ΠΟΣΟ ΜΕΓΑΛΑ ΕΙΝΑΙ ΤΑ ΑΣΤΕΡΙΑ;



Σχετικά έγγραφα
Πληροφορίες για τον Ήλιο:

d = 10(m-M+5)/5 pc. (m-m distance modulus)

Το Φως της Αστροφυσικής Αν. καθηγητής Στράτος Θεοδοσίου Πρόεδρος της Ένωσης Ελλήνων Φυσικών

ΔΙΠΛΑ ΣΥΣΤΗΜΑΤΑ ΑΣΤΕΡΩΝ

Εθνικό και Καποδιστριακό Πανεπιστήμιο Αθηνών. Κοσμάς Γαζέας

Θεωρητική Εξέταση. 23 ος Πανελλήνιος Διαγωνισμός Αστρονομίας και Διαστημικής η φάση: «ΠΤΟΛΕΜΑΙΟΣ»

ΑΣΤΡΟΝΟΜΙΑ ΚΑΙ ΑΣΤΡΟΦΥΣΙΚΗ 7 ο ΕΞΑΜΗΝΟ ΤΜΗΜΑ ΦΥΣIΚΗΣ ΑΠΘ

Στέμμα km Μεταβατική περιοχή 2100 km. Χρωμόσφαιρα. 500 km. Φωτόσφαιρα. τ500= km. Δομή της ΗΛΙΑΚΗΣ ΑΤΜΟΣΦΑΙΡΑΣ

Αστροφυσική ΙΙ Tεστ II- 16 Ιανουαρίου 2009

Στέμμα km Μεταβατική περιοχή 2100 km. Χρωμόσφαιρα. 500 km. Φωτόσφαιρα. τ500= km. Δομή της ΗΛΙΑΚΗΣ ΑΤΜΟΣΦΑΙΡΑΣ

Αστρονομία. Ενότητα # 4: Χαρακτηριστικά Μεγέθη Αστέρων. Νικόλαος Στεργιούλας Τμήμα Φυσικής ΑΡΙΣΤΟΤΕΛΕΙΟ ΠΑΝΕΠΙΣΤΗΜΙΟ ΘΕΣΣΑΛΟΝΙΚΗΣ

β. ίιος πλανήτης γ. Ζωδιακό φως δ. ορυφόρος ε. Μετεωρίτης στ. Μεσοπλανητική ύλη ζ. Αστεροειδής η. Μετέωρο

ΟΜΙΛΟΣ ΜΑΘΗΜΑΤΙΚΩΝ ΚΑΙ ΑΣΤΡΟΝΟΜΙΑΣ 1 ΠΡΟΤΥΠΟ ΠΕΙΡΑΜΑΤΙΚΟ ΓΥΜΝΑΣΙΟ ΘΕΣΣΑΛΟΝΙΚΗΣ

ΑΣΚΗΣΗ 10. Η σταθερά του Hubble: µέτρηση αποστάσεων γαλαξιών

dλ (7) l A = l B = l = λk B T

Θεωρητική Εξέταση - Σύντοµες Ερωτήσεις

Ερωτήσεις Λυκείου 21 ου Πανελλήνιου Διαγωνισμού Αστρονομίας Διαστημικής 2016

Μέτρηση της επιτάχυνσης της βαρύτητας με τη βοήθεια του απλού εκκρεμούς.

