×
Sterreklassifikasie

Sterreklassifikasie is in die sterrekunde die indeling van sterre in spektraaltipes of -klasse volgens die spektrum van hul uitgestraalde lig. Die kleur van die lig wat ’n ster uitstraal, is ’n aanduiding van sy temperatuur. Spektraallyne (donker en ligte lyne) in hul spektrum toon verder uit watter elemente die ster bestaan of deur watter elemente die lig val.

Wanneer met die blote oog na sterre gekyk word, het hulle verskillende kleure; sommige is blouerig, ander rooier. ’n Ster stuur verskillende spektra van lig uit na gelang van sy massa en ouderdom, wat sy temperatuur beïnvloed. ’n 19de-eeuse stelsel om sterre in ’n alfabetiese volgorde volgens die soorte spektra te klassifiseer is aan die begin van die 20ste eeu deur die sterrekundige Annie Cannon aangepas en herrangskik na die letters W-O-B-A-F-G-K-M-R-N-S. Dit is die stelsel wat steeds in die Harvard-klassifikasie gebruik word.

Die meeste sterre word tans geklassifiseer as tipe O tot M. Hiervolgens is O-sterre die warmste en M-sterre die koudste. Die temperatuur van sterre daal geleidelik van W, O, B ens. na M. Wat kleur betref, is O blou, B blouwit, A wit, F geel-wit, G geel, K oranje en M rooi. Die kleur soos deur die waarnemer gesien kan egter hiervan verskil omdat die oënskynlike kleur ook beïnvloed word deur visuele toestande.

R-, N- en S-sterre is spesiale gevalle en is later bygevoeg. Dit dui nie op die temperatuur van die ster nie, maar op die chemiese samestelling daarvan. R- en N-sterre is koolstofsterre en by S-sterre is sterk bande van sirkoniummonoksied sigbaar naas die normale bande van titaniummonoksied. Nog later is ’n tipe W bygevoeg vir Wolf-Rayetsterre, warm sterre wat hul waterstof en helium verloor het, asook tipes L, T en Y (bruindwerge).

In die huidige klassifiseringstelsel, die Morgan-Keenan-stelsel, kan ’n Arabiese syfer tussen 0 en 9 ook by die letter gevoeg word; dit dui tiendes van die reeks tussen twee tipes aan, sodat A5 halfpad (vyf tiendes) is tussen A0 en F0. Sterre met ’n lae syfer is warmer as sterre met ’n hoë syfer binne dieselfde tipe. A2 is dus warmer as A6. Nog ’n dimensie wat in die Morgan-Keenan-stelsel gevoeg is, is die ligsterkte-klasse in die Romeinse syfers I, II, III, IV en V, wat die wydte van sekere absorpsielyne in die ster se spektrum uitdruk. Daar is gevind dat dié eienskap ’n algemene aanduiding is van die ster se grootte en dus van die algehele ligsterkte van die ster. Tipe I word in die algemeen superreuse genoem, tipe III reuse en tipe V dwerge of, meer korrek, hoofreekssterre. Ons son is byvoorbeeld spektraaltipe G2V, wat geïnterpreteer kan word as "’n geeldwerg wat twee tiendes na oranje neig". Die oënskynlik helderste ster, Sirius, is ’n tipe A1V.

Inhoud

Sterre se atmosfeer wissel in temperatuur van sowat 2 000 tot 40 000 kelvin. Die Harvard-klassifikasie is ’n eendimensionele stelsel waarin die sterre van warm tot koud gerangskik word, soos in die volgende tabel:

Klas Oppervlaktemperatuur
(kelvin)
Konvensionele
kleurbeskrywing
Werklike
skynbare kleur
Massa
(sonmassas)
Radius
(sonradiusse)
Ligsterkte
(bolometries)
Waterstof-
lyne
% van alle
hoofreekssterre
O ≥ 33 000 K blou blou ≥ 16 M ≥ 6,6 R ≥ 30 000 L Swak ~0,00003%
B 10 000–33 000 K blou-wit diep blou-wit 2,1–16 M 1,8–6,6 R 25–30 000 L Medium 0,13%
A 7 500–10 000 K wit blou-wit 1,4–2,1 M 1,4–1,8 R 5–25 L Sterk 0,6%
F 6 000–7 500 K geel-wit wit 1,04–1,4 M 1,15–1,4 R 1,5–5 L Medium 3%
G 5 200–6 000 K geel geel-wit 0,8–1,04 M 0,96–1,15 R 0,6–1,5 L Swak 7,6%
K 3 700–5 200 K oranje vaal geel-oranje 0,45–0,8 M 0,7–0,96 R 0,08–0,6 L Baie swak 12,1%
M 2 000–3 700 K rooi ligte oranje-rooi ≤ 0,45 M ≤ 0,7 R ≤ 0,08 L Baie swak 76,45%
L 1 300–2 000 K rooi-bruin skarlaken Onbekend Onbekend Onbekend UIters swak
T 700–1 300 K bruin magenta Onbekend Onbekend Onbekend Uiters swak
Y ≤ 700 K donkerbruin donkerpers Onbekend Onbekend Onbekend Uiters swak

Die massa, radius en helderheid vir elke klas is net van toepassing op sterre in die hoofreeks-tydstip van hul lewensduur en dus nie vir rooi reuse nie.

BO en ONDER: Twee voorbeelde van die Hertzsprung-Russell-diagram wat die verband tussen spektraaltipe en absolute helderheid aadui.

Die Yerkes-klassifikasie, ook bekend as die MK-stelsel na aanleiding van die skeppers daarvan in 1943, William Wilson Morgan en Philip Childs Keenan van die Yerkes-sterrewag van die Universiteit van Chicago, is ’n tweedimensionele stelsel wat gebaseer is op spektraallyne wat sensitief is vir stertemperatuur en oppervlakswaartekrag, wat verband hou met ligsterkte.

Aangesien die radius van ’n reusester baie groter is as dié van ’n dwergster as hul massas min of meer dieselfde is, is die swaartekrag en dus die gasdigtheid op die oppervlak van ’n reusester baie laer as op ’n dwergster. Hierdie verskille kan gesien word in die vorm van ligsterkte-effekte wat beide die breedte en intensiteit van die spektraallyne beïnvloed, wat dan gemeet kan word.

