b'\n_START_ARTICLE_\nSpektralni razred\n_START_SECTION_\nPodrazredi\n_START_PARAGRAPH_\nStara razreda R in N sta preimenovana v C spektralni razred (razred ogljikovih zvezd)._NEWLINE_R Ciano (CN), ogljikov monoksid (CO), ogljik Rde\xc4\x8de \xe2\x80\x93 oran\xc5\xbena 3500 \xe2\x80\x93 5400_NEWLINE_S Cinkov oksid Rde\xc4\x8de \xe2\x80\x93 oran\xc5\xbena 2000 \xe2\x80\x93 3500_NEWLINE_N Ogljik Rde\xc4\x8da 1900 \xe2\x80\x93 3500_NEWLINE_Ustalila se je domneva, da so spektralni razredi od O do A spektri zelo mladih zvezd (zgodnji razvojni stadiji zvezd), spektralni razredi od F do G veljajo za srednje razvojne stopnje in preostali spektralni razredi za pozne spektralne razrede (zvezde, ki so v razvojnem smislu zelo stare in \xc5\xbee razvite). Ozna\xc4\x8dbe zgodnji, srednji in pozni \xc5\xbee veljajo za zastarele in ovr\xc5\xbeene hipoteze, \xc4\x8de\xc5\xa1 \xe2\x80\x9eda spektralni razred kaj pove o razvojnem stanju dolo\xc4\x8dene zvezde\xe2\x80\x9c. Kljub tem domnevam se te ozna\xc4\x8dbe \xc5\xa1e zmeraj uporabljajo v praksi in zvezda velja za zgodnjo ali pozno, \xc4\x8de se spektralni razred v primerjavi z malo druga\xc4\x8dnim, a bli\xc5\xbenjim razredom O ali razredu M. Da bi zvezde znali \xc5\xa1e bolje klasificirati (kategorizirati), so spektralni razredi \xc5\xa1e naprej razdeljeni v razrede od 0 do 9. V bistvu velja, da so zvezde 1. podrazreda bolj vro\xc4\x8de kot zvezde 9. Podrazreda. Danes bostaja ve\xc4\x8d sistemov spektralnih klasifikacij, ki se poslu\xc5\xbeujejo tej vrsti ozna\xc4\x8devanja in razlo\xc4\x8devanja in se dajo primerjati tej klasifikaciji. V prvotnem Harvardovem sistemu in njegovim raz\xc5\xa1iritvam in dopolnitvam, MK sistemu, ki \xc5\xa1e dodatno definira \xc5\xa1e svetlostni razred (beri absolutni izsev zvezde), tako da niso vsi podtipi tudi uporabljeni v praksi. Za zvezdami tipa B3 npr. sledijo zvezde spektralnega tipa B5, razred B4 pa je spregledan. Spektralni razredi z njihovimi 7 podtipi (O, B, A, F, G, K, M) zajemajo okrog 99\xc2\xa0% vseh zvezd, zaradi \xc4\x8desar se lahko starej\xc5\xa1e razrede pogosto zanemari. Da si te podrazrede la\xc5\xbeje zapomnimo nam slu\xc5\xbei stavek: "O Be A Fine Girl Kiss Me": O B A F G K M (R S N), oz. tudi "Offenbar Benutzen Astronomen Furchtbar Gerne Komische Merkspr\xc3\xbcche": O B A F G K M. To bi se v slovenskem jeziku glasilo: Izleda, da astronomi izjemno radi uporabljajo sme\xc5\xa1ne izreke._NEWLINE_Slede\xc4\x8di razredi se v tem sosledju ne morejo definirati: Q Nove P Planetarne meglice W Wolf \xe2\x80\x93 Rayetove zvezde WN Linije du\xc5\xa1ika WC Ogljikove \xc4\x8drte_NEWLINE_Poleg tega lahko posebnosti v spektru dodanih sestavin postanejop razlo\xc4\x8dne: c \xc5\xa0e posebno izrazite \xc4\x8drte G Obi\xc4\x8dajne orjakinje D Pritlikava zvezda (glavna veja) Sd Podpritlikavka W Bela pritlikavka n, nn Diffuse Linien S Ostre, izrazite \xc4\x8drte e, em Emisijske \xc4\x8drte p, pec Posebnosti pri intenzivnosti \xc4\x8drt M Mo\xc4\x8dne kovinske \xc4\x8drte Comp Sestavljen spekter v, var Spremenljivi spekter_NEWLINE_Deloma se ti dodatki preko dodatnega svetilnega razreda, ki so bili leta 1943 uvedeni od Williama Morgana in Philip Keenana, odve\xc4\x8dni. Pickering je za\xc4\x8del v letu 1890 razvijati to klasifikacijo skupaj z Wilhelmino Fleming, Antonio Ceatano