The 38 th International Physics Olympiad Iran Theory Competition Sunday, 15 July 2007

Εισαγωγή στην Αστρονομία

αστερισμοί Φαινομενικά αμετάβλητοι σχηματισμοί αστέρων που παρατηρούμε στον ουρανό

Εισαγωγή στην Αστροφυσική

ΑΝΟΙΧΤΑ ΑΚΑΔΗΜΑΙΚΑ ΜΑΘΗΜΑΤΑ ΑΡΙΣΤΟΤΕΛΕΙΟ ΠΑΝΕΠΙΣΤΗΜΙΟ ΘΕΣΣΑΛΟΝΙΚΗΣ. Αστρονομία. Ενότητα # 12: Διπλοί Αστέρες. Νικόλαος Στεργιούλας Τμήμα Φυσικής

ΓΕΝΝΗΣΗ ΕΞΕΛΙΞΗ ΚΑΙ ΘΑΝΑΤΟΣ ΑΣΤΕΡΩΝ

Εργαστήριο Yπολογισμός της ταχύτητα διαστολής του Σύμπαντος, της ηλικίας του καθώς και της απόστασης μερικών κοντινών γαλαξιών.

18 ος Πανελλήνιος Διαγωνισμός Αστρονομίας και Διαστημικής η φάση: «ΠΤΟΛΕΜΑΙΟΣ» Ανάλυση Δεδομένων

ΦΑΣMAΤΙΚΗ ΤΑΞΙΝΟΜΗΣΗ ΑΣΤΕΡΩΝ

Εισαγωγή στην Αστροφυσική

Ηλιακή Φυσική. Ενότητα 1: Γενικά χαρακτηριστικά του ήλιου. Παναγιώτα Πρέκα Σχολή Θετικών Επιστημών Τμήμα Φυσικής

Αστρικά Σµήνη: Απόσταση του Σµήνους των Υάδων

θ = D d = m

Ινστιτούτο Αστρονομίας & Αστροφυσικής, ΕΑΑ

ΕΡΓΑΛΕΙΑ ΜΕΤΡΗΣΗΣ ΑΠΟΣΤΑΣΕΩΝ ΣΤΟ ΣΥΜΠΑΝ

ΘΕΜΑ Α Στις παρακάτω προτάσεις Α1-Α4 να γράψετε στο τετράδιό σας τον αριθμό της πρότασης και δίπλα το γράμμα που αντιστοιχεί στη σωστή απάντηση.

ΜΑΘΗΜΑ / ΤΑΞΗ : ΦΥΣΙΚΗ ΓΕΝΙΚΗΣ ΠΑΙΔΕΙΑΣ / Γ ΛΥΚΕΙΟΥ ΣΕΙΡΑ: ΘΕΡΙΝΑ ΗΜΕΡΟΜΗΝΙΑ: 10/11/2013

17 ος Πανελλήνιος Διαγωνισμός Αστρονομίας και Διαστημικής η φάση: «ΠΤΟΛΕΜΑΙΟΣ» Ανάλυση Δεδομένων

Κεφάλαιο 8. Βαρυτικη Δυναμικη Ενεργεια { Εκφραση του Βαρυτικού Δυναμικού, Ταχύτητα Διαφυγής, Τροχιές και Ενέργεια Δορυφόρου}

Λύσεις: Τελική Εξέταση 28 Αυγούστου 2015

19 ος Πανελλήνιος Μαθητικός Διαγωνισμός Αστρονομίας και Διαστημικής 2014

Εθνικό και Καποδιστριακό Πανεπιστήμιο Αθηνών. Κοσμάς Γαζέας

Θεωρητική Εξέταση. 24 ος Πανελλήνιος Διαγωνισμός Αστρονομίας και Διαστημικής η φάση: «ΠΤΟΛΕΜΑΙΟΣ»

ΤΕΛΟΣ 1ΗΣ ΑΠΟ 6 ΣΕΛΙΔΕΣ

AΣΤΡΟΝΟΜΙΚΕΣ ΠΑΡΑΝΟΗΣΕΙΣ ΙΙ: Ο ΗΛΙΟΣ

ΑΝΑΖΗΤΗΣΗ ΕΞΩΗΛΙΑΚΩΝ ΠΛΑΝΗΤΩΝ Κ.Ν. ΓΟΥΡΓΟΥΛΙΑΤΟΣ

Τα παρατηρήσιμα μεγέθη των αστεριών (λαμπρότητα, L, επιφανειακή θερμοκρασία, T eff

