Csillagok osztályozása - Stellar classification

A Wikipédiából, az ingyenes enciklopédiából

A csillagászat , csillagászati besorolás a besorolás a csillagok alapján spektrális jellemzőit. A csillag elektromágneses sugárzását úgy elemzik, hogy prizmával vagy diffrakciós ráccsal szétválasztják egy spektrumba, amely a színek szivárványát mutatja spektrális vonalakkal . Minden vonal egy adott kémiai elemet vagy molekulát jelöl , a vonal erőssége pedig az adott elem bőségét jelzi. A különböző spektrális vonalak erőssége elsősorban a fotoszféra hőmérséklete miatt változik , bár egyes esetekben valódi bőségkülönbségek vannak. A csillagok spektrális osztálya egy rövid kód , amely elsősorban az ionizációs állapotot foglalja össze , objektíven mérve a fotoszféra hőmérsékletét.

A legtöbb csillagot jelenleg a Morgan – Keenan (MK) rendszer alá sorolják, az O , B , A , F , G , K és M betűkkel , a legmelegebb ( O típus) és a legmenőbb ( M típus) sorrendben . Ezután minden betűosztályt felosztanak egy numerikus számjegy segítségével, ahol a 0 a legmelegebb és a 9 a legmenőbb (pl. A8, A9, F0 és F1 a melegebbtől a hűvösebbig terjedő sorozatot alkot). A sorozatot más csillagokra és csillagszerű tárgyakra is kiterjesztették, amelyek nem illenek a klasszikus rendszerbe, mint például a D osztály  a fehér törpéknél és az S és C osztályok  a széncsillagoknál .

Az MK rendszerben fényességi osztályt adnak a spektrális osztályhoz római számokkal . Ez a csillag spektrumának bizonyos abszorpciós vonalainak szélességén alapul, amelyek a légkör sűrűségétől függően változnak, és így megkülönböztetik az óriáscsillagokat a törpektől. Luminosity osztály  0 vagy Ia + használják hypergiants , osztályú  I számára supergiants , osztályú  II fényes óriások , osztály  III rendszeres óriások , osztály  IV számára al-óriások , osztályú  V a fő-szekvencia csillagok , osztály  sd (vagy VI ) a sub -törpék , és a D (vagy VII ) osztály  a fehér törpéknél . A Nap teljes spektrális osztálya ekkor G2V, ami egy fősorozatú csillagot jelez, amelynek felületi hőmérséklete 5800 K körül van.

Hagyományos színleírás

Csak telített RGB kamerás lemezek

A hagyományos színleírás csak a csillagok spektrumának csúcsát veszi figyelembe. Valójában azonban a csillagok a spektrum minden részében sugároznak. Mivel az összes spektrális szín együtt fehéren jelenik meg, az emberi szem tényleges látszólagos színei sokkal világosabbak, mint a hagyományos színleírások sugallják. A „világosság” ezen jellemzője azt jelzi, hogy a színek spektrumon belüli egyszerűsített hozzárendelése félrevezető lehet. Kivéve a színkontraszt-effektusokat gyenge fényviszonyok mellett, jellemző megtekintési körülmények között nincsenek zöld, indigó vagy lila csillagok. A vörös törpék a narancs mély árnyalatai, a barna törpék pedig nem szó szerint barnának tűnnek, hanem feltételezetten halványszürkének tűnnek a közeli megfigyelő számára.

Modern osztályozás

Fő szekvencia csillagok O-M Harvard osztályokba rendezve

A modern osztályozási rendszert Morgan – Keenan (MK) osztályozásnak nevezik . Minden csillaghoz hozzárendelnek egy spektrális osztályt a régebbi Harvard -spektrális besorolásból, és egy fényességi osztályt római számokkal, az alábbiakban leírtak szerint, ami a csillag spektrális típusát képezi.

Egyéb modern csillag osztályozási rendszerek , mint például a UBV rendszer alapulnak színszámhoz -A mért különbségek a három vagy több szín nagyságok . Ezek a számok olyan címkéket kapnak, mint az "U -V" vagy a "B -V", amelyek a két szabványos szűrő (pl. U ltraviolet, B lue és V isual) által átadott színeket jelölik .

Harvard spektrális besorolása

A Harvard-rendszer Annie Jump Cannon csillagász egydimenziós osztályozási sémája , aki Draper újrarendelte és egyszerűsítette a korábbi ábécérendszert (lásd a következő bekezdést). A csillagokat spektrális jellemzőik szerint az ábécé egyes betűi szerint csoportosítják, adott esetben numerikus felosztásokkal. A fő szekvenciájú csillagok felszíni hőmérséklete körülbelül 2000 és 50 000 K között változik  , míg a fejlettebb csillagok hőmérséklete 100 000 K. felett lehet. Fizikailag az osztályok jelzik a csillag légkörének hőmérsékletét, és általában a legmelegebbtől a leghidegebbig vannak felsorolva.

Osztály Hatékony hőmérséklet Vega-relatív szín Színes ( D65 ) Fő szekvenciájú tömeg
( naptömegek )
Fő szekvencia sugár
( napsugár )
Fő sorrendű fényerő
( bolometrikus )
Hidrogén
vezetékek
Az összes
fő szekvencia csillag töredéke
O ≥ 30.000 K kék kék ≥ 16  M ≥ 6,6  R ≥ 30.000  L Gyenge ~ 0.00003%
B 10 000–30 000 K kék fehér mélykék fehér 2,1–16  M 1,8–6,6  R 25-30  000 liter Közepes 0,13%
A 7500–10 000 K fehér kék fehér 1,4–2,1  M 1,4–1,8  R 5-25  L Erős 0,6%
F 6.000–7.500 K sárga fehér fehér 1,04-1,4  M 1,15-1,4  R 1,5-5  L Közepes 3%
G 5200–6000 K sárga sárgásfehér 0,8–1,04  M 0,96-1,15  R 0,6–1,5  liter Gyenge 7,6%
K 3.700–5.200 K világos narancssárga halványsárga narancs 0,45–0,8  M 0,7–0,96  R 0,08-0,6  L térfogat Nagyon gyenge 12,1%
M 2400–3700 K narancsvörös világos narancsvörös 0,08-0,45  M ≤ 0,7  R ≤ 0,08  L Nagyon gyenge 76,45%
A Hertzsprung -Russell diagram a csillagok osztályozását az abszolút nagyságrenddel , fényességgel és felületi hőmérséklettel kapcsolja össze .

Az O – M spektrális osztályokat, valamint a későbbiekben tárgyalt egyéb speciálisabb osztályokat arab számokkal (0–9) osztjuk fel , ahol a 0 az adott osztály legmelegebb csillagait jelöli. Például az A0 az A osztály legmelegebb csillagait jelöli, az A9 pedig a legmenőbbeket. Törtszámok megengedettek; például a Mu Normae csillag az O9.7. A Nap G2 besorolású.

A hagyományos színleírások hagyományosak a csillagászatban, és a színeket jelölik az A osztályú csillag átlagos színéhez képest, amelyet fehérnek tekintünk. A látszólagos színleírásokat a megfigyelő látná, ha megpróbálná leírni a csillagokat egy sötét ég alatt a szem segítsége nélkül, vagy távcsővel. Azonban a legtöbb csillag az égen, kivéve a legfényesebbeket, fehér vagy kékesfehérnek tűnik a szabad szemmel, mert túl halványak ahhoz, hogy a színlátás működjön. A vörös szuperóriások hűvösebbek és vörösebbek, mint az azonos spektrumú törpék, és a különleges spektrális tulajdonságokkal rendelkező csillagok, mint például a széncsillagok, sokkal vörösebbek lehetnek, mint bármely fekete test.

