In der Astronomie ist Sternklassifikation eine Klassifikation von auf ihren geisterhaften Eigenschaften gestützten Sternen. Die geisterhafte Klasse eines Sterns ist eine benannte Klasse eines Sterns, der die Ionisation seines chromosphere beschreibt, was Atomerregung im Licht am prominentesten sind, einem objektiven Maß der Temperatur in diesem chromosphere gebend. Das Licht vom Stern wird durch das Aufteilen davon durch eine Beugungsvergitterung analysiert, die eingehenden Fotonen in ein Spektrum unterteilend, das einen Regenbogen von Farben ausstellt, die durch Absorptionslinien, jede Linie eingestreut sind, die ein bestimmtes Ion eines bestimmten chemischen Elements anzeigt. Die Anwesenheit eines bestimmten chemischen Elements in solch einem Absorptionsspektrum zeigt in erster Linie an, dass die Temperaturbedingungen für eine bestimmte Erregung dieses Elements passend sind. Wenn die Sterntemperatur von einer Mehrheit von Absorptionslinien bestimmt worden ist, können ungewöhnliche Abwesenheiten oder Kräfte von Linien für ein bestimmtes Element eine ungewöhnliche chemische Zusammensetzung des chromosphere anzeigen.

Die meisten Sterne werden zurzeit mit den Briefen O, B, A, F, G, K und der M klassifiziert, wo O Sterne am heißesten sind, und die Brief-Folge zeigt nacheinander kühlere Sterne bis zur kühlsten M Klasse an. Gemäß der informellen Tradition, O Sterne werden "blau", B "blau-weiß", Sterne "weiß", F Sterne "gelb-weiß", G Sterne "gelb", K Sterne "orange", und M "rote" Sterne genannt, wenn auch die wirklichen von einem Beobachter wahrgenommenen Sternfarben von diesen Farben abhängig von Sehbedingungen und individuellen beobachteten Sternen abgehen können. Das aktuelle nichtalphabetische Schema hat sich aus einem früheren Schema mit allen Briefen von bis O entwickelt; die ursprünglichen Briefe wurden behalten, aber die Sternklassen wurden in der aktuellen Temperaturordnung wiederbestellt, als die Verbindung zwischen der Klasse und Temperaturen der Sterne klar geworden ist. Einige Sternklassen waren als Duplikate von anderen fallen gelassen. Die Ordnung kann von eingeprägt werden "Oh, Ein Feiner Herr/Mädchen Sein, Mich Zu küssen".

Im aktuellen Sternklassifikationssystem, dem System von Morgan-Keenan, wird der Spektrum-Brief durch eine Zahl von 0 bis 9 anzeigendes Zehntel der Reihe zwischen zwei Sternklassen erhöht, so dass A5 fünf Zehntel zwischen A0 und F0 ist, aber A2 ist zwei Zehntel der vollen Reihe von A0 bis F0. Tiefer sind numerierte Sterne in derselben Klasse heißer. Eine andere Dimension, die ins System von Morgan-Keenan eingeschlossen wird, ist die durch die römischen Nummern I, II, III, IV und V ausgedrückte Lichtstärke-Klasse, die Breite von bestimmten Absorptionslinien im Spektrum des Sterns ausdrückend. Es ist gezeigt worden, dass diese Eigenschaft ein allgemeines Maß der Größe des Sterns, und so der Gesamtlichtstärke-Produktion vom Stern ist. Klasse werde ich allgemein Superriesen, Klasse III genannt einfach Riesen und Klasse V entweder ragen über oder richtiger Hauptfolge-Sterne. Zum Beispiel hat unsere Sonne den geisterhaften Typ G2V, der als "'gelbe' zwei Zehntel zum 'Orangen'-Hauptfolge-Stern" interpretiert werden könnte. Der anscheinend hellste Stern Sirius hat Typ A1V.

Klassen von Secchi

Während der 1860er Jahre und der 1870er Jahre, für stellaren spectroscopist Vater Angelo Secchi den Weg bahnend, hat die Klassen von Secchi geschaffen, um beobachtete Spektren zu klassifizieren. Vor 1866 hatte er drei Klassen von Sternspektren entwickelt:

• Klasse I: weiße und blaue Sterne mit breiten schweren Wasserstofflinien, wie Vega und Altair. Das schließt die moderne Klasse A und frühe Klasse F ein.
• :Class I, Subtyp von Orion: ein Subtyp der Klasse I mit schmalen Linien im Platz von breiten Bändern, wie Rigel und Bellatrix. In modernen Begriffen entspricht das frühen B-Typ-Sternen.
• Klasse II: gelbe Sterne — metallische offensichtliche, aber weniger starke Wasserstofflinien, wie die Sonne, Arcturus und Capella. Das schließt die modernen Klassen G und K sowie späte Klasse F ein.
• Klasse III: orange zu roten Sternen mit komplizierten Band-Spektren, wie Betelgeuse und Antares. Das entspricht der modernen Klasse M.

1868 hat er Kohlenstoff-Sterne entdeckt, die er in eine verschiedene Gruppe gestellt hat:

• Klasse IV: rote Sterne mit bedeutenden Kohlenstoff-Bändern und Linien (Kohlenstoff-Sterne.)

1877 hat er eine fünfte Klasse hinzugefügt:

• Klasse V: Emissionslinie-Sterne, wie γ Cassiopeiae und Sheliak.

Gegen Ende der 1890er Jahre hat diese Klassifikation begonnen, durch die Klassifikation von Harvard ersetzt zu werden, die im Rest dieses Artikels besprochen wird.

Harvard geisterhafte Klassifikation

Das Klassifikationssystem von Harvard ist ein eindimensionales Klassifikationsschema. Sterne ändern sich in der Oberflächentemperatur von ungefähr 2,000 bis 40,000 kelvins. Physisch zeigen die Klassen die Temperatur der Atmosphäre des Sterns an und werden normalerweise vom heißesten bis kältesten verzeichnet, wie im folgenden Tisch getan wird:

Die Masse, der Radius und die für jede Klasse verzeichnete Lichtstärke sind nur für Sterne auf dem Hauptfolge-Teil ihrer Leben passend und sind so für rote Riesen nicht passend. Die geisterhaften Klassen O durch die M werden durch Arabische Ziffern (0-9) unterteilt. Zum Beispiel zeigt A0 die heißesten Sterne in an Eine Klasse und A9 zeigen die kühlsten an. Die Sonne wird als G2 klassifiziert.