Κεφάλαιο 39 Κβαντική Μηχανική Ατόμων

18 ος Πανελλήνιος Μαθητικός Διαγωνισμός Αστρονομίας και Διαστημικής 2013 Φάση 3 η : «ΙΠΠΑΡΧΟΣ»

ΜΑΘΗΜΑ / ΤΑΞΗ: ΔΙΑΓΩΝΙΣΜΑ ΦΥΣΙΚΗ ΓΕΝΙΚΗΣ ΠΑΙΔΕΙΑΣ/Γ ΛΥΚΕΙΟΥ ΣΕΙΡΑ: ΘΕΡΙΝΑ ΗΜΕΡΟΜΗΝΙΑ:

Αστρονομία. Ενότητα # 6: Φασματική Ταξινόμηση Αστέρων. Νικόλαος Στεργιούλας Τμήμα Φυσικής ΑΡΙΣΤΟΤΕΛΕΙΟ ΠΑΝΕΠΙΣΤΗΜΙΟ ΘΕΣΣΑΛΟΝΙΚΗΣ

ΑΣΚΗΣΗ 1. Aνίχνευση ακτινοβολίας και η επίδραση των οργάνων παρατήρησης. Εισαγωγή

διατήρησης της μάζας.

Βαρύτητα Βαρύτητα Κεφ. 12

ΣΕΙΡΙΟΣ Β - ΠΡΟΚΥΩΝ Β H ΕΠΙΣΤΡΟΦΗ ΤΩΝ ΛΕΥΚΩΝ ΝΑΝΩΝ

v tot = 29.86km/s v 1 = 1/15v 2 v i = 2π A i P M 1 M 2 A = αr r = 40pc (2)

ΜΕΛΕΤΗ ΚΒΑΝΤΙΚΩΝ ΜΕΤΑΠΤΩΣΕΩΝ ΣΤΟ ΑΤΟΜΟ Na

ΦΥΕ14 - ΕΡΓΑΣΙΑ 6 Προθεσμία αποστολής: 4/7/2006

Αστρικά Συστήματα και Γαλαξίες

ΟΙ ΚΙΝΗΣΕΙΣ ΤΗΣ ΓΗΣ

ΕΙΣΑΓΩΓΗ ΣΤΗ ΓΕΩΦΥΣΙΚΗ Η ΘΕΩΡΙΑ ΤΟΥ MILANKOVITCH

Έκλειψη Ηλίου 20ης Μαρτίου 2015

Ερωτήσεις Λυκείου 22 ου Πανελλήνιου Διαγωνισμού Αστρονομίας Διαστημικής 2017

Αστρική Εξέλιξη. Η ζωή και ο θάνατος των αστέρων. Κοσμάς Γαζέας. Εθνικό και Καποδιστριακό Πανεπιστήμιο Αθηνών

Ήλιος. Αστέρας (G2V) με Ζ= Μάζα: ~ 2 x 1030 kg (99.8% του ΗΣ) Ακτίνα: ~700,000 km. Μέση απόσταση: 1 AU = x 108 km

ΤΟ ΗΛΙΑΚΟ ΣΥΣΤΗΜΑ ΓΕΝΙΚΑ ΣΤΟΙΧΕΙΑ

ΠΑΡΑΤΗΡΗΣΗ ΣΥΝΕΧΩΝ ΦΑΣΜΑΤΩΝ ΕΚΠΟΜΠΗΣ & ΑΠΟΡΡΟΦΗΣΗΣ ΣΤΕΡΕΟΥ

ΦΑΣΜΑ ΕΚΠΟΜΠΗΣ ΛΑΜΠΤΗΡΑ ΠΥΡΑΚΤΩΣΕΩΣ

Εθνικό και Καποδιστριακό Πανεπιστήμιο Αθηνών. Κοσμάς Γαζέας

19 ος Πανελλήνιος Διαγωνισμός Αστρονομίας και Διαστημικής η φάση: «ΠΤΟΛΕΜΑΙΟΣ» Θεωρητική Εξέταση