Azt a tényt, hogy a csillagok Harvard -besorolása a felszíni vagy fotoszférikus hőmérsékletét (pontosabban a tényleges hőmérsékletét ) jelezte , csak a fejlődés után értették meg teljesen, bár mire az első Hertzsprung – Russell diagram megfogalmazódott (1914 -re), ezt általában igaznak gyanították. Az 1920-as években Meghnad Saha indiai fizikus az ionizáció elméletét vezette le azzal, hogy a fizikai kémia jól ismert elképzeléseit kiterjesztette a molekulák disszociációjára az atomok ionizációjára. Először a nap kromoszférájára, majd a csillagok spektrumára alkalmazta.

Cecilia Payne, a Harvard csillagásza ezt követően bebizonyította, hogy az OBAFGKM spektrális szekvencia valójában hőmérséklet -sorozat . Mivel az osztályozási sorozat megelőzi azt a felfogásunkat, hogy hőmérséklet -sorozatról van szó, a spektrum adott altípusba, például B3 -ba vagy A7 -be történő elhelyezése a csillag -spektrumok abszorpciós tulajdonságainak (nagyrészt szubjektív) becsléseitől függ. Ennek eredményeként ezek az altípusok nincsenek egyenletesen felosztva semmiféle matematikailag ábrázolható intervallumra.

Yerkes spektrális osztályozás

Hamis színspektrumok montázsa a fősorozatú csillagokhoz

A Yerkes spektrális besorolás , amelyet a szerzők kezdőbetűiből MKK -rendszernek is neveznek, a csillagok spektrális osztályozásának rendszere, amelyet 1943 -ban vezettek be William Wilson Morgan , Philip C. Keenan és Edith Kellman a Yerkes Obszervatóriumból . Ez a kétdimenziós ( hőmérséklet és fényesség ) osztályozási séma a csillaghőmérsékletre és a felületi gravitációra érzékeny spektrális vonalakon alapul , amelyek a fényességhez kapcsolódnak (míg a Harvard-osztályozás csak a felületi hőmérsékleten alapul). Később, 1953 -ban, a standard csillagok listájának és osztályozási kritériumainak némi felülvizsgálata után a rendszert Morgan – Keenan osztályozásnak vagy MK -nak nevezték el , és ez a rendszer továbbra is használatban van.

A nagyobb felületi gravitációjú sűrűbb csillagok a spektrális vonalak nagyobb nyomásszélesedését mutatják . Az óriáscsillag felszínén a gravitáció és így a nyomás sokkal kisebb, mint egy törpecsillag esetében, mert az óriás sugara sokkal nagyobb, mint egy hasonló tömegű törpe. Ezért a spektrum különbségei fényességhatásokként értelmezhetők, és a fényességi osztály tisztán a spektrum vizsgálata alapján rendelhető hozzá.

Számos különböző fényességi osztályt különböztetünk meg, az alábbi táblázatban felsorolva.

Yerkes fényességi osztályok
Fényesség osztály Leírás Példák
0 vagy Ia + hipergiantusok vagy rendkívül világító szuperóriások Cygnus OB2#12- B3-4Ia+
Ia világító szuperóriások Eta Canis Majoris - B5Ia
Iab közepes méretű világító szuperóriások Gamma Cygni - F8Iab
Ib kevésbé világító szuperóriások Zeta Persei - B1Ib
II fényes óriások Béta Leporis - G0II
III normális óriások Arcturus - K0III
IV alispánok Gamma Cassiopeiae - B0.5IVpe
V fő szekvencia csillagok (törpék) Achernar - B6Vep
sd ( előtag ) vagy VI altörpék HD 149382 - sdB5 vagy B5VI
D ( előtag ) vagy VII fehér törpék van Maanen 2 - DZ8

A marginális esetek megengedettek; például egy csillag lehet szuperóriás vagy fényes óriás, vagy az alóriás és a fősorozat besorolása között lehet. Ezekben az esetekben két speciális szimbólumot használnak:

  • A perjel ( / ) azt jelenti, hogy a csillag vagy az egyik osztály, vagy a másik.
  • A kötőjel ( - ) azt jelenti, hogy a csillag a két osztály között van.

Például az A3-4III/IV besorolású csillag az A3 és A4 spektrális típusok között lenne, miközben óriáscsillag vagy alóriás.

A törpe alosztályokat is alkalmazták: VI a törpéknél (a csillagok valamivel kevésbé világítanak, mint a fő szekvencia).

A VII. Névleges fényességi osztályt (és néha magasabb számokat) ma már ritkán használják a fehér törpe vagy a "forró altörpe" osztályoknál, mivel a fősorozat és az óriáscsillagok hőmérsékleti betűi már nem vonatkoznak a fehér törpékre.

Időnként az a és a b betűt más fényességi osztályokra is alkalmazzák, mint a szuperóriások; például a tipikusnál valamivel kevésbé fényes óriáscsillag IIIb fényességi osztályt kaphat, míg a IIIa fényességi osztály egy tipikus óriásnál valamivel fényesebb csillagot jelöl.

A Hez λ4686 spektrális vonalakban erős abszorpciójú extrém V csillagok mintája Vz jelölést kapott. Példa erre a HD 93129 B csillag .

Spektrális sajátosságok

Kiegészítő nómenklatúra, kisbetűk formájában, követheti a spektrális típust, jelezve a spektrum sajátos jellemzőit.

Kód A csillagok spektrális sajátosságai
: bizonytalan spektrális érték
... Leírt spektrális sajátosságok léteznek
! Különleges sajátosság
ösz Összetett spektrum
e Kibocsátási vonalak vannak jelen
[e] "Tiltott" kibocsátási vonalak vannak jelen
er A kibocsátott vonalak "fordított" középpontja gyengébb, mint az élek
ekv Kibocsátási vonalak P Cygni profillal
f N III és He II kibocsátás
f* Az N  IV λ4058Å erősebb, mint az N  III λ4634Å, λ4640Å és λ4642Å vonalak
f+ Si IV λ4089Å és λ4116Å sugároz, az N III vonalon kívül
f) N III kibocsátása, a He II hiánya vagy gyenge abszorpciója
(f+)
(f)) Erős He II abszorpciót és gyenge N III kibocsátást mutat
((f*))
h WR csillagok hidrogén emissziós vonalakkal.
Ha WR csillagok hidrogénnel mind az abszorpcióban, mind az emisszióban.
Ő wk Gyenge héliumvonalak
k Spectra csillagközi abszorpciós tulajdonságokkal
m Továbbfejlesztett fém jellemzők
n Széles ("ködös") felszívódás a fonás miatt
nn Nagyon széles abszorpciós tulajdonságok
csőr Egy köd spektruma keveredett bele
o Meghatározatlan sajátosság, sajátos csillag .
pq Sajátos spektrum, hasonló a novák spektrumához
q P Cygni profilok
s Keskeny ("éles") abszorpciós vonalak
ss Nagyon keskeny vonalak
SH A Shell csillag jellemzői
var Változó spektrális jellemző (néha rövidítve "v")
wl Gyenge vonalak ("w" és "wk" is)
Elem
szimbólum
A megadott elem (ek) abnormálisan erős spektrális vonalai

Például 59 Cygni szerepel B1.5Vnne spektrális típusként, jelezve a B1.5V általános besorolású spektrumot, valamint nagyon széles abszorpciós vonalakat és bizonyos emissziós vonalakat.