Maury in Annie Jump Cannon. Pri tem je Pickering \xc5\xa1el po vrsti kar po abecedi in je ozna\xc4\x8dil razrede z velikimi \xc4\x8drkami od A do Z po Balmerjevem - sosledju (Prehodi elektronskih tirnic v spektru vodika). Annie Jump Cannon je kaj kmalu ugotovila, da to sosledje ni bilo smiselno. Po teh razporeditvah so pri\xc5\xa1le modro \xe2\x80\x93 belo svetle\xc4\x8de zvezde, vro\xc4\x8de O zvezde v rde\xc4\x8di, odvisnostno zelo hladnimi zvezdami M - in N - zvezdami. Ferner je potem ugotovil, da so dolo\xc4\x8deni razredi temeljili na trhlih osnovah ali da nimajo smisla in zato lahko odpadejo. Razporejanje ni bilo ve\xc4\x8d odvisno od spektra, temve\xc4\x8d od efektivne temperature zvezde. Prvi poskusi v razporejanju svetlosti in temperature zvezd so bili v letu 1865. Italijanski pater Angelo Secchi je povzel trostopenjsko skalo in 1874 Hermann Carl Vogel z enim sistemom, v katerem so bile zaobjete vse do tedaj poznane razvojne teorije zvezd, kar je pomenilo, da je bil vedno znova dopolnjen in vsebinsko raz\xc5\xa1irjen.\n_START_SECTION_\nPodtipi\n_START_PARAGRAPH_\nVsi zvezdni tipi so razdeljeni v podrazrede (od 0 do 9, torej 10 razredov), ki temelji na poziciji svetlostne skale (skale izseva). Spektralni razred (vsak posebej)_NEWLINE_Zvezde spektralnega razreda O so zelo vro\xc4\x8de in svetle in so navidezno modre barve. Naos v ozvezdju Krme sveti s svetlostjo, ki je blizu milijonkrat ve\xc4\x8dja od Son\xc4\x8devega absolutnega izseva. Te zvezde so mo\xc4\x8dno ionizirane in imajo nevtralne \xc4\x8drte helija in zelo \xc5\xa1ibke vodikove \xc4\x8drte. Zvezde spektralnega razreda O najve\xc4\x8d sevajo v ultravijoli\xc4\x8dnem delu elektromagnetnega valovanja, zaradi \xc4\x8desar so modre barve._NEWLINE_Zvezde spektralnega razreda B so tudi izredno svetle. Rigel (v Orionu) je tipi\xc4\x8den primer modre orjakinje spektralnega razreda B. Njihov spekter ima \xc4\x8drte nevtralnega helija in zmerne vodikove \xc4\x8drte. Tako kot zvezde spektralnega razreda O so B zvezde izjemno mo\xc4\x8dne, kar pomeni, da \xc5\xbeivijo izredno kratek \xc4\x8das na glavni veji. Po navadi niso tam, kjer so nastale. Po navadi so v kopicah, ki jih zaradi tega imenujemo OB1 povezave, ki so povezane z orja\xc5\xa1kimi molekularnimi oblaki. Orionova OB1 povezava je celoten spiralni rokav na\xc5\xa1e galaksije, ki jo imenujemo Rimska cesta (svetlej\xc5\xa1e zvezde naredijo rokav vidno svetlej\xc5\xa1ega, \xc4\x8deprav tam ni ve\xc4\x8d zvezd, kot kjerkoli drugje) in so vse zajete v ozvezdju Oriona._NEWLINE_Zvezde spektralnega razreda A so med tistimi, ki jih vidimo s prostim o\xc4\x8desom. Deneb (ozvezdje Labod) je naslednja zvezda stra\xc5\xa1ne mo\xc4\x8di, medtem, ko je Sirij tudi zvezda spektralnega razreda A, a niti pribli\xc5\xbeno ni enako svetla. Kot v spektralnem razredu O, so bele barve. Veliko belih pritlikavk spada v ta razred. Imajo mo\xc4\x8dne vodikove \xc4\x8drte in tudi inonizirane kovine._NEWLINE_Zvezde spektralnega razreda F so \xc5\xa1e vedno mo\xc4\x8dne, a so po navadi zvezde z glavne veje, kot npr. Fomalhaut (v ozvezdju Ju\xc5\xbene ribe). Njihov spekter ozna\xc4\x8dujejo \xc5\xa1ibke vodikove \xc4\x8drte in \xc4\x8drte ioniziranih kovin, njihova barva je bela, \xc4\x8deprav s primesmi rumene._NEWLINE_Zvezde spektralnega razreda G so med vsemi