Εθνικό και Καποδιστριακό Πανεπιστήμιο Αθηνών. Κοσμάς Γαζέας

ΤΕΛΟΣ 1ΗΣ ΑΠΟ 4 ΣΕΛΙ ΕΣ

ΦΥΣΙΚΗ Γ ΛΥΚΕΙΟΥ ΙΑΓΩΝΙΣΜΑΤΑ ΠΕΡΙΟ ΟΥ ΦΕΒΡΟΥΑΡΙΟΥ-ΜΑΡΤΙΟΥ 2014 ΤΜΗΜΑΤΑ: ΘΕΤΙΚΗΣ-ΤΕΧΝΟΛΟΓΙΚΗΣ ΚΑΤΕΥΘΥΝΣΗΣ. σύγχρονο. µαθητικό φροντιστήριο

Εισαγωγή στην αστρονοµία Αστρικά πτώµατα (Λευκοί Νάνοι, αστέρες νε. µαύρες τρύπες) Η ϕυσική σε ακρέες καταστάσεις

1. ΒΟΛΗ Προσομοιώνεται η κίνηση ενός σώματος κοντά στην επιφάνεια της Γης. Η αρχική θέση και ταχύτητά του επιλέγονται από το χρήστη.

Υπεύθυνη για τη γενική κυκλοφορία της ατμόσφαιρας. Εξατμίζει μεγάλες μάζες νερού. Σχηματίζει και διαμορφώνει το κλίμα της γης.

Εισαγωγή στην αστρονοµία (Πως να προετοιµαστώ για τις εξετάσεις;)

Β. ΘΕΜΑΤΑ ΑΣΤΡΟΝΟΜΙΑΣ

ΕΞΕΡΕΥΝΩΝΤΑΣ ΤΟ ΣΥΜΠΑΝ ΜΕ ΤΑ ΚΥΜΑΤΑ ΤΗΣ ΒΑΡΥΤΗΤΑΣ

ΤΟ ΚΕΝΤΡΟ ΤΟΥ ΓΑΛΑΞΙΑ

ΑΡΧΗ 1ΗΣ ΣΕΛΙ ΑΣ ΜΟΝΟ ΝΕΟ ΣΥΣΤΗΜΑ Γ ΗΜΕΡΗΣΙΩΝ

ΕΡΩΤΗΣΕΙΣ-ΑΣΚΗΣΕΙΣ ΦΥΣΙΚΗΣ Γ ΛΥΚΕΙΟΥ

ΔΙΑΓΩΝΙΣΜΑ 05 ΦΥΣΙΚΗ ΠΡΟΣΑΝΑΤΟΛΙΣΜΟΥ ΘΕΤΙΚΩΝ ΣΠΟΥΔΩΝ Διάρκεια: 3 ώρες ΣΥΝΟΛΟ ΣΕΛΙ ΩΝ: ΠΕΝΤΕ (5) U β A

ΕΙΣΑΓΩΓΗ ΣΤΗΝ ΑΣΤΡΟΝΟΜΙΑ

Κεφάλαιο 1: ΕΙΣΑΓΩΓΗ

Κίνηση πλανητών Νόµοι του Kepler

Άσκηση Ανάλυσης Δεδομένων: (Cosmological model via SNIa), Πτολεμαίος 2014

Φυσική (Ε) Ανοικτά Ακαδημαϊκά Μαθήματα. Ενότητα 3: Μέτρηση της επιτάχυνσης της βαρύτητας με τη βοήθεια του απλού εκκρεμούς. Αικατερίνη Σκουρολιάκου

function). c 2 1 (1.5)