Útmutató Secchi spektrális típusokhoz ("152 Schjellerup" az Y Canum Venaticorum )

Történelem

A Harvard -osztályba sorolt ​​betűk furcsa elrendezésének oka történelmi, mivel a korábbi Secchi -osztályokból fejlődött ki, és a megértés javulásával fokozatosan módosult.

Secchi osztályok

Az 1860 -as és 1870 -es években Angelo Secchi úttörő csillag -spektroszkóp készítette a Secchi -osztályokat a megfigyelt spektrumok osztályozása érdekében. 1866 -ra három osztályú csillag -spektrumot fejlesztett ki, amelyeket az alábbi táblázat mutat be.

Az 1890 -es évek végén ezt a besorolást a Harvard -osztályozás váltotta fel, amelyet a cikk további részében tárgyalunk.

Osztályszám Secchi osztályleírás
Secchi I. osztály Fehér és kék csillagok széles, nehéz hidrogénvonalakkal , például Vega és Altair . Ide tartozik a modern A osztály és a korai F osztály.
Secchi I. osztály
(Orion altípus)
A Secchi I. osztály altípusa keskeny vonalakkal a széles sávok, például Rigel és Bellatrix helyett . Modern értelemben ez megfelel a korai B-típusú csillagoknak
Secchi osztály II Sárga csillagok - a hidrogén kevésbé erős, de nyilvánvaló fémvonalak, például a Nap , az Arcturus és a Capella . Ide tartozik a modern G és K osztály, valamint a késői F osztály.
Secchi osztály III Narancssárga és vörös csillagok összetett sávspektrumokkal, például Betelgeuse és Antares .
Ez megfelel a modern M osztálynak.
Secchi osztály IV 1868-ban fedezte fel a szén csillagok , amit teszünk egy különálló csoport:
Red csillagok jelentős szén- szalagok és vonalak megfelelő, modern osztályok C és S
Secchi V. osztály 1877-ben hozzáadott egy ötödik osztályt: az
emissziós vonalú csillagokat, mint például a Gamma Cassiopeiae és a Sheliak , amelyek a modern Be osztályba tartoznak. 1891-ben Edward Charles Pickering azt javasolta, hogy az V. osztály feleljen meg a modern O osztálynak (amely akkor Wolf-Rayet csillagokat is tartalmazott) és a bolygó ködök csillagainak.

A Secchi osztályokhoz használt római számokat nem szabad összetéveszteni a Yerkes fényességi osztályaihoz és a javasolt neutroncsillag -osztályokhoz használt teljesen független római számokkal.

Draper rendszer

Osztályozások a Csillag -spektrumok Draper katalógusában
Secchi Draper Megjegyzés
én A , B , C, D A hidrogénvonalak dominálnak
II E, F , G , H, I, K , L
III M
IV N Nem jelent meg a katalógusban
V O Tartalmazza Wolf-Rayet spektrumok fényes vonalak
V P Bolygó ködök
  Q Más spektrumok
Az MK rendszerbe átvitt osztályok félkövér betűkkel vannak szedve .

Az 1880-as években Edward C. Pickering csillagász elkezdte felmérni a csillagok spektrumát a Harvard College Observatory-ban , objektív prizma módszerrel. Ennek a munkának az első eredménye az 1890 -ben megjelent Draper Catalogue of Stellar Spectra volt. Williamina Fleming a spektrumok nagy részét ebbe a katalógusba sorolta, és több mint 10 000 kiemelt csillag besorolását, valamint 10 nova és több mint 200 változó csillag elismerését kapta. A Harvard számítógépek , különösen Williamina Fleming segítségével , a Henry Draper katalógus első iterációját alkották meg , hogy felváltja az Angelo Secchi által létrehozott római számrendszert.

A katalógus olyan sémát használt, amelyben a korábban használt Secchi osztályokat (I – V) specifikusabb osztályokra osztották, A -tól P -ig terjedő betűkkel. A Q betűt használtuk olyan csillagok esetében is, amelyek nem illeszkednek más osztályokhoz. Fleming a Pickeringrel együttműködve 17 különböző osztályt különböztetett meg a hidrogén spektrális vonalak intenzitása alapján, ami ingadozást okoz a csillagok által kibocsátott hullámhosszakban, és a szín megjelenésének változását eredményezi. Az A osztályú spektrumok általában a legerősebb hidrogénelnyelő vonalakat hozták létre, míg az O osztályú spektrumok gyakorlatilag nem mutattak látható vonalakat. A betűrendszer az ábécében lefelé haladva a spektrális osztályokban fokozatosan csökkentette a hidrogén abszorpcióját. Ezt az osztályozási rendszert később Annie Jump Cannon és Antonia Maury módosították, hogy elkészítsék a Harvard spektrális osztályozási sémát.

A régi Harvard -rendszer (1897)

1897 -ben egy másik csillagász a Harvardon, Antonia Maury a Secchi I. osztály Orion altípusát a Secchi I. osztály többi része elé helyezte, így a modern B típust a modern A típus elé helyezte. Ő volt az első, aki ezt megtette. nem betűs spektrális típusokat használt, hanem egy huszonkét típusból álló sorozatot az I – XXII.

Az 1897 -es Harvard rendszer összefoglalása
Csoportok Összefoglaló
I -V „Orion típusú” csillagokat tartalmazott, amelyek növekvő erősséget mutattak az I. csoportból az V. csoportba tartozó hidrogénabszorpciós vonalakban
VI intermedierként működött az „Orion típus” és a Secchi I. típusú csoport között
VII − XI Secchi 1 -es típusú csillagai voltak, csökkenő erősségűek a VII – XI
XIII − XVI tartalmazza a Secchi 2-es típusú csillagokat, csökkenő hidrogénelnyelő vonalakkal és növekvő szoláris típusú fémvonalakkal
XVII − XX Secchi 3 -as típusú csillagokat tartalmazott, növekvő spektrális vonalakkal
XXI tartalmazza a Secchi 4 -es típusú csillagokat
XXII többek között Wolf-Rayet sztárok

Mivel a 22 római számcsoport nem vette figyelembe a spektrumok további eltéréseit, három további felosztást végeztünk a különbségek pontosítására: Kisbetűket adtunk hozzá a spektrumok relatív vonal megjelenésének megkülönböztetéséhez; a vonalakat úgy határozták meg

Harvard 1897 altípusai
a) átlagos szélesség
b) ködös
c) éles

Antonia Maury 1897 -ben tette közzé saját csillagos osztályozási katalógusát "A fényes csillagok spektruma, amelyet 11 hüvelykes Draper -teleszkóppal fényképeztek a Henry Draper -emlékmű részeként", amely 4800 fényképet és Maury 681 fényes északi csillag elemzését tartalmazta. Ez volt az első eset, amikor egy asszonyt jóváírtak egy megfigyelőközleményben.

A jelenlegi Harvard -rendszer (1912)

1901 -ben Annie Jump Cannon visszatért a betűs típusokhoz, de elhagyta az összes betűt, kivéve az O, B, A, F, G, K, M és N szavakat, ebben a sorrendben, valamint a P a bolygó ködök és a Q néhány különleges spektrumok. Olyan típusokat is használt, mint a B5A a csillagoknál félúton a B és A típusok között, az F2G a csillagoknál, az ötödik szakasz F -től G -ig stb.

