|
Magnitude | 1 | 2 | 3 | 4 | 5 | 6 | Spektroskopska paralaksa Predhodno je pokazano da se pomoću paralakse može izračunati rastojanije do neka zvezde. Ali, to važi samo za zvezde koje se nalaze vrlo blizu. Da bi se odredilo rastojanije do drugih, vrlo udaljenih zvezdi, koristi se metod koji zahteva poznavanje spektra zvezde. Ovaj metod se naziva spektroskopska paralaksa. Kada se počelo sa proučavanjem spektra zvezde 1800tih goina, uvidelo se da sprektar od zvezde do zvezde varira, ali svi spektri su bili kontinuirani spektri sa apsorpcionim linijama. Razlika je postojala u jačini linija. Neka zvezda je imala snažne serije apsorpcionoh linija, druga ih uopšte nije imala, a kod treće su bile vrlo slabe. U zavisnosti od toga koje su linije bile istaknute zvezde su podeljene u kategorije označene slovama: O, B, A, F, G, K, M. Različite apsorpcione linije nisu rezultat različitih elemenata u sastavu zvezde, nego su rezultat različite zvezdane temperature. Različiti stupanj joniziranosti gasa određuje koje će se apsorpcione linije javiti u spektru. Jon ima drugačiji raspored energetskih nivoa na kojim elektron može da 'skače' i zato ima i drugačiji spektar. Nivo jonizacije zavisi od temperature. Razlike u jonizaciji (koje nastaju kao rezultat razlike u temperaturama), su osnova za različite spektralne klase. Kada znamo spektralnu klasu neke zvezde možemo je postaviti na H-R diagram i odatle pročitati apsolutnu magnitudu (Crtež 2). Kad znamo apsolutnu i prividnu magnitudu pomoću jednačine 1.1 izračunavamo razdaljinu.
Magnitude | 1 | 2 | 3 | 4 | 5 | 6 | U nastavku: Masa zvezda (jun 2004.)
|