Der Grund für die sonderbare Einordnung von Briefen ist historisch. Eine frühe Klassifikation von Spektren durch Angelo Secchi hat in den 1860er Jahren Sterne in diejenigen mit prominenten Linien vom Wasserstoff Reihe von Balmer (Gruppe I, mit einem Subtyp geteilt, der viele der Sterne in Orion vertritt); diejenigen mit Spektren, die, wie die Sonne, Kalzium- und Natriumslinien (Gruppe II) gezeigt hat; farbige Sterne, deren Spektren breite Bänder (Gruppe III) gezeigt haben; und Kohlenstoff-Sterne (Gruppe IV). In den 1880er Jahren hat der Astronom Edward C. Pickering begonnen, einen Überblick über Sternspektren an der Universitätssternwarte von Harvard mit der Methode des objektiven Prismas zu machen. Ein erstes Ergebnis dieser Arbeit war der Tuchhändler-Katalog von Sternspektren, veröffentlicht 1890. Williamina Fleming hat die meisten Spektren in diesem Katalog klassifiziert. Es hat ein Schema verwendet, in dem die vorher verwendeten Klassen von Secchi (Ich zu IV) in spezifischere Klassen, gegeben Briefe von bis N geteilt wurden. Außerdem wurden die Briefe O, P und Q, O für Sterne verwendet, deren Spektren hauptsächlich aus hellen Linien, P für planetarische Nebelflecke und Q für Sterne bestanden haben, die nicht jede andere Klasse einbauen.

1897 hat ein anderer Arbeiter an Harvard, Antonia Maury, den Subtyp von Orion der Klasse I von Secchi vor dem Rest der Klasse I von Secchi gelegt, so den modernen Typ B vor dem modernen Typ A legend. Sie war erst, um so zu tun, obwohl sie gelehrte geisterhafte Typen, aber eher eine Reihe von 22 Typen nicht verwendet hat, die von mir bis XXII numeriert sind. 1901 ist Annie Jump Cannon zu den gelehrten Typen zurückgekehrt, aber hat alle Briefe außer O, B, A, F, G, K, und M, verwendet in dieser Ordnung, sowie P für planetarische Nebelflecke und Q für einige eigenartige Spektren fallen lassen. Sie hat auch Typen wie B5A für Sterne halbwegs zwischen Typen B und A, F2G für Sterne ein fünfter vom Weg von F bis G und so weiter verwendet. Schließlich, vor 1912, hatte Cannon die Typen B, A, B5A, F2G, usw. zu B0, A0, B5, F2 usw. geändert. Das ist im Wesentlichen die moderne Form des Klassifikationssystems von Harvard.

Die Tatsache, dass die Klassifikation von Harvard eines Sterns seine Oberflächentemperatur angezeigt hat, wurde bis seine Entwicklung nicht völlig verstanden. In den 1920er Jahren hat der Indianerphysiker Meghnad Saha eine Theorie der Ionisation abgeleitet, indem er wohl bekannte Ideen in der physischen Chemie erweitert hat, die der Trennung von Molekülen zur Ionisation von Atomen gehört. Zuerst angewandt auf den Sonnenchromosphere hat er es dann auf Sternspektren angewandt. Der Astronom von Harvard Cecilia Helena Payne (später, um Cecilia Payne-Gaposchkin zu werden), hat dann demonstriert, dass die OBAFGKM geisterhafte Folge wirklich eine Folge in der Temperatur ist. Weil die Klassifikationsfolge unser Verstehen zurückdatiert, dass es eine Temperaturfolge ist, hängt das Stellen eines Spektrums in einen gegebenen Subtyp, wie B3 oder A7, (von größtenteils subjektiven) Schätzungen der Kräfte von Absorptionseigenschaften in Sternspektren ab. Infolgedessen werden diese Subtypen in keine Sorte mathematisch wiederpräsentabler Zwischenräume gleichmäßig geteilt.

O B, und werden Sterne manchmal "frühen Typ" irreführend genannt, während, wie man sagt, K und M Sterne "später Typ" sind. Das stammt vom Anfang des Modells des 20. Jahrhunderts der Sternevolution, in der Sterne durch die Gravitationszusammenziehung über den Mechanismus von Kelvin-Helmholtz angetrieben wurden, in dem Sterne ihre Leben als sehr heiße Sterne "des frühen Typs" anfangen, und sich dann allmählich beruhigen, dadurch sich zu Sternen "des späten Typs" entwickelnd. Dieser Mechanismus hat Alter der Sonne zur Verfügung gestellt, die viel kleiner waren als, was beobachtet wird, und veraltet durch die Entdeckung gemacht wurde, dass Sterne durch die Kernfusion angetrieben werden. Jedoch, braun ragt über, wessen Energie aus der Gravitationsanziehungskraft allein, kühl kommt, weil sie alt werden und so Fortschritt zu späteren geisterhaften Typen. Das Hoch-Massenbraun ragt über fangen ihre Leben mit Typ-Spektren M an und wird durch den L, T, und die Y geisterhaften Klassen kühl werden.

Spektrum-Images durch Harvard geisterhafte Klasse

Herkömmliche und offenbare Farben

Die herkömmlichen Farbenbeschreibungen sind in der Astronomie traditionell, und vertreten Farben hinsichtlich der Mittelfarbe Ein Klassenstern, der, wie man betrachtet, weiß ist. Die offenbaren Farbenbeschreibungen sind, was der Beobachter sehen würde, wenn er versucht, die Sterne unter einem dunklen Himmel ohne Hilfe zum Auge, oder mit dem Fernglas zu beschreiben. Die verwendeten Tabellenfarben sind D65 Standardfarben, der ist, was man sehen würde, ob das Sternlicht höchst vergrößert und auf ein Weißbuch, dann beobachtet im gewöhnlichen Tageslicht geplant würde. Die meisten Sterne im Himmel, außer den hellsten, erscheinen weißes oder bläuliches Weiß zum Auge ohne Unterstützung, weil sie für die Farbenvision zu dunkel sind, um zu arbeiten.

