilréaltacht seo le haithint ach amháin ar athruithe an speictrim. Cibé scéal é, tá Capella ar an réalt is gile i réaltbhuíon an , agus Alpha Aurigae a thugtar uirthi fosta, dá réir sin. K: réaltaí flannbhuí nó deargbhuí iad seo, is é sin, tá siad ar aon dath leis an oráiste agus le saiseanna na bhfear cróga udaí a bíos amuigh ag siúlóid ar an dóú lá déag de Mhí Iúil. Tá an chuid is teo acu ina mbaill den , chomh maith le formhór mór na réaltaí go léir. Na réaltaí príomhsheichimh atá san aicme seo, is ionann, a bheag is a mhór, a dteocht agus teocht na bhfathach san aicme G, mar atá, ó cheithre go cúig mhíle céim Celsius. Na fathachréaltaí san aicme K, bíonn siad níos fuaire fós. Tá lorg na miotal le haithint go soiléir ar speictream na réaltaí seo. Baineann agus leis an aicme seo. Is í Aldebaran an réalt is gile i réaltbhuíon an , agus Arcturus i gceannas ar an . M: seo iad na réaltaí dearga. Bíonn siad trí mhíle céim Celsius ar theocht, nó níos fuaire fós, más fathachréaltaí iad (ón taobh eile de, más abhacréaltaí iad, féadann siad a bheith beagáinín níos teo) agus na miotail, fiú ocsaidí miotail, le haithint ar a speictream. Tá réaltaí de chuid na haicme seo ar fáil i measc na bhfathach agus i measc na n-abhac. Is dócha gurb í Antares, an réalt is gile i réaltbhuíon na , an fhathachréalta is mó le rá ins an aicme áithrid seo. Ón taobh eile de, tá a dtábhacht féin le Réalta Kapteyn agus Réalta Barnard, dhá abhacréalta a bhaineann leis an aicme seo, nó tá siad ar na réaltaí is mó dualghluaisne ar an spéir. (ga)
- En astronomie, les étoiles présentent quatre caractéristiques principales : température de couleur, gravité de surface, masse et luminosité. Ces caractéristiques ne sont ni indépendantes les unes des autres ni 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. Les étoiles chaudes sont bleues tandis que les étoiles plus froides sont rouges. Dans un ordre croissant de température, une étoile est rouge, orange, jaune, blanche, bleue ou 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 couleur 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. (fr)
- Dalam astronomi, klasifikasi bintang adalah peng-klasifikasian bintang-bintang berdasarkan kuat beberapa 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 . (in)
- In astronomy, stellar classification is the classification of stars based on their spectral characteristics. Electromagnetic radiation from the star is analyzed by splitting it with a prism or diffraction grating into a spectrum exhibiting the rainbow of colors interspersed with spectral lines. Each line indicates a particular chemical element or molecule, with the line strength indicating the abundance of that element. The strengths of the different spectral lines vary mainly due to the temperature of the photosphere, although in some cases there are true abundance differences. The spectral class of a star is a short code primarily summarizing the ionization state, giving an objective measure of the photosphere's temperature. Most stars are currently classified under the Morgan–Keenan (MK) system using the letters O, B, A, F, G, K, and M, a sequence from the hottest (O type) to the coolest (M type). Each letter class is then subdivided using a numeric digit with 0 being hottest and 9 being coolest (e.g., A8, A9, F0, and F1 form a sequence from hotter to cooler). The sequence has been expanded with classes for other stars and star-like objects that do not