Всяка звезда е различна. Някои са големи, други малки, други горещи, други студени. Те могат да бъдат сини или жълти или червени. Звездната класификация ви позволява да опишете звезда с прости думи.
Стъпки
Метод 1 от 5: Температура
Стъпка 1. Определете цвета на звездата
Цветът служи като груб ориентир за температурата. В момента има десет цвята, всеки със свързан температурен диапазон. Звездите от клас O са сини/UV. В клас са синьо-бели, А клас бели, F жълто-бели, G жълти, К оранжеви и М червени. Останалите три класа са инфрачервени. L класът изглежда много наситено червен при визуална светлина. Техните спектри показват алкални метали и метални хидриди. T клас са по -хладни от L клас. Техните спектри показват метан. Класът Y е най -готиният от всички и се прилага само за кафяви джуджета. Техните спектри са различни от T и L клас, но няма определено определение.
Стъпка 2. Поставете число след буквата, за да покажете точна температура
Във всеки цвят има десет температурни ленти, 0-9, като 0 е най-горещата. По този начин A0 е по -горещо от A5, което е по -горещо от A9, което е по -горещо от F0 (като пример)
Метод 2 от 5: Размер
Стъпка 1. Определете размера на звездата
След обозначението на температурата се добавя римска цифра, показваща размера на звездата. 0 или Ia+ означава хипергигантска звезда. Ia, Iab и Ib представляват свръхгиганти (ярки, средни, слаби). II е ярки гиганти, III гиганти, IV подгиганти, V звезди от основната последователност (частта от живота на звездите, през която прекарва най-много време), а VI е под-джуджета. Префиксът D показва бяла джудже звезда. Примери: DA7 (бяло джудже), F5Ia+ (жълт хипергигант), G2V (жълта звезда от главната последователност). Слънцето е G2V.
Метод 3 от 5: Пряк път до температура и размер
Стъпка 1. Използвайте призма, за да разделите светлината на звездата
Това ще ви даде гама от цветове, наречени спектър, като това, което получавате, когато осветявате факла през призма. Спектърът на една звезда трябва да има тъмни линии. Това са абсорбционни линии.
Стъпка 2. Сравнете спектъра на звездата с база данни
Добрата астрономическа база данни трябва да дава типичен спектър за всеки тип звезда. Ето защо типът, понякога наричан спектрален клас.
Метод 4 от 5: Металност
Стъпка 1. Определете дела на металите (елементи, различни от водород и хелий) в една звезда
Звездите с повече от 1% метали се наричат богати на метали и са част от нещо, наречено Популация I. Звездите с около 0,1% метали се наричат бедни на метали и са част от Популация II. Звездите от популация II се образуват по -рано във Вселената, когато са се образували по -малко метали.
Стъпка 2. Дръжте очите си отворени за звезди без метали
Очаква се тези звезди (Популация III) да са родени точно след Големия взрив, когато единствените елементи бяха водород и хелий, а металите не съществуват. Засега тези звезди са само теоретични, но хората търсят много усилено за тях.
Метод 5 от 5: Променливост
Стъпка 1. Определете дали звездата е променлива
Не всички звезди са, но някои са и могат да бъдат много полезни.
Стъпка 2. Определете дали е затъмняващ двоичен файл
Затъмняващите се двоични файлове, като Алгол в Персей, са две звезди, които обикалят една около друга.
Стъпка 3. Определете амплитудата и периода на вариацията
Сравнете ги с характеристиките на известните типове променливи, за да определите типа на променливата звезда. Например променливите от цефеида имат периоди от дни до месеци и амплитуди до 2 величини, докато променливите Delta Scuti имат периоди по -малки от 8 часа и амплитуди по -малки от 0,9 величини.