Unsere Sonne selbst ist weiß. Es wird manchmal einen gelben Stern (spektroskopisch, hinsichtlich Vegas) genannt, und kann gelb oder rot (angesehen durch die Atmosphäre) scheinen, oder weiß (angesehen, wenn zu hell, für das Auge scheinen, um jede Farbe zu sehen). Astronomie-Images verwenden häufig eine Vielfalt von übertriebenen Farben (teilweise gegründet in Schein-Bedingungsbeobachtungen, teilweise in der Vereinbarung). Aber die eigene innere Farbe der Sonne ist (beiseite von Sonnenflecken) ohne Spur der Farbe weiß, und kommt nah einem schwarzen Körper von 5780 K näher (sieh Farbtemperatur). Das ist eine natürliche Folge der Evolution von menschlichen optischen Sinnen: Die Ansprechkurve, die die gesamte Leistungsfähigkeit gegen die Sonnenbeleuchtung maximiert, wird definitionsgemäß die Sonne als weiß wahrnehmen. Die Sonne ist als ein G-Typ-Stern bekannt.

Yerkes geisterhafte Klassifikation

Die Yerkes geisterhafte Klassifikation, auch genannt das MKK System von den Initialen der Autoren, ist ein System der geisterhaften Sternklassifikation eingeführt 1943 von William Wilson Morgan, Philip C. Keenan und Edith Kellman von der Yerkes Sternwarte. Das zweidimensional (Temperatur und Lichtstärke) Klassifikationsschema basiert auf geisterhaften Linien, die zum stellaren Temperatur- und Oberflächenernst empfindlich sind, der mit der Lichtstärke verbunden ist (während die Klassifikation von Harvard auf der Oberflächentemperatur basiert nur). Später, 1953, nach einigen Revisionen der Liste von Standardsternen und Klassifikationskriterien, wurde das Schema MK (durch Initialen von William Wilson Morgan und Phillip C. Keenan) genannt.

Da der Radius eines riesigen Sterns viel größer ist als ein Zwergstern, während ihre Massen, der Ernst grob vergleichbar sind und so die Gasdichte und der Druck auf die Oberfläche eines riesigen Sterns viel niedriger sind als für einen Zwerg. Diese Unterschiede äußern sich in der Form von Lichtstärke-Effekten, die sowohl die Breite als auch die Intensität von geisterhaften Linien betreffen, die dann gemessen werden können. Dichtere Sterne mit dem höheren Oberflächenernst werden das größere Druck-Erweitern von geisterhaften Linien ausstellen.

Mehrere verschiedene Lichtstärke-Klassen sind bemerkenswert:

• 0 Hyperriesen
• Ich Superriesen
• Ia-0 (Hyperriesen oder äußerst leuchtende Superriesen (später Hinzufügung)), Beispiel: Eta Carinae (dem Spektrum eigenartiger)
• Ia (Leuchtsuperriesen), Beispiel: Deneb (ist Spektrum A2Ia)
• Iab (Zwischenleuchtsuperriesen) Beispiel: Betelgeuse (ist Spektrum M2Iab)
• Ib (weniger Leuchtsuperriesen)
• II helle Riesen
• IIa, Beispiel: β-Scuti (HD 173764) (ist Spektrum G4 IIa)
• IIab Beispiel: Neue Tische 8752 (ist Spektrum G0Iab:)
• IIb, Beispiel: Neue Tische 6902 (ist Spektrum G9 IIb)
• III normale Riesen
• IIIa, Beispiel: ρ-Persei (ist Spektrum M4 IIIa)
• IIIab Beispiel: δ-Reticuli (ist Spektrum M2 IIIab)
• IIIb, Beispiel: Pollux (ist Spektrum K2 IIIb)
• IV Subriesen
• IVa, Beispiel: ε-Reticuli (ist Spektrum K1-2 IVa-III)
• IVab
• IVb, Beispiel: Neue Tische 672 (ist Spektrum G0.5 IVb)
• V Hauptfolge-Sterne (ragen) (über)
• Va, Beispiel: N.Chr. Leonis (Spektrum M4Vae)
• Vab
• Vb, Beispiel: 85 Pegasi (Spektrum G5 Vb)
• "Vz", Beispiel: LH10: 3102 (Spektrum O7 Vz), gelegen in der Großen Magellanic Wolke.
• VI ragt subüber. Ragt subüber werden allgemein mit einer Vorschrift von sd oder esd (äußerster Subzwerg) vor den Spektren vertreten.
• sd, Beispiel: SSSPM J1930-4311 (Spektrum sdM7)
• esd, Beispiel: APMPM J0559-2903 (Spektrum esdM7)
• VII (ungewöhnliches) Weiß ragt über. Weiß ragt über werden mit einer Vorschrift wD oder WD vertreten.

Grenzfällen wird erlaubt; zum Beispiel würde ein als Ia-0 klassifizierter Stern ein sehr leuchtender Superriese, verging auf dem Hyperriesen sein. Beispiele sind unten. Der geisterhafte Typ des Sterns ist nicht ein Faktor.

Geisterhafte Typen

Die folgende Illustration vertritt Sternklassen mit den Farben sehr in der Nähe von denjenigen, die wirklich durch das menschliche Auge wahrgenommen sind. Die Verhältnisgrößen sind für die Hauptfolge oder "ragen" Sterne "über".

Klasse O

Sterne der Klasse O sind sehr heiß und äußerst leuchtend, in der Farbe bläulich seiend; tatsächlich ist der grösste Teil ihrer Produktion in der ultravioletten Reihe. Diese sind von allen Hauptfolge-Sternen am seltensten. Ungefähr 1 in 3,000,000 (.0000 ¯ 3 %) der Hauptfolge-Sterne in der Sonnennachbarschaft ist Sterne der Klasse O. Einige der massivsten Sterne liegen innerhalb dieser geisterhaften Klasse. Sterne des Typs-O sind so heiß, um Umgebungen kompliziert zu haben, die Maß ihrer Spektren schwierig machen.