ΔΥΝΑΜΙΚΗ 3. Νίκος Κανδεράκης

ΠΡΟΤΕΙΝΟΜΕΝΑ ΘΕΜΑΤΑ ΦΥΣΙΚΗΣ ΚΑΤΕΥΘΥΝΣΗΣ Γ ΛΥΚΕΙΟΥ ΘΕΜΑΤΙΚΗ ΕΝΟΤΗΤΑ: ΚΥΜΑΤΑ

ΕΝΩΣΗ ΦΥΣΙΚΩΝ ΚΥΠΡΟΥ

ΦΥΣΙΚΗ Ι. ΤΜΗΜΑ Α Ε. Στυλιάρης

ΜΑΘΗΜΑ / ΤΑΞΗ : ΦΥΣΙΚΗ ΘΕΤΙΚΩΝ ΣΠΟΥΔΩΝ Γ ΛΥΚΕΙΟΥ ΗΜΕΡΟΜΗΝΙΑ: 05/01/2016 ΕΠΙΜΕΛΕΙΑ ΔΙΑΓΩΝΙΣΜΑΤΟΣ: ΑΡΧΩΝ ΜΑΡΚΟΣ

ΘΕΜΑ Α Ι. Στις ερωτήσεις 1-4 να γράψετε στο τετράδιο σας τον αριθμό της ερώτησης και το γράμμα που αντιστοιχεί στη σωστή απάντηση.

ΕΙΣΑΓΩΓΗ ΣΤΗΝ ΑΣΤΡΟΝΟΜΙΑ ΑΣΚΗΣΕΙΣ 2

kg(χιλιόγραμμο) s(δευτερόλεπτο) Ένταση ηλεκτρικού πεδίου Α(Αμπέρ) Ένταση φωτεινής πηγής cd (καντέλα) Ποσότητα χημικής ουσίας mole(μόλ)

ΤΕΛΟΣ 1ΗΣ ΑΠΟ 6 ΣΕΛΙ ΕΣ

Φυσικά μεγέθη. Φυσική α λυκείου ΕΙΣΑΓΩΓΗ. Όλα τα φυσικά μεγέθη τα χωρίζουμε σε δύο κατηγορίες : Α. τα μονόμετρα. Β.

ΕΚΦΩΝΗΣΕΙΣ. Να γράψετε στο τετράδιό σας τον αριθµό καθεµιάς από τις παρακάτω ερωτήσεις 1-4 και δίπλα το γράµµα που αντιστοιχεί στη σωστή απάντηση.


Transcript:

ΠΟΣΟ ΜΕΓΑΛΑ ΕΙΝΑΙ ΤΑ ΑΣΤΕΡΙΑ; Α) Ακτίνα αστέρων (Όγκος). Στον Ήλιο, και τον Betelgeuse, μπορούμε να μετρήσουμε απευθείας τη γωνιακή διαμέτρο, α, των αστεριών. Αν γνωρίζουμε αυτή τη γωνία, τότε: R ( ακτίνα του αστέρα) = d( απόσταση του αστέρα) tan(α/2) Για τον Ήλιο: α = 1919'' = 31.98' = 0.53ο = 9.3 10-3 rad. Άρα: Rʘ = tan(α/2) 1 AU=695500 km (~7 108 m), δηλαδή: 1AU~215Rʘ. Για τον Betelgeuse (από μετρήσεις με το HST), α=0.125''=9.3 10-3 rad, d=197 pc (αλλά με σφάλμα ± 45 pc, που είναι αρκετά μεγάλο), άρα: RB 12,4 AU=2650 Rʘ. O Betelgeuse είναι ένας υπεργίγαντας αστέρας: έχει ακτίνα (και λαμπρότητα) κατά πολύ μεγαλύτερη από του Ήλιου. Για περίπου ~ 1000 ακόμα (γειτονικά) αστέρια, η γωνιακλή διάμετρος έχει υπολογιστεί με μεθόδους συμβολομετρικές. Για τον Εγγύτερο του Κενταύρου: α=1 10-3 arcsec, d=1,3 pc, άρα: RPC=0.14 Rʘ. Ο Εγύτερος του Κενταύρου είναι ένας αστέρας νάνος : έχει ακτίνα (και λαμπρότητα) πολύ μικρότερη από του Ήλιου.

