Stjärnklassificering - Stellar classification

Från Wikipedia, den fria encyklopedin

Inom astronomi är stjärnklassificering klassificering av stjärnor baserat på deras spektrala egenskaper. Elektromagnetisk strålning från stjärnan analyseras genom att dela den med ett prisma eller diffraktionsgaller i ett spektrum som visar regnbågen av färger varvat med spektrallinjer . Varje rad indikerar ett visst kemiskt element eller en molekyl , varvid linjestyrkan indikerar överflödet av det elementet. Styrkan hos de olika spektrallinjerna varierar främst på grund av fotosfärens temperatur , även om det i vissa fall finns verkliga överflödeskillnader. Den spektrala klass av en stjärna är en kort kod i första hand sammanfattar jonisering tillstånd, vilket ger ett objektivt mått på fotosfären temperatur.

De flesta stjärnor klassificeras för närvarande under Morgan – Keenan (MK) -systemet med bokstäverna O , B , A , F , G , K och M , en sekvens från den hetaste ( O -typen) till den coolaste ( M -typen). Varje bokstavsklass indelas sedan med en numerisk siffra med 0 som hetast och 9 som kallast (t.ex. A8, A9, F0 och F1 bildar en sekvens från varmare till svalare). Sekvensen har utökats med klasser för andra stjärnor och stjärnliknande föremål som inte passar in i det klassiska systemet, till exempel klass  D för vita dvärgar och klasserna  S och C för kolstjärnor .

I MK -systemet läggs en ljusstyrka till spektralklassen med romerska siffror . Detta är baserat på bredden av vissa absorptionslinjer i stjärnans spektrum, som varierar med atmosfärens densitet och så skiljer gigantiska stjärnor från dvärgar. Luminositet klass  0 eller la + används för hypergiants , klass  I för supergiants , klass  II för ljusa jättar , klass  III för regelbundna jättar , klass  IV för sub-jättar , klass  V för main-sekvens stjärnor , klass  sd (eller VI ) för sub -dvärgar och klass  D (eller VII ) för vita dvärgar . Hela spektralklassen för solen är då G2V, vilket indikerar en huvudsekvensstjärna med en yttemperatur runt 5 800 K.

Konventionell färgbeskrivning

Bara mättade RGB-kameraskivor

Den konventionella färgbeskrivningen tar endast hänsyn till toppen av stjärnspektrumet. I själva verket strålar dock stjärnor ut i alla delar av spektrumet. Eftersom alla spektralfärger kombinerade verkar vita är de verkliga skenbara färgerna som det mänskliga ögat skulle observera mycket ljusare än de konventionella färgbeskrivningarna skulle föreslå. Denna egenskap hos "lätthet" indikerar att den förenklade tilldelningen av färger inom spektrumet kan vara vilseledande. Exklusive färgkontrasteffekter i svagt ljus, vid normala visningsförhållanden finns inga gröna, indigo eller violetta stjärnor. Röda dvärgar är en djup nyans av apelsin, och bruna dvärgar verkar inte bokstavligen bruna, men hypotetiskt skulle de se mörkgrå ut för en närliggande observatör.

Modern klassificering

Stjärnor med huvudsekvens arrangerade från O till M Harvard-klasser

Det moderna klassificeringssystemet är känt som Morgan – Keenan (MK) klassificeringen. Varje stjärna tilldelas en spektralklass från den äldre Harvard -spektralklassificeringen och en ljusstyrka med romerska siffror enligt nedan, vilket bildar stjärnans spektraltyp.

Andra moderna stjärnklassificeringssystem , till exempel UBV -systemet , är baserade på färgindex - de uppmätta skillnaderna i tre eller fler färgstorlekar . Dessa nummer får etiketter som "U − V" eller "B − V", som representerar färgerna som skickas av två standardfilter (t.ex. U ltraviolet, B lue och V isual).

Harvard spektral klassificering

Den Harvard-systemet är en endimensionell ordning genom astronom klassificering Annie Jump Cannon , som re-ordered och förenklat tidigare alfabetiska systemet genom Draper (se nästa stycke). Stjärnor grupperas efter deras spektrala egenskaper efter enkla bokstäver i alfabetet, eventuellt med numeriska underavdelningar. Stjärnor med huvudsekvens varierar i yttemperatur från cirka 2 000 till 50 000  K , medan mer utvecklade stjärnor kan ha temperaturer över 100 000 K.

Klass Effektiv temperatur Vegarelativ kromatik Kromaticitet ( D65 ) Huvudsekvensmassa
( solmassor )
Huvudsekvensradie
( solradier )
Ljusstyrka i huvudsekvens
( bolometrisk )

vätelinjer
Bråkdel av alla
huvudsekvensstjärnor
O ≥ 30 000 K blå blå ≥ 16  M ≥ 6,6  R ≥ 30 000  L Svag ~ 0,00003%
B 10 000–30 000 K blå vit djupblå vit 2,1–16  M 1,8–6,6  R 25–30 000  L Medium 0,13%
A 7500–10 000 K vit blå vit 1,4–2,1  M 1,4–1,8  R 5–25  L Stark 0,6%
F 6 000–7 500 K gul vit vit 1,04–1,4  M 1.15–1.4  R 1,5–5  L Medium 3%
G 5 200–6 000 K gul gulvitt 0,8–1,04  M 0,96–1,15  R 0,6–1,5  L Svag 7,6%
K 3 700–5 200 K ljus orange ljusgul orange 0,45–0,8  M 0,7–0,96  R 0,08–0,6  L Väldigt svag 12,1%
M 2 400–3 700 K orange röd ljusorange röd 0,08–0,45  M ≤ 0,7  R ≤ 0,08  L Väldigt svag 76,45%
Den Hertzsprung-Russell-diagram hänför Spektraltyp med absolut storlek , luminositet , och ytan temperatur .

Spektralklasserna O till M, liksom andra mer specialiserade klasser som diskuteras senare, är indelade med arabiska siffror (0–9), där 0 betecknar de hetaste stjärnorna i en given klass. Till exempel betecknar A0 de hetaste stjärnorna i klass A och A9 de coolaste. Bråktal är tillåtna; till exempel klassificeras stjärnan Mu Normae som O9.7. Den Sun klassificeras som G2.

Konventionella färgbeskrivningar är traditionella inom astronomi och representerar färger i förhållande till medelfärgen på en A -klassstjärna, som anses vara vit. De tydliga färgbeskrivningarna är vad observatören skulle se om han försökte beskriva stjärnorna under en mörk himmel utan hjälp för ögat eller med kikare. De flesta stjärnor på himlen, förutom de ljusaste, verkar dock vita eller blåaktiga vita för det blotta ögat eftersom de är för svaga för att färgsyn ska fungera. Röda superjättar är svalare och rödare än dvärgar av samma spektraltyp, och stjärnor med speciella spektrala egenskaper som kolstjärnor kan vara mycket rödare än någon svart kropp.