O-Sterne scheinen mit einer Macht über eine Million Male die Produktion unserer Sonne. Diese Sterne haben dominierende Linien der Absorption und manchmal Emission weil Er II Linien, prominent ionisiert (Si IV, O III, N III, und C III) und neutrale Helium-Linien, von O5 bis O9 und prominentem Wasserstoff Linien von Balmer, obwohl nicht so stark stark werdend, wie in späteren Typen. Weil sie so massiv sind, haben Sterne der Klasse O sehr heiße Kerne, brennen so durch ihren Wasserstoffbrennstoff sehr schnell, und sind auch die ersten Sterne, um die Hauptfolge zu verlassen. Neue Beobachtungen durch das Raumfernrohr von Spitzer zeigen an, dass planetarische Bildung um andere Sterne in der Nähe von einem O Klassenstern wegen der Photoeindampfungswirkung nicht vorkommt.

Als das MKK Klassifikationsschema zuerst 1943 beschrieben wurde, waren die einzigen Subtypen der verwendeten Klasse O O5 zu O9.5. Das MKK Schema wurde zu O4 1978 erweitert, und neue Klassifikationsschemas sind nachher eingeführt worden, die Typen O2, O3 und O3.5 hinzufügen. O3 Sterne sind die heißesten zurzeit bekannten Sterne der herkömmlichen Struktur.

:Examples: Zeta Orionis, Zeta Puppis, Lambda Orionis, Delta Orionis, Theta ¹ Orionis C, HD 93129A

Klasse B

Sterne der Klasse B sind sehr leuchtend und blau. Ihre Spektren haben neutrales Helium, die an der B2 Unterklasse am prominentesten sind, und Wasserstofflinien mäßigen. Ionisierte Metalllinien schließen Mg II und Si II ein. Da O und B Sterne so stark sind, leben sie nur seit einer relativ kurzen Zeit, und so streunen sie weit vom Gebiet nicht, in dem sie gebildet wurden.

Diese Sterne neigen dazu, in ihrem Entstehen OB Vereinigungen gefunden zu werden, die mit riesigen molekularen Wolken vereinigt werden. Der Orion OB1 Vereinigung besetzt einen großen Teil eines spiralförmigen Arms unserer Milchstraße und enthält viele der helleren Sterne der Konstellation Orion. Ungefähr ist jeder 800. (0.125 %) der Hauptfolge-Sterne in der Sonnennachbarschaft Sterne der Klasse B.

:Examples: Rigel, Spica, hellerer Pleiades, VV Cephei B, ALGOL Ein

Klasse A

Klassifizieren Sie Sterne sind unter den allgemeineren nackten Augensternen, und sind weiß oder bläulich-weiß. Sie haben starke Wasserstofflinien, an einem Maximum durch A0 und auch Linien von ionisierten Metallen (Fe II, Mg II, Si II) an einem Maximum an A5. Die Anwesenheit von Linien von Ca II wird namentlich durch diesen Punkt stark. Ungefähr ist jeder 160. (0.625 %) der Hauptfolge-Sterne in der Sonnennachbarschaft Klasse Sterne.

:Examples: Sirius, Deneb, Altair, Vega

Klasse F

Sterne der Klasse F haben Stärkung H und K Linien von Ca II. Neutrale Metalle (Fe I, Cr I) beginnend, an ionisierten Metalllinien durch späten F näher heranzukommen. Ihre Spektren werden durch die schwächeren Wasserstofflinien und ionisierten Metalle charakterisiert. Ihre Farbe ist weiß. Ungefähr ist jeder 33. (3.03 %) der Hauptfolge-Sterne in der Sonnennachbarschaft Sterne der Klasse F.

:Examples: Alrakis, Canopus, Dubhe B, Polarstern, Procyon, Wezen

Klasse G

Sterne der Klasse G sind wahrscheinlich am besten bekannt, wenn nur, da die Sonne von dieser Klasse ist. Ungefähr ist jeder dreizehnte (7.69 %) der Hauptfolge-Sterne in der Sonnennachbarschaft Sterne der Klasse G.

Am bemerkenswertesten sind der H und die K Linien von Ca II, die an G2 am prominentesten sind. Sie haben noch schwächere Wasserstofflinien als F, aber zusammen mit den ionisierten Metallen haben sie neutrale Metalle. Es gibt eine prominente Spitze im G Band von CH Molekülen. G ist Gastgeber zur "Gelben Entwicklungsleere". Superriesige Sterne schwingen häufig zwischen O oder B (blau) und K oder (roter) M. Während sie das tun, bleiben sie lange in der G Klassifikation nicht, weil das ein äußerst nicht stabiler Platz für einen Superriesen ist, um zu sein.

:Examples: Die Sonne, Alpha Centauri A, Capella, Tau Ceti, Kepler-22

Klasse K

: "K STERN" adressiert hier um. Für das koreanische Kernfusionsprojekt, sieh KSTAR.

Klasse K ist orangish Sterne, die ein bisschen kühler sind als unsere Sonne. Einige K Sterne sind Riesen und Superriesen wie Arcturus, während orange, ragt wie Alpha Centauri B über, sind Hauptfolge-Sterne. Sie haben äußerst schwache Wasserstofflinien, wenn sie überhaupt, und größtenteils neutrale Metalle (Mn I, Fe I, Si I) anwesend sind.

Durch späten K werden molekulare Bänder von Titan-Oxyd anwesend. Ungefähr ist jeder achte (12.5 %) der Hauptfolge-Sterne in der Sonnennachbarschaft Sterne der Klasse K. Es gibt einen Vorschlag, dass K Spektrum-Sternen sehr gut für die Biologie angepasst wird.

:Examples: Alpha Centauri B, Epsilon Eridani, Arcturus, Aldebaran, ALGOL B

Klasse M

Klasse M ist bei weitem die allgemeinste Klasse. Ungefähr 76.02 % der Hauptfolge-Sterne in der Sonnennachbarschaft sind Klasse M Sterne. Jedoch, weil Hauptfolge-Sterne der geisterhaften Klasse M hat solche niedrige Lichtstärke, es keines Helles genug gibt, um mit dem Auge ohne Unterstützung zu sehen.