zvezdami nam najbolj doma\xc4\x8de, saj je prav na\xc5\xa1e Sonce zvezda, ki spada v ta spektralni razred. Imajo \xc5\xa1e \xc5\xa1ibkej\xc5\xa1e vodikove \xc4\x8drte, kot zvezde spektralnega razreda F, poleg tega pa \xc5\xa1e \xc4\x8drte ioniziranih kovin in nevtralnih kovin. G je gostitelj za ("Rumeno evolucionarno praznino") = ("Yellow Evolutionary Void"). Nadorjakinje pogosto nihajo med spektralnim razredom O ali B (modre) in K ali M (rde\xc4\x8de). Ker to po\xc4\x8dno, ne ostanejo dolgo na podro\xc4\x8dju spektralnega razreda G, ki je ekstremno nestabilna to\xc4\x8dka za lahko nadorjakinjo._NEWLINE_Zvezde spektralnega razreda K so oran\xc5\xbene zvezde, ki so ob\xc4\x8dutno hladnej\xc5\xa1e od na\xc5\xa1ega Sonca. Nekaj zvezd spektralnega razreda K je orjakinj in nadorjakinj, kot je npr. Arktur, medtem ko so zvezde, kot je npr. Alfa Kentavra B zvezde z glavne veje. Imajo izredno \xc5\xa1ibke vodikove \xc4\x8drte, \xc4\x8de jih sploh imajo in imajo ve\xc4\x8dino \xc4\x8drt nevtralnih kovin._NEWLINE_Zvezde spektralnega razreda M so najbolj pogoste med vsemi in so zato najbolj \xc5\xa1tevilne od vseh zvezd. Vse rde\xc4\x8de pritlikavke spadajo v ta razred in so zelo pogoste; ve\xc4\x8d kot 90\xc2\xa0% zvezd je rde\xc4\x8dih pritlikavk, kot je npr. Proksima Kentavra (Proxima Centauri = Najbli\xc5\xbe\xc4\x87ja Kentavra /od nas oddaljena 4,26 svetlobnih let/). M spektralni razred gosti najve\xc4\x8d orjakinj in nekaj nadorjakinj, kot je npr. Antares ali Betelgeza, kot tudi spremenljivke tipa Mira (Kita). Zvezdni spekter zvezd spektralnega razreda M pripadajo \xc4\x8drte molekul in nevtralnih kovin, vodikove \xc4\x8drte so po navadi odsotne. V teh zvezdah je veliko titanijevega oksida. Dodatne spektralne oznake \xc5\xa0tevilni novi razredi so bili dodani v splo\xc5\xa1no uporabo za redke tipe zvezd, ko so jih odkrili:_NEWLINE_\xe2\x80\xa2 W: nad 70.000\xc2\xb0 - Wolf \xe2\x80\x93 Rayetove zvezde._NEWLINE_\xe2\x80\xa2 L: 1.500 \xe2\x80\x93 2.000\xc2\xb0K \xe2\x80\x93 Zvezde z maso, ki je premajhna, da bi steklo zlivanje vodika v heliieva jedra._NEWLINE_\xe2\x80\xa2 T: 1.000 \xe2\x80\x93 Zvezde tipa T Bika, zelo mlade zvezde z majhno povpre\xc4\x8dno gostoto._NEWLINE_\xe2\x80\xa2 C: ogljikove zvezde._NEWLINE_\xe2\x80\xa2 N: Poseben tip zvezd, ki predstavlja ogljikove zvezde, ki so podobne spektralnemu razredu M: npr. R Zajca._NEWLINE_\xe2\x80\xa2 S: podoben spektralnemu razredu M, ki ima cirkonijev oksid zamenjan z bolj pogostim titanijevim oksidom._NEWLINE_\xe2\x80\xa2 D: bele pritlikavke: npr. Sirij B._NEWLINE_Spektralni razred W predstavlja nadpovpre\xc4\x8dno izredno svetle Wolf-Rayetove zvezde, ki so popolnoma razli\xc4\x8dne, odkar se v njihovih jedrih zliva helij in ne vodik, katerega zaloge so te zvezde porabile. V\xc4\x8dasih so mislili, da so umirajo\xc4\x8de nadorjakinje, ki jim je vodikove plasti odneslo zaradi izredno mo\xc4\x8dnih zvezdnih vetrov, ki jih te zvezde ustvarjajo zaradi izredno velikih temperatur, in imajo zato neposredno izpostavljeno helijevo sredico._NEWLINE_Zvezde spektralnega razreda L imajo svojo ozna\xc4\x8dbo zaradi izobilja litija, ki je navzo\xc4\x8d v njihovem jedru. V navadnih zvezdah bi bil vsak litijev atom uni\xc4\x8den zaradi jedrskih reakcij, ki potekajo v obi\xc4\x8dajnih zvezdah, kar posredno nakazuje, da v teh