Det faktum att en stjärnklassificering av en stjärna indikerade dess yta eller fotosfäriska temperatur (eller närmare bestämt dess effektiva temperatur ) förstod inte helt förrän efter dess utveckling, men när det första Hertzsprung – Russell -diagrammet formulerades (1914), detta misstänktes i allmänhet vara sant. På 1920-talet härledde den indiska fysikern Meghnad Saha en teori om jonisering genom att utöka välkända idéer inom fysisk kemi som hänför sig till molekylernas dissociation till jonisering av atomer. Först applicerade han det på solkromosfären, sedan på stjärnspektra.

Harvard -astronomen Cecilia Payne visade då att OBAFGKM -spektralsekvensen faktiskt är en sekvens i temperatur. Eftersom klassificeringssekvensen föregår vår förståelse av att det är en temperatursekvens beror placeringen av ett spektrum i en given subtyp, såsom B3 eller A7, på (i stort sett subjektiva) uppskattningar av absorptionsegenskaperna i stjärnspektra. Som ett resultat är dessa subtyper inte jämnt uppdelade i någon form av matematiskt representerbara intervall.

Yerkes spektral klassificering

Montage av falska färgspektra för huvudsekvensstjärnor

De Yerkes spektrala klassificering , även kallad MKK systemet från författarnas initialer, är ett system av stjärn spektral klassificering infördes 1943 av William Wilson Morgan , Philip C. Keenan , och Edith Kellman från Yerkesobservatoriet . Detta tvådimensionella ( temperatur och ljusstyrka ) klassificeringsschema är baserat på spektrallinjer som är känsliga för stjärntemperatur och ytvikt , vilket är relaterat till ljusstyrka (medan Harvard-klassificeringen är baserad på just yttemperatur). Senare, 1953, efter några revideringar av listan över standardstjärnor och klassificeringskriterier, fick systemet namnet Morgan – Keenan -klassificeringen , eller MK , och detta system förblir i bruk.

Tätare stjärnor med högre ytvikt uppvisar större tryckbreddning av spektrallinjer. Tyngdkraften, och därmed trycket, på ytan av en jättestjärna är mycket lägre än för en dvärgstjärna eftersom jättens radie är mycket större än en dvärg med liknande massa. Därför kan skillnader i spektrum tolkas som ljusstyrkaeffekter och en ljusstyrka kan tilldelas rent från undersökning av spektrumet.

Ett antal olika ljusstyrka klasser skiljer sig, som anges i tabellen nedan.

Yerkes ljusstyrka klasser
Ljusstyrka Beskrivning Exempel
0 eller Ia + hyperjättar eller extremt lysande superjättar Cygnus OB2#12- B3-4Ia+
Ia lysande superjättar Eta Canis Majoris - B5Ia
Iab medelstora lysande superjättar Gamma Cygni - F8Iab
Ib mindre lysande superjättar Zeta Persei - B1Ib
II ljusa jättar Beta Leporis - G0II
III vanliga jättar Arcturus - K0III
IV underjättar Gamma Cassiopeiae - B0.5IVpe
V huvudsekvensstjärnor (dvärgar) Achernar - B6Vep
sd ( prefix ) eller VI dvärgar HD 149382 - sdB5 eller B5VI
D ( prefix ) eller VII vita dvärgar van Maanen 2 - DZ8

Marginalfall är tillåtna; till exempel kan en stjärna antingen vara en supergigant eller en ljus jätte, eller vara mellan subjätten och huvudsekvensklassificeringarna. I dessa fall används två specialsymboler:

  • Ett snedstreck ( / ) betyder att en stjärna antingen är en klass eller den andra.
  • Ett streck ( - ) betyder att stjärnan är mellan de två klasserna.

Till exempel skulle en stjärna som klassificeras som A3-4III/IV befinna sig mellan spektraltyperna A3 och A4, samtidigt som den antingen är en jätte stjärna eller en subgigant.

Sub-dvärgklasser har också använts: VI för sub-dvärgar (stjärnor något mindre lysande än huvudsekvensen).

Nominell ljusstyrka klass VII (och ibland högre siffror) används nu sällan för vita dvärg- eller "heta sub-dvärg" -klasser, eftersom temperaturbokstäverna i huvudsekvensen och jättestjärnorna inte längre gäller för vita dvärgar.

Ibland tillämpas bokstäverna a och b på andra ljusstyrka än superjättar; till exempel kan en jätte stjärna något mindre lysande än typisk ges en ljusstyrka klass IIIb, medan en ljusstyrka klass IIIa indikerar en stjärna något ljusare än en typisk jätte.

Ett prov av extrema V -stjärnor med stark absorption i He II λ4686 -spektrallinjer har fått Vz -beteckningen. Ett exempel star är HD 93129 B .

Spektrala särdrag

Ytterligare nomenklatur, i form av små bokstäver, kan följa spektraltypen för att indikera särdrag hos spektrumet.

Koda Spektrala särdrag för stjärnor
: osäkert spektralvärde
... Ospecificerade spektrala särdrag finns
! Särskild särart
komp Sammansatt spektrum
e Utsläppslinjer förekommer
[e] "Förbjudna" utsläppslinjer finns
er "Omvänd" mitten av utsläppslinjer svagare än kanter
ekv Utsläppslinjer med P Cygni -profil
f N III och He II -utsläpp
f* N  IV λ4058Å är starkare än  linjerna N III λ4634Å, λ4640Å och λ4642Å
f+ Si IV λ4089Å & λ4116Å avges, förutom N III -linjen
(f) N III -utsläpp, frånvaro eller svag absorption av He II
(f+)
((f)) Visar stark He II -absorption tillsammans med svaga N III -utsläpp
((f*))
h WR -stjärnor med väteutsläppsledningar.
ha WR -stjärnor med väte ses både i absorption och utsläpp.
Han wk Svaga Helium -linjer
k Spektra med interstellära absorptionsegenskaper
m Förbättrade metallfunktioner
n Bred ("nebulös") absorption på grund av snurrning
nn Mycket breda absorptionsegenskaper
neb En nebulos spektrum blandas in
sid Ospecificerad särart, märklig stjärna .
pq Särskilt spektrum, som liknar spektren av novaer
q P Cygni profiler
s Smala ("skarpa") absorptionslinjer
ss Mycket smala linjer
sh Shell stjärna funktioner
var Variabel spektralfunktion (ibland förkortad till "v")
wl Svaga linjer (även "w" och "wk")
Element
symbol
Onormalt starka spektrallinjer för det eller de angivna elementen

Till exempel listas 59 Cygni som spektraltyp B1.5Vnne, vilket indikerar ett spektrum med den allmänna klassificeringen B1.5V, liksom mycket breda absorptionslinjer och vissa emissionslinjer.