’n Paar ligsterkteklasse word onderskei:

  • 0 hiperreuse
  • I superreuse
    • Ia-0 (hiperreuse of geweldig helder superreuse (latere byvoeging)), voorbeeld: Eta Carinae
    • Ia (helder superreuse), voorbeeld: Deneb (spektrum is A2Ia)
    • Iab (intermediêre helder superreuse), voorbeeld: Betelgeuse (spektrum is M2Iab)
    • Ib (minder helder superreuse)
  • II helder reuse
    • IIa, voorbeeld: Beta Scuti (HD 173764) (spektrum is G4 IIa)
    • IIab, voorbeeld: HR 8752 (spektrum is G0Iab:)
    • IIb, voorbeeld: HR 6902 (spektrum is G9 IIb)
  • III normale reuse
    • IIIa, voorbeeld: Rho Persei (spektrum is M4 IIIa)
    • IIIab, voorbeeld: δ Reticuli (spektrum is M2 IIIab)
    • IIIb, voorbeeld: Pollux (spektrum is K2 IIIb)
  • IV subreuse
    • IVa, voorbeeld: Epsilon Reticuli (spektrum is K1-2 IVa-III)
    • IVab
    • IVb, voorbeeld: HR 672 A (spektrum is G0.5 IVb)
  • V hoofreekssterre (dwerge)
    • Va, voorbeeld: AD Leonis (spektrum M4Vae)
    • Vab
    • Vb, voorbeeld: 85 Pegasi A (spektrum G5 Vb)
    • "Vz", voorbeeld: LH10 : 3102 (spektrum is O7 Vz)
  • VI subdwerge. Subdwerge word gewoonlik aangedui met "sd" en ekstreme dwerge met "esd" voor die spektrum.
    • sd, voorbeeld: SSSPM J1930-4311 (spektrum sdM7)
    • esd, voorbeeld: APMPM J0559-2903 (spektrum esdM7)
  • VII (ongewoon) witdwerge. Wit dwerge word aangedui met die voorvoegsel wD of WD.

Daar word voorsiening gemaak vir grensgevalle; ’n ster wat as Ia-0 geklassifiseer is, sal ’n baie helder superreus wees, amper ’n hiperreus. Hier onder is voorbeelde. Die spektraaltipe van die ster is nie ’n faktor nie.

Grensgeval-simbole Voorbeeld Verduideliking
- G2 I-II ’n Ster is tussen ’n superreus en helder reus.
+ O9.5 Ia+ ’n Ster is ’n hiperreus.
/ F2 IV/V ’n Ster is óf ’n subdwerg of dwerg.

Klas O

Dié illustrasie stel spektraaltipes voor in kleure baie na aan die kleure wat die menslike oog sien. Die relatiewe groottes is vir hoofreekssterre (dwergsterre).

Klas O-sterre is baie warm en helder. Hulle is blouerig; eintlik val die grootste deel van hul lig in die ultraviolet-reeks. Hulle is die skaarsste van die hoofreekssterre – net sowat 1 uit 3 miljoen. Van die grootste sterre is van dié spektraaltipe. O-sterre is so warm dat dit moeilik is om hul spektra te meet. Hul ligsterkte is tot ’n miljoen keer hoër as die son s’n.

Hierdie sterre het dominante lyne van die absorpsie en soms die emissie van He II-lyne, prominente geïoniseerde (Si IV, O III, N III en C III) en neutrale helium-lyne, wat sterker word van O5 tot O9, en prominente waterstof-Balmer-lyne, hoewel nie so sterk as in latere tipes nie. Omdat klas O-sterre so enorm is, het hulle baie warm kerne en gebruik hulle gou hul waterstof-brandstof op; dus is hulle die eerste sterre wat die hoofreeks verlaat. Onlangse waarnemings by die Spitzer-ruimteteleskoop dui daarop dat planete nie om ander sterre in die omgewing van ’n klas O-ster vorm nie weens die elektromagnetiese straling.

Toe die MK-klassifikasie die eerste keer in 1943 beskryf is, was die enigste subtipes van klas O wat gebruik is O5 tot O9,5. In 1978 is dit uitgebrei tot O4, en later is tipes O2, O3 en O3,5 bygevoeg. O3-sterre is die warmste bekende sterre met ’n konvensionele struktuur.

Voorbeelde: Zeta Orionis, Zeta Puppis, Lambda Orionis, Delta Orionis, Theta¹ Orionis C, HD 93129A.

Klas B

Klas B-sterre is baie helder en blou van kleur. Hul spektra het neutrale helium- en gematigde waterstoflyne. Geïoniseerde-metaal-lyne sluit in Mg II en Si II. Waterstofabsorpsielyne raak al hoe sterker namate die onderverdelings skuif van 0 tot 9. Soms is daar ook waterstofemissielyne teenwoordig, wat dui op ’n yl atmosfeer. Die sterre neig om in swerms voor te kom en kan van ver af gesien word. Omdat O- en B-sterre so kragtig is, bestaan hulle net vir ’n relatief kort tyd en dus skuif hulle nie ver weg van die area waarin hulle ontstaan het nie. Sowat 1 uit 800 (0,125%) van die hoofreekssterre in die son se omgewing val in Klas B.

Voorbeelde: Rigel, Spica, die helderste Plejades, VV Cephei B, Algol A.

Klas A

Vega (links), ’n klas A-ster, in vergelyking met die son.

Klas A-sterre is van die mees algemene sterre wat met die blote oog gesien kan word en is wit tot blou-wit. Hulle het sterk waterstoflyne (met ’n maksimum by A0) en ook lyne van geïoniseerde metale (Fe II, Mg II en Si II) met ’n maksimum by A5. ’n Merkbaar groter voorkoms van Ca II-lyne is van dié punt af sigbaar. Sowat 1 uit 160 (0,625%) van die hoofreekssterre in die son se omgewing val in klas A.

Voorbeelde: Sirius, Deneb, Altair, Vega.

Klas F

Klas F-sterre het versterkende H- en K-lyne van kalsium II. Neutrale metale (Fe I, Cr I) begin geïoniseerde metale verbysteek teen laat F. Hul spektra word gekenmerk deur die swakker waterstoflyne en geïoniseerde metale. Klas F-sterre is wit en maak sowat 1 uit 33 (3,03%) van die hoofreekssterre in die son se omgewing uit.

Voorbeelde: Alrakis, Canopus, Dubhe B, Polaris, Procyon, Delta Canis Majoris.

Klas G

Die belangrikste klas G-ster vir die mens: die son. Die donker kol links onder is ’n sonvlek.

Klas G-sterre is waarskynlik die bekendste, al is dit net omdat die son een is. Sowat een uit 13 (7,69%) van die hoofreekssterre in die son se omgewing is klas G-sterre.

Opmerklik hier is die H- en K-lyne van Ca II, wat die prominentste is by G2. Hulle het selfs swakker waterstoflyne as F, maar saam met die geïoniseerde metale het hulle neutrale metale. Twee soorte G-sterre word onderskei: dié met talle fyn absorpsielyne is reuse met baie lae druk in hul atmosfeer, en dié met breër absorpsielyne soos die son is dwerge met hoë druk. Superreuse wissel dikwels tussen O of B (blou) en K of M (rooi). Hulle bly egter nie lank in klas G nie, want dit is ’n uiters onstabiele plek vir ’n superreus om te wees.

Voorbeelde: Son, Alpha Centauri A, Capella, Tau Ceti, Kepler-22.

Klas K

Klas K bevat oranjerige sterre wat effens kouer as ons son is. Sommige K-sterre is reuse en superreuse, soos Arcturus, terwyl oranjedwerge soos Alpha Centauri B hoofreekssterre is. Hulle het uiters swak waterstoflyne, indien enige, en meestal neutrale metale (Mn I, Fe I, Si I).

Teen laat K raak molekulêre bande van titaniumoksied teenwoordig. Sowat een uit agt (12,5%) van die hoofreekssterre in die son se omgewing is klas K-sterre.

Voorbeelde: Alpha Centauri B, Epsilon Eridani, Arcturus, Aldebaran, Algol B.

