Gwiazdy typu widmowego F: Różnice pomiędzy wersjami
| [wersja nieprzejrzana] | [wersja nieprzejrzana] |
Usunięta treść Dodana treść
+ |
+ |
||
| Linia 1: | Linia 1: | ||
'''Gwiazdy typu widmowego F''' – [[gwiazda|gwiazdy]], których [[fotosfera|fotosfery]] mają [[temperatura|temperaturę]] w zakresie 6000–7500 [[Kelwin|K]]. |
'''Gwiazdy typu widmowego F''' – [[gwiazda|gwiazdy]], których [[fotosfera|fotosfery]] mają [[temperatura|temperaturę]] w zakresie 6000–7500 [[Kelwin|K]]. Gwiazdy takie mają barwę kremową<ref name=Kreiner1988>{{cytuj książkę | nazwisko=Kreiner | imię=J. M. | tytuł=Astronomia z astrofizyką | wydawca=[[Wydawnictwo Naukowe PWN]] | miejsce=Warszawa | rok =1988 |isbn=83-01-07646-1 |strony=185, 188}}</ref>. Do typu tego należy [[Procjon]] (F5), [[Kanopus]] (F0) oraz [[Gwiazda Polarna]] (F8). |
||
== Widmo == |
|||
W [[Widmo (spektroskopia)|widmie]] światła gwiazd typu F dominują linie [[wodór|wodoru]], choć są słabsze niż w przypadku [[Gwiazdy typu widmowego A|typu A]]. Liczniej niż w typie A występują za to linie niezjonizowanych [[metale (astronomia)|metali]]. W przeciwieństwie do [[Gwiazdy typu widmowego G|typu G]] nie występują linie molekularne. Typowe linie widmowe: H I, Ca II, Ti II, Fe II. |
|||
W [[Widmo (spektroskopia)|widmie]] światła gwiazd typu F linie [[wodór|wodoru]] są słabsze niż w przypadku [[gwiazdy typu widmowego A|gwiazd typu A]], ale wciąż są one dominujące<ref name=Kreiner1988 />. Ich intensywność spada w obrębie typu od podtypu F0 do F9. Liczne są linie metali. Silne linie Ca II H i K przewyższają intensywnością [[seria Balmera|serię Balmera]]. W podtypie F3 pojawia się pasmo molekularne cząsteczki CH<ref name=Principles2010>{{cytuj książkę | inni=A. Goswami (red.), B. E. Reddy (red.) | tytuł=Principles and Perspectives in Cosmochemistry | rozdział=Spectral Classification: Old and Contemporary | wydawca=Springer | miejsce=Berlin, Heidelberg | rok =2010 | isbn=978-3-642-10352-0 | doi=10.1007/978-3-642-10352-0_3 |strony=171}}</ref>. Występują też linie niezjonizowanych metali <ref name=Kreiner1988 />. |
|||
== Nukleosynteza == |
|||
We wnętrzach gwiazd typu F zachodzą z niemal równą efektywnością dwie reakcje [[synteza jądrowa|syntezy jądrowej]]: [[cykl proton-proton]] i [[cykl CNO]] |
|||
W gwiazdach typu F [[nukleosynteza]] [[hel (pierwiastek)|helu]] zachodzi zarówno w [[Cykl protonowy|cyklu p-p]] (charakterystycznym dla gwiazd typów [[gwiazdy typu widmowego G|G]], [[gwiazdy typu widmowego K|K]] i [[gwiazdy typu widmowego M|M]]) jak i [[Cykl węglowo-azotowo-tlenowy|cyklu CNO]] (zachodzącego w gwiazdach ciągu głównego typów [[gwiazdy typu widmowego O|O]], [[gwiazdy typu widmowego B|B]], [[gwiazdy typu widmowego A|A]]) przy czym wydajność obu reakcji jest podobna<ref name=Urania>{{cytuj stronę |url=http://urania.pta.edu.pl/elem5.html |tytuł=Kuzynki Słońca |nazwisko=Rochowicz |imię=K. |data=2007-01-20 |data dostępu=2011-09-15 |opublikowany=Elementarz Uranii}}</ref>. |
|||
<!-- TU SKOŃCZYŁEM --> |
|||
== Prędkość rotacji == |
|||
Typ F jest również przejściowym (pomiędzy OBA i GKM) jeśli chodzi o prędkość rotacji. W obrębie typu prędkości liniowe na równiku spadają od ponad 100 [[kilometr|km]]/[[sekunda|s]] (stare gwiazdy typu A) do poniżej 20 km/s (stare gwiazdy typu F) <ref name=Nocil1986>{{cytuj książkę |inni= M. Zeilik (red.), D. Gibson (red.) |tytuł=Cool Stars, Stellar Systems, and the Sun |rozdział=Rotation velocity of F-type stars |seria=Lecture Notes in Physics |wydawca=Springer |miejsce=Berlin, Heidelberg |rok=1986 |isbn=9783540167631 |doi=10.1007/3-540-16763-3_157 |język=en |strony=130-131}}</ref>. |