Guide för Secchi -spektraltyper ("152 Schjellerup" är Y Canum Venaticorum )

Historia

Anledningen till det udda arrangemanget av bokstäver i Harvard -klassificeringen är historisk, har utvecklats från de tidigare Secchi -klasserna och har successivt ändrats i takt med att förståelsen förbättrades.

Secchi klasser

Under 1860- och 1870 -talen skapade den banbrytande stjärnspektroskopisten Angelo Secchi Secchi -klasserna för att klassificera observerade spektra. År 1866 hade han utvecklat tre klasser av stjärnspektra, som visas i tabellen nedan.

I slutet av 1890 -talet började denna klassificering ersättas av Harvard -klassificeringen, som diskuteras i resten av denna artikel.

Klassnummer Secchi klassbeskrivning
Secchi klass I Vita och blå stjärnor med breda tunga vätelinjer , som Vega och Altair . Detta inkluderar den moderna klass A och tidiga klass F.
Secchi klass I
(Orion subtyp)
En undertyp av Secchi klass I med smala linjer istället för breda band, som Rigel och Bellatrix . I moderna termer motsvarar detta tidiga stjärnor av B-typ
Secchi klass II Gula stjärnor - väte mindre starka, men tydliga metalliska linjer, som solen , Arcturus och Capella . Detta inkluderar de moderna klasserna G och K samt sena klass F.
Secchi klass III Orange till röda stjärnor med komplexa bandspektra, som Betelgeuse och Antares .
Detta motsvarar den moderna klassen M.
Secchi klass IV År 1868 upptäckte han kolstjärnor , som han delade in i en särskild grupp:
Röda stjärnor med betydande kolband och linjer, motsvarande moderna klasserna C och S.
Secchi klass V År 1877 lade han till en femte klass:
Emission-line stjärnor, som Gamma Cassiopeiae och Sheliak , som är i modern klass Be. År 1891 föreslog Edward Charles Pickering att klass V skulle motsvara den moderna klassen O (som då inkluderade Wolf-Rayet-stjärnor) och stjärnor inom planetariska nebulosor.

De romerska siffrorna som används för Secchi -klasser ska inte förväxlas med de helt orelaterade romerska siffrorna som används för Yerkes -ljusstyrka och de föreslagna neutronstjärnklasserna.

Draperingssystem

Klassificeringar i Draper Catalog of Stellar Spectra
Secchi Draper Kommentar
I A , B , C, D Väte linjer dominerande
II E, F , G , H, I, K , L
III M
IV N Fanns inte i katalogen
V O Inkluderat Wolf – Rayet -spektra med ljusa linjer
V P Planetära nebulosor
  F Andra spektra
Klasser som genomförs i MK -systemet är fetstil .

På 1880-talet började astronomen Edward C. Pickering göra en undersökning av stjärnspektra vid Harvard College Observatory med hjälp av objekt-prisma-metoden. Ett första resultat av detta arbete var Draper Catalog of Stellar Spectra , publicerat 1890. Williamina Fleming klassificerade de flesta spektra i denna katalog och krediterades för att ha klassat över 10 000 presenterade stjärnor och upptäckt 10 novaer och mer än 200 variabla stjärnor. Med hjälp av Harvard-datorer , särskilt Williamina Fleming , utformades den första iterationen av Henry Draper-katalogen för att ersätta det romerska siffror som Angelo Secchi upprättade.

Katalogen använde ett schema där de tidigare använda Secchi -klasserna (I till V) indelades i mer specifika klasser, med bokstäver från A till P. Dessutom användes bokstaven Q för stjärnor som inte passade in i någon annan klass. Fleming arbetade med Pickering för att differentiera 17 olika klasser baserat på intensiteten hos vätespektrallinjer, vilket orsakar variation i våglängderna från stjärnor och resulterar i variation i färgutseende. Spektren i klass A tenderade att producera de starkaste väteabsorptionslinjerna medan spektra i klass O producerade praktiskt taget inga synliga linjer. Bokstavssystemet visade den gradvisa minskningen av väteabsorption i spektralklasserna när man flyttade ner i alfabetet. Detta klassificeringssystem modifierades senare av Annie Jump Cannon och Antonia Maury för att producera Harvard spektralklassificeringsschema.

Det gamla Harvard -systemet (1897)

År 1897 placerade en annan astronom vid Harvard, Antonia Maury , Orion -subtypen i Secchi -klass I före resten av Secchi -klass I, vilket placerade den moderna typen B före den moderna typen A. Hon var den första som gjorde det, även om hon använde inte bokstavs-spektraltyper, utan snarare en serie av tjugotvå typer numrerade från I – XXII.

Sammanfattning av Harvard -systemet från 1897
Grupper Sammanfattning
I − V inkluderade stjärnor av "Orion -typ" som visade en ökande styrka i väteabsorptionslinjer från grupp I till grupp V
VI fungerade som en mellanprodukt mellan gruppen "Orion -typ" och Secchi typ I
VII − XI var Secchis typ 1 -stjärnor, med minskande styrka i väteabsorptionslinjer från grupper VII -XI
XIII − XVI inkluderade Secchi typ 2-stjärnor med minskande väteabsorptionsledningar och ökande metalliska linjer av soltyp
XVII − XX inkluderade Secchi typ 3 stjärnor med ökande spektrallinjer
XXI ingår Secchi typ 4 stjärnor
XXII inkluderade Wolf-Rayet-stjärnor

Eftersom de 22 romerska grupperingarna inte redogjorde för ytterligare variationer i spektra, gjordes ytterligare tre divisioner för att ytterligare specificera skillnader: Små bokstäver lades till för att skilja det relativa linjens utseende i spektra; linjerna definierades som

Harvard 1897 undertyper
(a) genomsnittlig bredd
(b) dimmig
(c) skarp

Antonia Maury publicerade sin egen stjärnklassificeringskatalog 1897 kallad "Spectra of Bright Stars Photographed with the 11 inch Draper Telescope as Part of Henry Draper Memorial", som innehöll 4800 fotografier och Maurys analyser av 681 ljusa nordliga stjärnor. Detta var det första fallet där en kvinna krediterades för en observatorisk publikation.