Végül 1912 -re a Cannon megváltoztatta a B, A, B5A, F2G stb. Típusokat B0, A0, B5, F2 stb. Típusokra. Ez lényegében a Harvard osztályozási rendszer modern formája. Ezt a rendszert úgy fejlesztették ki, hogy fotólemezeken vizsgálták a spektrumokat, amelyek a csillagokból származó fényt olvasható spektrummá tudták alakítani.

A spektrális típusú betűk, a legmelegebbtől a legmenőbbig terjedő sorrend emlékezésének általános mnemonikája az " O h, B e A F ine G uy/ G irl: K iss M e!".

Mount Wilson osztályok

A korai típusú csillagok megfelelő mozgása ± 200 000 év múlva

A Mount Wilson rendszer néven ismert fényerő -besorolást használták a különböző fényességű csillagok megkülönböztetésére. Ez a jelölési rendszer néha még mindig látható a modern spektrumokon.

Osztály Jelentése
SD Subdwarf
d Törpe
vmi Szubgiant
g Óriás
c Szuperóriás
A késői típusú csillagok mozgása a csúcs (bal) és az antapex (jobb) körül ± 200 000 év alatt

Spektrális típusok

A csillagok osztályozási rendszere taxonómiai , típusmintákon alapul , hasonlóan a fajok biológiai osztályozásához : A kategóriákat egy vagy több standard csillag határozza meg minden egyes kategóriához és alkategóriához, a megkülönböztető jellemzők leírásával együtt.

"Korai" és "késői" nómenklatúra

A csillagokat gyakran korai vagy késői típusoknak nevezik . A "korai" a melegebb , míg a "késő" a hűvösebb szinonimája .

A kontextustól függően a "korai" és a "késői" lehet abszolút vagy relatív kifejezés. A "korai" abszolút kifejezés tehát O vagy B, esetleg A csillagokra utal. Relatív referenciaként a másnál melegebb csillagokra vonatkozik, például a "korai K" lehet K0, K1, K2 és K3.

A "késő" kifejezést ugyanúgy használják, a feltétel nélküli kifejezéssel, amely a csillagokat jelöli olyan spektrális típusokkal, mint a K és az M, de használható olyan csillagoknál is, amelyek más csillagokhoz képest hűvösek, például a "késő G" kifejezésnél "G7, G8 és G9.

Relatív értelemben a "korai" alacsonyabb arab számot jelent az osztálybetű után, a "késő" pedig magasabb számot jelent.

Ez a homályos terminológia visszatartja a csillagok evolúciójának 19. századi végi modelljét , amely azt feltételezte, hogy a csillagokat a gravitációs összehúzódás hajtja a Kelvin – Helmholtz mechanizmuson keresztül , amelyről ma már tudjuk, hogy nem vonatkozik a fősorozatú csillagokra . Ha ez igaz lenne, akkor a csillagok nagyon forró "korai típusú" csillagként kezdenék életüket, majd fokozatosan "késői típusú" csillagokká hűlnének le. Ez a mechanizmus biztosította a Nap életkorát, amely sokkal kisebb volt, mint a geológiai feljegyzések , és elavulttá tette azt a felfedezést, hogy a csillagokat nukleáris fúzió hajtja . A "korai" és a "késői" kifejezéseket átvitték, azon a modellen, amelyen alapultak.

O osztály

Az O5V csillag spektruma

Az O-típusú csillagok nagyon forróak és rendkívül fényesek, sugárzási teljesítményük nagy része az ultraibolya tartományban van. Ezek a fő ritkaságú csillagok közül a legritkábbak. A Nap környéki fősorozatú csillagok körülbelül 3 000 000-ből (0,00003%) O-típusú csillagok. A legmasszívabb csillagok egy része ebbe a spektrális osztályba tartozik. Az O-típusú csillagok környezete gyakran bonyolult, ami megnehezíti spektrumuk mérését.

Az O-típusú spektrumokat korábban a He  II λ4541 és a He I λ4471 erősségének aránya határozta meg , ahol λ a sugárzás hullámhossza . Az O7 spektrális típust úgy határozták meg, hogy a két intenzitás egyenlő legyen, a He I vonal gyengül a korábbi típusok felé. Az O3 típus értelemszerűen az a pont, ahol az említett vonal teljesen eltűnik, bár a modern technológiával nagyon halványan látható. Emiatt a modern definíció az N IV λ4058 és az N III λλ4634-40-42 közötti nitrogénvonal arányát használja .

Az O-típusú csillagok uralkodó abszorpciós és néha emissziós  vonalakkal rendelkeznek a He II vonalaknál, kiemelkedő ionizált ( Si  IV, O  III, N  III és C  III) és semleges héliumvonalak , erősödnek O5-ről O9-re, és kiemelkedő hidrogén Balmer vonalak , bár nem olyan erős, mint a későbbi típusokban. Mivel olyan hatalmasak, az O-típusú csillagoknak nagyon forró magjuk van, és nagyon gyorsan átégetik hidrogénüzemanyagukat, így ők az első csillagok, akik elhagyják a fő sorozatot .

Amikor 1943 -ban először leírták az MKK osztályozási sémát, az O osztály egyetlen altípusa az O5 - O9.5 volt. Az MKK sémát 1971 -ben O9,7 -re, 1978 -ban pedig O4 -re bővítették, és ezt követően új osztályozási rendszereket vezettek be, amelyek O2, O3 és O3.5 típust adnak hozzá.

Spektrális szabványok:

B osztály

B osztályú sztárok a Jewel Box klaszterben (hitel: ESO VLT)

A B típusú csillagok nagyon fényesek és kékek. Spektrumuk semleges héliumvonalakkal rendelkezik, amelyek a B2 alosztályon a legszembetűnőbbek, és mérsékelt hidrogénvonalakkal. Mivel az O- és B-típusú csillagok annyira energikusak, csak viszonylag rövid ideig élnek. Így a kinematikai kölcsönhatás valószínűsége miatt életük során kicsi a valószínűsége, hogy a szökött csillagoktól eltekintve nem képesek távolodni attól a területtől, amelyben kialakultak .

Az O osztályból a B osztályba való átmenetet eredetileg úgy határozták meg, hogy a He  II λ4541 eltűnik. A modern felszerelésekkel azonban a vonal még mindig látható a korai B-típusú csillagokban. Ma a fősorozatú csillagok esetében a B osztályt a He I ibolya spektrum intenzitása határozza meg, a maximális intenzitás pedig a B2 osztálynak felel meg. A szuperóriásoknál szilícium vonalakat használnak helyette; a Si IV λ4089 és Si III λ4552 vonalak a B korai szakaszára utalnak. B közepén az utóbbi intenzitása a Si II-hez viszonyítva λλ4128-30 a meghatározó jellemző, míg a B késő esetében az Mg intenzitása II λ4481 He I -hez képest λ4471.

Ezeket a csillagokat általában eredeti OB -asszociációikban találják , amelyek óriási molekuláris felhőkkel vannak kapcsolatban . Az Orion OB1 egyesület a Tejút spirálkarjának nagy részét foglalja el, és az Orion csillagkép sok fényesebb csillagát tartalmazza . A napkörnyéki fősorozatú csillagok körülbelül 800-ból (0,125%) B-típusú fősorozatú csillagok .