|||
== Przedstawiciele typu == |
|||
Najjaśniejszą (pod względem [[absolutna wielkość gwiazdowa|jasności absolutnej]]) znaną gwiazdą typu G jest [[nadolbrzym]] [[HD 21776]] w [[gwiazdozbiór|gwiazdozbiorze]] [[gwiazdozbiór Kasjopei|Kasjopei]]. Pod względem [[jasność (astronomia)|jasności wizualnej]] najjaśniejszą gwiazdą pojedynczą (pomijając Słońce) jest [[Mufrid]] (η Boötis, typ G0IV). Szósta co do jasności gwiazda na niebie, [[Kapella]], jest układem podwójnym dwóch [[olbrzym (gwiazda)|olbrzymów]] o typach widmowych G0 i G5. Najbliższą Słońcu gwiazdą typu G jest [[Alfa Centauri]] A (ok. 4,3 [[rok świetlny|roku świetlnego]]). |
Najjaśniejszą (pod względem [[absolutna wielkość gwiazdowa|jasności absolutnej]]) znaną gwiazdą typu G jest [[nadolbrzym]] [[HD 21776]] w [[gwiazdozbiór|gwiazdozbiorze]] [[gwiazdozbiór Kasjopei|Kasjopei]]. Pod względem [[jasność (astronomia)|jasności wizualnej]] najjaśniejszą gwiazdą pojedynczą (pomijając Słońce) jest [[Mufrid]] (η Boötis, typ G0IV). Szósta co do jasności gwiazda na niebie, [[Kapella]], jest układem podwójnym dwóch [[olbrzym (gwiazda)|olbrzymów]] o typach widmowych G0 i G5. Najbliższą Słońcu gwiazdą typu G jest [[Alfa Centauri]] A (ok. 4,3 [[rok świetlny|roku świetlnego]]). |
||
Gwiazdy typu F stanowią ok. 11% gwiazd |
Gwiazdy typu F stanowią ok. 11% gwiazd na niebie i około 0,2% gwiazd w [[Droga Mleczna|naszej galaktyce]]<ref name=Kreiner1988 />. |
||
=== Cefeidy === |
|||
Wśród nadolbrzymów klasy F znajdują się [[cefeidy]] długookresowe ([[gwiazdy zmienne typu δ Cephei[[). Ich amplitudy zmian blasku są stosunkowo duże (1-2<sup>[[m|magnitudo]]</sup>). Okresy zmienności wynoszą od niespełna półtora dnia ([[V473 Lyr]]) do prawie trzech miesięcy ([[BP Herculis]]), a najczęściej 3 do 30 dni. Stosunkowo duża jasność absolutna (-2 do -6<sup>m</sup>) |
|||
== Zobacz też == |
== Zobacz też == |
||
| Linia 17: | Linia 26: | ||
{{Bibliografia| |
{{Bibliografia| |
||
# {{cytuj książkę |nazwisko=Kreiner |imię=J. M. |tytuł=Astronomia z astrofizyką |wydawca=[[Wydawnictwo Naukowe PWN]] |miejsce=Warszawa |rok =1988 |isbn=83-01-07646-1 |strony=185, 188}} |
# {{cytuj książkę |nazwisko=Kreiner |imię=J. M. |tytuł=Astronomia z astrofizyką |wydawca=[[Wydawnictwo Naukowe PWN]] |miejsce=Warszawa |rok =1988 |isbn=83-01-07646-1 |strony=185, 188}} |
||
# {{cytuj stronę |url=http:// |
# {{cytuj stronę |url=http://urania.pta.edu.pl/elem5.html |tytuł=Kuzynki Słońca |nazwisko=Rochowicz |imię=K. |data=2007-01-20 |data dostępu=2011-09-15 |opublikowany=Elementarz Uranii}} |
||
# {{cytuj stronę |url=http://www.whillyard.com/science-pages/type-f-stars.html |tytuł=Type F Stars |data dostępu=2012-01-06 |język=en}} |
|||
}} |
}} |
||
== Linki zewnętrzne == |
|||
| ⚫ | |||
{{Linki zewnętrzne| |
|||
* [http://www.solstation.com/stars3/100-fs.htm Najbliższe Słońcu gwiazdy typu widmowego F] {{lang|en}} |
|||
}} |
|||
<!-- |
|||
| ⚫ | |||
--> |
|||
Wersja z 22:55, 6 sty 2012
Gwiazdy typu widmowego F – gwiazdy, których fotosfery mają temperaturę w zakresie 6000–7500 K. Gwiazdy takie mają barwę kremową[1]. Do typu tego należy Procjon (F5), Kanopus (F0) oraz Gwiazda Polarna (F8).