fit in the classical system, such as class D for white dwarfs and classes S and C for carbon stars. In the MK 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 or Ia+ is used for hypergiants, class I for supergiants, class II for bright giants, class III for regular giants, class IV for subgiants, class V for main-sequence stars, class sd (or VI) for subdwarfs, and class D (or VII) for white dwarfs. The full spectral class for the Sun is then G2V, indicating a main-sequence star with a surface temperature around 5,800 K. (en)
- スペクトル分類（スペクトルぶんるい、英: 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（英: spectral 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る。表面温度を元にして分類する狭義のスペクトル型（ハーバード型）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分類が広く用いられている。これは、この分類を提唱した天文学者のウィリアム・ウィルソン・モーガンとの名前に由来する。 恒星のスペクトルのそれぞれの線は、特定の元素や分子の存在を示しており、その特徴の強度はそれらの存在量を示している。異なるスペクトル線の強度は主に恒星の光球の温度に左右されるが、いくつかの場合では元素の実際の存在量の違いを反映している場合がある。高温の天体では水素の吸収線が、低温の天体ではその他の重元素による吸収線が強く現れる傾向にある。また特に低温の星では、原子に加えて分子の吸収線も見られるようになる。 ほとんどの星は、MK分類を用いて分類されている。これは O、B、A、F、G、K および M を用いた分類を用いており、O型が最も高温で、M型が最も低温である。アルファベットの順番がバラバラであるのは、スペクトル型と天体の温度が対応していると判明したのがアルファベット順の分類が開発された後であり、後に温度の順番に並べ替えて現在の様式に整理されたという歴史的な経緯に由来する。それぞれの文字の分類はさらに0から9を用いて細分化され、この中では0が最も高温で、9が最も低温であることを示す。例えば、A8、A9、F0、F1 という分類は高温から低温になるように並んでいる。この分類法は、古典的な恒星の分類には当てはまらないその他の星や恒星に似た天体を分類できるように拡張されている。例えば白色矮星を表す D、炭素星を表す S や C などが加えられた。また、褐色矮星などの低温の天体のスペクトルとして、L、T、Y が導入されている。 MK分類ではローマ数字を用いた光度階級も合わせて用いられており、これは恒星のスペクトルにおける特定の吸収線の線幅に基づいて定められている。線幅は恒星大気の密度によって変化するため、恒星が矮星（主系列星）か巨星であるかを区別することができる。光度階級では、極超巨星に対しては 0 もしくは Ia+、超巨星に対しては I、明るい巨星に対しては II、通常の巨星に対しては III、準巨星に対しては IV、主系列星に対しては V、準矮星に対しては sd もしくは VI、そして白色矮星に対しては D もしくは VII が割り当てられている。この記法をすべて用いた場合の太陽のスペクトル型は G2V であり、これは表面温度が 5800 K 程度の主系列星であることを意味する。 (ja)
- 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. 의 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. (ko)
- 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 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 :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 è Sirio, appartenente alla classe A1 V. (it)
- 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, sommige zijn blauwachtig, andere meer rood. Afhankelijk van de massa en leeftijd van de ster (de evolutionaire status) is de effectieve temperatuur en daardoor het spectrum verschillend. Bij de meeste sterren is er een duidelijke relatie tussen de spectraalklasse en de lichtkracht, de hete en blauwe sterren geven het meeste licht, koele en rode sterren het minste. Dit verband is uitgezet in het Hertzsprung-Russelldiagram en wordt de hoofdreeks genoemd. Naast de hoofdreeks zijn er rode reuzen en witte dwergen. 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 naast de normale 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. (nl)
- Typ widmowy – 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. (pl)
- Spectrale classificatie van sterren - classificatie van sterren volgens de kenmerken van hun spectra. De spectra van sterren variëren sterk, hoewel de meeste continu zijn met absorptielijnen. De moderne spectrale classificatie bestaat uit twee parameters: de vorm van het spectrum, dat voornamelijk afhangt van de temperatuur, wordt beschreven door het spectraaltype en de helderheid van een ster wordt beschreven door de helderheidsklasse. Ook kan bij de classificatie rekening worden gehouden met aanvullende kenmerken van het spectrum. De belangrijkste