B) Μάζα αστέρων (Πυκνοτητα) Διπλό σύστημα αστέρων: δύο αστέρες που αλληλεπιδρούν βαρυτητικά και το σύστημα είναι δέσμιο. Οι περισσότεροι αστέρες στη γειτονιά του Ήλιου είναι σε διπλά συστήματα. Σ' ένα τέτοιο σύστημα, οι αστέρες εκτελούν (στη γενική περίπτωση) ελλειπτικές τροχιές γύρω από το Κέντρο Μάζας (ΚΜ) του συστήματος. Το επίπεδο και η περίοδος της τροχιάς είναι κοινά και για τα δυο αστέρια. Το ΚΜ βρίσκεται στην ευθεία που ενώνει τα δύο αστέρια, και η θέση του σ αυτή καθορίζεται από τη σχέση: αβ Μ Α = (1) αα MB όπου αβ και αα είναι οι αποστάσεις και ΜΑ, ΜΒ είναι οι μάζες τους. των αστέρων από το ΚΜ 2 1 Για την περίοδο των τροχιών των αστέρων, P, ισχύει: P = 4π α3 (2), όπου G (M A+M B ) α είναι ο μεγάλος ημιάξονας της τροχιάς της σχετικής θέσης των δύο αστέρων. 2 Αν γνωρίζουμε τα χαρακτηριστικά του συστήματος (γωνια κλίσης επιπέδου τροχιάς, P, αβ, αα και α) τότε μπορούμε να υπολογίσουμε από τις εξισώσεις (1) και (2) τις μάζες των αστέρων.

Τα διπλά συστήμα αστέρων κατηγοριοποιούνται ανάλογα με τη φαινόμενη απόσταση των αστέρων και τη δυνατότητα διαχωσρισμού τους από γήινα τηλεσκόπια. Α) ΟΠΤΙΚΑ ΔΙΠΛΟΙ ΑΣΤΕΡΕΣ: Μπορούν να διαχωριστούν ως ξεχωριστά αστέρια από τα τηλεσκόπια. Είναι συνήθως κοντινά συστήματα με μεγαλές περιόδους περιστροφής και μεγάλες αποστάσεις μεατξύ των μελών του συστήματος. Χαρακτηριστικό παράδειγμα, το σύστημα του Σείριου (Σείριος Α και Β).

Στην περίπτωση που τα δύο αστέρια εμφανίζονται ως ένα, μπορούμε να καταλάβουμε ότι πρόκειται για διπλό σύστημα με δύο τρόπους: Α) Στο οπτικό φάσμα εμφανίζονται ζεύγη ίδιων φασματικών γραμμών απορρόφησης που ταλαντώνονται γύρω από το μήκος κύματος αναφοράς της γραμμής. (ΦΑΣΜΑΤΟΣΚΟΠΙΚΑ ΔΙΠΛΟΙ ΑΣΤΕΡΕΣ - Spectroscopic Binary)

Β) Η ευθεία παρατήρησης και το επίπεδο τροχιάς των αστέρων ταυτίζονται, οπότε παρατηρούμε περιοδική μείωση της φωτεινότητας του αστέρα καθώς το κάθε μέλος του συστήματος παρεμβάλλεται ανάμεσα στον παρατηρητή και στο άλλο μέλος περιοδικά. (ΕΚΛΕΙΠΤΙΚΟΙ ΔΙΠΛΟΙ ΑΣΤΕΡΕΣ- Ecliptic Binary)