Klas M

Betelgeuse is ’n rooi superreus, een van die grootste bekende sterre.

Klas M is verreweg die algemeenste klas. Sowat 76,02% van die hoofreekssterre in die son se omgewing is in dié klas. Dit styg tot 78,6% as alle sterre in aanmerking geneem word. Omdat hoofreekssterre in klas M so ’n lae ligsterkte het, kan geeneen van hulle met die blote oog gesien word nie.

Hoewel die meeste klas M-sterre rooidwerge is, bevat dié klas ook die meeste reuse en ’n paar superreuse soos Antares en Betelgeuse. Die laat M-groep bevat warmer bruindwerge wat bo die L-spektrum is. Dit is gewoonlik in die reeks van M6,5 tot M9,5. Die spektrum van ’n M-ster toon lyne van oksiedmolekules, veral TiO. Waterstoflyne is gewoonlik afwesig, behalwe by veranderlike sterre waar dit in sekere fases van die veranderlikheid verskyn. Vanadiummonoksiedbande raak teenwoordig by laat M.

Voorbeelde: VY Canis Majoris (hiperreus), Betelgeuse, Antares (superreuse), Rasalgethi, Beta Pegasi (reuse), Proxima Centauri, Barnard se Ster, Gliese 581, AD Leonis (rooidwerge), LEHPM 2-59 (subdwerg) en APMPM J0559-2903 (ekstreme subdwerg).

Klas L, T en Y

Bruindwerge behoort tot hierdie drie klasse.

’n Paar nuwe spektraaltipes is in gebruik geneem met die ontdekking van nuwe soorte sterre.

Warm blou-emissie-sterreklasse

Spektra van sommige baie warm en blouerige sterre toon aansienlike emissielyne van koolstof of stikstof, of soms suurstof.

Klas W: Wolf-Rayet

’n Infrarooifoto deur die Hubble-ruimteteleskoop van die W-ster WR124. Die wolk om die ster is 'n newel.

Klas W of WR verteenwoordig die superhelder Wolf-Rayetsterre, ongewoon omdat hulle meestal helium in hul atmosfeer het in plaas van waterstof. Daar word geglo hulle is sterwende superreuse waarvan die waterstoflaag weggeblaas is deur sterrewinde, wat veroorsaak word deur hul hoë temperature, en dat hul warm heliumdop so ontbloot word. Klas W word in subklasse verdeel:

WN (WNE vroeë tipe, WNL laat tipe) en WC (WCE vroeë tipe, WCL laat tipe en uitgebreide klas WO), volgens die dominansie van stikstof- en koolstof-emissielyne in hul spektra (en buitenste lae).

Klasse OC, ON, BC, BN: Wolf-Rayet-verwante O- en B-sterre

Tussen die ware Wolf-Rayet- en gewone warm sterre van klasse O en vroeë B is daar OC-, ON-, BC- en BN-sterre. Dit lyk of hulle ’n voortsetting van die Wolf-Rayets na die gewone OB's is.

Voorbeelde: HD 152249 (OC), HD 105056 (ON), HD 2905 (BC) en HD 163181 (BN).

"Solidus"-sterre

Die solidussterre is sterre met O-tipe spektra en ’n WN-volgorde in hul spektra. Die naam kom van "solidus" of "skuinsstreep" omdat ’n skuinsstreep in hul naam voorkom.

Voorbeeld: Of/WNL

Magnetiese O-sterre

Hulle is O-sterre met sterk magnetiese velde en word aangedui met Of?p

"Klas" OB

In lyste van spektra kan "spektrum OB" voorkom. Dit is nie werklik ’n spektrum nie; dit beteken dat die ster se spektrum onbekend is, maar dit behoort tot ’n OB-assosiasie, daarom is dit óf ’n klas O- óf ’n klas B- of dalk ’n taamlik warm klas A-ster.

Klasse vir koue rooi- en bruindwerge

Die nuwe spektraaltipes L en T is geskep om infrarooi-spektra of koue sterre te klassifiseer. Dit sluit beide rooi en bruindwerge in, wat baie dof in die visuele spektrum is. Die hipotetiese spektraaltipe Y word in reserwe gehou vir voorwerpe wat kouer as T-dwerge is en spektrale eienskappe besit wat hulle van T-dwerge onderskei.

Witdwerg-klassifikasies

Sirius A en B (’n witdwerg van tipe DA2).

Klas D (vir gedegenereerde) is die moderne klassifikasie vir witdwerge – sterre met ’n lae massa wat geen kernfusie meer ondergaan nie. Hulle het gekrimp tot die grootte van ’n planeet en is besig om stadigaan af te koel. Die klas word verder onderverdeel in spektraaltipes DA, DB, DC, DO, DQ, DX en DZ. Die letters dui nie op die hoofklassifisering van sterre nie, maar dui die samestelling aan van die witdwerg se sigbare buitelaag of atmosfeer.

Die tipes witdwerge is soos volg:

  • DA: ’n waterstofryke atmosfeer of buitenste laag, aangedui deur sterk waterstof-Balmer-lyne.
  • DB: ’n heliumryke atmosfeer, aangedui deur neutrale He I-lyne.
  • DO: ’n heliumryke atmosfeer, aangedui deur geïoniseerde He II-lyne.
  • DQ: ’n koolstofryke atmosfeer, aangedui deur atomiese of molekulêre C-lyne.
  • DZ: ’n metaalryke atmosfeer, aangedui deur metaallyne (’n samesmelting van die verouderde witdwerg-spektraaltipes DG, DK en DM).
  • DC: geen sterk spektrumlyne wat een van die bogenoemde kategorieë aandui nie.
  • DX: Spektrumlyne is nie duidelik genoeg om die ster in een van die bogenoemde kategorieë te klassifiseer nie.

Die tipe word gevolg deur ’n syfer wat die dwerg se oppervlaktemperatuur aandui. Die syfer is ’n afgeronde vorm van 50400/Teff, waar Teff die effektiewe oppervlaktemperatuur is, gemeet in kelvin.

Meer as twee van die letters kan gebruik word om aan te dui dat die dwerg meer as een van bogenoemde eienskappe het. Die letter V kan ook gebruik word om ’n veranderlike witdwerg aan te dui.

Uitgebreide witdwerg-spektraaltipes:

  • DAB: ’n waterstof- en heliumryke witdwerg met neutrale heliumlyne.
  • DAO: ’n waterstof- en heliumryke witdwerg met geïoniseerde heliumlyne.
  • DAZ: ’n waterstofryke metaliese witdwerg.
  • DBZ: ’n heliumryke metaliese witdwerg.

Pulserende-ster-tipes:

  • DAV of ZZ Ceti: ’n waterstofryke, pulserende witdwerg., pp. 891, 895
  • DBV of V777 Her: ’n heliumryke, pulserende witdwerg., p. 3525
  • GW Vir, soms verdeel in DOV en PNNV: ’n warm heliumryke, pulserende witdwerg (of pre-witdwerg.), § 1.1, 1.2;

Niestellêre spektraaltipes: klasse P en Q

Ten laaste word klasse P en Q soms gebruik vir sekere niestellêre voorwerpe. Tipe P-voorwerpe is planetêre newelvlekke en tipe Q is novas (veranderlike sterre wat skielik in helderte toeneem en daarna weer verdof).