spectrale klassen van sterren in afnemende volgorde van temperatuur, van blauwer naar roder - O, B, A, F, G, K, M. De meeste sterren, inclusief de zon, behoren tot deze spectrale klassen, maar er zijn andere klassen: bijvoorbeeld L, T, Y voor bruine dwergen of C, S voor koolstof- en S-type sterren. De belangrijkste spectrale klassen zijn onderverdeeld in subklassen, aangegeven met een cijfer achter de aanduiding van de klasse, van 0 tot 9 (behalve O, waarvan de subklassen van 2 tot 9) zijn in volgorde van afnemende temperatuur. Klassen van sterren met hogere temperaturen worden gewoonlijk vroege, lagere temperaturen - later genoemd. Sterren van hetzelfde spectraaltype kunnen verschillende lichtsterkten hebben. In dit geval zijn de spectrale klassen en helderheid niet willekeurig verdeeld: er is een bepaald verband tussen hen, en in het diagram de spectrale klasse - de absolute helderheid, de sterren zijn gegroepeerd in afzonderlijke regio's, die elk overeenkomen met de helderheid klas. Lichtsterkteklassen worden aangeduid met Romeinse cijfers van I tot VII, van helderder tot zwakker. De lichtkracht van een ster heeft enig effect op de vorm van zijn spectrum, zodat er verschillen zijn tussen de spectra van sterren van dezelfde spectraalklasse en verschillende lichtkrachtklassen. Spectrale kenmerken die niet in deze classificatie passen, worden meestal aangeduid met extra symbolen. De aanwezigheid van emissielijnen wordt bijvoorbeeld aangegeven met de letter e en bijzondere spectra worden aangegeven met de letter p. (nl)
- Em astronomia, a classificação estelar é a classificação das estrelas com base em suas características espectrais. A radiação eletromagnética da estrela é analisada dividindo-a com um prisma ou rede de difração em um espectro exibindo o arco-íris de cores intercaladas com linhas espectrais. Cada linha indica um determinado elemento químico ou molécula, com a força da linha indicando a abundância desse elemento. As intensidades das diferentes linhas espectrais variam principalmente devido à temperatura da fotosfera, embora em alguns casos haja verdadeiras diferenças de abundância. A classe espectral de uma estrela é um código curto que resume basicamente o estado de ionização, fornecendo uma medida objetiva da temperatura da fotosfera. A maioria das estrelas é atualmente classificada no sistema Morgan-Keenan (MK) usando as letras O, B, A, F, G, K e M, uma sequência da mais quente (tipo O) para a mais fria (tipo M). Cada classe de letra é então subdividida usando um dígito numérico com 0 sendo o mais quente e 9 sendo o mais frio (por exemplo, A8, A9, F0 e F1 formam uma sequência do mais quente para o mais frio). A sequência foi expandida com classes para outras estrelas e objetos parecidos com estrelas que não se encaixam no sistema clássico, como classe D para anãs brancas e classes S e C para estrelas de carbono. No sistema MK, uma é adicionada à classe espectral usando numeração romana. Isso se baseia na largura de certas linhas de absorção no espectro da estrela, que variam com a densidade da atmosfera e, portanto, distinguem estrelas gigantes de anãs. A classe de luminosidade 0 ou Ia+ é usada para hipergigantes, classe I para supergigantes, classe II para gigantes luminosas, classe III para gigantes regulares, classe IV para subgigantes, classe V para estrelas da sequência principal, classe sd (ou VI) para subanãs e classe D (ou VII) para anãs brancas. A classe espectral completa para o Sol é então G2V, indicando uma estrela da sequência principal com uma temperatura de superfície em torno de 5 800 K (5 526 ºC). (pt)
