I astronomi er stjerneklassifisering klassifiseringen av stjerner basert på deres spektrum . Spektralklassen til en stjerne tildeles fra overflatetemperaturen , som kan estimeres ved hjelp av Wiens lov basert på lysutslippet. En ytterligere indikator på stjernens temperatur er ioniseringstilstanden til dens fotosfære : siden typene av atomeksitasjon som er fremtredende i fotosfæren avhenger av temperaturen, kan dette studeres ved å diffrakterelyset som kommer fra stjernen i et diffraksjonsgitter og oppnår et spektrum der absorpsjonslinjene som tilsvarer ionene til visse kjemiske elementer vises . Tilstedeværelsen av visse kjemiske elementer i absorpsjonsspekteret indikerer at temperaturen er slik at den forårsaker eksitasjon av disse elementene. Hvis på den annen side et stort antall linjer antyder en viss temperatur, men linjene til et bestemt grunnstoff er for svake eller for markerte for den temperaturen, kan dette tyde på at stjernens fotosfære har en uvanlig kjemisk sammensetning.
De fleste av stjernene er klassifisert ved hjelp av bokstavene O , B , A , F , G , K og M : stjernene av type O er de varmeste, de andre bokstavene tildeles stjerner gradvis mindre varme, opp til den kaldeste klassen M stjerner Det er vanlig å beskrive klasse O-stjerner som "blå", klasse B-stjerner som "blå", klasse A som "hvite", klasse F som "hvit-gule", klasse B som "hvite", klasse F som "hvite". -gule, G som "gule", de av klasse K som "oransje" og de av klasse M som "røde". Fargene som vises for observatøren kan imidlertid avvike fra disse på grunn av observasjonsforholdene og egenskapene til den observerte stjernen. Den nåværende ikke-alfabetiske rekkefølgen stammer fra et tidligere klassifiseringsskjema som brukte alle bokstavene fra A til O ; noen av de opprinnelige klassene ble bevart, men omorganisert etter temperatur etter hvert som forholdet mellom klassene og overflatetemperaturen til stjernene ble tydelig; videre ble noen klasser eliminert fordi de var duplikater av andre. I dagens klassifiseringsskjema (Morgan-Keenan-klassifiseringen) er hver klasse delt inn i ti underklasser nummerert fra 0 til 9. Jo lavere tallet er, desto høyere er stjernens temperatur. For eksempel samler klasse F0 de varmeste klasse F-stjernene og derfor nærmest klasse A-stjerner.
Den andre dimensjonen som er inkludert i Morgan-Keenan-klassifiseringen er den for lysstyrkeklassen uttrykt med romertallene I , II , III , IV og V. Denne klassen tildeles på grunnlag av bredden til visse absorpsjonslinjer i stjernens spektrum som har vist seg å være relatert til overflatetettheten til selve stjernen . Siden stjernene i løpet av utviklingen øker volumet og følgelig reduserer tettheten, indikerer disse klassene også stjernens evolusjonstilstand. Klasse I inkluderer supergigantiske stjerner , klasse III kjempestjerner og klasse V dvergstjerner eller, mer hensiktsmessig, hovedsekvensstjerner . Solen tilhører klasse G2 V. Den klareste stjernen på nattehimmelen er Sirius , som tilhører klasse A1 V.
I løpet av seksti- og syttitallet av det nittende århundre foreslo far Angelo Secchi den første banebrytende stjerneklassifiseringen basert på spektroskopiske kriterier. I 1866 delte han stjernene inn i tre klasser [1] [2] [3] :
I 1868 oppdaget Secchi karbonstjerner , som han samlet inn i en distinkt gruppe [3] :
I 1877 la Secchi til en femte klasse [3] :
På slutten av det nittende århundre begynte Secchis klassifisering å bli forlatt til fordel for Harvard [4] [5] .