Gedegenereerde en eksotiese sterre

Hierdie voorwerpe is nie sterre nie, maar oorblyfsels van sterre. Hulle is baie dowwer en as hulle op die Hertzsprung-Russell-diagram geplaas sou word, sou hulle verder in die onderste linkerhoek voorgekom het.

Byvoegings, veral kleinletters, kan volg op die spektraaltipe om besondere eienskappe in die spektrum aan te dui.

Kode Eienskap
: Gemengde en/of onsekere spektrale waarde
Onbeskrewe eienaardighede bestaan
! Spesiale eienaardighede
comp Gemengde spektrum
e Emissielyne teenwoordig
[e] "Verbode" emissielyne teenwoordig
er "Omgekeerde" middel van emissielyne swakker as kante
ep Emissielyne met eienaardigheid
eq Emissielyne met P Cygni-profiel
ev Spektrale emissie wat veranderlikheid toon
f N III- en He II-emissie
f* NIV λ4058Å is sterker as die NIII λ4634Å-, λ4640Å- & λ4642Å-lyne
f+ SiIV λ4089Å & λ4116Å is emissies bykomend tot die NIII-lyn
(f) N III-emissie, afwesige of swak absorpsie van He II
((f)) Toon sterk HeII-absorpsie en swak NIII-emissies
h WR-sterre met emissielyne vanweë waterstof.
ha WR-sterre met waterstofemissies gesien op beide absorpsie en emissie.
He wk Swak He-lyne
k Spektra met interstellêre absorpsie-eienskappe
m Versterkte metaaleienskappe
n Breë newelagtige absorpsielyne vanweë tolling
nn Baie breë newelagtige absorpsielyne vanweë vinnige tolling
neb ’n Newelvlek se spektrum met ster s’n vermeng
p Ongespesifiseerde eienaardigheid, eienaardige ster.
pq Eienaardige spektrum, soortgelyk aan die spektrum van novae (nuwe sterre)
q Rooi en blou verskuiwingslyne teenwoordig
s Skerp sentrumlyne
ss Baie skerp sentrumlyne
sh Eienskappe van ’n Gamma Cassiopeiae- veranderlike ster (shell star)
v Veranderlike spektrumeienskap (ook "var")
w Swak lyne (ook "wl" & "wk")
d Del Tipe A- en F-reuse met swak kalsiumlyne soos in die prototipe Delta Delphini
d Sct Tipe A- en F-sterre met ’n spektrum soortgelyk aan dié van kortperiode-veranderlike-ster Delta Scuti
Kode Spektrum toon besonder sterk metaaleienskappe
Ba Abnormaal sterk barium
Ca Abnormaal sterk kalsium
Cr Abnormaal sterk chroom
Eu Abnormaal sterk europium
He Abnormaal sterk helium
Hg Abnormaal sterk kwik
Mn Abnormaal sterk mangaan
Si Abnormaal sterk silikon
Sr Abnormaal sterk stronsium
Tc Tegnesium is teenwoordig
Kode Spektrale eienaardighede vir witdwerge
: Onsekere klassifikasie
P Magnetiese witdwerg met waarneembare polarisasie
E Emissielyne teenwoordig
H Magnetiese witdwerg sonder waarneembare polarisasie
V Veranderlike
PEC Spektrale eienaardighede bestaan

Voorbeeld: Epsilon Ursae Majoris word gelys as spektraaltipe A0pCr, wat beteken dit is ’n A0-ster met sterk emissielyne van die element chroom. Daar is verskeie klasse van sterre waar die spektraallyne van verskeie elemente abnormaal sterk vertoon.

  1. Tables VII, VIII, Empirical bolometric corrections for the main-sequence, G. M. H. J. Habets and J. R. W. Heinze, Astronomy and Astrophysics Supplement Series 46 (November 1981), pp. 193–237, Bibcode: . Luminosities are derived from Mbol figures, using Mbol(☉)=4.75.
  2. The Guinness book of astronomy facts & feats, Patrick Moore, 1992, 0-900424-76-1
  3. . Australia Telescope Outreach and Education. 2004-12-21. Besoek op2007-09-26. — Explains the reason for the difference in colour perception.
  4. Burrows et al. The theory of brown |dwarfsandextrasolar giant planets. Reviews of Modern Physics 2001; 73: |719-65
  5. 9 Februarie 2012 op Wayback Machine |> "An Artist's View of Brown Dwarf Types" Dr. Robert Hurt of the Infrared Processing and Analysis Center
  6. Phillip C. Keenan, William Wilson Morgan; Keenan, P C (1973). "Spectral Classification". Annual Reviews of Astronomy and Astrophysics. Annual Reviews. 11 (1): 29–50. doi:.
  7. , Barry, Don C. 1970
  8. , W. W. Morgan, P. C. Keenan en E. Kellman, Chicago: The University of Chicago Press, 1943.
  9. , W. W. Morgan, H. A. Abt, en J. W. Tapscott, Yerkes Observatory, University of Chicago en Kitt Peak National Observatory, 1978.
  10. A New Spectral Classification System for the Earliest O Stars: Definition of Type O2, Nolan R. Walborn et al., The Astronomical Journal 123, #5 (Mei 2002), pp. 2754–2771
  11. , Crowther, Paul A., 2007
  12. , Walborn, N. R., 2008
  13. , J. D. Kirkpatrick, April 2007, arXiv:0704.1522. URL besoek op 18 September 2007.
  14. , E. M. Sion, J. L. Greenstein, J. D. Landstreet, J. Liebert, H. L. Shipman en G. A. Wegner, The Astrophysical Journal 269, #1 (1 Junie 1983), pp. 253–257.
  15. , D. Koester en G. Chanmugam, Reports on Progress in Physics 53 (1990), pp. 837–915.
  16. White dwarfs, Gilles Fontaine en François Wesemael, in Encyclopedia of Astronomy and Astrophysics, red. Paul Murdin, Bristol en Philadelphia: Institute of Physics Publishing en Londen, New York en Tokio: Nature Publishing Group, 2001. ISBN 0-333-75088-8.
  17. , Quirion, P.-O., Fontaine, G., Brassard, P., Astrophysical Journal Supplement Series 171 (2007), pp. 219–248.
  18. § 1, , T. Nagel en K. Werner, Astronomy and Astrophysics 426 (2004), pp. L45–L48.
  19. , M. S. O'Brien, Astrophysical Journal 532, #2 (April 2000), pp. 1078–1088.
  20. . Geargiveer vanaf op 12 Maart 2007. Besoek op27 Mei 2012.
  21. , J. Maíz Apellániz et al. 2006
  22. , G.Rauw et al. 2006
  • Van Zyl, J.E. Ontsluier die Heelal, 'n Inleiding tot Sterrekunde, Protea Boekhuis, 2de uitg., Pretoria, 2002. ISBN 1-919825-44-4