Massive még nem szuperóriás entitások úgynevezett „Be csillagok” a fő-szekvenciát csillagok, hogy nevezetesen van, vagy volt valamikor, egy vagy több Balmer vonalak az emisszió, a hidrogén -rokon elektromágneses sugárzás sorozat vetített ki a csillagok, hogy a különös érdeklődés. Legyen csillagok általában úgy gondolják, hogy a szolgáltatás szokatlanul erős csillag szél , magas felületi hőmérsékletek, és jelentős koptatják csillag tömege , mint a tárgyak forognak egy furcsa gyors ütemben. A "B (e)" vagy "B [e]" csillagként ismert tárgyak jellegzetes semleges vagy alacsony ionizációs emissziós vonallal rendelkeznek , amelyek " tiltott mechanizmusoknak " minősülnek, és olyan folyamatokon mennek keresztül, amelyek a kvantummechanika jelenlegi felfogása szerint általában nem megengedettek .

Spektrális szabványok:

A osztály

A osztály Vega (balra) a Naphoz képest (jobbra)

Az A típusú csillagok a leggyakoribb szabad szemű csillagok közé tartoznak, és fehérek vagy kékesfehérek. Erős hidrogénvonalaik vannak, legfeljebb A0 -val, és ionizált fémek ( Fe  II, Mg  II, Si  II) vonalai maximum A5 -nél. A Ca  II vonalak jelenléte ezen a ponton különösen erősödik. A napkörnyéki fősorozatú csillagok körülbelül 160-ból (0,625%) A típusú csillagok.

Spektrális szabványok:

F osztály

Canopus , egy F típusú szuperóriás és a második legfényesebb csillag az éjszakai égbolton

F-típusú csillagok erősítése spektrális vonalak H és K a Ca  II. Semleges fémek ( Fe  I, Cr  I) az ionizált fém vonalakon erősödni kezdenek F. végén. Spektrumukat a gyengébb hidrogénvonalak és az ionizált fémek jellemzik. Színük fehér. A napkörnyéki fősorozatú csillagok körülbelül 33-a (3,03%) F-típusú csillag.

Spektrális szabványok:

G osztály

A Nap , G2 fősorozatú csillag, sötét napfoltokkal

A G-típusú csillagoknak, köztük a Napnak , kiemelkedő H és K spektrális vonalai vannak a Ca  II-ből, amelyek a G2-nél a legszembetűnőbbek. Még gyengébb hidrogénvonalaik is vannak, mint az F -nek, de az ionizált fémekkel együtt semleges fémekkel rendelkeznek. A CN -molekulák G -sávjában kiemelkedő tüske látható . A G osztály fő szekvenciájú csillagai körülbelül 7,5%-át teszik ki, közel egy a tizenhárom közül, a szoláris szomszédság fő szekvenciájú csillagainak.

A G osztály a "Sárga evolúciós űrt" tartalmazza. A szuperóriás csillagok gyakran lengnek O vagy B (kék) és K vagy M (piros) között. Miközben ezt teszik, nem maradnak sokáig az instabil sárga szuperóriás osztályban.

Spektrális szabványok:

K osztály

Arcturus , a K1.5 óriás, mint a Nap és a Antares

A K-típusú csillagok narancsszínű csillagok, amelyek kissé hűvösebbek, mint a Nap. Ők teszik ki a szoláris szomszédság fő szekvenciájának körülbelül 12% -át. Vannak óriási K-típusú csillagok is, amelyek a hipergiantusoktól, például az RW Cephei -től az óriásokig és a szuperóriásokig , például az Arcturus- ig terjednek , míg a narancssárga törpék , mint az Alpha Centauri  B, fő szekvenciájú csillagok.

Rendkívül gyenge hidrogénvonalaik vannak, ha vannak egyáltalán, és többnyire semleges fémek ( Mn  I, Fe  I, Si  I). K késői szakaszában a titán -oxid molekuláris sávjai jelennek meg. A főbb elméletek (amelyek alacsonyabb káros radioaktivitásban és a csillagok élettartamában gyökereznek) tehát azt sugallják, hogy az ilyen csillagoknak optimális esélyük van arra, hogy erősen fejlett élet alakuljon ki a keringő bolygókon (ha ez az élet közvetlenül analóg a Földével) a széles lakható zóna miatt, de sokkal kisebb káros a legszélesebb ilyen zónájúakhoz képest.

Spektrális szabványok:

M osztály

Az M osztályú csillagok messze a leggyakoribbak. A szoláris szomszédság fő szekvenciájának körülbelül 76% -a M osztályú csillag. Az M osztályú fősorozatú csillagoknak ( vörös törpék ) azonban olyan alacsony a fényerejük, hogy egyikük sem elég fényes ahhoz, hogy szabad szemmel is látható legyen, kivéve, ha kivételes körülmények között. A legfényesebb M-osztályú fősorozat-csillag az M0V Lacaille 8760 , 6,7-es nagyságrenddel (a jó szabad körülmények közötti tipikus szabad szemmel való látáskorlátozást általában 6,5-nek nevezik ), és rendkívül valószínűtlen, hogy fényesebb példák lesznek. megtalált.

Bár a legtöbb M osztályú csillag vörös törpék, a legtöbb eddigi legnagyobb szuperóriás csillag a Tejútrendszer az M csillagok, mint a VV Cephei , Antares , és a Betelgeuse , amelyek szintén osztály M. Továbbá a nagyobb, melegebb barna törpék vannak késői M osztály, általában M6,5 és M9,5 között.

A spektrum a osztály M csillagos vonalakat tartalmaz a -oxid -molekulák (a látható spektrumban , különösen TiO ) és az összes semleges fémek, de a felszívódás vonalak hidrogén általában hiányoznak. A TiO sávok erősek lehetnek az M osztályú csillagokban, általában körülbelül M5 -tel uralják látható spektrumukat. Vanádium (II) oxid sávok jelennek meg késő M.

Spektrális szabványok:

Kiterjesztett spektrális típusok

Az újonnan felfedezett csillagtípusokból számos új spektrális típust vettek használatba.

Forró kék emissziós csillagosztályok

UGC 5797 , egy emissziós vonalú galaxis, ahol hatalmas fényes kék csillagok képződnek

Néhány nagyon forró és kékes csillag spektrumain a szénből vagy nitrogénből, vagy néha oxigénből származó kibocsátási vonalak láthatók.

W osztály: Farkas – Rayet

Hubble űrtávcső képe az M1-67 ködről és a Wolf-Rayet WR 124 csillagról középen

A W vagy WR osztályba tartozó Wolf – Rayet csillagok O típusú csillagokként szerepelnek a hidrogénvonalak hiányában. Ehelyett spektrumukat erősen ionizált hélium, nitrogén, szén és néha oxigén széles emissziós vonalai uralják. Úgy gondolják, hogy többnyire haldokló szuperóriások, akiknek hidrogénrétegeit a csillagszelek elfújják , ezáltal közvetlenül kitéve forró héliumhéjukat. A W osztályt tovább osztjuk alosztályokba a spektrumukban (és a külső rétegben) lévő nitrogén- és szén -emissziós vonalak relatív erőssége szerint.