Det nuvarande Harvard -systemet (1912)

År 1901 återvände Annie Jump Cannon till bokstäverna, men tappade alla bokstäver utom O, B, A, F, G, K, M och N som användes i den ordningen, liksom P för planetariska nebulosor och Q för några märkliga spektra. Hon använde också typer som B5A för stjärnor halvvägs mellan typ B och A, F2G för stjärnor en femtedel av vägen från F till G, och så vidare.

Slutligen, vid 1912, hade Cannon ändrat typerna B, A, B5A, F2G, etc. till B0, A0, B5, F2, etc. Detta är i huvudsak den moderna formen av Harvard -klassificeringssystemet. Detta system utvecklades genom analys av spektra på fotografiska plattor, som kunde omvandla ljus från stjärnor till ett läsbart spektra.

En vanlig minnesbild för att komma ihåg ordningen för bokstäverna i spektraltypen, från hetaste till coolaste, är " O h, B e A F ine G uy/ G irl: K iss M e!".

Mount Wilson klasser

Korrekt rörelse av stjärnor av tidig typ på ± 200 000 år

En ljusstyrkeklassificering som kallas Mount Wilson -systemet användes för att skilja mellan stjärnor med olika ljusstyrkor. Detta noteringssystem ses fortfarande ibland på moderna spektra.

Klass Menande
sd Dvärg
d Dvärg
sg Subgiant
g Jätte
c Supergigant
Rörelsen av stjärnor av sen typ runt spetsen (vänster) och antapex (höger) på ± 200 000 år

Spektraltyper

Stjärnklassificeringssystemet är taxonomiskt , baserat på typprover , liknande klassificering av arter inom biologi : Kategorierna definieras av en eller flera standardstjärnor för varje kategori och underkategori, med en tillhörande beskrivning av de särdrag.

"Tidig" och "sen" nomenklatur

Stjärnor kallas ofta tidiga eller sena typer. "Tidigt" är en synonym för hetare , medan "sent" är en synonym för svalare .

Beroende på sammanhanget kan "tidigt" och "sent" vara absoluta eller relativa termer. "Tidigt" som en absolut term skulle därför hänvisa till O eller B, och möjligen A -stjärnor. Som en relativ referens avser den stjärnor som är varmare än andra, till exempel att "tidigt K" kanske är K0, K1, K2 och K3.

"Sent" används på samma sätt, med en okvalificerad användning av termen som anger stjärnor med spektraltyper som K och M, men det kan också användas för stjärnor som är coola i förhållande till andra stjärnor, som vid användning av "sen G "för att hänvisa till G7, G8 och G9.

I relativ mening betyder "tidigt" en lägre arabisk siffra efter klassbokstaven, och "sen" betyder ett högre tal.

Denna oklara terminologi är ett kvarhåll från en modell från slutet av artonhundratalet av stjärnutveckling , som antog att stjärnor drevs av gravitationskontraktion via Kelvin – Helmholtz-mekanismen , som nu är känt för att inte gälla stjärnor i huvudsekvens . Om det var sant skulle stjärnorna börja sina liv som mycket heta "tidiga" stjärnor och sedan gradvis svalna till "sena" stjärnor. Denna mekanism gav solens åldrar som var mycket mindre än vad som observeras i den geologiska posten , och blev föråldrad av upptäckten att stjärnor drivs av kärnfusion . Termerna "tidigt" och "sent" överfördes, bortom bortgången av modellen de baserades på.

Klass O

Spektrumet för en O5V -stjärna

O-typstjärnor är mycket heta och extremt lysande, med det mesta av deras utstrålade effekt i ultraviolettområdet . Dessa är de sällsynta av alla huvudsekvensstjärnor. Ungefär 1 av 3 000 000 (0,00003%) av huvudsekvensstjärnorna i solkvarteret är stjärnor av O-typ. Några av de mest massiva stjärnorna ligger inom denna spektralklass. O-typstjärnor har ofta komplicerade omgivningar som gör det svårt att mäta deras spektra.

O-typ-spektra som tidigare definierades genom förhållandet mellan styrkan i den Han  II λ4541 relativt den för Han I λ4471, där λ är strålningen våglängd . Spektraltyp O7 definierades som den punkt vid vilken de två intensiteterna är lika, med He I -linjen försvagas mot tidigare typer. Typ O3 var per definition den punkt där linjen försvinner helt, även om den kan ses mycket svagt med modern teknik. På grund av detta, använder moderna definitionen förhållandet av kväve linje N IV λ4058 till N III λλ4634-40-42.

Stjärnor av O-typ har dominerande absorptionslinjer och ibland emissioner för He  II-linjer, framträdande joniserade ( Si  IV, O  III, N  III och C  III) och neutrala heliumlinjer , förstärkning från O5 till O9 och framträdande vätebalmerlinjer , fast inte lika stark som i senare typer. Eftersom de är så massiva har O-typstjärnor mycket heta kärnor och brinner snabbt genom sitt vätebränsle, så de är de första stjärnorna som lämnar huvudsekvensen .

När MKK -klassificeringsschemat först beskrevs 1943 var de enda undertyperna i klass O som användes O5 till O9.5. MKK -systemet utvidgades till O9.7 1971 och O4 1978, och nya klassificeringsscheman som lägger till typerna O2, O3 och O3.5 har därefter införts.

Spektrala standarder:

Klass B

B-klass stjärnor i Jewel Box-klustret (Kredit: ESO VLT)

B-typ stjärnor är mycket lysande och blå. Deras spektra har neutrala heliumlinjer, som är mest framträdande vid B2 -underklassen, och måttliga vätelinjer. Eftersom stjärnor av O- och B-typ är så energiska lever de bara relativt kort tid. På grund av den låga sannolikheten för kinematisk interaktion under sin livstid kan de därför inte avvika långt från området där de bildades, förutom rymliga stjärnor .

Övergången från klass O till klass B definierades ursprungligen som den punkt vid vilken He  II λ4541 försvinner. Men med modern utrustning är linjen fortfarande uppenbar i de tidiga stjärnorna av B-typ. Idag för huvudsekvensstjärnor definieras B-klassen istället av intensiteten hos det violetta spektrumet He I, med den maximala intensiteten som motsvarar klass B2. För supergiants, linjer av kisel används istället; Si IV λ4089 och Si III λ4552 linjerna är indikativa för tidigt B. Vid mitten av B är intensiteten hos den senare i förhållande till den för Si II λλ4128-30 den definierande egenskapen, medan för sent B är det intensiteten av Mg II λ4481 relativt den för He I λ4471.