Publikasie datum: September 26, 2021

sterreklassifikasie, sterrekunde, indeling, sterre, spektraaltipes, klasse, volgens, spektrum, uitgestraalde, kleur, ster, uitstraal, aanduiding, temperatuur, spektraallyne, donker, ligte, lyne, spektrum, toon, verder, watter, elemente, ster, bestaan, deur, wa. Sterreklassifikasie is in die sterrekunde die indeling van sterre in spektraaltipes of klasse volgens die spektrum van hul uitgestraalde lig Die kleur van die lig wat n ster uitstraal is n aanduiding van sy temperatuur Spektraallyne donker en ligte lyne in hul spektrum toon verder uit watter elemente die ster bestaan of deur watter elemente die lig val Wanneer met die blote oog na sterre gekyk word het hulle verskillende kleure sommige is blouerig ander rooier n Ster stuur verskillende spektra van lig uit na gelang van sy massa en ouderdom wat sy temperatuur beinvloed n 19de eeuse stelsel om sterre in n alfabetiese volgorde volgens die soorte spektra te klassifiseer is aan die begin van die 20ste eeu deur die sterrekundige Annie Cannon aangepas en herrangskik na die letters W O B A F G K M R N S Dit is die stelsel wat steeds in die Harvard klassifikasie gebruik word Die meeste sterre word tans geklassifiseer as tipe O tot M Hiervolgens is O sterre die warmste en M sterre die koudste Die temperatuur van sterre daal geleidelik van W O B ens na M Wat kleur betref is O blou B blouwit A wit F geel wit G geel K oranje en M rooi Die kleur soos deur die waarnemer gesien kan egter hiervan verskil omdat die oenskynlike kleur ook beinvloed word deur visuele toestande R N en S sterre is spesiale gevalle en is later bygevoeg Dit dui nie op die temperatuur van die ster nie maar op die chemiese samestelling daarvan R en N sterre is koolstofsterre en by S sterre is sterk bande van sirkoniummonoksied sigbaar naas die normale bande van titaniummonoksied Nog later is n tipe W bygevoeg vir Wolf Rayetsterre warm sterre wat hul waterstof en helium verloor het asook tipes L T en Y bruindwerge In die huidige klassifiseringstelsel die Morgan Keenan stelsel kan n Arabiese syfer tussen 0 en 9 ook by die letter gevoeg word dit dui tiendes van die reeks tussen twee tipes aan sodat A5 halfpad vyf tiendes is tussen A0 en F0 Sterre met n lae syfer is warmer as sterre met n hoe syfer binne dieselfde tipe A2 is dus warmer as A6 Nog n dimensie wat in die Morgan Keenan stelsel gevoeg is is die ligsterkte klasse in die Romeinse syfers I II III IV en V wat die wydte van sekere absorpsielyne in die ster se spektrum uitdruk Daar is gevind dat die eienskap n algemene aanduiding is van die ster se grootte en dus van die algehele ligsterkte van die ster Tipe I word in die algemeen superreuse genoem tipe III reuse en tipe V dwerge of meer korrek hoofreekssterre Ons son is byvoorbeeld spektraaltipe G2V wat geinterpreteer kan word as n geeldwerg wat twee tiendes na oranje neig Die oenskynlik helderste ster Sirius is n tipe A1V Inhoud 1 Harvard klassifikasie 2 Yerkes klassifikasie 3 Spektraaltipes 3 1 Klas O 3 2 Klas B 3 3 Klas A 3 4 Klas F 3 5 Klas G 3 6 Klas K 3 7 Klas M 3 8 Klas L T en Y 4 Uitgebreide spektraaltipes 4 1 Warm blou emissie sterreklasse 4 1 1 Klas W Wolf Rayet 4 1 2 Klasse OC ON BC BN Wolf Rayet verwante O en B sterre 4 1 3 Solidus sterre 4 1 4 Magnetiese O sterre 4 1 5 Klas OB 4 2 Klasse vir koue rooi en bruindwerge 4 3 Witdwerg klassifikasies 4 4 Niestellere spektraaltipes klasse P en Q 4 5 Gedegenereerde en eksotiese sterre 5 Spektrale eienaardighede 6 Sien ook 7 Verwysings 8 Verdere leesstof 9 Eksterne skakelsHarvard klassifikasie WysigSterre se atmosfeer wissel in temperatuur van sowat 2 000 tot 40 000 kelvin Die Harvard klassifikasie is n eendimensionele stelsel waarin die sterre van warm tot koud gerangskik word soos in die volgende tabel Klas Oppervlaktemperatuur 1 kelvin Konvensionele kleurbeskrywing Werklike skynbare kleur 2 3 Massa 1 sonmassas Radius 1 sonradiusse Ligsterkte 1 bolometries Waterstof lyne van alle hoofreekssterreO 33 000 K blou blou 16 M 6 6 R 30 000 L Swak 0 00003 B 10 000 33 000 K blou wit diep blou wit 2 1 16 M 1 8 6 6 R 25 30 000 L Medium 0 13 A 7 500 10 000 K wit blou wit 1 4 2 1 M 1 4 1 8 R 5 25 L Sterk 0 6 F 6 000 7 500 K geel wit wit 1 04 1 4 M 1 15 1 4 R 1 5 5 L Medium 3 G 5 200 6 000 K geel geel wit 0 8 1 04 M 0 96 1 15 R 0 6 1 5 L Swak 7 6 K 3 700 5 200 K oranje vaal geel oranje 0 45 0 8 M 0 7 0 96 R 0 08 0 6 L Baie swak 12 1 M 2 000 3 700 K rooi ligte oranje rooi 0 45 M 0 7 R 0 08 L Baie swak 76 45 L 1 300 2 000 K rooi bruin skarlaken Onbekend Onbekend Onbekend UIters swakT 700 1 300 K bruin magenta 4 5 6 Onbekend Onbekend Onbekend Uiters swakY 700 K donkerbruin donkerpers Onbekend Onbekend Onbekend Uiters swak Die massa radius en helderheid vir elke klas is net van toepassing op sterre in die hoofreeks tydstip van hul lewensduur en dus nie vir rooi reuse nie Yerkes klassifikasie Wysig BO en ONDER Twee voorbeelde van die Hertzsprung Russell diagram wat die verband tussen spektraaltipe en absolute helderheid aadui Hertzsprung Russell diagram Spektraaltipe Bruin dwerge Wit dwerge Rooi dwerge Subdwerge Hoofreeks dwerge Subreuse Reuse Helder reuse Superreuse Hiperreuse Absolute magni tude MV Die Yerkes klassifikasie ook bekend as die MK stelsel na aanleiding van die skeppers daarvan in 1943 William Wilson Morgan en Philip Childs Keenan 7 van die Yerkes sterrewag van die Universiteit van Chicago is n tweedimensionele stelsel wat gebaseer is op spektraallyne wat sensitief is vir stertemperatuur en oppervlakswaartekrag wat verband hou met ligsterkte Aangesien die radius van n reusester baie groter is as die van n dwergster as hul massas min of meer dieselfde is is die swaartekrag en dus die gasdigtheid op die oppervlak van n reusester baie laer as op n dwergster Hierdie verskille kan gesien word in die vorm van ligsterkte effekte wat beide die breedte en intensiteit van die spektraallyne beinvloed wat dan gemeet kan word n Paar ligsterkteklasse word onderskei 0 hiperreuse I superreuse Ia 0 hiperreuse of geweldig helder superreuse