ردهبندی ستارگان: تفاوت میان نسخهها
[نسخهٔ بررسیشده] | [نسخهٔ بررسیشده] |
محتوای حذفشده محتوای افزودهشده
Fatranslator (بحث | مشارکتها) جز ربات ردهٔ همسنگ (۲۶) +نشانی+مرتب+تمیز (۹.۵): + رده:سامانههای طبقهبندی |
جز ویرایش و ویکیسازی جزئی |
||
خط ۱:
{{نوشتار خوب}}
در علم [[ستارهشناسی]] '''ردهبندی ستارگان''' {{به انگلیسی|stellar classification}} به ردهبندی [[ستاره|ستارگان]] بر اساس تخمینی که از نور و دمای سطحی آنها با استفاده از [[طیفسنجی نجومی]] زده میشود، گفته میشود و انواع متفاوتی دارد. ستارشناسان عموماً از ترکیبی از این دو روش زیر برای ردهبندی ستارگان استفاده میکنند: «ردهبندی هاروارد» از دمای سطحی ستاره جهت طبقهبندی آن استفاده میکند در حالی که «ردهبندی یرکس» از میزان درخشندگی ستاره جهت طبقهبندی آن استفاده میکند.<ref name="Britannica">"stellar classification." Encyclopædia Britannica. 2009</ref>
آنجلو سچی،<ref group="پانویس">Angelo Secchi</ref> منجم ایتالیایی در سال ۱۸۶۰ میلادی چهار نوع طیف ستارهای را از هم تمیز داد. حدود بیست سال بعد، گروهی از محققان در [[رصدخانه کالج هاروارد]] موفق به تمیز دادن گونههای دیگری از طیفهای ستارگان شده و آنها را به ترتیب حروف الفبایی و بر اساس قدرت خطوط طیفی هیدروژنی آنها نامگذاری کردند. با ادامه تحقیقات، ستارگان بر اساس دمای سطحی آنها طبقهبندی شدند که باعث شد ترتیبی غیر الفبایی پیدا کند: ترتیب
ردهبندی دیگری بنام «ردهبندی یرکس» در سال ۱۹۴۳ و توسط [[ویلیام ویلسن مارگون]] [[فیلیپ کینان]] و [[ادیت کلمن]] در [[رصدخانه یرکس]] به وجود آمد.<ref>Morgan, William Wilson; Keenan, Philip Childs; Kellman, Edith (1943), "An atlas of stellar spectra, with an outline of spectral classification", Chicago, Ill. , The University of Chicago press</ref> این ردهبندی از درخشندگی ستاره جهت طبقهبندی آن استفاده میکند.<ref name="Britannica"/>
خط ۱۸:
|زبان=انگلیسی
}} — Explains the reason for the difference in color perception.</ref>
! جرم<ref name=calib>Tables VII, VIII, Empirical bolometric corrections for the main-sequence, G. M. H. J. Habets and J. R. W. Heinze, ''Astronomy and Astrophysics Supplement Series'' '''46''' (November 1981), pp. 193–237,.
! شعاع<ref name=calib/>{{سخ}}([[شعاع خورشید]])
! درخشندگی<ref name=calib/>
خط ۶۲:
| ۶ [[درخشندگی خورشید|L<sub>☉</sub>]]
| متوسط
|
|- style="background:#fff4ea;"
!style="background:#fff4ea;"| [[#کلاس G|G]]
خط ۱۰۰:
== ردهبندی یرکس ==
<span id="Luminosity class"/><span id="Luminosity classes"/>
ردهبندی یرکس {{به انگلیسی|Yerkes spectral classification}} (که به ردبندی MKK نیز شهرت دارد) در سال ۱۹۴۳ و توسط [[ویلیام ویلسن مارگون]] [[فیلیپ کینان]] و [[ادیت کلمن]] در [[رصدخانه یرکیز]] به وجود آمد.<ref>Morgan, William Wilson; Keenan, Philip Childs; Kellman, Edith (1943), "An atlas of stellar spectra, with an outline of spectral classification", Chicago, Ill. , The University of Chicago press</ref> این ردهبندی بر پایه [[خطوط طیفی]] ستارگان است (بر خلاف ردهبندی هاروارد که برپایه دمای سطحی است).<ref name="ref_MK">{{یادکرد|فصل=|کتاب=|ناشر= [[Annual Reviews]] |چاپ= |شهر= |کوشش= |ویرایش=
در این روش ستارگان با درخشندگی متفاوت به شرح زیر مشخص میشوند:
خط ۲۰۳:
==== کلاس L ====
[[پرونده:L-dwarf-nasa-hurt.png|بندانگشتی|چپ|یک نگاره هنری از یک ستاره کلاس L]]
کلاس '''L''' کوتولههایی هستند که از کلاس M سردترند و به این معنی نیست که لیتیم در آنها یافت میشوند و بهتر است آنها کوتولههای کلاس L نامید. این ستارگان در نور مرئی بسیار تاریک و در نور [[مادون قرمز]] بسیار درخشانانند. و در جو آنها هیدرید و در طیف آنها [[فلز قلیایی|فلزات قلیایی]] یافت میشود.<ref name="kirk_ARAA">{{یادکرد|فصل=|کتاب=|ناشر= [[The University of Chicago Press]] |چاپ= |شهر= |کوشش= |ویرایش=
:''مثال:'' VW Hyi
:''مثال:'' 2MASSW J0746425+2000321 binary<ref>[http://hubblesite.org/newscenter/archive/releases/2004/51/image/a Ultra-cool Diminutive Star Weighs In]</ref>
|