Dessa stjärnor tenderar att finnas i sina ursprungliga OB -föreningar , som är associerade med jätte molekylära moln . Orion OB1 -föreningen upptar en stor del av en spiralarm i Vintergatan och innehåller många av de ljusare stjärnorna i stjärnbilden Orion . Ungefär 1 av 800 (0,125%) av huvudsekvensstjärnorna i solkvarteret är stjärnor av B-typ .

Massiva men icke Supergiant enheter som kallas "Be stjärnor" är huvudsekvens stjärnor som bland annat har, eller hade någon gång en eller flera Balmer linjer i emission, med väte -relaterade elektromagnetisk strålning serien projiceras ut av stjärnorna är av särskilt intresse. Be -stars antas i allmänhet ha ovanligt starka stjärnvindar , höga yttemperaturer och betydande nedbrytning av stjärnmassa när föremålen roterar i en märkligt snabb takt. Objekt kända som "B (e)" eller "B [e]" stjärnor besitter distinkta neutral eller låg joniseringsmetoder emissionslinjer som anses ha ' förbjudna mekanismer ', som genomgår processer normalt inte tillåtna enligt nuvarande förståelse av kvantmekanik .

Spektrala standarder:

Klass A

Klass A Vega (vänster) jämfört med solen (höger)

A-typstjärnor är bland de vanligaste blotta ögatstjärnorna och är vita eller blåvita. De har starka vätelinjer, maximalt med A0, och även linjer av joniserade metaller ( Fe  II, Mg  II, Si  II) med ett maximum på A5. Närvaron av Ca  II -linjer stärks särskilt vid denna punkt. Ungefär 1 av 160 (0,625%) av huvudsekvensstjärnorna i solkvarteret är stjärnor av A-typ.

Spektrala standarder:

Klass F

Canopus , en supergigant av F-typ och den näst ljusaste stjärnan på natthimlen

F-typstjärnor har förstärkande spektrallinjer H och K i Ca  II. Neutrala metaller ( Fe  I, Cr  I) börjar öka på joniserade metalllinjer av sena F. Deras spektra kännetecknas av de svagare vätelinjerna och joniserade metaller. Deras färg är vit. Ungefär 1 av 33 (3,03%) av huvudsekvensstjärnorna i solkvarteret är stjärnor av F-typ.

Spektrala standarder:

Klass G

Den Sun , en G2 huvud-sekvens stjärna, med mörka solfläckar

Stjärnor av G-typ, inklusive solen , har framträdande spektrallinjer H och K i Ca  II, som är mest uttalade vid G2. De har ännu svagare vätelinjer än F, men tillsammans med de joniserade metallerna har de neutrala metaller. Det finns en framstående spik i G -bandet av CN -molekyler. Klass G huvudsekvensstjärnor utgör cirka 7,5%, nästan en av tretton, av huvudsekvensstjärnorna i solområdet.

Klass G innehåller "Yellow Evolutionary Void". Supergigantstjärnor svänger ofta mellan O eller B (blå) och K eller M (röd). Medan de gör detta stannar de inte länge i den instabila gula supergigantklassen .

Spektrala standarder:

Klass K

Arcturus , en K1.5 -jätte jämfört med Sun and Antares

K-typstjärnor är orangish stjärnor som är något svalare än solen. De utgör cirka 12% av huvudsekvensstjärnorna i solområdet. Det finns också gigantiska K-typstjärnor, som sträcker sig från hyperjättar som RW Cephei , till jättar och superjättar , till exempel Arcturus , medan apelsinvärgar , som Alpha Centauri  B, är stjärnor i huvudsekvensen.

De har extremt svaga vätelinjer, om de alls finns, och mestadels neutrala metaller ( Mn  I, Fe  I, Si  I). Vid sent K blir molekylband av titanoxid närvarande. Vanliga teorier (de som är förankrade i lägre skadlig radioaktivitet och stjärnlivslängd) skulle därför föreslå att sådana stjärnor har de optimala chanserna att starkt utvecklat liv utvecklas på planeter som kretsar (om sådant liv är direkt analogt med jordens) på grund av en bred beboelig zon men mycket lägre skadlig utsläppsperioder jämfört med dem med de bredaste sådana zonerna.

Spektrala standarder:

Klass M

Klass M -stjärnor är överlägset vanligast. Cirka 76% av huvudsekvensstjärnorna i solområdet är klass M-stjärnor. Stjärnor i huvud M-sekvens ( röda dvärgar ) har dock så låga ljusstyrkor att ingen är tillräckligt ljus för att kunna ses med blotta ögat, om inte under exceptionella förhållanden. Den mest kända M-klassens huvudsekvensstjärna är M0V Lacaille 8760 , med magnitud 6,7 (den begränsande storleken för typisk sikt med blotta ögat under goda förhållanden brukar anges som 6,5), och det är ytterst osannolikt att några ljusare exempel kommer hittades.

Även om de flesta klass M stjärnor är röda dvärgar, de flesta av de största-någonsin superjättestjärnor i Vintergatan finns M stjärnor, såsom VV Cephei , Antares , och Betelgeuse , som också klass M. Vidare är de större, varmare bruna dvärgar är sen klass M, vanligtvis i intervallet M6,5 till M9,5.

Det spektrum av en klass M stjärna innehåller linjer från oxidmolekyler (i det synliga spektrat , särskilt TiO ) och alla neutrala metaller, men absorptionslinjer väte är vanligen frånvarande. TiO -band kan vara starka i klass M -stjärnor, dominerar vanligtvis deras synliga spektrum med cirka M5. Vanadium (II) oxidband blir närvarande av sena M.

Spektrala standarder:

Utökade spektraltyper

Ett antal nya spektraltyper har tagits i bruk från nyupptäckta typer av stjärnor.

Hetblå utsläppsstjärnklasser

UGC 5797 , en emissionslinjegalax där massiva ljusblå stjärnor bildas

Spektra av några mycket heta och blåaktiga stjärnor uppvisar tydliga utsläppslinjer från kol eller kväve, eller ibland syre.

Klass W: Wolf – Rayet

Hubble-rymdteleskopbild av nebulosan M1-67 och Wolf – Rayet-stjärnan WR 124 i mitten

En gång inkluderade som typ O -stjärnor är Wolf -Rayet -stjärnorna i klass W eller WR kända för spektra som saknar vätelinjer. Istället domineras deras spektra av breda utsläppslinjer av högjoniserat helium, kväve, kol och ibland syre. Man tror att de mestadels är döende superjättar med sina väteskikt som blåses bort av stjärnvindar och därigenom exponerar deras heta heliumskal direkt. Klass W är vidare uppdelad i underklasser enligt den relativa styrkan för kväve- och kolemissionsledningar i deras spektra (och yttre lager).