Obwohl der grösste Teil der Klasse M Sterne ist rot, überragt, veranstaltet die Klasse auch die meisten Riesen und einige Superriesen wie Antares und Betelgeuse, sowie Variablen von Mira. Die späte M Gruppe meint, dass heißeres Braun überragt, die über dem L Spektrum sind. Das ist gewöhnlich im Rahmen M6.5 zu M9.5. Das Spektrum einer M Sternshow-Linien, die Oxydmolekülen, TiO insbesondere im sichtbaren und allen neutralen Metallen, aber den Absorptionslinien von Wasserstoff gehören, fehlt gewöhnlich. Bänder von TiO können in der M Sterne stark sein, gewöhnlich ihr sichtbares Spektrum durch ungefähr M5 beherrschend. Vanadium-Monoxyd-Bänder werden anwesend durch die späte M.

:Example: VY Canis Majoris (Hyperriese)

:Examples: Betelgeuse, Antares (Superriesen)

:Examples: Rasalgethi, Beta Pegasi (Riesen)

:Examples: Proxima Centauri, der Stern von Barnard, Gliese 581, n.Chr. Leonis (rot ragt über)

:Examples: LEHPM 2-59, SSSPM J1930-4311 (Subzwerg-)

:Example: APMPM J0559-2903 (äußerster Subzwerg)

:Examples: Teide 1 (brauner Feldzwerg), GSC 08047-00232 B (Begleiter brauner Zwerg)

Verlängerte geisterhafte Typen

Mehrere neue geisterhafte Typen sind in den Gebrauch von kürzlich entdeckten Typen von Sternen genommen worden.

Heiße blaue Emissionssternklassen

Spektren von einigen sehr heißen und bläulichen Sternen stellen gekennzeichnete Emissionslinien von Kohlenstoff oder Stickstoff, oder manchmal Sauerstoff aus.

Klasse W: Wolf-Rayet

Klasse W oder WR vertreten die Superleuchtsterne von Wolf-Rayet, namentlich ungewöhnlich, da sie größtenteils Helium in ihren Atmosphären statt Wasserstoffs haben. Wie man denkt, sterben sie Superriesen mit ihrer Wasserstoffschicht, die durch heiße Sternwinde weggeblasen ist, die durch ihre hohen Temperaturen verursacht sind, dadurch direkt ihre heiße Helium-Schale ausstellend. Klasse W wird in Unterklassen unterteilt

WN (WNE früher Typ, WNL später Typ) und WC (WCE früher Typ, WCL später Typ, und erweitern Klasse WO), gemäß der Überlegenheit des Stickstoffs und der Kohlenstoff-Emissionslinien in ihren Spektren (und Außenschichten).

• WR Spektrum-Reihe wird unten verzeichnet:

:WN

:: WNE (WN2 zu WN5 mit einem WN6)

:: WNL (WN7 zu WN9 mit einem WN6)

:: Erweiterte WN Klasse (WN10 zu WN11), wurde geschaffen, um die Ofpe/WN9 Sterne zu umfassen.

:WN/C und Zwischenklasse zwischen den am Stickstoff reichen und am Kohlenstoff reichen WR Sternen.

:WC

:: WCE (WC4 zu WC6)

:: WCL (WC7 zu WC9)

:: WO (WO1 zu WO4)

• W: Bis zu 70,000 K

:Example: WR124 (WN)

:Example: Gamma Velorum (WC)

:Example: WR93B (WO)

Klassen OC, AUF, v. Chr., MILLIARDE: Wolf-Rayet hat O und B Sterne verbunden

Vermittler zwischen dem echten Wolf-Rayets und den gewöhnlichen heißen Sternen von Klassen O und frühem B, es gibt OC, AUF, v. Chr. und MILLIARDE Sterne. Sie scheinen, ein kurzes Kontinuum vom Wolf-Rayets in den gewöhnlichen OBs einzusetzen.

:Example: HD 152249 (OC)

:Example: HD 105056 (AUF)

:Example: HD 2905 (v. Chr.)

:Example: HD 163181 (MILLIARDE)

Die "Hieb"-Sterne

Die Hieb-Sterne sind Sterne mit O-Typ-Spektren und WN Folge in ihren Spektren. Der Namenhieb kommt aus ihren Spektren, die einen Hieb haben.

:Example-Spektren: Of/WNL

Es gibt eine sekundäre Gruppe, die damit Spektren, ein Kühler, "Zwischen"-Gruppe gefunden ist. Sie werden in der Großen Magellanic Wolke gefunden und haben eine Benennung von Ofpe/WN9.

Die magnetischen O Sterne

Sie sind O Sterne mit starken magnetischen Feldern. Benennung ist Dessen? p

Die "Klasse" OB

In Listen von Spektren das "Spektrum kann OB" vorkommen. Das ist tatsächlich nicht ein Spektrum, aber ein Anschreiber, was bedeutet, dass "das Spektrum dieses Sterns unbekannt ist, aber es gehört einer OB Vereinigung, also wahrscheinlich entweder eine Klasse 'O oder Stern der Klasse B, oder vielleicht eine ziemlich heiße Klasse Ein Stern."

Kühlen Sie rote und braune Zwergklassen ab

Die neuen geisterhaften Typen L und T wurden geschaffen, um Infrarotspektren von kühlen Sternen zu klassifizieren. Das hat sowohl rot eingeschlossen ragt über als auch braun ragt über, die im Sehspektrum sehr schwach sind. Der hypothetische geisterhafte Typ Y ist für den Gegenstand-Kühler vorbestellt worden, als T überragt, die Spektren haben, die von T qualitativ verschieden sind, ragt über.

Klasse L

Klasse L ragt über bekommen ihre Benennung, weil sie kühler sind, als M Sterne und L der restliche an der M alphabetisch am nächste Brief ist. L bedeutet Lithiumzwerg nicht; ein großer Bruchteil dieser Sterne hat Lithium in ihren Spektren nicht. Einige dieser Gegenstände haben Massen, die groß genug sind, um Wasserstofffusion zu unterstützen, aber einige sind der Substernmasse und tun nicht, so insgesamt sollten diese Gegenstände L genannt werden, ragt nicht L Sterne über. Sie sind ein sehr Dunkelrot in der Farbe und am hellsten in infrarot. Ihre Atmosphäre ist kühl genug, um Metall hydrides und alkalischen Metallen zu erlauben, in ihren Spektren prominent zu sein. Wegen niedrigen gravities in riesigen Sternen formen sich TiO- und VO-Lager-Kondensate nie. So können sich größere L-Typ-Sterne in einer isolierten Umgebung nie formen. Es kann für diese L-Typ-Superriesen möglich sein, sich durch Sternkollisionen jedoch zu formen, dessen Beispiel V838 Monocerotis ist.