- 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 (efter fallande yttertemperatur) 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, 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 sprids på grund av förekomsten av interstellärt stoft. (sv)
- Спектральная классификация звёзд — классификация звёзд по особенностям их спектров. Спектры звёзд сильно различаются, хотя в большинстве своём являются непрерывными с линиями поглощения. Современная спектральная классификация является двупараметрической: вид спектра, зависящий в первую очередь от температуры, описывается спектральным классом, а светимость звезды описывается классом светимости. Также классификация может учитывать дополнительные особенности спектра. Основные спектральные классы звёзд в порядке уменьшения температуры, от более голубых к более красным — O, B, A, F, G, K, M. Большинство звёзд, в том числе и Солнце, относится к этим спектральным классам, но существуют и другие классы: например, L, T, Y для коричневых карликов или C, S для углеродных и циркониевых звёзд. Основные спектральные классы делятся на подклассы, обозначаемые цифрой после обозначения класса, от 0 до 9 (кроме O, подклассы которого — от 2 до 9) в порядке понижения температуры. Классы звёзд более высоких температур условно называют ранними, более низких температур — поздними. Звёзды одного спектрального класса могут иметь разные светимости. При этом спектральные классы и светимости распределены не случайным образом: между ними есть определённая связь, и на диаграмме спектральный класс — абсолютная звёздная величина звёзды группируются в отдельных областях, каждой из которых и соответствует класс светимости. Классы светимости обозначаются римскими цифрами от I до VII, от более ярких к более тусклым. Светимость звезды оказывает некоторое влияние на вид её спектра, так что между спектрами звёзд одного спектрального класса и разных классов светимости есть различия. Спектральные особенности, которые не вписываются в данную классификацию, принято обозначать дополнительными символами. Например, наличие эмиссионных линий обозначается буквой e, а пекулярные спектры обозначаются буквой p. Развитие спектроскопии в XIX веке дало возможность классифицировать спектры звёзд. В 1860-х годах одну из первых классификаций, которая использовалась до конца XIX века, разработал Анджело Секки. На рубеже XIX и XX веков астрономами Гарвардской обсерватории была создана Гарвардская классификация, в которой спектральные классы приобрели близкий к современному вид, а в 1943 году была создана Йеркская классификация, в которой появились классы светимости и которая с некоторыми изменениями используется до сих пор. Доработка этой системы продолжалась как в результате открытия новых объектов, так и благодаря увеличению точности спектральных наблюдений. (ru)
- 恆星光谱是天文學中根據光譜特徵對恆星的分類。通過稜鏡或繞射光柵將來自恆星的電磁輻射分裂成光譜。它通常呈現出的是像彩虹般的連續光譜，但會穿插著譜線。每條譜線標示出特定的化學元素或分子，譜線的強度指示該元素或分子的豐度。儘管在某些情況下存在著豐度的差異，但元素光譜線強度的不同，主要是隨著光球的溫度而變化。恆星的光譜分類示意簡單的代碼表示，主要是總結電離的狀態，客觀地給出測量的光球溫度。 目前，大多數的恆星都使用摩根-肯納分類法（MK）的系統，以字母O、B、A、F、G、K、和M，從最熱的（O型）依序排列到最冷的（M型）。每個字母項下再用數字從0到9細分為10個次分類，其中0是最熱的，9是最冷的；例如A8、A9、F0、和F1是從熱到冷的順序。這個序列已經擴展至其它恆星和類似恆星的天體，像是D 表示是白矮星，S和C是碳星。 在MK系統中，人们使用羅馬數字將光度添加到光譜類型中。這是依據恆星光譜中某些吸收線的寬度，因為這些譜線會隨著大氣密度而變化，从而將恆星區分为巨星和矮星。光度分類的0或Ia+用於特超巨星，I用於 超巨星，II用於亮的巨星，III用於正常的巨星，IV用於 次巨星，V用於主序星，VI（或sd）用於次矮星，和VII（或D）用於白矮星。完整的太陽光譜類型是G2V，它表示是一顆表面溫度5,800K的主序星。 (zh)
