Пользователи
Регистрация
Вход
Человеческая жизнь в нашем понимании вообще-то возможна только возле желтых карликов, как наше Солнце.
А в Орионе нет таких звезд - вот очень всё хорошо тут рассказано
Под Поясом Ориона можно найти светлую газопылевую туманность М42 (NGC 1976) – Большую туманность Ориона, ее интегральный блеск 4,0m. Невооруженным глазом туманность видна как неприметное маленькое пятнышко, похожее на комету. В телескоп же туманность предстает во всей своей красе. В центре туманности можно увидеть четыре горячие звезды – Трапецию Ориона. Вокруг Трапеции Ориона – область активного звездообразования, которая состоит из сверхплотного молодого скопления звезд и переменных типа Т Тельца. Рядом расположены плотные молекулярные облака, это ближайшие к Солнцу ГМО – гигантские молекулярные облака Орион А и Орион В, расстояние до них 400–500 пк.
Молодое звездообразование - так что... никакой мощной светлой брамфатуры там нет.
Спектральная классификация звёзд
Спектральная классификация звёзд, разделение звёзд на классы, установленные по различиям в их спектрах (в первую очередь по относительным интенсивностям спектральных линий).
Гарвардская спектральная классификация
Современная (гарвардская) спектральная классификация звёзд, разработанная в Гарвардской обсерватории в 1890—1924 гг. является температурной классификацией, основанной на виде и относительной интенсивности линий поглощения и испускания спектров звёзд. Диапазону эффективных температур звезд от 60000 до 2000 К соответствует последовательность спектральных классов,
Обозначаемых буквами
-C(R-N)
/
O-B-A-F-G-K-M
\
-S
Промежуток между соседними классами делится на 10 подклассов - от 0 до 9 - с ростом в сторону уменьшения температуры.
Класс О (температура " 30 000—60 000 К) К этому классу принадлежат немногочисленные весьма горячие звёзды с сильно развитым ультрафиолетовым участком спектра. Характерны линии ионизованного гелия. В более поздних подразделениях видны линии нейтрального гелия, многократно ионизованных азота, углерода, кремния. Встречаются звёзды с широкими эмиссионными полосами, источником которых являются также нейтральные и ионизованные атомы гелия и ионизованные атомы азота, углерода и кислорода. Цвет звезды - голубые.
Класс В (t " 10 000—30 000 К). Для спектров звёзд этого класса характерно наличие в них линий нейтрального гелия и ионизованных кислорода и азота. Линии водорода хорошо заметны, начиная с В0, и значительно усиливаются при переходе к классу В9. Наоборот, линии гелия к классу В9 ослабляются. Начиная со спектров В5, хорошо заметны линии ионизованного кальция (линия К) и магния (с длиной волны l 4481 ). Цвет звезды - бело-голубые.
Класс А (t " 7500—10 000 K). В спектрах преобладают водородные линии бальмеровской серии, достигающие наибольшей интенсивности в классе А0, линии гелия исчезают. Нарастают интенсивности линии К и линии l 4481 , в классе А2 появляется линия нейтрального кальция l 4227 , а в классе А5 - линии нейтрального железа.Цвет звезды белые.
Класс F (t " 6000—7500 К). Водородные линии всё ещё наиболее интенсивны, но заметны также многочисленные линии металлов - ионизованных и нейтральных. Очень интенсивны линии Н и К ионизованного кальция. Несколько линий железа и ионизованного титана на спектрограммах с малой дисперсией сливаются, образуя т. н. полосу G (длины волн от 4305 ?до 4315 ). Цвет звезды - желтовато-белыею.
Класс G (t " 5000—6000 K). Водородные линии более не выделяются среди мощных спектральных линий металлов и в спектрах G5 - G9 слабее некоторых линий железа. Очень интенсивны линии Н и К. К классу G2 принадлежит Солнце. Цвет звезды - жёлтые.
Класс К (t " 3500—5000 К). Линии Н и К, линия l 4227 ?и полоса G достигают наибольшего развития. В классе К5 появляются следы полос поглощения молекулы окиси титана. Непрерывный спектр в ближайшем ультрафиолетовом участке (за линией К) практически отсутствует. Цвет звезды - оранжевые.
Класс М (t " 2000—3500 К). К этому классу принадлежат красные звёзды с полосчатым спектром. Особенно выделяются полосы окиси титана. Из атомных линий выделяется только линия l 4227 . Линии Н и К почти не видны. Встречаются спектры М с одной или несколькими водородными линиями бальмеровской серии в виде линий излучения. Цвет звезды - красные
Дополнительные классы
Класс W (t "60000-100000 К). Звёзды Вольфа-Райе, очень тяжёлые яркие звёзды с температурой порядка 70000 K и интенсивными эмиссионными линиями в спектрах. Излучение в линиях He II, He I, N I, N III-V, O III-VI, C II-IV
Класс С (=R-N) (t "2000-350К). Углеродные звёзды, гиганты с повышенным содержанием углерода. Молекулярные полосы поглощения C2 и его соединений CH, CO, CN. У звезд R0–R3 имеются относительно слабые полосы C2 и CN, тогда как в типах R5–R8 эти полосы сильны, а также имеется континуум, простирающийся как минимум до 3900 A. У N-звезд полосы C2 и CN также сильны, но континуум обрывается до 4000 A... В 1993 году Keenan провел ревизию MK-классификации и разделил углеродные звезды на три последовательности: C-R, C-N и C-H с подклассами до C-R6, C-N9 и C-H6, определяемыми по температуре. Новые последовательности моделировали старую R-N систему с отдельной категорией для CH-звезд, которые ранее классифицировались как R-пекулярные.
Класс S (t "2000-3500К). Циркониевые звёзды. Полосы поглощения ZrO.
Спектральный класс L (t " 1500-2000К). Сильные полосы CrH, рубидия, цезия.
Спектральный класс T (t " 1000-1500 К). Интенсивные полосы поглощения воды, метана, молекулярного водорода.
Для планетарных туманностей введен специальный спектральный класс P, а для новых звезд - класс Q.
Конечно могут не влиять 
вот на океанские приливы и отливы могут 