latere byvoeging voorbeeld Eta Carinae Ia helder superreuse voorbeeld Deneb spektrum is A2Ia Iab intermediere helder superreuse voorbeeld Betelgeuse spektrum is M2Iab Ib minder helder superreuse II helder reuse IIa voorbeeld Beta Scuti HD 173764 spektrum is G4 IIa IIab voorbeeld HR 8752 spektrum is G0Iab IIb voorbeeld HR 6902 spektrum is G9 IIb III normale reuse IIIa voorbeeld Rho Persei spektrum is M4 IIIa IIIab voorbeeld d Reticuli spektrum is M2 IIIab IIIb voorbeeld Pollux spektrum is K2 IIIb IV subreuse IVa voorbeeld Epsilon Reticuli spektrum is K1 2 IVa III IVab IVb voorbeeld HR 672 A spektrum is G0 5 IVb V hoofreekssterre dwerge Va voorbeeld AD Leonis spektrum M4Vae Vab 8 Vb voorbeeld 85 Pegasi A spektrum G5 Vb Vz voorbeeld LH10 3102 spektrum is O7 Vz VI subdwerge Subdwerge word gewoonlik aangedui met sd en ekstreme dwerge met esd voor die spektrum sd voorbeeld SSSPM J1930 4311 spektrum sdM7 esd voorbeeld APMPM J0559 2903 spektrum esdM7 VII ongewoon witdwerge Wit dwerge word aangedui met die voorvoegsel wD of WD Daar word voorsiening gemaak vir grensgevalle n ster wat as Ia 0 geklassifiseer is sal n baie helder superreus wees amper n hiperreus Hier onder is voorbeelde Die spektraaltipe van die ster is nie n faktor nie Grensgeval simbole Voorbeeld Verduideliking G2 I II n Ster is tussen n superreus en helder reus O9 5 Ia n Ster is n hiperreus F2 IV V n Ster is of n subdwerg of dwerg Spektraaltipes WysigKlas O Wysig Die illustrasie stel spektraaltipes voor in kleure baie na aan die kleure wat die menslike oog sien Die relatiewe groottes is vir hoofreekssterre dwergsterre Klas O sterre is baie warm en helder Hulle is blouerig eintlik val die grootste deel van hul lig in die ultraviolet reeks Hulle is die skaarsste van die hoofreekssterre net sowat 1 uit 3 miljoen Van die grootste sterre is van die spektraaltipe O sterre is so warm dat dit moeilik is om hul spektra te meet Hul ligsterkte is tot n miljoen keer hoer as die son s n Hierdie sterre het dominante lyne van die absorpsie en soms die emissie van He II lyne prominente geioniseerde Si IV O III N III en C III en neutrale helium lyne wat sterker word van O5 tot O9 en prominente waterstof Balmer lyne hoewel nie so sterk as in latere tipes nie Omdat klas O sterre so enorm is het hulle baie warm kerne en gebruik hulle gou hul waterstof brandstof op dus is hulle die eerste sterre wat die hoofreeks verlaat Onlangse waarnemings by die Spitzer ruimteteleskoop dui daarop dat planete nie om ander sterre in die omgewing van n klas O ster vorm nie weens die elektromagnetiese straling 9 Toe die MK klassifikasie die eerste keer in 1943 beskryf is was die enigste subtipes van klas O wat gebruik is O5 tot O9 5 10 In 1978 is dit uitgebrei tot O4 11 en later is tipes O2 O3 en O3 5 bygevoeg O3 sterre is die warmste bekende sterre met n konvensionele struktuur 12 Voorbeelde Zeta Orionis Zeta Puppis Lambda Orionis Delta Orionis Theta Orionis C HD 93129A Klas B Wysig Klas B sterre is baie helder en blou van kleur Hul spektra het neutrale helium en gematigde waterstoflyne Geioniseerde metaal lyne sluit in Mg II en Si II Waterstofabsorpsielyne raak al hoe sterker namate die onderverdelings skuif van 0 tot 9 Soms is daar ook waterstofemissielyne teenwoordig wat dui op n yl atmosfeer Die sterre neig om in swerms voor te kom en kan van ver af gesien word Omdat O en B sterre so kragtig is bestaan hulle net vir n relatief kort tyd en dus skuif hulle nie ver weg van die area waarin hulle ontstaan het nie Sowat 1 uit 800 0 125 van die hoofreekssterre in die son se omgewing val in Klas B Voorbeelde Rigel Spica die helderste Plejades VV Cephei B Algol A Klas A Wysig Vega links n klas A ster in vergelyking met die son Klas A sterre is van die mees algemene sterre wat met die blote oog gesien kan word en is wit tot blou wit Hulle het sterk waterstoflyne met n maksimum by A0 en ook lyne van geioniseerde metale Fe II Mg II en Si II met n maksimum by A5 n Merkbaar groter voorkoms van Ca II lyne is van die punt af sigbaar Sowat 1 uit 160 0 625 van die hoofreekssterre in die son se omgewing val in klas A Voorbeelde Sirius Deneb Altair Vega Klas F Wysig Klas F sterre het versterkende H en K lyne van kalsium II Neutrale metale Fe I Cr I begin geioniseerde metale verbysteek teen laat F Hul spektra word gekenmerk deur die swakker waterstoflyne en geioniseerde metale Klas F sterre is wit en maak sowat 1 uit 33 3 03 van die hoofreekssterre in die son se omgewing uit Voorbeelde Alrakis Canopus Dubhe B Polaris Procyon Delta Canis Majoris Klas G Wysig Die belangrikste klas G ster vir die mens die son Die donker kol links onder is n sonvlek Klas G sterre is waarskynlik die bekendste al is dit net omdat die son een is Sowat een uit 13 7 69 van die hoofreekssterre in die son se omgewing is klas G sterre Opmerklik hier is die H en K lyne van Ca II wat die prominentste is by G2 Hulle het selfs swakker waterstoflyne as F maar saam met die geioniseerde metale het hulle neutrale metale Twee soorte G sterre word onderskei die met talle fyn absorpsielyne is reuse met baie lae druk in hul atmosfeer en die met breer absorpsielyne soos die son is dwerge met hoe druk Superreuse wissel dikwels tussen O of B blou en K of M rooi Hulle bly egter nie lank in klas G nie want dit is n uiters onstabiele plek vir n superreus om te wees Voorbeelde Son Alpha Centauri A Capella Tau Ceti Kepler 22 Klas K Wysig Klas K bevat oranjerige sterre wat effens kouer as ons son is Sommige K sterre is reuse en superreuse soos Arcturus terwyl oranjedwerge soos Alpha Centauri B hoofreekssterre is Hulle het uiters swak waterstoflyne indien enige en meestal neutrale metale Mn I Fe I Si I Teen laat K raak molekulere bande van titaniumoksied teenwoordig Sowat een uit agt 12 5 van die hoofreekssterre in die son se omgewing is klas K sterre Voorbeelde Alpha Centauri B Epsilon Eridani Arcturus Aldebaran Algol B Klas M Wysig Betelgeuse is n rooi superreus een van die grootste bekende sterre Klas M is verreweg die algemeenste klas Sowat 76 02 van die hoofreekssterre in