• L: 1.300-2.000 K, ragt (einige stellar, einige substellar) mit Metall hydrides und alkalischen in ihren Spektren prominenten Metallen über.

:Example: VW Hyi

:Example: 2MASSW J0746425+2000321 binärer

:: Bestandteil A ist ein L-Zwergstern

:: Bestandteil B ist ein L brauner Zwerg-

:Example: LSR 1610-0040 (Subzwerg-)

:Example: V838 Monocerotis (Superriesen)

Klasse T: Methan ragt über

Klasse T ragt über sind kühles Braun ragt mit Oberflächentemperaturen zwischen etwa 700 und 1,300 K über. Ihre Emission kulminiert in infrarot. Methan ist in ihren Spektren prominent.

• T: ~700-1.300 K, kühleres Braun ragt mit dem Methan im Spektrum über

:Examples: SIMP 0136 (der klügste T-Zwerg, der in der Nordhemisphäre entdeckt ist)

:Examples: Epsilon Indi Ba & Epsilon Indi Bb

Klasse T und L konnte üblicher sein als alle anderen verbundenen Klassen, wenn neue Forschung genau ist. Davon, die Zahl von proplyds (protoplanetary Scheiben, Klumpen von Benzin in Nebelflecken zu studieren, von denen Sterne und Sonnensysteme gebildet werden) dann sollte die Zahl von Sternen in der Milchstraße mehrere Größenordnungen höher sein als, worüber wir wissen. Es wird theoretisiert, dass diese proplyds in einer Rasse mit einander sind. Der erste, um sich zu formen, wird ein Proto-Stern werden, die sehr gewaltsame Gegenstände sind und anderen proplyds in der Umgebung stören werden, sie ihres Benzins beraubend. Das Opfer proplyds wird dann wahrscheinlich fortsetzen, Hauptfolge-Sterne oder braune Zwergsterne des L und der T Klassen, aber ziemlich unsichtbar für uns zu werden. Da sie so lange leben, werden diese kleineren Sterne mit der Zeit anwachsen.

Klasse Y

Die geisterhafte Klasse Y ist für das Braun vorgeschlagen worden ragt über, die kühler sind, als T überragt und haben Sie qualitativ verschiedene Spektren von ihnen. Obwohl solcher überragt, sind modelliert worden, es gibt keine bestimmte geisterhafte Folge noch mit Prototypen, und sechs Y-Klassenkörper haben kürzlich (Bezüglich am 26. August 2011) gewesen entdeckt innerhalb von 40 Lichtjahren mit dem Breit-Feldinfrarotüberblick-Forscher

• Y: Das absolute kühlste bekannte Braun ragt über sind der sekundäre Bestandteil von CFBDSIR 1458+10, der eine Oberflächentemperatur 370±40K und KLUGE 1828+2650 hat, der eine Oberflächentemperatur von gerade 300 K (80 F oder 25 Celsius-) hat. Die Spektren dieser Gegenstände zeigen Absorption ungefähr 1.55 Mikrometer. Delorme. hat darauf hingewiesen, dass diese Eigenschaft wegen der Absorption von Ammoniak ist, und dass das als das Anzeigen des T-Y Übergangs genommen werden sollte, diese Gegenstände des Typs Y0 machend. Jedoch ist die Eigenschaft schwierig, von der Absorption durch Wasser und Methan zu unterscheiden, und andere Autoren haben festgestellt, dass die Anweisung der Klasse Y0 vorzeitig ist.

Kohlenstoff-zusammenhängende späte riesige Sternklassen

Kohlenstoff-zusammenhängende Sterne sind Sterne, deren Spektren Produktion von Kohlenstoff durch die Helium-Fusion des dreifachen Alphas anzeigen. Mit dem vergrößerten Kohlenstoff-Überfluss und etwas parallelem S-Prozess schwere Element-Produktion werden die Spektren dieser Sterne immer abweichender von den üblichen späten geisterhaften Klassen G, K und der M. Wie man wagt, erzeugen die Riesen unter jenen Sternen diesen Kohlenstoff selbst, aber nicht zu wenige dieser Klasse von Sternen werden geglaubt, doppelte Sterne zu sein, deren sonderbare Atmosphäre einmal von einem ehemaligen Kohlenstoff-Sternbegleiter übertragen wurde, der jetzt ein weißer Zwerg ist.

Klasse C: Kohlenstoff-Sterne

Ursprünglich klassifiziert als R und N Sterne sind diese auch bekannt als 'Kohlenstoff-Sterne'. Das sind rote Riesen in der Nähe vom Ende ihrer Leben, in denen es ein Übermaß an Kohlenstoff in der Atmosphäre gibt. Der alte R und die N Klassen sind zum normalen Klassifikationssystem von grob der Mitte G zur späten M parallel verlaufen. Diese sind mehr kürzlich in einen vereinigten Kohlenstoff classifier C mit N0 kartografisch wiederdargestellt worden, der an grob C6 anfängt. Eine andere Teilmenge von kühlen Kohlenstoff-Sternen ist die J-Typ-Sterne, die durch die starke Anwesenheit von Molekülen von CN zusätzlich zu denjenigen von CN charakterisiert werden. Einige ragen über (d. h. Hauptfolge) Kohlenstoff-Sterne sind bekannt, aber die überwältigende Mehrheit bekannter Kohlenstoff-Sterne ist Riesen oder Superriesen.

