b'\n_START_ARTICLE_\nSpektralna razvrstitev zvezd\n_START_SECTION_\nZgodnja spektroskopija\n_START_PARAGRAPH_\nFraunhofer je leta 1813 v Son\xc4\x8devem spektru odkril temne absorpcijske \xc4\x8drte, leta 1817 pa je s \xc4\x8drkami ozna\xc4\x8dil glavne. Bunsen in Kirchhoff sta leta 1859 s spektrografom na prizmo odkrila, da so te \xc4\x8drte enake emisijskim \xc4\x8drtam, ki jih v spektrih zvezd podajajo povsem dolo\xc4\x8deni kemi\xc4\x8dni elementi. Bunsen je pravilno pojasnil Fraunhoferjeve absorpcijske \xc4\x8drte. Zato je bilo upravi\xc4\x8deno pri\xc4\x8dakovati, da morajo biti ti elementi navzo\xc4\x8di v notranjosti Sonca. _NEWLINE_Ko je bilo jasno da absorpcijske \xc4\x8drte lahko poka\xc5\xbeejo sestavo izvora, je sir Huggins v svojem zasebnem observatoriju za\xc4\x8del primerjati laboratorijske spektre svetil s spektri zvezd. Leta 1862 je uporabljal 200\xc2\xa0mm refraktor s spektroskopom in raziskal spektre pribli\xc5\xbeno 40. zvezd in v njih na\xc5\xa1el znane spektralne vzorce mnogih znanih kemi\xc4\x8dnih snovi. Leta 1866 je spektroskopsko opazoval novo T Severne krone, ki je tedaj prvi\xc4\x8d izbruhnila, in na\xc5\xa1el emisijske \xc4\x8drte vodika._NEWLINE_Leta 1868 je sir Lockyer opazoval mo\xc4\x8dne rumene \xc4\x8drte v Son\xc4\x8devem spektru, ki jih v poskusih nikoli niso zaznali. Zaklju\xc4\x8dil je, da morajo pripadati neznanemu elementu, ki ga je po starogr\xc5\xa1kem imenu helios za Sonce imenoval helij. Helij so na Zemlji neposredno zaznali \xc5\xa1ele 25 let kasneje. Spektralna analiza je bila utemeljena. Poleg analize elementov najdenih na Zemlji so se lahko analizirale tudi snovi v zvezdnih spektrih.\n_START_SECTION_\nHiperorjakinje I-a0\n_START_PARAGRAPH_\nTo so ene izmed najbolj masivnih zvezd v vesolju, ki nam je znano. Predstavljajo zgornjo mejo, ki jo zvezd \xc5\xa1e lahko imajo. Te zvezde so izredno blizu stanju, ki se mu v teoriji re\xc4\x8de "Eddingtonov izsev". To je takrat, ko je sevalni pritisk zvzede skoraj enak gravitacijski sili zvezde, torej njeni masi, ki jo dr\xc5\xbei skupaj. Z drugimi besedami, te zvezde so tik pred tem, da jih dobesedno raznese. V to domeno spadajo tudi zvezde, ki so jim astrofiziki izmerili najve\xc4\x8djo maso, ki zna\xc5\xa1a med 120 in med 158 masami Sonc. Zaradi njihove izredne te\xc5\xbenosti so njihove sredice izredno zgo\xc5\xa1\xc4\x8dene in vro\xc4\x8de, zaradi \xc4\x8desar je dele\xc5\xbe njihovih reakcijizredno velik. Zato je napa\xc4\x8dno misliti, da \xc5\xbeivijo dolgo. V resnici je prav nasprotno; \xc5\xbeivijo izredno kratek \xc4\x8das in kon\xc4\x8dajo svoje "\xc5\xbeivljenje" v samo nekaj milijonih let. Bolj ko gremo proti modremu delu Hertzsprung-Russellovega diagrama, bolj masivne so, imajo ve\xc4\x8djo temperaturo povr\xc5\xa1ja, zato so tudi veliko manj\xc5\xa1e, \xc4\x8deprav \xc5\xa1e vedno velikanske. Ko se pomikamo proti desni strani HRD-ja pa se njihova masa in temperatura mo\xc4\x8dno zmanj\xc5\xa1uje, kar ka\xc5\xbee na izredno mo\xc4\x8dne zvezdne vetrove, ki odna\xc5\xa1ajo maso napihnjene ovojnice, ki ni ve\xc4\x8d zadostno te\xc5\xbenostno vezana na zvezdo._NEWLINE_Zanimivo je tudi, da ve\xc4\x8dina masivnih zvezd te\xc5\xbei k temu, da imajo zvezdnega spremljevalca in gre torej za dvozvezdje oz. za binarni zvezdni sistem. V tak\xc5\xa1nih primerih se da z veliko mero gotovosti izra\xc4\x8dunati veliko lastnosti, ki jih te zvezde imajo._NEWLINE_Svoje \xc5\xbeivljenje te zvezde kon\xc4\x8dajo v eksploziji supernove in za njimi ostane skrivnostna \xc4\x8drna luknja, kjer so vsi fizikalni zakoni postavljeni na glavo. \xc4\x8ce ima maso nad 120 Sonc, pa pride do eksplozije hipernove; za nekdanjo zvezdno ne ostane ni\xc4\x8desar, saj jih dosebedno raznese. Tega procesa znanstveniki \xc5\xa1e ne razumejo v celoti, velina pa se jih stinja, da se v njih ustvarjajo pari elektronov in pozitronov, delcev in antidelcev, ki se potem medsebojno izni\xc4\x8dijo oz. anihilirajo.\n_START_SECTION_\nPodorjakinje IV\n_START_PARAGRAPH_\nPodorjakinje so zvezde, ki so na stopnji lastnega razvoja, ko \xc5\xbee zapu\xc5\xa1\xc4\x8dajo najdlje trajajo\xc4\x8de in najbolj stabilno zati\xc5\xa1no obdobje, stopnje zvezd \xc2\xbbglavnega niza\xc2\xab, in \xc5\xbee do\xc5\xbeivljajo korenite spremembe. V njihovih sredicah za\xc4\x8dne primanjkovati vodika, zaradi \xc4\x8desar se ta neaktivna za\xc4\x8dne kr\xc4\x8diti vse dokler ne ste\xc4\x8dejo reakcije zlivanja v tanki ovojnici okoli sredice. To podro\xc4\x8dje je nestabilno in kratkotrajno, v teoriji pa se povezuje z izrazom Hertzsprungova vrzel, saj je v njej izredno malo zvezd. Zvezda ima tedaj pribli\xc5\xbeno trikrat ve\xc4\x8dji polmer, zaradi \xc4\x8desar temperatura malce upade._NEWLINE_Po navadi je tedaj porabljeno 10 odstotkov mase celotnega vodika, ali pa je masa zvezdne sredice ve\xc4\x8dja od 0,49 mase Sonca, kar pomeni, da ima sredica zadostno te\xc5\xbenost, da ste\xc4\x8dejo reakcije zlivanja vodika v helij. Ko se to zgodi zvezda vstopi na podro\xc4\x8dje obi\xc4\x8dajnih rde\xc4\x8dih orjakinj, ki so svetlostnega razreda III. \xc4\x8ce si ogledamo polo\xc5\xbeaj zvezde na HRD-ju, se ta pomakne navzgor in v desni smeri od polo\xc5\xbeaja, kjer je bila kot \xc2\xbbpritlikavka\xc2\xab.'