Widmo
W widmie światła gwiazd typu F linie wodoru są słabsze niż w przypadku gwiazd typu A, ale wciąż są one dominujące[1]. Ich intensywność spada w obrębie typu od podtypu F0 do F9. Liczne są linie metali. Silne linie Ca II H i K przewyższają intensywnością serię Balmera. W podtypie F3 pojawia się pasmo molekularne cząsteczki CH[2]. Występują też linie niezjonizowanych metali [1].
Nukleosynteza
W gwiazdach typu F nukleosynteza helu zachodzi zarówno w cyklu p-p (charakterystycznym dla gwiazd typów G, K i M) jak i cyklu CNO (zachodzącego w gwiazdach ciągu głównego typów O, B, A) przy czym wydajność obu reakcji jest podobna[3].
Prędkość rotacji
Typ F jest również przejściowym (pomiędzy OBA i GKM) jeśli chodzi o prędkość rotacji. W obrębie typu prędkości liniowe na równiku spadają od ponad 100 km/s (stare gwiazdy typu A) do poniżej 20 km/s (stare gwiazdy typu F) [4].
Przedstawiciele typu
Najjaśniejszą (pod względem jasności absolutnej) znaną gwiazdą typu G jest nadolbrzym HD 21776 w gwiazdozbiorze Kasjopei. Pod względem jasności wizualnej najjaśniejszą gwiazdą pojedynczą (pomijając Słońce) jest Mufrid (η Boötis, typ G0IV). Szósta co do jasności gwiazda na niebie, Kapella, jest układem podwójnym dwóch olbrzymów o typach widmowych G0 i G5. Najbliższą Słońcu gwiazdą typu G jest Alfa Centauri A (ok. 4,3 roku świetlnego).
Gwiazdy typu F stanowią ok. 11% gwiazd na niebie i około 0,2% gwiazd w naszej galaktyce[1].
Cefeidy
Wśród nadolbrzymów klasy F znajdują się cefeidy długookresowe ([[gwiazdy zmienne typu δ Cephei[[). Ich amplitudy zmian blasku są stosunkowo duże (1-2magnitudo). Okresy zmienności wynoszą od niespełna półtora dnia (V473 Lyr) do prawie trzech miesięcy (BP Herculis), a najczęściej 3 do 30 dni. Stosunkowo duża jasność absolutna (-2 do -6m)
Zobacz też
- ↑ a b c d J. M. Kreiner: Astronomia z astrofizyką. Warszawa: Wydawnictwo Naukowe PWN, 1988, s. 185, 188. ISBN 83-01-07646-1.
- ↑ Spectral Classification: Old and Contemporary. W: Principles and Perspectives in Cosmochemistry. A. Goswami (red.), B. E. Reddy (red.). Berlin, Heidelberg: Springer, 2010, s. 171. DOI: 10.1007/978-3-642-10352-0_3. ISBN 978-3-642-10352-0.
- ↑ K. Rochowicz: Kuzynki Słońca. Elementarz Uranii, 2007-01-20. [dostęp 2011-09-15].
- ↑ Rotation velocity of F-type stars. W: Cool Stars, Stellar Systems, and the Sun. M. Zeilik (red.), D. Gibson (red.). Berlin, Heidelberg: Springer, 1986, s. 130-131, seria: Lecture Notes in Physics. DOI: 10.1007/3-540-16763-3_157. ISBN 978-3-540-16763-1. (ang.).