WR -spektraområdet anges nedan:

  • WN-spektrum som domineras av N III-V och He I-II linjer
    • WNE (WN2 till WN5 med lite WN6) - varmare eller "tidig"
    • WNL (WN7 till WN9 med lite WN6) - svalare eller "sen"
    • Utökade WN -klasser WN10 och WN11 används ibland för Ofpe/WN9 -stjärnorna
    • h -tagg används (t.ex. WN9h) för WR med väteemission och ha (t.ex. WN6ha) för både väteemission och absorption
  • WN/C - WN -stjärnor plus starka C IV -linjer, mellan WN- och WC -stjärnor
  • WC-spektrum med starka C II-IV linjer
    • WCE (WC4 till WC6) - varmare eller "tidig"
    • WCL (WC7 till WC9) - svalare eller "sen"
  • WO (WO1 till WO4) - starka O VI -linjer, extremt sällsynta

Även om de centrala stjärnorna i de flesta planetariska nebulosorna (CSPNe) visar spektra av O-typ, är cirka 10% vätebristiga och visar WR-spektra. Dessa är lågmassestjärnor och för att skilja dem från de massiva Wolf-Rayet-stjärnorna är deras spektra inneslutna inom hakparenteser: t.ex. [WC]. De flesta av dessa visar [WC] spektra, några [WO] och mycket sällan [WN].

"Slash" -stjärnorna

De slash stjärnorna är O-typ stjärnor med WN-liknande linjer i deras spektra. Namnet "snedstreck" kommer från deras tryckta spektraltyp med snedstreck i (t.ex. "Of/WNL").

Det finns en sekundär grupp med denna spektra, en svalare "mellanliggande" grupp betecknad "Ofpe/WN9". Dessa stjärnor har också kallats WN10 eller WN11, men det har blivit mindre populärt med insikten om den evolutionära skillnaden från andra Wolf – Rayet -stjärnor. Nyligen upptäckten av ännu sällsynta stjärnor har utökat utbudet av snedstjärnor till O2-3.5If * /WN5-7, som är ännu hetare än de ursprungliga "snedstreck" -stjärnorna.

De magnetiska O -stjärnorna

De är O -stjärnor med starka magnetfält. Beteckning är av? S.

Coola röda och bruna dvärgklasser

De nya spektraltyperna L, T och Y skapades för att klassificera infraröda spektra av coola stjärnor. Detta inkluderar både röda dvärgar och bruna dvärgar som är mycket svaga i det synliga spektrumet .

Bruna dvärgar , stjärnor som inte genomgår vätesmältning , svala när de åldras och går vidare till senare spektraltyper. Bruna dvärgar börjar sina liv med M-typspektra och svalnar genom L-, T- och Y-spektralklasserna, snabbare ju mindre massiva de är; bruna dvärgar med högsta massa kan inte ha svalnat till Y eller till och med T-dvärgar inom universums ålder. Eftersom detta leder till en olöslig överlappning mellan spektrala typer ' effektiv temperatur och luminositet för vissa massor och åldrar av olika LTY typer, inga distinkta temperatur- eller luminositet kan värden ges.

Klass L

Konstnärs intryck av en L-dvärg

Klass L -dvärgar får sin beteckning eftersom de är svalare än M -stjärnor och L är den återstående bokstaven alfabetiskt närmast M. Några av dessa föremål har massor som är tillräckligt stora för att stödja vätesmältning och är därför stjärnor, men de flesta har substellar massa och är därför bruna dvärgar. De är mycket mörkröda i färg och ljusaste i infraröda . Deras atmosfär är tillräckligt sval för att tillåta metallhydrider och alkalimetaller att vara framträdande i sina spektra.

På grund av låg yta gravitation i jättestjärnor, TiO - och VO -haltig kondensat bildar aldrig. Sålunda kan stjärnor av L-typ större än dvärgar aldrig bildas i en isolerad miljö. Det kan dock vara möjligt för dessa superjättar av L-typ att bildas genom stjärnkollisioner, ett exempel på detta är V838 Monocerotis medan det är på höjden av sitt lysande röda novautbrott .

Klass T: metandvärgar

Konstnärens intryck av en T-dvärg

Klass T -dvärgar är svala bruna dvärgar med yttemperaturer mellan cirka 550 och 1300 K (277 och 1 027 ° C; 530 och 1 880 ° F). Deras utsläpp toppar i det infraröda . Metan är framträdande i deras spektra.

Studie av antalet proplyder (protoplanetära skivor, gasklumpar i nebulosor från vilka stjärnor och planetsystem bildas) indikerar att antalet stjärnor i galaxen bör vara flera storleksordningar högre än vad som tidigare var gissat. Det teoretiseras att dessa proplyder är i tävling med varandra. Den första som bildas kommer att bli en protostjärna , som är mycket våldsamma föremål och kommer att störa andra proplyder i närheten och avlägsna dem från sin gas. Offerpropilerna kommer sannolikt att fortsätta att bli huvudsekvensstjärnor eller bruna dvärgar av L- och T-klasserna, som är ganska osynliga för oss.

Klass Y

Konstnärens intryck av en Y-dvärg

Bruna dvärgar i spektralklass Y är svalare än de i spektralklass T och har kvalitativt olika spektra från dem. Totalt har 17 objekt placerats i klass Y från och med augusti 2013. Även om sådana dvärgar har modellerats och detekterats inom fyrtio ljusår av Wide-field Infrared Survey Explorer (WISE) finns det ännu ingen väldefinierad spektral sekvens och inga prototyper. Ändå har flera objekt föreslagits som spektralklasser Y0, Y1 och Y2.

Spektren för dessa blivande Y -objekt visar absorption omkring 1,55  mikrometer . Delorme et al. har föreslagit att denna funktion beror på absorption från ammoniak , och att detta bör ses som en vägledande funktion för TY -övergången. Faktum är att denna ammoniakabsorberingsfunktion är huvudkriteriet som har antagits för att definiera denna klass. Denna egenskap är dock svår att skilja från absorption av vatten och metan , och andra författare har uppgett att tilldelningen av klass Y0 är för tidig.

Den senaste bruna dvärgen som föreslås för Y -spektraltypen, WISE 1828+2650 , är en> Y2 -dvärg med en effektiv temperatur som ursprungligen uppskattades till cirka 300  K , temperaturen på människokroppen. Parallaxmätningar har dock sedan visat att dess ljusstyrka är inkonsekvent med att det är kallare än ~ 400 K. Den coolaste Y -dvärg som för närvarande är känd är WISE 0855−0714 med en ungefärlig temperatur på 250 K.