A WR spektrumtartomány az alábbiakban található:

  • WN-az N III-V és a He I-II vonalak által uralt spektrum
    • WNE (WN2 – WN5 némi WN6 -mal) - melegebb vagy „korai”
    • WNL (WN7 - WN9 némi WN6 -mal) - hűvösebb vagy "késő"
    • Kiterjesztett WN10 WN10 és WN11 osztályok, amelyeket néha az Ofpe/WN9 csillagokhoz használnak
    • h címke (pl. WN9h) WR -hez hidrogén emisszióval és ha (pl. WN6ha) mind hidrogén emisszióhoz, mind abszorpcióhoz
  • WN/C - WN csillagok és erős C IV vonalak, köztes WN és WC csillagok között
  • WC-spektrum erős C II-IV vonalakkal
    • WCE (WC4 - WC6) - melegebb vagy "korai"
    • WCL (WC7 - WC9) - hűvösebb vagy "késői"
  • WO (WO1 - WO4) - erős O VI vonalak, rendkívül ritkák

Bár a legtöbb bolygó-köd (CSPNe) központi csillagai O-típusú spektrumot mutatnak, körülbelül 10% -uk hidrogénhiányos és WR-spektrumot mutat. Ezek kis tömegű csillagok, és hogy megkülönböztessük őket a masszív Wolf-Rayet csillagoktól, spektrumukat szögletes zárójelek közé zárjuk: pl. [WC]. Ezek többsége [WC] spektrumot mutat, néhány [WO], és nagyon ritkán [WN].

A "Slash" csillagok

A perjel csillagok O-típusú csillagok, spektrumukban WN-szerű vonalakkal. A "perjel" elnevezés a nyomtatott spektrális típusukból származik, amelyekben perjel van (pl. "Of/WNL").

Ezzel a spektrummal találtak egy másodlagos csoportot, egy hűvösebb, "köztes" csoportot, melynek neve "Ofpe/WN9". Ezeket a csillagokat WN10 vagy WN11 néven is emlegették, de ez kevésbé vált népszerűvé a többi Wolf – Rayet csillaghoz viszonyított evolúciós különbség felismerésével. A még ritkább csillagok legújabb felfedezései kiterjesztették a perjelcsillagok tartományát egészen az O2-3,5If * /WN5-7-ig, amelyek még forróbbak, mint az eredeti "perjel" csillagok.

A mágneses O csillagok

Ezek O csillagok erős mágneses mezővel. A megjelölés jelentése?

Hűvös vörös és barna törpe osztályok

Az új L, T és Y spektrális típusokat a hűvös csillagok infravörös spektrumának osztályozására hozták létre. Ez magában foglalja mind a vörös törpék , és a barna törpék , amelyek nagyon halvány a látható spektrumban .

A barna törpék , a csillagok, amelyek nem mennek át hidrogénfúzióban , hűlnek az öregedéssel, és így fejlődnek a későbbi spektrális típusokká. A barna törpék M típusú spektrumokkal kezdik életüket, és az L, T és Y spektrális osztályokon keresztül lehűlnek, annál gyorsabbak, minél kevésbé masszívak; a legnagyobb tömegű barna törpék az univerzum korában nem hűlhetnek le Y vagy akár T törpékre. Mivel ez ahhoz vezet, hogy feloldhatatlan átfedés spektrális típusú " effektív hőmérséklet és luminozitás néhány tömegek és korú különböző LTY típusú, nem mutat határozott hőmérséklet vagy fényesség értékeket lehet megadni.

L osztály

A művész benyomása egy L-törpéről

Az L osztályú törpék azért kapják megjelölésüket, mert hűvösebbek, mint az M csillagok, és az L a többi betű, amely ábécé szerint áll legközelebb M -hez . Néhány ilyen tárgy tömege elég nagy ahhoz, hogy támogassa a hidrogén -fúziót , ezért csillagok, de a legtöbbjük csillag alatti tömegű, ezért barna törpék. Nagyon sötétvörös színűek és infravörös fényűek . A hangulat elég hideg ahhoz, hogy lehetővé tegye a fém-hidridek és alkálifém- , hogy kiemelkedő a spektruma.

Az óriáscsillagok kis felületi gravitációja miatt soha nem keletkeznek TiO - és VO - csapágyak. Így a törpéknél nagyobb L típusú csillagok soha nem tudnak kialakulni elszigetelt környezetben. Lehetséges azonban, hogy ezek az L-típusú szuperóriások csillagütközések során keletkeznek, amelyekre példa a V838 Monocerotis, miközben fényes vörös novakitörése magasságában van .

T osztály: metán törpék

A művész benyomása egy T-törpéről

A T osztályú törpék hűvös barna törpék, amelyek felületi hőmérséklete körülbelül 550 és 1300 K (277 és 1027 ° C; 530 és 1880 ° F) között van. Kibocsátásuk csúcspontja az infravörös . A metán kiemelkedő a spektrumukban.

A támaszok számának vizsgálata (protoplanetáris korongok, gázcsomók a ködökben , amelyekből csillagok és bolygórendszerek képződnek) azt jelzi, hogy a csillagok számának a galaxisban több nagyságrenddel nagyobbnak kell lennie, mint korábban feltételezték. Elmélet szerint ezek a támaszok versenyben állnak egymással. Az első , amely létrejön, protoszsztár lesz , amelyek nagyon erőszakos tárgyak, és megzavarják a közelben lévő más proplydokat, megfosztva őket a gáztól. Az áldozat-proplydok ezután valószínűleg az L és T osztályok fő szekvenciájú csillagaivá vagy barna törpéivé válnak, amelyek számunkra teljesen láthatatlanok.

Y osztály

A művész benyomása egy Y-törpéről

Az Y spektrális osztály barna törpéi hűvösebbek, mint a T spektrális osztályé, és minőségileg eltérő spektrumokkal rendelkeznek. 2013 augusztusáig összesen 17 tárgy került az Y osztályba. Bár az ilyen törpéket a Wide-Field Infrared Survey Explorer (WISE) modellezte és észlelte negyven fényév alatt, még nincs jól meghatározott spektrális sorrend, és nincs prototípus. Ennek ellenére számos objektumot javasoltak Y0, Y1 és Y2 spektrális osztálynak.

Ezen leendő Y objektumok spektruma 1,55 mikrométer körüli abszorpciót mutat  . Delorme és mtsai. azt sugallták, hogy ez a tulajdonság az ammóniából történő felszívódásnak köszönhető , és ezt a TY -átmenet indikatív jellemzőjének kell tekinteni. Valójában ez az ammónia-abszorpciós tulajdonság a fő kritérium, amelyet az osztály meghatározásához alkalmaztak. Ezt a tulajdonságot azonban nehéz megkülönböztetni a víz és a metán általi felszívódástól , és más szerzők kijelentették, hogy az Y0 osztály kiosztása korai.

Az Y spektrális típushoz javasolt legújabb barna törpe, a WISE 1828+2650 egy> Y2 törpe, amelynek tényleges hőmérséklete eredetileg 300 K körül van  , vagyis az emberi test hőmérséklete. A parallaxis mérések azonban azóta kimutatták, hogy fényessége nem egyeztethető össze azzal, hogy ~ 400 K -nál hidegebb. A jelenleg ismert legmenőbb Y -törpe a WISE 0855-0714 , hozzávetőleges hőmérséklete 250 K.