Παράδειγμα καθορισμού μάζας: Από τη μελέτη της σχετικής κίνησης των δύο Σύστημα Σείριου (Οπτικά διπλό σύστημα αστέρων) αστέρων, γνωρίζουμε ότι: P = 50,05 χρόνια Γωνία παρατήρησης του επιπέδου τροχιάς των δύο αστέρων: 43.4 μοίρες α (γωνιακός μεγάλος ημιάξονας της σχετικής τροχιάς) =7.50 arcsec, και άρα: α=α'' d=19.8 AU 3 α Οπότε: Μ Α+Μ Β= 2 =3.09 M, όπου τα α και P ʘ P τα μετράμε σε AU και χρόνια, αντίστοιχα. Ταυτόχρονα, ΜΑ MB = αβ αα =2.2 Λύνοντας το σύστημα των δύο εξισώσεων, ως πρός τις άγνωστες μάζες, βρίσκουμε ότι: Μ = 2.12 M και Μ = 0.97 M Α ʘ Β ʘ Σείριος Β: μικρή ακτίνα, μικρή λαμπρότητα, μεγάλη μάζα, άρα πολύ μεγάλη πυκνότητα (μεγαλύτερη από 2 τόνους ανά κυβικό εκατοστό).

Αποτελεσματα μετρήσεων γειτονικών άστρων, για τα οποία γνωρίζουμε τη μάζα, το μέγεθος και την απόσταση. Σχέση Λαμπρότητας-Μάζας Πολύ σημαντική σχέση, που πέεπει να εξηγηθεί. L M 4 (M >0.7 M Ήλιου ) L M 2.5 (M<0.7 M Ήλιου ) Μεγάλο εύρος τιμών μάζας και λαμπρότητας.

Φάσματα Αστέρων: Καλή προσαρμογή φάσματος μέλανος σώματος, αλλά εμφανίζονται αποκλίσεις. Πιο χαρακτηριστική, η ύπαρξη γραμμών απορρόφησης. Ήλιος Αστέρι: HD134083 Φάσμα μέλανος σώματος θερμοκρασίας ~ 6660 Κ Ηα: λ=6563 Å Ηβ: λ=4861 Å Αποκλίσεις πραγματικού φάσματος και φάσματος μέλανος σώματος. Κύριες γραμμές απορρόφησης στα φάσματα αστέρων: Γραμμές της σειράς Balmer του Υδρογόνου. Ηγ: λ=4341 Å

Φασματική ταξινόμηση αστέρων Εκτός από την κατάταξη των αστέρων με βάση το μέγεθος τους (απόλυτο, φαινόμενο, βολομετρικό ή στα σιάφορα φίλτρα...), τα αστέρια κατηγοριοποιούνται και με βάση την ενεργό θερμοκρασία τους. Το πλήρες φάσμα ενός αστέρα μας δίνει και το σύνολο της πληροφορίας που χρειαζόμαστε. Τα αστρικά φάσματα κυριαρχούνται από γραμμές απορρόφησης. Το ποιες γραμμές θα εμφανιστούν εξαρτάται από: α) τη χημική σύσταση στην φωτόσφαιρα του αστέρα, β) την ενεργό θερμοκρασία. Η ένταση των γραμμών απορρόφησης εξαρτάται άμεσα απο την Teff. Οι συνηθέστερες γραμμές απορρόφησης στα φάσματα ενός αστέρα είναι οι γραμμές της σειράς Balmer του υδρογόνου (είναι το σοτιχείο με τη μεγαλύτερη αφθονία στο Σύμπαν). Η ένταση των γραμμών απορρόφησης Balmer του υδρογόνου εξαρτάται από την ενεργό θερμοκρασία της φωτόσφαιρας του αστέρα. Είναι μέγιστη για αστέρες με Teff~10000 K, και είναι πολύ μικρή για αστέρες με Teff >>10000 ή <<10000 Κ. Πως μπορούμε να υπολογίσουμε την ενεργό θερμοκρασία σε αυτές τις περιπτώσεις; Από την ύπαρξη γραμμών απορρόφησης άλλων στοιχείων.

