Gaan na inhoud

Sterreklassifikasie

in Wikipedia, die vrye ensiklopedie
(Aangestuur vanafF-tipe ster)

Sterreklassifikasieis in diesterrekundedie indeling vansterrein spektraaltipes of -klasse volgens diespektrumvan hul uitgestraalde lig. Die kleur van die lig wat ’n ster uitstraal, is ’n aanduiding van sytemperatuur.Spektraallyne(donker en ligte lyne) in hul spektrum toon verder uit watterelementedie 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 ’nalfabetiesevolgorde volgens die soorte spektra te klassifiseer is aan die begin van die 20ste eeu deur die sterrekundigeAnnie Cannonaangepas en herrangskik na die lettersW-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 vansirkoniummonoksiedsigbaar naas die normale bande vantitaniummonoksied.Nog later is ’n tipe W bygevoeg virWolf-Rayetsterre,warm sterre wat hulwaterstofenheliumverloor het, asook tipes L, T en Y (bruindwerge).

In die huidige klassifiseringstelsel, die Morgan-Keenan-stelsel, kan ’nArabiese syfertussen 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 dieRomeinse syfersI, 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 algemeensuperreusegenoem, tipe IIIreuseen tipe Vdwergeof, meer korrek,hoofreekssterre.Onssonis 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.

Harvard-klassifikasie

[wysig|wysig bron]

Sterre se atmosfeer wissel in temperatuur van sowat 2 000 tot 40 000kelvin.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
hoofreekssterre
O ≥ 33 000 K blou blou ≥ 16M☉ ≥ 6,6R☉ ≥ 30 000 L☉ Swak ~0,00003%
B 10 000–33 000 K blou-wit diep blou-wit 2,1–16M☉ 1,8–6,6R☉ 25–30 000 L☉ Medium 0,13%
A 7 500–10 000 K wit blou-wit 1,4–2,1M☉ 1,4–1,8R☉ 5–25 L☉ Sterk 0,6%
F 6 000–7 500 K geel-wit wit 1,04–1,4M☉ 1,15–1,4R☉ 1,5–5 L☉ Medium 3%
G 5 200–6 000 K geel geel-wit 0,8–1,04M☉ 0,96–1,15R☉ 0,6–1,5 L☉ Swak 7,6%
K 3 700–5 200 K oranje vaal geel-oranje 0,45–0,8M☉ 0,7–0,96R☉ 0,08–0,6 L☉ Baie swak 12,1%
M 2 000–3 700 K rooi ligte oranje-rooi ≤ 0,45M☉ ≤ 0,7R☉ ≤ 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[4][5][6] 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 diehoofreeks-tydstip van hul lewensduur en dus nie virrooi reusenie.

Yerkes-klassifikasie

[wysig|wysig bron]
BO en ONDER: Twee voorbeelde van dieHertzsprung-Russell-diagramwat 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[7]van die Yerkes-sterrewag van die Universiteit vanChicago,is ’n tweedimensionele stelsel wat gebaseer is opspektraallynewat sensitief is vir stertemperatuur en oppervlakswaartekrag, wat verband hou met ligsterkte.

Aangesien die radius van ’nreusesterbaie groter is as dié van ’ndwergsteras 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:

  • 0hiperreuse
  • Isuperreuse
    • 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)
  • IIhelder 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)
  • IIInormalereuse
    • IIIa,voorbeeld: Rho Persei (spektrum is M4 IIIa)
    • IIIab,voorbeeld: δ Reticuli (spektrum is M2 IIIab)
    • IIIb,voorbeeld: Pollux (spektrum is K2 IIIb)
  • IVsubreuse
    • IVa,voorbeeld: Epsilon Reticuli (spektrum is K1-2 IVa-III)
    • IVab
    • IVb,voorbeeld: HR 672 A (spektrum is G0.5 IVb)
  • Vhoofreekssterre(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)
  • VIsubdwerge.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
- G2I-II ’n Ster is tussen ’n superreus en helder reus.
+ O9.5Ia+ ’n Ster is ’n hiperreus.
/ F2IV/V ’n Ster is óf ’n subdwerg of dwerg.

Spektraaltipes

[wysig|wysig bron]

Klas O

[wysig|wysig bron]
Dié illustrasie stel spektraaltipes voor in kleure baie na aan die kleure wat die menslike oog sien. Die relatiewe groottes is virhoofreekssterre(dwergsterre).

KlasO-sterre is baie warm en helder. Hulle is blouerig; eintlik val die grootste deel van hul lig in dieultraviolet-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 diesons’n.