Az Y törpék tömegtartománya 9–25  Jupiter -tömeg, de a fiatal tárgyak elérhetik az egy Jupiter -tömeget, ami azt jelenti, hogy az Y osztályú objektumok átlépik a 13 Jupiter -tömegű deutérium -fúziós határt, amely jelzi a barna törpék és a bolygók közötti IAU jelenlegi felosztást.

Sajátos barna törpék

Különös barna törpékhez használt szimbólumok
pec Ez az utótag (pl. L2pec) a "különös" kifejezést jelenti.
SD Ez az előtag (pl sdL0) rövidítése szubtörpe és jelzi az alacsony metallicitás és kék színű
β A béta (β) képzővel rendelkező objektumok (pl. L4β) közepes felületi gravitációval rendelkeznek.
γ A gamma (γ) képzővel rendelkező objektumok (pl. L5γ) kis felületi gravitációjúak.
piros A piros utótag (pl. L0red) a fiatalság jeleit nem tartalmazó, de nagy portartalmú tárgyakat jelzi.
kék A kék utótag (pl. L3kék) szokatlan kék infravörös közeli színeket jelez az L-törpék esetében, anélkül, hogy nyilvánvalóan fémes lenne.

A fiatal barna törpék kis felületi gravitációjúak, mivel nagyobb sugárral és kisebb tömeggel rendelkeznek a hasonló spektrális típusú mezőcsillagokhoz képest. Ezeket a forrásokat a közepes felületi gravitáció béta (β), az alacsony felületi gravitáció esetén gamma (γ) betű jelöli. Az alacsony felületi gravitáció jelzése a gyenge CaH, KI és Na I vonalak, valamint az erős VO vonal. Az alfa (α) a normál felületi gravitációt jelenti, és általában leesik. Néha a rendkívül alacsony felületi gravitációt delta (δ) jelöli. A "pec" utótag különöset jelent. A sajátos utótagot továbbra is használják más, szokatlan és különböző tulajdonságokat összefoglaló jellemzőkhöz, amelyek alacsony felületi gravitációt, altörpéket és megoldatlan bináris fájlokat jeleznek. Az sd előtag a subdwarf rövidítése, és csak a hűvös altörpeket tartalmazza. Ez az előtag alacsony fémes és kinematikai tulajdonságokat jelez , amelyek jobban hasonlítanak a halócsillagokhoz, mint a korongcsillagokhoz . Az altörpék kékebbnek tűnnek, mint a lemezobjektumok. A piros utótag a vörös színű, de idősebb korú tárgyakat írja le. Ezt nem alacsony felületi gravitációként értelmezik, hanem magas portartalomként. A kék utótag olyan kék közeli infravörös színű tárgyakat ír le , amelyek nem magyarázhatók alacsony fémeséggel. Néhányat L+T bináris fájlként , másokat nem bináris fájlként , például 2MASS J11263991−5003550 magyaráznak, és vékony és/vagy nagy szemű felhőkkel magyarázzák.

Késő óriás szén-csillag osztályok

A szén-csillagok olyan csillagok, amelyek spektruma szén-termelést jelez-a hármas alfa- hélium fúziójának mellékterméke . A megnövekedett szénbőség és néhány párhuzamos s-folyamat nehéz elem előállítása miatt ezeknek a csillagoknak a spektruma egyre inkább eltér a szokásos késői G, K és M spektrális osztályoktól. A szénben gazdag csillagok egyenértékű osztályai az S és C.

Feltételezhető, hogy a csillagok óriásai maguk állítják elő ezt a szenet, de néhány ebbe az osztályba tartozó csillag kettőscsillag, akiknek a furcsa légkörét gyanítják, hogy egy társukból, aki most fehér törpe volt, átvitték, amikor a társ szén-csillag volt .

C osztály: széncsillagok

Az R Sculptoris széncsillag képe és feltűnő spirálszerkezete

Eredetileg R és N csillagnak minősítették, ezeket széncsillagoknak is nevezik . Ezek vörös óriások, életük végéhez közeledve, amelyekben a légkörben felesleges szén található. A régi R és N osztályok párhuzamosan futottak a normál osztályozási rendszerrel, nagyjából G közepétől M végéig. Ezeket a közelmúltban alakították át egy egységes C szénosztályozóvá, amelynek N0 értéke nagyjából C6-tól kezdődik. A hűvös széncsillagok másik részhalmaza a C – J típusú csillagok, amelyekre jellemző, hogy a 12 CN mellett 13 CN molekulák is erősen jelen vannak . Néhány fő sorozatú széncsillag ismert, de az ismert széncsillagok túlnyomó többsége óriások vagy szuperóriások. Több alosztály létezik:

  • CR- Korábban saját osztálya ( R ), amely a késői G- és a korai K-típusú csillagok szén-csillag-egyenértékét képviselte.
  • CN- Korábban saját osztálya a késői K-M típusú csillagok szén-csillag-egyenértékét képviselte.
  • CJ - A hűvös C csillagok altípusa, magas 13 C -tartalommal .
  • CH - A CR csillagok populáció II analógjai.
  • C-Hd-Hidrogénhiányos széncsillagok, hasonlóan a késői G szuperóriásokhoz CH és C 2 sávokkal.

S osztály

Az S osztályú csillagok kontinuumot képeznek az M osztályú csillagok és a széncsillagok között. Az M osztályú csillagokhoz leginkább hasonlók erős ZrO abszorpciós sávokkal rendelkeznek, amelyek analógok az M osztályú csillagok TiO sávjaival, míg a széncsillagokhoz leginkább hasonlóak erős nátrium -D vonalakkal és gyenge C 2 sávokkal rendelkeznek. Az S osztályú csillagok túlzott mennyiségben tartalmaznak cirkóniumot és más elemeket, amelyeket az s eljárás során állítanak elő , és hasonló szén- és oxigénmennyiséggel rendelkeznek, mint az M osztályú vagy széncsillagok. A széncsillagokhoz hasonlóan szinte minden ismert S osztályú csillag aszimptotikus óriáságú csillag.

A spektrális típust S betű és nulla és tíz közötti szám alkotja. Ez a szám a csillag hőmérsékletének felel meg, és megközelítőleg követi az M osztályú óriások hőmérsékleti skáláját. A leggyakoribb típusok az S3 -S5. A nem szabványos S10 megjelölést csak a Chi Cygni csillaghoz használták, ha ez a minimum.

Az alaposztályozást rendszerint bőségjelzés követi, többféle rendszer egyikét követve: S2,5; S2/5; S2 Zr4 Ti2; vagy S2*5. A vesszőt követő szám 1 és 9 közötti skála a ZrO és a TiO aránya alapján. A perjelet követő szám egy újabb, de kevésbé gyakori séma, amelynek célja a szén és az oxigén arányának ábrázolása 1-10 skálán, ahol a 0 MS csillag lenne. A cirkónium és a titán intenzitását kifejezetten jelezni lehet. Időnként látható egy csillagot követő szám is, amely a ZrO sávok erősségét jelzi 1 -től 5 -ig terjedő skálán.

MS és SC osztályok: közbenső, szénnel kapcsolatos osztályok

Az M és S osztályok között a szegélyes eseteket MS csillagoknak nevezik. Hasonló módon az S és a CN osztályok közötti határjeleket SC vagy CS névnek nevezik. Az M → MS → S → SC → CN szekvencia feltételezése szerint az aszimptotikus óriási ágban lévő széncsillagok korának növekedésével megnövekedett szénbőség .