- Спектра́льна класифіка́ція зі́р — спосіб класифікації зір в астрономії на підставі аналізу їхніх спектральних характеристик. (uk)
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- El tipus espectral és la manera de classificació 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: (ca)
- Dieser Artikel behandelt die Klassifizierung von Sternen in der Astronomie, dazu werden im Folgenden verschiedene Klassifizierungen kurz aufgeführt und gegebenenfalls im Detail behandelt. (de)
- Steloj estas klasigataj ĉefe laŭ sia spektro kaj amplekso. (eo)
- Dalam astronomi, klasifikasi bintang adalah peng-klasifikasian bintang-bintang berdasarkan kuat beberapa 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 . (in)
- 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. 의 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. (ko)
- 恆星光谱是天文學中根據光譜特徵對恆星的分類。通過稜鏡或繞射光柵將來自恆星的電磁輻射分裂成光譜。它通常呈現出的是像彩虹般的連續光譜，但會穿插著譜線。每條譜線標示出特定的化學元素或分子，譜線的強度指示該元素或分子的豐度。儘管在某些情況下存在著豐度的差異，但元素光譜線強度的不同，主要是隨著光球的溫度而變化。恆星的光譜分類示意簡單的代碼表示，主要是總結電離的狀態，客觀地給出測量的光球溫度。 目前，大多數的恆星都使用摩根-肯納分類法（MK）的系統，以字母O、B、A、F、G、K、和M，從最熱的（O型）依序排列到最冷的（M型）。每個字母項下再用數字從0到9細分為10個次分類，其中0是最熱的，9是最冷的；例如A8、A9、F0、和F1是從熱到冷的順序。這個序列已經擴展至其它恆星和類似恆星的天體，像是D 表示是白矮星，S和C是碳星。 在MK系統中，人们使用羅馬數字將光度添加到光譜類型中。這是依據恆星光譜中某些吸收線的寬度，因為這些譜線會隨著大氣密度而變化，从而將恆星區分为巨星和矮星。光度分類的0或Ia+用於特超巨星，I用於 超巨星，II用於亮的巨星，III用於正常的巨星，IV用於 次巨星，V用於主序星，VI（或sd）用於次矮星，和VII（或D）用於白矮星。完整的太陽光譜類型是G2V，它表示是一顆表面溫度5,800K的主序星。 (zh)
- Спектра́льна класифіка́ція зі́р — спосіб класифікації зір в астрономії на підставі аналізу їхніх спектральних характеристик. (uk)
- في علم الفلك، التصنيف النجمي هو تصنيف النجوم على أساس خصائصها الطيفية. رتبة النجم الطيفية هي رتبة للنجم تصف التأين في طبقة النجم الخارجية (سطح النجم)، حيث يتم حث الذرات ليتم إطلاق الضوء، مما يعطي طريقة عملية لقياس درجة حرارة سطح النجم. يتم تحليل الضوء القادم من النجم عن طريق فصل مكوناته بواسطة جهاز فصل الطيف، ليتم فصل الفوتونات القادمة في هيئة خطوط ضوئية لها ألوان قوس قزح مفصولة بخطوط امتصاص. كل خط امتصاص يشير إلى أيون لعنصر كيميائي معين. وجود هذه خطوط الامتصاص في الطيف يدل على درجة حرارة سطح النجم المؤثرة على الأيون. (ar)
- 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. (cs)
- Όπως είναι εμπειρικά γνωστό καθώς αυξάνεται η θερμοκρασία ενός σώματος όταν αυτό πυρακτωθεί παρουσιάζει αρχικά χρώμα ερυθρό (ερυθροπύρωση), στη συνέχεια ανερχόμενη η θερμοκρασία του το χρώμα του γίνεται προοδευτικά λευκότερο μέχρι που φθάνει το κυανόχρουν (λευκοπύρωση). Κατά τον ίδιο τρόπο διαπιστώθηκε ότι και οι αστέρες παρουσιάζουν διάφορα χρώματα τα οποία και είναι συνάρτηση της θερμοκρασίας τους. Έτσι παρατηρώντας τους αστέρες από τους θερμότερους στους λιγότερο θερμούς, χρωματικά παρουσιάζονται ως κυανόλευκοι, λευκοί, λευκοκίτρινοι, κίτρινοι, χρυσοκίτρινοι, ερυθροί και βαθείς ερυθροί. Έτσι αποφασίστηκε οι αστέρες, με γνώμονα ακριβώς αυτή τη χρωματική διαφορά τους, να καταταχθούν σε διαφορετικούς τύπους. Μεγάλη βοήθεια σ΄ αυτό το τρόπο κατάταξης πρόσφερε στους αστρονόμους η φασματοσκοπ (el)
- Die Spektralklasse, auch Spektraltyp genannt, ist in der Astronomie eine Klassifizierung der Sterne nach dem Aussehen ihres Lichtspektrums. Dabei beruht das System auf der Entdeckung von Joseph von Fraunhofer im Jahr 1813, der im Sonnenspektrum dunkle Absorptionslinien fand. Robert Wilhelm Bunsen und Gustav Robert Kirchhoff entdeckten 1859, dass diese Linien von der Lage her identisch mit Emissionslinien sind, die von bestimmten chemischen Elementen abgegeben werden. (de)