Massområdet för Y dvärgar är 9-25  Jupiter massorna, men unga objekt kan nå under en Jupiter massa, vilket innebär att Y-klassobjekt gränslar 13 Jupiter mass deuterium -Fusion gräns som markerar nuvarande IAU uppdelning mellan bruna dvärgar och planeter.

Särskilda bruna dvärgar

Symboler som används för säregna bruna dvärgar
pec Detta suffix (t.ex. L2pec) står för "märkligt".
sd Detta prefix (t.ex. sdL0) står för subdwarf och indikerar låg metallicitet och blå färg
β Objekt med beta (β) suffixet (t.ex. L4β) har en mellanliggande ytvikt.
γ Objekt med gamma (γ) suffixet (t.ex. L5γ) har en låg ytvikt.
röd Det röda suffixet (t.ex. L0röd) indikerar föremål utan ungdomstecken, men hög dammhalt.
blå Det blå suffixet (t.ex. L3blue) indikerar ovanliga blå nära-infraröda färger för L-dvärgar utan uppenbar låg metallicitet.

Unga bruna dvärgar har låga ytvikter eftersom de har större radier och lägre massor jämfört med fältstjärnorna av liknande spektraltyp. Dessa källor är markerade med en bokstav beta (β) för mellanliggande ytvikt och gamma (γ) för låg ytvikt. Indikation för låg ytvikt är svaga CaH-, KI- och Na I -linjer samt stark VO -linje. Alpha (α) står för normal ytvikt och sjunker vanligtvis. Ibland betecknas en extremt låg ytvikt med ett delta (δ). Tillägget "pec" står för märkligt. Det säregna suffixet används fortfarande för andra funktioner som är ovanliga och sammanfattar olika egenskaper, vilket tyder på låg ytvikt, subdwarfs och olösta binärer. Prefixet sd står för subdwarf och innehåller bara coola subdwarfs. Detta prefix indikerar en låg metallicitet och kinematiska egenskaper som mer liknar halostjärnor än diskstjärnor . Dvärgar verkar blåare än diskobjekt. Det röda suffixet beskriver objekt med röd färg, men en äldre ålder. Detta tolkas inte som låg ytvikt, utan som en hög dammhalt. Det blå suffixet beskriver objekt med blå nära-infraröda färger som inte kan förklaras med låg metallicitet. Vissa förklaras som L+T-binärer, andra är inte binära, som 2MASS J11263991−5003550 och förklaras med tunna och/eller storfärgade moln.

Sena gigantiska kolstjärnklasser

Kolstjärnor är stjärnor vars spektra indikerar produktion av kol-en biprodukt av trippel-alfa- heliumfusion. Med ökat kolmängder och viss parallell produktion av tunga element i s-processer blir dessa stjärnors spektra alltmer avvikande från de vanliga sena spektralklasserna G, K och M. Ekvivalenta klasser för kolrika stjärnor är S och C.

Jättarna bland dessa stjärnor antas själva producera detta kol, men vissa stjärnor i denna klass är dubbelstjärnor, vars udda atmosfär misstänks ha överförts från en följeslagare som nu är en vit dvärg, när följeslagaren var en kolstjärna .

Klass C: kolstjärnor

Bild på kolstjärnan R Sculptoris och dess slående spiralstruktur

Ursprungligen klassificerade som R- och N -stjärnor, dessa är också kända som kolstjärnor . Dessa är röda jättar, nära slutet av deras liv, där det finns ett överskott av kol i atmosfären. De gamla R- och N-klasserna löpte parallellt med det normala klassificeringssystemet från ungefär mitten av G till sent M. Dessa har nyligen ombildats till en enhetlig kolklassificerare C med N0 som börjar vid ungefär C6. En annan delmängd av coola kolstjärnor är stjärnorna av C-J-typ, som kännetecknas av den starka närvaron av molekyler med 13 CN förutom de av 12 CN . Några kolfiberstjärnor med huvudsekvens är kända, men den överväldigande majoriteten av kända kolstjärnor är jättar eller superjättar. Det finns flera underklasser:

  • CR- Tidigare sin egen klass ( R ) som representerar kolstjärnekvivalenten till sena G- till tidiga K-typstjärnor.
  • CN- Tidigare en egen klass som representerar kolstjärnekvivalenten till sena K- till M-typstjärnor.
  • CJ - En undertyp av cool C stjärnor med ett högt innehåll av 13 C .
  • CH - Population II -analoger av CR -stjärnorna.
  • C-Hd - Vätefattiga Kolstjärna, liknande sena G supergiants med CH och C 2 -banden sattes.

Klass S

Klass S -stjärnor bildar ett kontinuum mellan klass M -stjärnor och kolstjärnor. De som mest liknar klass M stjärnor har starka ZrO absorptionsband analoga med TiOa band av klass M stjärnor, medan de som mest liknar Kolstjärna har starka natrium D linjer och svaga C 2 band. Klass S-stjärnor har överflödiga mängder zirkonium och andra element som produceras av s-processen och har fler liknande kol- och syrehalter än klass M eller kolstjärnor. Precis som kolstjärnor är nästan alla kända klass S-stjärnor asymptotiska-gigantiska grenstjärnor.

Spektraltypen bildas av bokstaven S och ett tal mellan noll och tio. Detta nummer motsvarar stjärnans temperatur och följer ungefär den temperaturskala som används för jättar i klass M. De vanligaste typerna är S3 till S5. Den icke-standardiserade beteckningen S10 har endast använts för stjärnan Chi Cygni när den är på ett extremt minimum.

Den grundläggande klassificeringen följs vanligtvis av en överflödsindikering, enligt ett av flera scheman: S2,5; S2/5; S2 Zr4 Ti2; eller S2*5. Ett tal efter ett komma är en skala mellan 1 och 9 baserat på förhållandet ZrO och TiO. Ett tal som följer på en snedstreck är ett nyare men mindre vanligt schema som är utformat för att representera förhållandet mellan kol och syre på en skala från 1 till 10, där en 0 skulle vara en MS-stjärna. Intensiteter av zirkonium och titan kan anges uttryckligen. Ibland ses också ett tal efter en asterisk, som representerar styrkan hos ZrO -banden på en skala från 1 till 5.

Klasser MS och SC: mellanliggande kolrelaterade klasser

Mellan M- och S -klasserna heter gränsfall MS -stjärnor. På liknande sätt heter gränsfall mellan S- och CN -klasserna SC eller CS. Sekvensen M → MS → S → SC → CN antas vara en sekvens av ökat kolmängd med åldern för kolstjärnor i den asymptotiska jättegrenen .