Tørke | Harvard | Merk |
---|---|---|
DE | A, B, C, D | Dominerende hydrogenlinjer. |
II | E, F, G, H, I, K, L | |
III | M. | |
IV | Nei. | Det dukket ikke opp i katalogen. |
ELLER | Karakteristiske Wolf-Rayet- spektra med strålende linjer. | |
P. | Planetariske tåker . | |
Q | Andre spøkelser. |
På 1880-tallet begynte astronomen Edward C. Pickering å studere stjernespektra ved Harvard College Observatory ved å bruke den objektive prismemetoden. Spektrene ble samlet i Draper Catalog of Stellar Spectra publisert i 1890 og klassifisert av Williamina Fleming . Hun delte inn Secchis I-IV-klasser i mindre klasser, merket med bokstaver fra A til N; han brukte også bokstavene O for stjerner hvis spektre hovedsakelig besto av lyse linjer, P for planetariske tåker og Q for stjerner hvis spektre ikke falt i noen annen klasse [6] .
I 1897 plasserte en annen Pickering-samarbeidspartner, Antonia Maury , Secchis Orion-undertype av klasse I foran de gjenværende klasse I-stjernene, og plasserte dermed dagens klasse B foran klasse A. Hun var den første som bestilte stjerneklassene på denne måten, selv om han brukte ikke bokstaver for å indikere stjernetypene, men romertallene fra I til XXII [7] . I 1901 vendte Annie Jump Cannon tilbake til bokstaver, men beholdt bare klassene O, B, A, F, G, K og M, omorganisert i denne rekkefølgen, i tillegg til klasse P for planetariske tåker og Q for særegne spektre. Han brukte også symbolet B5A for å indikere stjernene halvveis mellom B- og A-klassene og F2G -symbolet for å indikere stjernene en femtedel av veien mellom F- og G-klassene, og så videre [8] . Til slutt i 1912 endret Annie Cannon navnene på klassene B, A, B5A, F2G, etc. i B0, A0, B5, F2, etc. [9] Dette klassifiseringssystemet er fortsatt i kraft i dag.
Forholdet mellom Harvard-klassene og stjernetemperaturer ble imidlertid ikke godt forstått før på 1920-tallet , da den indiske fysikeren Meghnad Saha utviklet en teori om ionisering basert på tidligere kjemisk kunnskap om dissosiasjon av molekyler . Han brukte først teorien sin på solfotosfæren, deretter på stjernespektra [10] . Med utgangspunkt i dette arbeidet viste den anglo-amerikanske astronomen Cecilia Payne-Gaposchkin at OBAFGKM-sekvensen er korrelert med overflatetemperaturene til stjerner [11] . Siden OBAFGKM-klassene opprinnelig ble tildelt på grunnlag av intensiteten til spektrallinjene, fortsatte de å gjøre det selv etter at forholdet til temperatur ble forstått. Av dette følger det at selv i dag opprettholder tilordningen av en stjerne til en spektralklasse en subjektivitetsmargin og at sekvensen av undertyper ikke representerer en skala med konstante forhold.
I Potsdam , i 1906 , la den danske astronomen Ejnar Hertzsprung merke til at stjernene hvis farge tenderte mer til rødt (klassifisert i K- og M-typene i Harvard-skjemaet) kunne deles inn i to grupper etter om de var mer eller mindre lyse. Av sol; for å skille de to gruppene, ga han navnet " kjemper " til de lyseste og " dverger " til de mindre lyse. Året etter begynte han å studere stjernehoper (grupper av stjerner plassert i omtrent samme avstand), og publiserte de første grafene som sammenlignet fargen og lysstyrken til stjernene som utgjorde dem; i disse grafene dukket det opp et tydelig sammenhengende bånd av stjerner, som Hertzsprung ga navnet "hovedsekvens". [12]
En lignende forskningslinje ble fulgt ved Princeton University av Henry Norris Russell , som studerte forholdet mellom en stjernes spektralklasse og dens faktiske lysstyrke (dvs. absolutt størrelse ). I denne forbindelse brukte han et visst antall stjerner hvis parallakseverdier han hadde og som hadde blitt kategorisert i henhold til Harvard-skjemaet. Russell antok at gigantiske stjerner har lav tetthet eller stor strålende overflate, mens det motsatte gjaldt for dvergstjerner [13] . Disse forskjellene mellom stjerner som tilhører samme spektralklasse antydet en klassifiseringsmetode som sto for dette.