- Astronomian, izarren sailkapena izarren ezaugarri espektralak kontuan hartuta ordenatzea edo sailkatzea da. Izarretatik datorren erradiazio elektromagnetikoa prisma bat zatituz edo espektro baten erabiliz aztertzen da. Esandako metodoak erabiltzean, ortzadar bat agertzen da eta ortzadarra osatzen duten kolore guztiak agertzen dira. Lerro bakoitzak elementu kimiko baten ioi bat adierazten du, eta lerro honen intentsitateak elementu kimiko honen ugaritasuna. Ioien ugaritasun erlatiboa fotosferako tenperaturaren arabera aldatu daiteke. Izar baten espektro mota, izar horren ionizazioaren egoera laburtzen duen kode labur bat da, kode honek, izar horren fotosferako tenperaturaren eta dentsitatearen neurri zehatz bat ematen digu. (eu)
- Izarren espektro mota, Harvardeko espektro sailkapena bezala ere ezaguna, 1890ean Harvard Unibertsitateko Edward Charles Pickeringek abiarazi baitzuen, ondoren unibertsitate bereko Annie Jump Cannonek hobetuz 1901ean, astronomian gehien erabiltzen den izar sailkapena da. Mota ezberdinak beroenetatik hotzenetara sailkatzen dira. Honakoak dira:
* Masa, erradio eta argitasun magnitudeak gure Eguzkiaren alderatuta azaltzen dira.
* Argitasuna erradioarekiko proportzionala da, eta beraz, espektro mota berean argitasun ezberdina eta, beraz, erradio ezberdina duten izarrak ikus ditzakegu. (eu)
- En astronomía, la clasificación estelar es la clasificación de las estrellas en función de sus características espectrales. La radiación electromagnética procedente de la estrella es analizada mediante su división por un prisma o por una red de difracción en un espectro, mostrando así el arcoíris de color (espectro electromagnético visual) entremezclados con líneas de absorción. Cada línea indica un ion de un determinado elemento químico, junto con la intensidad de la línea que determina la abundancia de ese ion. La abundancia relativa de los diferentes iones varía con la temperatura de la fotosfera. La clase espectral de una estrella es un código corto que resume el estado de ionización, dando una medida objetiva de la temperatura de la fotosfera y la estrella. (es)
- Is é an rud atá i gceist leis na haicmí speictreacha ná córas leis na réaltaí a aicmiú de réir an chineál solais atá siad a astú, nó dath na réalta. Le litreacha a chuirtear na haicmí seo in iúl: O, B, A, F, G, K, M. Fadó, cheap na hábhair réalteolaithe an deilín Béarla oh, be a fine girl, kiss me le cuimhne a choinneáil ar na haicmí seo. Is iad saintréithe na n-aicmí ná: (ga)
- En astronomie, les étoiles présentent quatre caractéristiques principales : température de couleur, gravité de surface, masse et luminosité. Ces caractéristiques ne sont ni indépendantes les unes des autres ni directement mesurables. Cependant, elles permettent d'associer un type spectral à chaque étoile. (fr)
- In astronomy, stellar classification is the classification of stars based on their spectral characteristics. Electromagnetic radiation from the star is analyzed by splitting it with a prism or diffraction grating into a spectrum exhibiting the rainbow of colors interspersed with spectral lines. Each line indicates a particular chemical element or molecule, with the line strength indicating the abundance of that element. The strengths of the different spectral lines vary mainly due to the temperature of the photosphere, although in some cases there are true abundance differences. The spectral class of a star is a short code primarily summarizing the ionization state, giving an objective measure of the photosphere's temperature. (en)