Vita dvärgklassificeringar

Klassen D (för Degenerate ) är den moderna klassificeringen som används för vita dvärgar-lågmassestjärnor som inte längre genomgår kärnfusion och har krympt till planetstorlek och långsamt svalnat. Klass D är vidare indelad i spektraltyperna DA, DB, DC, DO, DQ, DX och DZ. Bokstäverna är inte relaterade till bokstäverna som används i klassificeringen av andra stjärnor, utan anger istället sammansättningen av den vita dvärgens synliga yttre skikt eller atmosfär.

De vita dvärgtyperna är följande:

  • DA - en väte -rika atmosfär eller yttre skikt, indikerat av starka Balmer väte spektrallinjer .
  • DB - en helium -rik atmosfär, som indikeras av neutral helium, Han I , spektrallinjer.
  • DO-en heliumrik atmosfär, indikerad av joniserat helium, He II , spektrallinjer.
  • DQ - en kol -rik atmosfär, som indikeras av atomära eller molekylära kol linjer.
  • DZ - en metall -rik atmosfär, som indikeras av metall spektrallinjer (en sammanslagning av de föråldrade vita dvärg spektrala typer, GD, DK, och DM).
  • DC - inga starka spektrallinjer som indikerar en av ovanstående kategorier.
  • DX - spektrallinjer är otillräckligt tydliga för att klassificeras i en av ovanstående kategorier.

Typen följs av ett nummer som ger den vita dvärgens yttemperatur. Detta tal är en avrundad form av 50400/ T eff , där T eff är den effektiva yttemperaturen , mätt i kelvin . Ursprungligen avrundades detta tal till en av siffrorna 1 till 9, men på senare tid har fraktionsvärden börjat användas, liksom värden under 1 och över 9.

Två eller flera av bokstäverna kan användas för att indikera en vit dvärg som visar mer än en av spektralfunktionerna ovan.

Utökade vita dvärgspektraltyper

Sirius A och B (en vit dvärg av typ DA2) löst av Hubble
  • DAB- en väte- och heliumrik vit dvärg som visar neutrala heliumlinjer
  • DAO- en väte- och heliumrik vit dvärg som visar joniserade heliumlinjer
  • DAZ-en väterik metallisk vit dvärg
  • DBZ-en heliumrik metallisk vit dvärg

En annan uppsättning spektrala egenartssymboler används för vita dvärgar än för andra typer av stjärnor:

Koda Spektrala särdrag för stjärnor
P Magnetisk vit dvärg med detekterbar polarisering
E Utsläppslinjer förekommer
H Magnetisk vit dvärg utan detekterbar polarisering
V Variabel
PEC Spektrala särdrag finns

Icke-stjärniga spektraltyper: Klasserna P och Q

Slutligen används klasserna P och Q , som finns kvar från Draper-systemet av Cannon, ibland för vissa icke-stjärnobjekt. Typ P -objekt är stjärnor inom planetariska nebulosor och typ Q -objekt är novor .

Stjärniga rester

Stjärnrester är föremål i samband med stjärnornas död. I kategorin ingår vita dvärgar , och som framgår av det radikalt olika klassificeringsschemat för klass D är icke-stjärnobjekt svåra att passa in i MK-systemet.

Hertzsprung-Russell-diagrammet, som MK-systemet är baserat på, är observationsartat så att dessa rester inte lätt kan plottas på diagrammet eller inte kan placeras alls. Gamla neutronstjärnor är relativt små och kalla och skulle falla längst till höger i diagrammet. Planetära nebulosor är dynamiska och tenderar att snabbt blekna i ljusstyrka när förfaderstjärnan övergår till den vita dvärggrenen. Om det visas skulle en planetarisk nebulosa ritas till höger om diagrammets övre högra kvadrant. Ett svart hål avger inget eget synligt ljus och skulle därför inte visas på diagrammet.

Ett klassificeringssystem för neutronstjärnor med romerska siffror har föreslagits: typ I för mindre massiva neutronstjärnor med låga kylhastigheter, typ II för mer massiva neutronstjärnor med högre kylhastigheter och en föreslagen typ III för mer massiva neutronstjärnor (möjlig exotisk stjärnkandidater ) med högre kylhastigheter. Ju mer massiv en neutronstjärna är, desto högre neutrino -flöde bär den. Dessa neutriner bär bort så mycket värmeenergi att temperaturen på en isolerad neutronstjärna efter bara några år sjunker från miljarder till bara cirka en miljon Kelvin. Detta föreslagna neutronstjärnklassificeringssystem ska inte förväxlas med de tidigare Secchi -spektralklasserna och Yerkes -ljusstyrkan.

Ersatt spektralklasser

Flera spektraltyper, som alla tidigare använts för icke-standardiserade stjärnor i mitten av 1900-talet, har ersatts under revideringar av stjärnklassificeringssystemet. De kan fortfarande hittas i gamla utgåvor av stjärnkataloger: R och N har underordnats den nya C -klassen som CR och CN.

Stjärnklassificering, beboelse och sökandet efter liv

Även om människor så småningom kan kolonisera någon form av stjärnmiljö, kommer det här avsnittet att behandla sannolikheten för liv som uppstår runt andra stjärnor.

Stabilitet, ljusstyrka och livslängd är alla faktorer för stjärnhushållning. Vi vet bara om en stjärna som är värd för livet, och den är vår egen-en G-klassstjärna med ett överflöd av tunga element och låg variation i ljusstyrka. Det är också till skillnad från många stjärnsystem i att det bara har en stjärna i det (se Habitability of binary star systems ).

Utifrån dessa begränsningar och problemen med att ha en empirisk provuppsättning på endast en, är stjärnintervallet som förutses kunna stödja livet som vi känner det begränsat av några faktorer. Av stjärntyperna i huvudsekvensen åldras stjärnor som är mer än 1,5 gånger solens (spektraltyperna O, B och A) för snabbt för att avancerat liv ska kunna utvecklas (med hjälp av jorden som riktlinje). På den andra ytterligheten kommer dvärgar med mindre än hälften av solens massa (spektraltyp M) sannolikt att tidigt låsa planeter inom sin beboeliga zon, tillsammans med andra problem (se Rödvärgssystemets livbarhet ). Även om det finns många problem för livet på röda dvärgar, fortsätter många astronomer att modellera dessa system på grund av deras stora antal och livslängd.

Av dessa skäl söker NASA: s Kepler-uppdrag efter beboeliga planeter på närliggande huvudsekvensstjärnor som är mindre massiva än spektraltyp A men mer massiva än typ M-vilket gör de mest sannolika stjärnorna att vara värd för livdvärgstjärnor av typ F, G och K .

Se även

Förklarande anteckningar

Referenser

externa länkar