• C: Kohlenstoff-Sterne, z.B R CMi
• C-R: Früher eine Klasse auf seinem eigenen Darstellen des Kohlenstoff-Sterns, der von spätem G zu frühen K Sternen gleichwertig ist. Beispiel: S Camelopardalis
• C-N: Früher eine Klasse auf seinem eigenen Darstellen des Kohlenstoff-Sterns, der von spätem K zur M Sterne gleichwertig ist. Beispiel: R Leporis
• C-J: Ein Subtyp von kühlen C Sternen mit einem hohen Inhalt von C. Beispiel: Y Canum Venaticorum
• C-H: Bevölkerung II Entsprechungen der C-R Sterne. Beispiele: V Ari, TT CVn
• C-Hd: Wasserstoffunzulängliche Kohlenstoff-Sterne, die späten G Superriesen mit CH und C Bands ähnlich sind, haben beigetragen. Beispiele: HD 137613, R Korona-Nordlicht

Klasse S

Sterne der Klasse S haben Zirkonium-Monoxyd-Linien zusätzlich zu (oder, selten, statt) diejenigen des Titan-Monoxyds, und sind zwischen der Klasse M Sterne und die Kohlenstoff-Sterne. S Sterne haben Überbeträge des Zirkoniums und der anderen Elemente, die durch den S-Prozess erzeugt sind, und haben ihren Kohlenstoff- und Sauerstoff-Überfluss, der näher ist, um gleich zu sein, als für die M Sterne der Fall ist. Die letzte Bedingung läuft sowohl auf Kohlenstoff als auch auf Sauerstoff hinaus, der fast völlig in Kohlenmonoxid-Molekülen wird abschließt. Für Sterne kühl genug für das Kohlenmonoxid, um dieses Molekül zu bilden, neigt dazu "aufzuessen", alle von welchen auch immer Element weniger reichlich ist, "auf übrigen Sauerstoff" hinauslaufend (der verfügbar wird, um Titan-Oxyd zu bilden) in Sternen der normalen Zusammensetzung, "übriger Kohlenstoff" (der verfügbar wird, um die diatomic Kohlenstoff-Moleküle zu bilden), in Kohlenstoff-Sternen, und "Rest nichts" in den S Sternen. Die Beziehung zwischen diesen Sternen und der gewöhnlichen M Sterne zeigt ein Kontinuum des Kohlenstoff-Überflusses an. Wie Kohlenstoff-Sterne fast alle sind bekannte S Sterne Riesen oder Superriesen.

:Examples: S Ursae Majoris, Neue Tische 1105

Klassen FRAU und SC: intermediäre Kohlenstoff-zusammenhängende Klassen

Zwischen der M Klasse und die S Klasse werden Grenzfälle FRAU-Sterne genannt. Auf eine ähnliche Weise werden Grenzfälle zwischen der S Klasse und der C-N Klasse SC oder CS genannt. Wie man glaubt, ist die Folge M  FRAU  S  SC  C-N eine Folge des vergrößerten Kohlenstoff-Überflusses mit dem Alter für Kohlenstoff-Sterne im asymptotischen riesigen Zweig.

:Examples: R Serpentis, ST Monocerotis (FRAU)

:Examples: CY Cygni, BH Crucis (SC)

Weiße Zwergklassifikationen

Die Klasse D (für den Degenerierten) ist die moderne für das Weiß verwendete Klassifikation ragt - Sterne der niedrigen Masse über, die Kernfusion nicht mehr erleben und zur planetarischen Größe zurückgewichen sind, langsam sich beruhigend. Klasse D wird weiter in geisterhafte Typen DA, DB, Gleichstrom geteilt, TUN SIE DQ, DX und DZ. Die Briefe sind mit den Briefen nicht verbunden, die in der Klassifikation anderer Sterne verwendet sind, aber zeigen stattdessen die Zusammensetzung der sichtbaren Außenschicht oder Atmosphäre des weißen Zwergs an.

:Examples: Sirius B (DA2), Procyon B (DA4), der Stern von Van Maanen (DZ7)

Die weißen Zwergtypen sind wie folgt:

• DA: Eine wasserstoffreiche Atmosphäre oder Außenschicht, die durch starken Wasserstoff von Balmer geisterhafte Linien angezeigt ist.
• DB: Eine am Helium reiche Atmosphäre, die durch neutrales Helium, Er ich, geisterhafte Linien angezeigt ist.
• TUN SIE: Eine am Helium reiche Atmosphäre, die durch ionisiertes Helium, Er II, geisterhafte Linien angezeigt ist.
• DQ: Eine am Kohlenstoff reiche Atmosphäre, die durch atomare oder molekulare Kohlenstoff-Linien angezeigt ist.
• DZ: Eine metallreiche Atmosphäre, die durch geisterhafte Metalllinien (eine Fusion der veralteten weißen geisterhaften Zwergtypen, DG, DK und DM) angezeigt ist.
• Gleichstrom: Keine starken geisterhaften Linien, die eine der obengenannten Kategorien anzeigen.
• DX: Geisterhafte Linien sind ungenügend klar, in eine der obengenannten Kategorien einzuteilen.

Dem Typ wird von einer Zahl gefolgt, die die Oberflächentemperatur des weißen Zwergs gibt. Diese Zahl ist eine rund gemachte Form von 50400/T, wo T die wirksame Oberflächentemperatur ist, die in kelvins gemessen ist. Ursprünglich wurde diese Zahl zu einer der Ziffern 1 bis 9 rund gemacht, aber mehr kürzlich unbedeutende Werte haben angefangen, verwendet zu werden, sowie schätzt unten 1 und oben 9.

Zwei oder mehr der Typ-Briefe können verwendet werden, um einen weißen Zwerg anzuzeigen, der mehr als eine der geisterhaften Eigenschaften oben zeigt. Außerdem wird der Brief V verwendet, um einen variablen weißen Zwerg anzuzeigen.

Verlängerte weiße geisterhafte Zwergtypen:

• TUPFER: ein Wasserstoff - und am Helium reiche weiße neutrale zeigende Zwerghelium-Linien.
• DAO: Ein Wasserstoff - und am Helium reicher weißer Zwerg, der zeigt, hat Helium-Linien ionisiert.
• DAZ: ein wasserstoffreicher metallischer weißer Zwerg.
• DBZ: ein am Helium reicher metallischer weißer Zwerg.

Variable Sternbenennungen:

• DAV oder ZZ Ceti: ein wasserstoffreicher pulsierender weißer Zwerg.
• DBV oder V777 Sie: ein am Helium reicher pulsierender weißer Zwerg.
• GW Vir, manchmal geteilt in DOV und PNNV: ein heißer am Helium reicher pulsierender weißer Zwerg (oder vorweißer Zwerg.) Sind diese Sterne allgemein Parentale Guidance 1159 Sterne, obwohl einige Autoren auch nichtparentale Guidance 1159 Sterne in diese Klasse einschließen.

