Sterreklassifikasie

in Wikipedia, die vrye ensiklopedie
Spring na: navigasie, soek

Sterreklassifikasie is in die sterrekunde die indeling van sterre in spektraaltipes 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 (bruin dwerge).

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 geel dwerg wat twee tiendes na oranje neig". Die oënskynlik helderste ster, Sirius, is ’n tipe A1V.

Harvard-klassifikasie[wysig]

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[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 ≥ 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[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 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.

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 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[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) wit dwerge. 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.

Spektraaltipes[wysig]

Klas O[wysig]

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.[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]

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[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 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[wysig]

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[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 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]

Klas K bevat oranjerige sterre wat effens kouer as ons son is. Sommige K-sterre is reuse en superreuse, soos Arcturus, terwyl oranje dwerge 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[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 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 rooi dwerge is, bevat dié klas ook die meeste reuse en ’n paar superreuse soos Antares en Betelgeuse. Die laat M-groep bevat warmer bruin dwerge 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 (rooi dwerge), LEHPM 2-59 (subdwerg) en APMPM J0559-2903 (ekstreme subdwerg).

Klas L, T en Y[wysig]

Bruin dwerge 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 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).[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 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]

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 óf ’n klas O- óf ’n klas B- of dalk ’n taamlik warm klas A-ster.

Klasse vir koue rooi en bruin dwerge[wysig]

Die nuwe spektraaltipes L en T is geskep om infrarooi-spektra of koue sterre te klassifiseer. Dit sluit beide rooi en bruin dwerge 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]

Wit dwerg-klassifikasies[wysig]

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

Klas D (vir gedegenereerde) is die moderne klassifikasie vir wit dwerge – 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 wit dwerg se sigbare buitelaag of atmosfeer.

Die tipes wit dwerge 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, 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 wit dwerg aan te dui.[17]

Uitgebreide witdwerg-spektraaltipes:[17]

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

Pulserende-ster-tipes:

  • DAV of ZZ Ceti: ’n waterstofryke, pulserende wit dwerg.[18], pp. 891, 895
  • DBV of V777 Her: ’n heliumryke, pulserende wit dwerg.[19], p. 3525
  • GW Vir, soms verdeel in DOV en PNNV: ’n warm heliumryke, pulserende wit dwerg (of pre-wit dwerg.)[20], §1.1, 1.2;[21][22]

Niestellêre spektraaltipes: klasse P en Q[wysig]

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[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[wysig]

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 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[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 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 wit dwerge
 : Onsekere klassifikasie
P Magnetiese wit dwerg met waarneembare polarisasie
E Emissielyne teenwoordig
H Magnetiese wit dwerg 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.

Sien ook[wysig]

Sun Star.svg Sterrekundeportaal

Verwysings[wysig]

  1. 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, Bibcode1981A&AS...46..193H. 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. The Colour of Stars”. Australia Telescope Outreach and Education: 2004-12-21. URL besoek op 2007-09-26. — 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.html |> "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 (1973). “Spectral Classification”. Annual Reviews of Astronomy and Astrophysics 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 Journal 123, #5 (Mei 2002), pp. 2754–2771
  13. Stars as Cool as the Human Body
  14. 14,0 14,1 14,2 Physical Properties of Wolf-Rayet Stars, Crowther, Paul A., 2007
  15. 15,0 15,1 Multiwavelength 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. 17,0 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.
  18. Physics of white dwarf stars, D. Koester en G. Chanmugam, Reports on Progress in Physics 53 (1990), pp. 837–915.
  19. 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.
  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 Series 171 (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 Astrophysics 426 (2004), pp. L45–L48.
  22. The Extent and Cause of the Pre-White Dwarf Instability Strip, M. S. O'Brien, Astrophysical Journal 532, #2 (April 2000), pp. 1078–1088.
  23. Digital Demo Room, Stellar Structure and Evolution Simulator
  24. SkyTonight: The Spectral Types of Stars
  25. 25,0 25,1 Pismis 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]

  • 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]