Hierdie sterre het dominante lyne van die absorpsie en soms die emissie vanHeII-lyne, prominente geïoniseerde (SiIV,OIII,NIII enCIII) en neutralehelium-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 dieSpitzer-ruimteteleskoopdui daarop dat planete nie om ander sterre in die omgewing van ’n klas O-ster vorm nie weens dieelektromagnetiese 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, Theta¹ Orionis C, HD 93129A.

Klas B

[wysig|wysig bron]

KlasB-sterre is baie helder en blou van kleur. Hul spektra het neutrale helium- en gematigde waterstoflyne. Geïoniseerde-metaal-lyne sluit inMgII enSiII. 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 inswermsvoor 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|wysig bron]
Vega (links), ’n klas A-ster, in vergelyking met dieson.

KlasA-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 (FeII,MgII enSiII) met ’n maksimum by A5. ’n Merkbaar groter voorkoms vanCaII-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

[wysig|wysig bron]

KlasF-sterre het versterkendeH- enK-lyne vankalsiumII. Neutrale metale (FeI,CrI) 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

[wysig|wysig bron]
Die belangrikste klas G-ster vir die mens: dieson.Die donker kol links onder is ’nsonvlek.

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

Opmerklik hier is dieH- enK-lyne vanCaII, 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

[wysig|wysig bron]

KlasKbevat 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 (MnI,FeI,SiI).

Teen laat K raak molekulêre bande vantitaniumoksiedteenwoordig. 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|wysig bron]
Betelgeuse is ’n rooi superreus, een van die grootste bekende sterre.

KlasMis 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-sterrerooidwergeis, bevat dié klas ook die meestereuseen ’n paarsuperreusesoos Antares en Betelgeuse. Die laat M-groep bevat warmerbruindwergewat 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, veralTiO.Waterstoflyne is gewoonlik afwesig, behalwe byveranderlike sterrewaar dit in sekere fases van die veranderlikheid verskyn.Vanadiummonoksiedbanderaak 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|wysig bron]

Bruindwergebehoort tot hierdie drie klasse.

Uitgebreide spektraaltipes

[wysig|wysig bron]

’n Paar nuwe spektraaltipes is in gebruik geneem met die ontdekking van nuwe soorte sterre.[13]

Warm blou-emissie-sterreklasse

[wysig|wysig bron]

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

Klas W: Wolf-Rayet

[wysig|wysig bron]
’n Infrarooifoto deur dieHubble-ruimteteleskoopvan die W-ster WR124. Die wolk om die ster is 'nnewel.

KlasWofWRverteenwoordig 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 deursterrewinde,wat veroorsaak word deur hul hoë temperature, en dat hul warm heliumdop so ontbloot word. Klas W word in subklasse verdeel:

WN(WNEvroeë tipe,WNLlaat tipe) enWC(WCEvroeë tipe,WCLlaat tipe en uitgebreide klasWO), 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|wysig bron]

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

[wysig|wysig bron]

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|wysig bron]

Hulle is O-sterre met sterk magnetiese velde en word aangedui met Of?p[15]

"Klas" OB

[wysig|wysig bron]

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

[wysig|wysig bron]

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|wysig bron]
Sirius A en B (’n witdwerg van tipe DA2).

KlasD(vir gedegenereerde) is die moderne klassifikasie vir witdwerge – sterre met ’n lae massa wat geenkernfusiemeer 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 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,waarTeffdie effektiewe oppervlaktemperatuur is, gemeet inkelvin.

Meer as twee van die letters kan gebruik word om aan te dui dat die dwerg meer as een van bogenoemde eienskappe het. Die letterVkan 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 geïoniseerde heliumlyne.
  • DAZ:’n waterstofryke metaliese witdwerg.
  • DBZ:’n heliumryke metaliese witdwerg.

Pulserende-ster-tipes:

  • DAVofZZ Ceti:’n waterstofryke, pulserende witdwerg.[18],pp. 891, 895
  • DBVofV777 Her:’n heliumryke, pulserende witdwerg.[19],p. 3525
  • GW Vir,soms verdeel inDOVenPNNV:’n warm heliumryke, pulserende witdwerg (of pre-witdwerg.)[20],§ 1.1, 1.2;[21][22]

Niestellêre spektraaltipes: klasse P en Q

[wysig|wysig bron]

Ten laaste word klassePenQsoms gebruik vir sekere niestellêre voorwerpe. Tipe P-voorwerpe is planetêrenewelvlekkeen tipe Q isnovas(veranderlike sterre wat skielik in helderte toeneem en daarna weer verdof).