Επομένως, έχει νόημα να ταξινομήσουμε τα αστέρια με βάση την ένταση των γραμμών απορρόφησης του υδρογόνου και να καθορίσουμε με αυτό τον τρόπο την ενεργό θερμοκρασία τους.

Το κάθε γράμμα χωρίζεται σε υποκατηγορίες. Πχ: G1, G2, G3, G4,, G9 Ο Ήλιος! Το πιο ζεστό. Το ψυχρότερο. Τα ψυχρότερα αστέρια στην παραπάνω κατηγορία είναι εκείνα κατηγορίας Μ9, με Teff ~2400 K. Σήμερα, στην παραπάνω ταξινόμηση έχουν προσταθεί και αστέρια κατηγορίας L (Teff ~2000 K) T (Teff <1300 K). (Αστέρια κατηγορίας Καφέ Νάνων ).

Πληροφορίες που μας προσφέρονται από τη μελέτη φασμάτων αστέρων: 1) Υπολογισμός περιεκτικότητας στοιχείων στην επιφάνειά τους. 2) Υπολογισμός ακτινικής συνιστώσας ταχύτητας αστέρα (μέσω της μέτρησης της μετατόπισης του μήκους κύματος των γραμμών απορρόφησης πρός μικρότερα ή μεγαλύτερα μήκη κύματος λόγω φαινομένου Doppler). 3) Μέτρηση μαγνητικού πεδίου του αστέρα μέσω του διαχωρισμού των ενεργειακών επιπέδων του ατόμου λόγω φαινομένου Zeeman.

4) Υπολογισμός της ταχύτητας περιστροφής του αστέρα, μέσω της μέτρησης του εύρους των φασματικών γραμμών. Οι γραμμές απορρόφησης στα φάσματα των αστέρων έχουν πεπερασμένο πλάτος, για διάφορους λόγους. Σε περιστρεφόμενα αστέρια, η ακτινική συνιστώσα της ταχύτητας αλλάζει (σε μέτρο και φορά) κατά μήκος του ημισφαιρίου του αστέρα που βλέπουμε. Ως εκτούτου, λόγω φαινομένου Doppler, η γραμμή απαορρόφησης από τα διάφορα τμήματα της επιφάνειας του αστέρα θα μετατοπίζεται είτε προς μεγαλύτερα είτε προς μικρότερα μήκη κύματος. Άρα, περιμένουμε τη γραμμή απορρόφησης να έχει πεπερασμένο πλάτος (εύρος), που θα είναι ανάλογο της ταχύτητας περιστροφής του αστέρα. Το εύρος της πεπλάτυνσης της γραμμής είναι το ίδιο για όλες τις φασματικές γραμμές απορρόφησης που εμφανίζονται στο φάσμα του αστέρα.

ΚΑΤΗΓΟΡΙΕΣ ΛΑΜΠΡΟΤΗΤΑΣ ΑΣΤΕΡΩΝ, Οι παράγοντες που καθορίζουν το φάσμα ενός αστέρα είναι: T eff, υ, ω, B και πίεση στην επιφάνεια του αστέρα. 1930: ΟΙ Morgan & Keenan, πρότειναν ένα νέο σύστημα ταξινόμησης των αστέρων, το οποίο λειτουργεί συμπληρωματικά στο σύστημα OBAFGKM. Το νέο σύστημα βασίζεται στην έννοια της: Κατηγορίας Λαμπρότητας. Σύμφωνα με αυτή την ταξινόμηση, Αστέρια της ΙΔΙΑΣ ενεργούς θερμοκρασίας, χωρίζονται σε έξι κατηγορίες λαμπρότητας, με βάση το ΠΛΑΤΟΣ των γραμμών απορρόφησης.

Κατ. Λαμπρότητας Πλάτος γραμ. απορρόφησης R (και L) Ι (Ιb+Ιb) II III IV V VI αυξάνεται ελαττώνεται Ήλιος, Σείριος, Βέγα, α Κενταύρου: V Beltegeuse: I Αρκτούρος: ΙΙΙ