Yerkes spektralklassifisering , også kalt MKK -systemet , fra initialene til oppfinnerne, er et spektralklassifiseringssystem introdusert i 1943 av William W. Morgan , Phillip C. Keenan og Edith Kellman fra Yerkes Observatory [14] . Det er et todimensjonalt klassifiseringssystem, hvis dimensjoner har relasjoner med temperaturen og lysstyrken til stjernene: faktisk er tilordningen av en stjerne til en klasse laget med utgangspunkt i noen egenskaper ved spektrallinjene som er følsomme for temperatur og overflatetyngdekraft , som igjen har et forhold til lysstyrke. I 1953 , etter noen endringer i listen over prøvestjerner og i klassifiseringskriteriene, ble ordningen omdøpt til MK (fra initialene til William Morgan og Phillip Keenan [15] ).
Som nevnt har Yerkes-spektralklassifiseringen to dimensjoner: den første er representert av Harvard-klassen, knyttet til overflatetemperaturen.
Stjerner har varierende overflatetemperaturer mellom2 000–40 000 K. _ _ Harvards spektralklasser er vanligvis oppført fra varmeste til minst varme, som i tabellen nedenfor:
Temperatur (i kelvin ) [16] | Absolutt farge | Tilsynelatende farge [17] [18] [19] | Harvard-klasse (temperatur) | Messe [16] | radius [16] | Lysstyrke [16] ( bolometrisk ) |
Hydrogenlinjer _ _ |
Brøk blant alle hovedsekvensstjerner [20] |
---|---|---|---|---|---|---|---|---|
≥33 000 K | blå | blå | ELLER | ≥16 M ⊙ | ≥6,6 R ⊙ | ≥30 000 L ⊙ | Svak | ~ 0,00003 % |
10 000 - 33 000 K _ | lyse blå | lyse blå | B. | 2,1–16 M ⊙ | 1,8–6,6 R ⊙ | 25–30 000 L ⊙ _ | Gjennomsnitt | 0,13 % |
7 500–10 000 K _ | hvit | lyse blå | TIL | 1,4–2,1 M ⊙ | 1,4–1,8 R ⊙ | 5–25 L ⊙ | Sterk | 0,6 % |
6 000–7 500 K _ | hvit-gul | hvit | F. | 1,04–1,4 M ⊙ | 1,15–1,4 R ⊙ | 1,5–5 S | Gjennomsnitt | 3 % |
5 200–6 000 K _ | gul | hvit-gul | G. | 0,8-1,04 M ⊙ | 0,96–1,15 R ⊙ | 0,6–1,5 L ⊙ | Svak | 7,6 % |
3 700–5 200 K _ | oransje | gul-oransje | K. | 0,45–0,8 M ⊙ | 0,7–0,96 R ⊙ | 0,08–0,6 L ⊙ | Meget svak | 12,1 % |
≤3 700 K | rød | oransje rød | M. | 0,08–0,45 M ⊙ | ≤0,7 R⊙ | ≤0,08 L ⊙ | Meget svak | 76,45 % |
Massen , radiusen og lysstyrken som er oppført er kun for hovedsekvensstjerner og er ikke passende for kjemper . Spektralklassene er delt inn i 10 underklasser merket med tallene fra 0 til 9. For eksempel er underklassen A0 den varmeste av de i klasse A, underklassen A9 er den minst varme.
Fargen på en stjerne er først og fremst en funksjon av dens faktiske temperatur. Faktisk kan stjernen tilnærmes til en svart kropp : når en svart kropp varmes opp, sender den ut stråling i de infrarøde frekvensene ; en ytterligere økning i temperaturen fører til at kroppen blir glødende og rød, deretter oransje, deretter gul, deretter hvit og til slutt blå. Hvis temperaturen stiger igjen, sender kroppen ut mesteparten av strålingen i det ultrafiolette båndet . Fargene som dukker opp for oss er et resultat av kombinasjonen av utslipp av forskjellige bølgelengder . De varmeste stjernene ser blå ut for oss fordi de sender ut mesteparten av energien sin i den blå delen av spekteret; de mindre varme stjernene sender i stedet ut hovedsakelig i den røde delen av spekteret. Punktet i spekteret hvor det skjer størst utslipp avhenger av temperaturen [18] . Wiens lov relaterer temperaturen til et svart legeme til bølgelengden som strålingen som sendes ut av kroppen selv er maksimal for.