Gedegenereerde en eksotiese sterre

[wysig|wysig bron]

Hierdie voorwerpe is nie sterre nie, maar oorblyfsels van sterre. Hulle is baie dowwer en as hulle op dieHertzsprung-Russell-diagramgeplaas sou word, sou hulle verder in die onderste linkerhoek voorgekom het.[23]

Spektrale eienaardighede

[wysig|wysig bron]

Byvoegings, 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 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 metP 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[25]
f+ SiIV λ4089Å & λ4116Å 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 vanweë waterstof.[14]
ha WR-sterre met waterstofemissies gesien op beide absorpsie en emissie.[14]
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 sterkbarium
Ca Abnormaal sterkkalsium
Cr Abnormaal sterkchroom
Eu Abnormaal sterkeuropium
He Abnormaal sterkhelium
Hg Abnormaal sterkkwik
Mn Abnormaal sterkmangaan
Si Abnormaal sterksilikon
Sr Abnormaal sterkstronsium
Tc Tegnesiumis 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 verskeieelementeabnormaal sterk vertoon.

Sien ook

[wysig|wysig bron]

Verwysings

[wysig|wysig bron]
  1. ↑1,01,11,21,3Tables VII, VIII, Empirical bolometric corrections for the main-sequence, G. M. H. J. Habets and J. R. W. Heinze,Astronomy and Astrophysics Supplement Series46(November 1981), pp. 193–237, Bibcode:1981A&AS...46..193H.Luminosities are derived from Mbolfigures, using Mbol(☉)=4.75.
  2. ↑The Guinness book of astronomy facts & feats, Patrick Moore, 1992, 0-900424-76-1
  3. ↑"The Colour of Stars".Australia Telescope Outreach and Education. 21 Desember 2004. Geargiveer vanafdie oorspronklikeop 10 Maart 2012.Besoek op26 September2007.— Explains the reason for the difference in colour perception.
  4. ↑Brown Dwarfs
  5. ↑Burrows et al. The theory of brown |dwarfsandextrasolar giant planets. Reviews of Modern Physics 2001; 73: |719-65
  6. ↑http://spider.ipac.caltech.edu/staff/davy/2mass/science/comparison.htmlGeargiveer17 November 2011 opWayback Machine|> "An Artist's View of Brown Dwarf Types" Dr. Robert Hurt of the Infrared Processing and Analysis Center
  7. ↑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.
  8. ↑A Low-Dispersion Luminosity Indicator for Solar-Type Dwarfs,Barry, Don C. 1970
  9. ↑Planets Prefer Safe Neighborhoods
  10. ↑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.
  11. ↑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.
  12. ↑A New Spectral Classification System for the Earliest O Stars: Definition of Type O2, Nolan R. Walborn et al.,The Astronomical Journal123,#5 (Mei 2002), pp. 2754–2771
  13. ↑"Stars as Cool as the Human Body".Geargiveer vanafdie oorspronklikeop 7 Oktober 2011.Besoek op26 Mei2012.
  14. ↑14,014,114,2Physical Properties of Wolf-Rayet Stars,Crowther, Paul A., 2007
  15. ↑15,015,1Multiwavelength Systematics of OB Spectra,Walborn, N. R., 2008
  16. ↑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. ↑17,017,117,2A 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 Journal269,#1 (1 Junie 1983), pp. 253–257.
  18. ↑Physics of white dwarf stars,D. Koester en G. Chanmugam,Reports on Progress in Physics53(1990), pp. 837–915.
  19. ↑White dwarfs, Gilles Fontaine en François Wesemael, inEncyclopedia 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.
  20. ↑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 Series171(2007), pp. 219–248.
  21. ↑§ 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 Astrophysics426(2004), pp. L45–L48.
  22. ↑The Extent and Cause of the Pre-White Dwarf Instability Strip,M. S. O'Brien,Astrophysical Journal532,#2 (April 2000), pp. 1078–1088.
  23. ↑Digital Demo Room, Stellar Structure and Evolution Simulator
  24. ↑"SkyTonight: The Spectral Types of Stars".Geargiveer vanafdie oorspronklikeop 12 Maart 2007.Besoek op27 Mei2012.
  25. ↑25,025,1Pismis 24-1: The Stellar Upper Mass Limit Preserved,J. Maíz Apellániz et al. 2006
  26. ↑Early-type stars in the core of the young open cluster Westerlund2,G.Rauw et al. 2006

Verdere leesstof

[wysig|wysig bron]
  • Van Zyl, J.E.Ontsluier die Heelal, 'n Inleiding tot Sterrekunde,Protea Boekhuis, 2de uitg., Pretoria, 2002.ISBN 1-919825-44-4

Eksterne skakels

[wysig|wysig bron]
Ontsluit van "https://af.wikipedia.org/w/index.php?title=Sterreklassifikasie&oldid=2623896#Klas_F"