die son se omgewing is in die klas Dit styg tot 78 6 as alle sterre in aanmerking geneem word Omdat hoofreekssterre in klas M so n lae ligsterkte het kan geeneen van hulle met die blote oog gesien word nie Hoewel die meeste klas M sterre rooidwerge is bevat die klas ook die meeste reuse en n paar superreuse soos Antares en Betelgeuse Die laat M groep bevat warmer bruindwerge wat bo die L spektrum is Dit is gewoonlik in die reeks van M6 5 tot M9 5 Die spektrum van n M ster toon lyne van oksiedmolekules veral TiO Waterstoflyne is gewoonlik afwesig behalwe by veranderlike sterre waar dit in sekere fases van die veranderlikheid verskyn Vanadiummonoksiedbande raak teenwoordig by laat M Voorbeelde VY Canis Majoris hiperreus Betelgeuse Antares superreuse Rasalgethi Beta Pegasi reuse Proxima Centauri Barnard se Ster Gliese 581 AD Leonis rooidwerge LEHPM 2 59 subdwerg en APMPM J0559 2903 ekstreme subdwerg Klas L T en Y Wysig Bruindwerge behoort tot hierdie drie klasse Uitgebreide spektraaltipes Wysig n Paar nuwe spektraaltipes is in gebruik geneem met die ontdekking van nuwe soorte sterre 13 Warm blou emissie sterreklasse Wysig Spektra van sommige baie warm en blouerige sterre toon aansienlike emissielyne van koolstof of stikstof of soms suurstof Klas W Wolf Rayet Wysig n Infrarooifoto deur die Hubble ruimteteleskoop van die W ster WR124 Die wolk om die ster is n newel Klas W of WR verteenwoordig die superhelder Wolf Rayetsterre ongewoon omdat hulle meestal helium in hul atmosfeer het in plaas van waterstof Daar word geglo hulle is sterwende superreuse waarvan die waterstoflaag weggeblaas is deur sterrewinde wat veroorsaak word deur hul hoe temperature en dat hul warm heliumdop so ontbloot word Klas W word in subklasse verdeel WN WNE vroee tipe WNL laat tipe en WC WCE vroee tipe WCL laat tipe en uitgebreide klas WO volgens die dominansie van stikstof en koolstof emissielyne in hul spektra en buitenste lae 14 Klasse OC ON BC BN Wolf Rayet verwante O en B sterre Wysig Tussen die ware Wolf Rayet en gewone warm sterre van klasse O en vroee B is daar OC ON BC en BN sterre Dit lyk of hulle n voortsetting van die Wolf Rayets na die gewone OB s is Voorbeelde HD 152249 OC HD 105056 ON HD 2905 BC en HD 163181 BN Solidus sterre Wysig Die solidussterre is sterre met O tipe spektra en n WN volgorde in hul spektra Die naam kom van solidus of skuinsstreep omdat n skuinsstreep in hul naam voorkom Voorbeeld Of WNL 15 Magnetiese O sterre Wysig Hulle is O sterre met sterk magnetiese velde en word aangedui met Of p 15 Klas OB Wysig In lyste van spektra kan spektrum OB voorkom Dit is nie werklik n spektrum nie dit beteken dat die ster se spektrum onbekend is maar dit behoort tot n OB assosiasie daarom is dit of n klas O of n klas B of dalk n taamlik warm klas A ster Klasse vir koue rooi en bruindwerge Wysig Die nuwe spektraaltipes L en T is geskep om infrarooi spektra of koue sterre te klassifiseer Dit sluit beide rooi en bruindwerge in wat baie dof in die visuele spektrum is Die hipotetiese spektraaltipe Y word in reserwe gehou vir voorwerpe wat kouer as T dwerge is en spektrale eienskappe besit wat hulle van T dwerge onderskei 16 Witdwerg klassifikasies Wysig Sirius A en B n witdwerg van tipe DA2 Klas D vir gedegenereerde is die moderne klassifikasie vir witdwerge sterre met n lae massa wat geen kernfusie meer ondergaan nie Hulle het gekrimp tot die grootte van n planeet en is besig om stadigaan af te koel Die klas word verder onderverdeel in spektraaltipes DA DB DC DO DQ DX en DZ Die letters dui nie op die hoofklassifisering van sterre nie maar dui die samestelling aan van die witdwerg se sigbare buitelaag of atmosfeer Die tipes witdwerge is soos volg 17 DA n waterstofryke atmosfeer of buitenste laag aangedui deur sterk waterstof Balmer lyne DB n heliumryke atmosfeer aangedui deur neutrale He I lyne DO n heliumryke atmosfeer aangedui deur geioniseerde He II lyne DQ n koolstofryke atmosfeer aangedui deur atomiese of molekulere C lyne DZ n metaalryke atmosfeer aangedui deur metaallyne n samesmelting van die verouderde witdwerg spektraaltipes DG DK en DM DC geen sterk spektrumlyne wat een van die bogenoemde kategoriee aandui nie DX Spektrumlyne is nie duidelik genoeg om die ster in een van die bogenoemde kategoriee te klassifiseer nie Die tipe word gevolg deur n syfer wat die dwerg se oppervlaktemperatuur aandui Die syfer is n afgeronde vorm van 50400 Teff waar Teff die effektiewe oppervlaktemperatuur is gemeet in kelvin Meer as twee van die letters kan gebruik word om aan te dui dat die dwerg meer as een van bogenoemde eienskappe het Die letter V kan ook gebruik word om n veranderlike witdwerg aan te dui 17 Uitgebreide witdwerg spektraaltipes 17 DAB n waterstof en heliumryke witdwerg met neutrale heliumlyne DAO n waterstof en heliumryke witdwerg met geioniseerde heliumlyne DAZ n waterstofryke metaliese witdwerg DBZ n heliumryke metaliese witdwerg Pulserende ster tipes DAV of ZZ Ceti n waterstofryke pulserende witdwerg 18 pp 891 895 DBV of V777 Her n heliumryke pulserende witdwerg 19 p 3525 GW Vir soms verdeel in DOV en PNNV n warm heliumryke pulserende witdwerg of pre witdwerg 20 1 1 1 2 21 22 Niestellere spektraaltipes klasse P en Q Wysig Ten laaste word klasse P en Q soms gebruik vir sekere niestellere voorwerpe Tipe P voorwerpe is planetere newelvlekke en tipe Q is novas veranderlike sterre wat skielik in helderte toeneem en daarna weer verdof Gedegenereerde en eksotiese sterre Wysig Hierdie voorwerpe is nie sterre nie maar oorblyfsels van sterre Hulle is baie dowwer en as hulle op die Hertzsprung Russell diagram geplaas sou word sou hulle verder in die onderste linkerhoek voorgekom het 23 Spektrale eienaardighede WysigByvoegings veral kleinletters kan volg op die spektraaltipe om besondere eienskappe in die spektrum aan te dui 24 Kode Eienskap Gemengde en of onsekere spektrale waarde Onbeskrewe eienaardighede bestaan Spesiale eienaardighedecomp Gemengde spektrume Emissielyne teenwoordig e Verbode emissielyne teenwoordiger Omgekeerde middel van emissielyne