zvezdah ne poteka zlivanje vodika v helij. So zelo temno rde\xc4\x8de barve in najve\xc4\x8d svetijo v infrarde\xc4\x8dem delu elektromagnetnega spektra. Njihov plin je dovolj hladen, da dovoli obstoj kovinskih hidridov (spojin vodika in kovin) in alkalnih kovin, ki ozna\xc4\x8dujejo njihov spekter._NEWLINE_Zvezde spektralnega razreda T so zelo mlade in manj goste zvezde in jih najdemo v medzvezdnih oblakih, kjer so bile ustvarjene. Te zvezde so ravno dovolj velike, da jim lahko pravimo zvezde in druge, ki so podpritlikavke, ki so raznolike rjave pritlikavke. So temne , oddajajo malo ali ni\xc4\x8d vidne svetlobe, a mo\xc4\x8dno svetijo v infrarde\xc4\x8dem delu spektra. Njihova povr\xc5\xa1inska temperatura je mo\xc4\x8dan kontrast k zvezdam spektralnega razreda O, ki so vro\xc4\x8de ve\xc4\x8d tiso\xc4\x8d \xc2\xb0K, in meri do 1.000\xc2\xb0K. Lahko ustvarijo zapletene molekule, v njihovem spektru so evidentirane mo\xc4\x8dne \xc4\x8drte metana. Zvezd spektralnega razreda T in L bi lahko bile pogostej\xc5\xa1e kot zvezde vseh drugih spektralnih razredov (razen spektralnega razreda M) skupaj, \xc4\x8de so rezultati raziskave to\xc4\x8dni. Od \xc5\xa1tudij protoplidov (protoplanetarnih diskov, skupkov plinov v meglicah, kjer se rojevajo zvezde in zvezdni sistemi) bi bilo \xc5\xa1tevilo zvezd v galaksiji ve\xc4\x8d magnitud ve\xc4\x8djih od tistih, ki jih poznamo. Domnevajo, da so ti protiplidi pravzaprav v konkurenci drug z drugim. Prvi postane protozvezda, ki so zelo agresivni objekti in uni\xc4\x8dijo drugo protoplide v sosedstvu, in jim kradejo njihov plin. Protoplidi, ki so \xc5\xbertvovani, po navadi postanejo zvezde glavne veje ali pa se rodijo kot zvezde spektralni razred L in T, ki so popolnoma nevidno nam. Ker \xc5\xbeivijo zelo dolgo (nobena zvezda pod 0.8 Son\xc4\x8dnih mas \xc5\xa1e ni umrla v zgodovini galaksije) se te majhne zvezde \xc4\x8dez \xc4\x8das pojavijo in razkrijejo. Zvezde spektralnega razreda R in N so ogljikove zvezde (rde\xc4\x8de orjakinje, za katere astronomi mislijo, da so dosegle konec njihovega razvoja), ki potekajo vzporedno z obi\xc4\x8dajno klasifikacijo, \xc4\x8de poenostavljeno (grobo) re\xc4\x8demo od sredine razreda G do poznega spektralnega razreda M. Te po tej pretvorbi sovpadajo v razred zdru\xc5\xbeenih ogljikovih zvezd C, ki se z N0 za\xc4\x8dno pri pribli\xc5\xbeno C6. Zvezde spektralnega razreda S imajo \xc4\x8drte cirkonijevega oksida (ZrO) redkeje kot titanijevega oksida (TiO), in so med razredoma M in ogljikovimi zvezdami. Zvezde spektralnega razreda S imajo skoraj enako (bogato) koli\xc4\x8dino ogljika in kisika, in oba elementa sta, skoraj popolnoma zajeta v molekulah ogljikovega oksida (CO). Za zvezde, ki so dovolj hladne, da CO tvori zajeti vse elemente, ki so manj pogosti, iz tega sledi v "preostanku kisika" na zvezdah niza glavne veje, "preostali ogljik" na C nizu, in "preostanek ni\xc4\x8desar " na S nizu. Dejansko pa je vez med temi zvezdami in tradicionalnimi zvezdami glavne veje predlaga redkeje veliko izobilje ogljika in bodo, \xc4\x8de bodo popolnoma raziskani dali novo dimenzijio (razse\xc5\xbenost) k sistemu zvezdne klasifikacije. Kon\xc4\x8dno, zvezde spektralnega razreda D v\xc4\x8dasih uporabljajo za oznako belih pritlikavk, ki je najpogostej\xc5\xa1i konec obi\xc4\x8dajnih zvezd.'