Fehér törpe osztályozások

A D osztály ( degenerált ) a modern osztályozás, amelyet a fehér törpékre használnak-kis tömegű csillagokra, amelyek már nem folynak nukleáris fúzióban, és bolygóméretre zsugorodtak, lassan lehűlve. A D osztályt tovább osztjuk DA, DB, DC, DO, DQ, DX és DZ spektrális típusokra. A betűk nem kapcsolódnak más csillagok osztályozásakor használt betűkhöz, hanem a fehér törpe látható külső rétegének vagy légkörének összetételét jelzik.

A fehér törpe típusok a következők:

  • DA -hidrogénben gazdag atmoszféra vagy külső réteg, amelyet erős Balmer hidrogén spektrális vonalak jeleznek .
  • DB -héliumban gazdag atmoszféra, amelyet semleges hélium jelez, He I , spektrális vonalak.
  • DO-héliumban gazdag légkör, amelyet ionizált hélium, He II , spektrális vonalak jeleznek .
  • DQ - egy szén- gazdag atmoszféra, jelzi atomi vagy molekuláris szén-vonalak.
  • DZ - egy fém- gazdag atmoszférában, jelzett fém spektrális vonalak (egyesülés az elavult fehér törpe spektrális típusú, DG, DK, és DM).
  • DC - nincsenek erős spektrális vonalak, amelyek a fenti kategóriák egyikét jelzik.
  • A DX - spektrális vonalak nem elég egyértelműek ahhoz, hogy a fenti kategóriák valamelyikébe soroljuk.

A típust egy szám követi, amely megadja a fehér törpe felületi hőmérsékletét. Ez a szám egy lekerekített formája 50400 / T eff , ahol T eff az effektív felületi hőmérséklet , mért kelvin . Eredetileg ezt a számot az 1 -től 9 -ig terjedő számjegyek egyikére kerekítették, de újabban tört értékeket, valamint 1 alatti és 9 feletti értékeket kezdtek használni.

Két vagy több típusbetű használható olyan fehér törpe jelzésére, amely a fenti spektrális jellemzők közül többet mutat.

Kiterjesztett fehér törpe spektrális típusok

Sirius A és B ( DA2 típusú fehér törpe )
Hubble által feloldva
  • DAB- hidrogén- és héliumban gazdag fehér törpe, semleges héliumvonalakkal
  • DAO- hidrogén- és héliumban gazdag fehér törpe, amely ionizált héliumvonalakat mutat
  • DAZ-hidrogénben gazdag fémes fehér törpe
  • DBZ-héliumban gazdag fémes fehér törpe

A fehér törpéknél más spektrális sajátossági szimbólumokat használnak, mint más típusú csillagoknál:

Kód A csillagok spektrális sajátosságai
P Mágneses fehér törpe kimutatható polarizációval
E Kibocsátási vonalak vannak jelen
H Mágneses fehér törpe kimutatható polarizáció nélkül
V Változó
PEC Spektrális sajátosságok léteznek

Nem csillagos spektrális típusok: P és Q osztály

Végül a Cannon által a Draper rendszerből megmaradt P és Q osztályokat alkalmanként használják bizonyos nem csillagszerű objektumokhoz. A P típusú objektumok csillagok a bolygó ködökben , a Q típusú objektumok pedig újak .

Csillagmaradványok

A csillagmaradványok a csillagok halálával kapcsolatos tárgyak. A kategóriába tartoznak a fehér törpék , és amint az a D osztály gyökeresen eltérő osztályozási sémájából is kiderül, a nem csillagos tárgyakat nehéz beilleszteni az MK rendszerbe.

A Hertzsprung-Russell diagram, amelyen az MK rendszer alapul, megfigyelő jellegű, így ezeket a maradványokat nem lehet könnyen ábrázolni a diagramon, vagy egyáltalán nem lehet elhelyezni. A régi neutroncsillagok viszonylag kicsik és hidegek, és a diagram jobb szélére esnének. A bolygó ködök dinamikusak, és gyorsan elhalványulnak, amikor az őscsillag átmegy a fehér törpe ágba. Ha látható, akkor a diagram jobb felső negyedétől jobbra egy bolygó ködöt ábrázolunk. A fekete lyuk nem bocsát ki saját látható fényt, ezért nem jelenik meg a diagramon.

A besorolási rendszere neutroncsillagok római számokkal javasolták: I. típus számára kevésbé masszív neutroncsillagok alacsony hűtési sebességet, II típusú több masszív neutroncsillagok magasabb a hűtési sebességet, valamint egy javasolt III típusú több masszív neutroncsillagok (lehetséges egzotikus csillag jelölt) nagyobb hűtési sebességek. Minél masszívabb a neutroncsillag, annál nagyobb a neutrínóáram . Ezek a neutrínók olyan sok hőenergiát hordoznak magukban, hogy néhány év elteltével egy izolált neutroncsillag hőmérséklete milliárd nagyságrendről csak egymillió Kelvinre csökken. Ez a javasolt neutroncsillag -osztályozási rendszer nem tévesztendő össze a korábbi Secchi spektrális osztályokkal és a Yerkes fényességi osztályokkal.

Spektrális osztályok cseréje

Számos spektrumtípust, amelyeket korábban a nem szabványos csillagokhoz használtak a 20. század közepén, lecserélték a csillagok osztályozási rendszerének felülvizsgálata során. Még mindig megtalálhatók a csillagkatalógusok régi kiadásaiban: R és N az új C osztályba tartoznak, mint CR és CN.

Csillagok besorolása, lakhatósága és az élet keresése

Míg az emberek végül képesek lehetnek bármilyen csillag élőhely kolonizálására, ez a rész foglalkozik az élet valószínűségével más csillagok körül.

A stabilitás, a fényesség és az élettartam mind -mind a csillagok lakhatóságának tényezői. Csak egy csillagot ismerünk, amely az életnek ad otthont, és ez a miénk-egy G-osztályú csillag, rengeteg nehéz elemmel és alacsony fényerővel. Sok csillagrendszertől eltér, mivel csak egy csillag van benne (lásd : A bináris csillagrendszerek lakhatósága ).

Ezekből a korlátokból és azokból a problémákból kiindulva dolgozunk, amelyek csak egy empirikus mintahalmazzal rendelkeznek, a csillagok azon tartományát, amelyekről előrejelzések szerint képesek lesznek fenntartani az életet, mint tudjuk, néhány tényező korlátozza. A fősorozatú csillagtípusok közül a Napénál 1,5-szer nagyobb tömegű csillagok (O, B és A spektrális típusok) túl gyorsan öregszenek a fejlett élet kialakulásához (a Földet használva iránymutatásként). A másik véglet szerint a Napunk tömegének kevesebb mint a felénél található törpék (M spektrális típus) valószínűleg gondosan bezárják a bolygókat lakható zónájukba, más problémákkal együtt (lásd : Vörös törpe rendszerek lakhatósága ). Bár sok probléma áll fenn a vörös törpék életében, sok csillagász továbbra is modellezi ezeket a rendszereket puszta számuk és hosszú élettartamuk miatt.

Ezen okok miatt a NASA Kepler-missziója lakható bolygókat keres a közeli fősorozatú csillagoknál, amelyek kevésbé masszívak, mint az A spektrális típus, de masszívabbak, mint az M típusok-így a legvalószínűbb csillagok fogadják az F, G és K típusú törpecsillagokat .

Lásd még

Magyarázó megjegyzések

Hivatkozások

Külső linkek