swakker as kanteep Emissielyne met eienaardigheideq Emissielyne met P Cygni profielev Spektrale emissie wat veranderlikheid toonf N III en He II emissief NIV l4058A is sterker as die NIII l4634A l4640A amp l4642A lyne 25 f SiIV l4089A amp l4116A is emissies bykomend tot die NIII lyn 25 f N III emissie afwesige of swak absorpsie van He II f Toon sterk HeII absorpsie en swak NIII emissies 26 h WR sterre met emissielyne vanwee waterstof 14 ha WR sterre met waterstofemissies gesien op beide absorpsie en emissie 14 He wk Swak He lynek Spektra met interstellere absorpsie eienskappem Versterkte metaaleienskappen Bree newelagtige absorpsielyne vanwee tollingnn Baie bree newelagtige absorpsielyne vanwee vinnige tollingneb n Newelvlek se spektrum met ster s n vermengp Ongespesifiseerde eienaardigheid eienaardige ster pq Eienaardige spektrum soortgelyk aan die spektrum van novae nuwe sterre q Rooi en blou verskuiwingslyne teenwoordigs Skerp sentrumlyness Baie skerp sentrumlynesh Eienskappe van n Gamma Cassiopeiae veranderlike ster shell star v Veranderlike spektrumeienskap ook var w Swak lyne ook wl amp wk d Del Tipe A en F reuse met swak kalsiumlyne soos in die prototipe Delta Delphinid Sct Tipe A en F sterre met n spektrum soortgelyk aan die van kortperiode veranderlike ster Delta ScutiKode Spektrum toon besonder sterk metaaleienskappeBa Abnormaal sterk bariumCa Abnormaal sterk kalsiumCr Abnormaal sterk chroomEu Abnormaal sterk europiumHe Abnormaal sterk heliumHg Abnormaal sterk kwikMn Abnormaal sterk mangaanSi Abnormaal sterk silikonSr Abnormaal sterk stronsiumTc Tegnesium is teenwoordigKode Spektrale eienaardighede vir witdwerge Onsekere klassifikasieP Magnetiese witdwerg met waarneembare polarisasieE Emissielyne teenwoordigH Magnetiese witdwerg sonder waarneembare polarisasieV VeranderlikePEC Spektrale eienaardighede bestaan Voorbeeld Epsilon Ursae Majoris word gelys as spektraaltipe A0pCr wat beteken dit is n A0 ster met sterk emissielyne van die element chroom Daar is verskeie klasse van sterre waar die spektraallyne van verskeie elemente abnormaal sterk vertoon Sien ook Wysig SterrekundeportaalVerwysings Wysig 1 0 1 1 1 2 1 3 Tables VII VIII Empirical bolometric corrections for the main sequence G M H J Habets and J R W Heinze Astronomy and Astrophysics Supplement Series 46 November 1981 pp 193 237 Bibcode 1981A amp AS 46 193H Luminosities are derived from Mbol figures using Mbol 4 75 The Guinness book of astronomy facts amp feats Patrick Moore 1992 0 900424 76 1 The Colour of Stars Australia Telescope Outreach and Education 2004 12 21 Besoek op 2007 09 26 Explains the reason for the difference in colour perception Brown Dwarfs Burrows et al The theory of brown dwarfsandextrasolar giant planets Reviews of Modern Physics 2001 73 719 65 http spider ipac caltech edu staff davy 2mass science comparison html Geargiveer 9 Februarie 2012 op Wayback Machine gt An Artist s View of Brown Dwarf Types Dr Robert Hurt of the Infrared Processing and Analysis Center Phillip C Keenan William Wilson Morgan Keenan P C 1973 Spectral Classification Annual Reviews of Astronomy and Astrophysics Annual Reviews 11 1 29 50 doi 10 1146 annurev aa 11 090173 000333 A Low Dispersion Luminosity Indicator for Solar Type Dwarfs Barry Don C 1970 Planets Prefer Safe Neighborhoods An atlas of stellar spectra with an outline of spectral classification W W Morgan P C Keenan en E Kellman Chicago The University of Chicago Press 1943 Revised MK Spectral Atlas for Stars Earlier than the Sun W W Morgan H A Abt en J W Tapscott Yerkes Observatory University of Chicago en Kitt Peak National Observatory 1978 A New Spectral Classification System for the Earliest O Stars Definition of Type O2 Nolan R Walborn et al The Astronomical Journal 123 5 Mei 2002 pp 2754 2771 Stars as Cool as the Human Body 14 0 14 1 14 2 Physical Properties of Wolf Rayet Stars Crowther Paul A 2007 15 0 15 1 Multiwavelength Systematics of OB Spectra Walborn N R 2008 Outstanding Issues in Our Understanding of L T and Y Dwarfs J D Kirkpatrick April 2007 arXiv 0704 1522 URL besoek op 18 September 2007 17 0 17 1 17 2 A proposed new white dwarf spectral classification system E M Sion J L Greenstein J D Landstreet J Liebert H L Shipman en G A Wegner The Astrophysical Journal 269 1 1 Junie 1983 pp 253 257 Physics of white dwarf stars D Koester en G Chanmugam Reports on Progress in Physics 53 1990 pp 837 915 White dwarfs Gilles Fontaine en Francois Wesemael in Encyclopedia of Astronomy and Astrophysics red Paul Murdin Bristol en Philadelphia Institute of Physics Publishing en Londen New York en Tokio Nature Publishing Group 2001 ISBN 0 333 75088 8 Mapping the Instability Domains of GW Vir Stars in the Effective Temperature Surface Gravity Diagram Quirion P O Fontaine G Brassard P Astrophysical Journal Supplement Series 171 2007 pp 219 248 1 Detection of non radial g mode pulsations in the newly discovered PG 1159 star HE 1429 1209 T Nagel en K Werner Astronomy and Astrophysics 426 2004 pp L45 L48 The Extent and Cause of the Pre White Dwarf Instability Strip M S O Brien Astrophysical Journal 532 2 April 2000 pp 1078 1088 Digital Demo Room Stellar Structure and Evolution Simulator SkyTonight The Spectral Types of Stars Geargiveer vanaf die oorspronklike op 12 Maart 2007 Besoek op 27 Mei 2012 25 0 25 1 Pismis 24 1 The Stellar Upper Mass Limit Preserved J Maiz Apellaniz et al 2006 Early type stars in the core of the young open cluster Westerlund2 G Rauw et al 2006Verdere leesstof WysigVan Zyl J E Ontsluier die Heelal n Inleiding tot Sterrekunde Protea Boekhuis 2de uitg Pretoria 2002 ISBN 1 919825 44 4Eksterne skakels WysigLibraries of stellar spectra D Montes UCM Webfooted Astronomer The rate of period change in pulsating DB white dwarf stars A H Corsico L G Althaus Stellar Spectral Classification Richard O Gray en Christopher J Corbally Geargiveer 31 Oktober 2010 op Wayback Machine Hierdie artikel is vertaal uit die Engelse WikipediaOntsluit van https af wikipedia org w index php title Sterreklassifikasie amp ol,