- 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 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 i (it)
- スペクトル分類（スペクトルぶんるい、英: 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（英: spectral 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る。表面温度を元にして分類する狭義のスペクトル型（ハーバード型）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分類が広く用いられている。これは、この分類を提唱した天文学者のウィリアム・ウィルソン・モーガンとの名前に由来する。 恒星のスペクトルのそれぞれの線は、特定の元素や分子の存在を示しており、その特徴の強度はそれらの存在量を示している。異なるスペクトル線の強度は主に恒星の光球の温度に左右されるが、いくつかの場合では元素の実際の存在量の違いを反映している場合がある。高温の天体では水素の吸収線が、低温の天体ではその他の重元素による吸収線が強く現れる傾向にある。また特に低温の星では、原子に加えて分子の吸収線も見られるようになる。 (ja)
- Spectrale classificatie van sterren - classificatie van sterren volgens de kenmerken van hun spectra. De spectra van sterren variëren sterk, hoewel de meeste continu zijn met absorptielijnen. De moderne spectrale classificatie bestaat uit twee parameters: de vorm van het spectrum, dat voornamelijk afhangt van de temperatuur, wordt beschreven door het spectraaltype en de helderheid van een ster wordt beschreven door de helderheidsklasse. Ook kan bij de classificatie rekening worden gehouden met aanvullende kenmerken van het spectrum. (nl)
- Typ widmowy – 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. (pl)
- 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, sommige zijn blauwachtig, andere meer rood. Afhankelijk van de massa en leeftijd van de ster (de evolutionaire status) is de effectieve temperatuur en daardoor het spectrum verschillend. Bij de meeste sterren is er een duidelijke relatie tussen de spectraalklasse en de lichtkracht, de hete en blauwe sterren geven het meeste licht, koele en rode sterren het minste. Dit verband is uitgezet in het Hertzsprung-Russelldiagram en wordt de hoofdreeks genoemd. Naast de hoofdreeks zijn er rode reuzen en witte dwergen. (nl)
- Em astronomia, a classificação estelar é a classificação das estrelas com base em suas características espectrais. A radiação eletromagnética da estrela é analisada dividindo-a com um prisma ou rede de difração em um espectro exibindo o arco-íris de cores intercaladas com linhas espectrais. Cada linha indica um determinado elemento químico ou molécula, com a força da linha indicando a abundância desse elemento. As intensidades das diferentes linhas espectrais variam principalmente devido à temperatura da fotosfera, embora em alguns casos haja verdadeiras diferenças de abundância. A classe espectral de uma estrela é um código curto que resume basicamente o estado de ionização, fornecendo uma medida objetiva da temperatura da fotosfera. (pt)
- Спектральная классификация звёзд — классификация звёзд по особенностям их спектров. Спектры звёзд сильно различаются, хотя в большинстве своём являются непрерывными с линиями поглощения. Современная спектральная классификация является двупараметрической: вид спектра, зависящий в первую очередь от температуры, описывается спектральным классом, а светимость звезды описывается классом светимости. Также классификация может учитывать дополнительные особенности спектра. (ru)
- 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 (efter fallande yttertemperatur) O, B, A, F, G, K eller M, eller i de nya infrarödtyperna L och T för bruna dvärgar. (sv)
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