Geisterhafte Nichtsterntypen: Klassen P und Q

Schließlich werden die Klassen P und Q gelegentlich für bestimmte Nichtsterngegenstände verwendet. Gegenstände des Typs P sind planetarische Nebelflecke, und Gegenstände des Typs Q sind novae.

Degenerierte und exotische Sterne

Diese Gegenstände sind nicht Sterne, aber sind Sternreste. Sie sind viel dunkler und wenn gelegt, auf dem Diagramm der Neuen Tische, würden weiter zur niedrigeren linken Ecke gelegt.

Sternklassifikation, Bewohnbarkeit und die Suche nach Leben

Menschen können schließlich im Stande sein, jede Art des Sternhabitats zu kolonisieren, diese Abteilung wird die Wahrscheinlichkeit des Lebens richten, das um andere Sterne entsteht.

Stabilität, Lichtstärke und Lebensspanne sind alle Faktoren in der Sternbewohnbarkeit. Wir wissen nur von einem Stern, der Leben veranstaltet, und das unser eigenes ist; ein G Klassenstern mit einem Überfluss an schweren Elementen und niedriger Veränderlichkeit in der Helligkeit. Es ist auch verschieden von vielen Sternsystemen, in denen es nur einen Stern darin hat (sieh Planetarische Bewohnbarkeit, unter der binären Systemabteilung).

Von diesen Einschränkungen und den Problemen arbeitend, einen empirischen Beispielsatz von nur einem, die Reihe von Sternen zu haben, die vorausgesagt werden, um im Stande zu sein, Leben zu unterstützen, wie wir wissen, wird es durch einige Faktoren beschränkt. Der Hauptfolge-Sterntypen, Sterne, die massiver sind als 1.5mal mehr als das der Sonne (geisterhafte Typen O, B, und A) Alter zu schnell für das fortgeschrittene Leben, um sich (Verwenden-Erde als eine Richtlinie) zu entwickeln. Auf dem anderen Extrem, ragt der weniger als Hälfte der Masse unserer Sonne über (geisterhafter Typ M) werden wahrscheinlich Planeten innerhalb ihrer bewohnbaren Zone zusammen mit anderen Problemen Gezeiten-schließen (sieh Bewohnbarkeit von roten Zwergsystemen). Während es viele Probleme gibt, die Leben auf dem Rot gegenüberstehen, ragt wegen ihrer bloßen Zahlen und Langlebigkeit über viele Astronomen setzen fort, diese Systeme zu modellieren.

Aus diesen Gründen sucht die Kepler Mission der NASA nach bewohnbaren Planeten an nahe gelegenen Hauptfolge-Sternen, die weniger massiv als geisterhafter Typ A, aber massiver sind als Typ M - das Bilden der wahrscheinlichsten Sterne, um Lebenszwergsterne von Typen F, G, und K zu veranstalten.

[breiten Sie bitte Abteilung aus, um Sterne außerhalb der Hauptfolge solcher einzuschließen, weil weiß, verlängerte geisterhafte Typen, usw.] überragt

Geisterhafte Besonderheiten

Zusätzliche Nomenklatur, in der Form von Kleinbuchstaben, kann dem geisterhaften Typ folgen, um eigenartige Eigenschaften des Spektrums anzuzeigen.

Zum Beispiel wird Epsilon Ursae Majoris als geisterhafter Typ A0pCr verzeichnet, allgemeine Klassifikation A0 mit starken Emissionslinien des Element-Chroms anzeigend. Es gibt mehrere allgemeine Klassen chemisch eigenartiger Sterne, wo die geisterhaften Linien mehrerer Elemente anomal stark scheinen.

Variable Sternklassifikation

Sterne, die Änderung in der Lichtstärke ausstellen, sind variable Sterne. Es gibt ein variables Sternklassifikationsschema, das vorhandene Sterne umfasst, die in der Spektrum-Klassifikation klassifiziert werden.

Photometrische Klassifikation

Sterne können auch mit photometrischen Daten von jedem photometrischen System klassifiziert werden. Zum Beispiel können wir Farbenindex-Diagramme von UB und BV im UBV System gemäß dem geisterhaften und den Lichtstärke-Klassen kalibrieren. Dennoch ist diese Kalibrierung nicht aufrichtig, weil viele Effekten in solchen Diagrammen überlagert sind: das interstellare Röten, Farbwechsel wegen metallicity und des Mischens des Lichtes von binären und vielfachen Sternen.

Photometrische Systeme mit mehr Farben und schmalerem passbands erlauben eine Klasse eines Sterns, und folglich physische Rahmen, um genauer bestimmt zu werden. Der genaueste Entschluss kommt natürlich aus geisterhaften Maßen, aber es gibt nicht immer genug Zeit, um qualitative Spektren mit dem hohen Verhältnis des Signals zum Geräusch zu bekommen.

Siehe auch

• Astrograph
• Gast-Stern (Astronomie)
• Diagramm von Hertzsprung-Russell
• Metallicity
• Sternvereinigungen
• Sternevolution
• Sternzählung, Überblick über Sterne
• UBV photometrisches System

Referenzen

Links

• Bibliotheken von Sternspektren, D. Montes, UCM
• Schwimmfüßiger Astronom
• Die Rate der Periode-Änderung im pulsierenden DB weiße Zwergsterne, A. H. Corsico, L. G. Althaus, hat die Erklärung von DAV, DBV, & DOV.
• Das Ende DAO+dM Binärer RE J0720-318: Ein Geschichteter Weißer Zwerg mit einer Dünnen H Schicht und einem Typ Possible Circumbinary Disk DAO Weißer Zwerg.
• Spatial Distribution und Kinematics der Kühlen Metallischen Weißen Linie ragen Über, hat DAZ und DBZ Spektren
• Ein K-Band Geisterhafter Atlas von Sternen von Wolf-Rayet, hat WC, WN und WO Spektren
• Eigenschaften der Sterne von WO Wolf-Rayet, hat WO Spektrum im Intervall von WO1 zu WO5
• Geisterhafte Typen für Hipparcos Katalogeinträge
• Entdeckung eines Sehr Jungen Zwergs von Feld L, 2MASS J01415823-4633574, J. Davy Kirkpatrick und al.
• Geisterhafte Sternklassifikation, Richard O. Gray und Christopher J. Corbally