Den konvensjonelle fargekolonnen i tabellen refererer til fargen som tradisjonelt er tildelt i astronomi til stjernene i de forskjellige klassene; denne oppgaven er laget med utgangspunkt i klasse A-stjernene, som konvensjonelt anses for å være hvite. I stedet er tilsynelatende farge [17] fargen som observatører ville se hvis stjernens lys ble forstørret og projisert på en hvit skjerm [21] . De fleste stjerner, bortsett fra de lyseste, ser hvite ut på nattehimmelen på grunn av det menneskelige øyets manglende evne til å oppfatte farger når lyset er veldig svakt.
Solen har en ren hvit farge eller til og med litt forskjøvet mot de korte frekvensene til det synlige. Den gjennomsnittlige overflatetemperaturen til solfotosfæren på 5777 K gir den maksimale utslippstoppen, i rommet, ved 510-511 nm og derfor i cyan-grønt ( WA Steer diagram ). Tradisjonelt i astronomi sies det at solen er en gul stjerne og faktisk kan virke gulaktig (eller til og med rødoransje, ved solnedgang) gjennom atmosfæren, på grunn av dens høyde over horisonten så vel som luftens klarhet og fuktighet. . Imidlertid er fargen rundt ren hvit. Dette er den naturlige konsekvensen av menneskelig evolusjon og synstilpasning: responskurven som maksimerer effektiviteten under lysforhold i solen vil per definisjon få solen til å virke hvit.
Stjernene av typen O, B og A kalles noen ganger forvirrende "stjerner av den tidlige typen" (på engelsk : early type stars ), mens stjernene i klasse K og M kalles "stars of late type" (på engelsk: late type stjerner ). Denne terminologien stammer fra den stjerneevolusjonsmodellen som var på moten på begynnelsen av 1900-tallet, ifølge hvilken stjernene fikk sin energi, gjennom Kelvin-Helmholtz-mekanismen , fra gravitasjonssammentrekningen, og ifølge hvilken de derfor begynte sin energi. eksistens som varme "tidlige type" stjerner og utviklet seg ettersom de avkjølte sakte, og ble "sen type" stjerner. I dag vet vi at denne evolusjonsmodellen er feil for stjerner, som henter energien sin fra kjernefysisk fusjon , selv om den i det vesentlige er riktig for brune dverger , som produserer energi ved gravitasjonssammentrekning og som gradvis avkjøles, og starter deres eksistens med et spektrum av type L , T og Y.
Når stjerner forlater hovedsekvensen og blir giganter , øker de volumet betraktelig og reduserer følgelig tettheten. Denne forskjellen manifesterer seg i stjernespektre som hovedsekvensstjerner, som er tettere, viser bredere spektrallinjer, mens mindre tette stjerner som giganter viser finere spektrallinjer. Økningen i volumet til gigantiske stjerner innebærer en økning i den strålende overflaten og følgelig i stjernens lysstyrke. Derfor kalles spektralklasser basert på bredden eller finheten til spektrallinjene lysstyrkeklasser .
Følgende lysstyrkeklasser skilles vanligvis ut:
Mellomliggende tilfeller er mulig; symbolikken for disse tilfellene er som følger:
Symboler for mellomliggende tilfeller | Eksempel | Forklaring |
---|---|---|
- | G2 I-II | En stjerne halvveis mellom en superkjempe og en lys gigant. |
+ | 09,5 Ia+ | En ekstremt lys superkjempe. |
/ | M2 IV / V | En stjerne som enten er en underkjempe eller en dverg. |
Klasse O-stjerner er veldig varme (> 33 000 K [16] ) og lyst (til og med mer enn en million ganger solen). De har en veldig intens, dyp og "mørk" blå farge, men sender ut mye ultrafiolett stråling . Blant klasse V-stjernene er de de sjeldneste: bare én av 3 millioner hovedsekvensstjerner er av klasse O [20] [24] .
Stjerner av O-typen er så varme at de har svært kompliserte omgivelser, noe som gjør spektrene deres ekstremt komplekse. De har dominerende linjer av heliumionet He II, både i emisjon og i absorpsjon, samt av ionene Si IV, O III, N III og C III. Nøytrale heliumlinjer dukker også opp fra underklasse O5 og blir mer markerte etter hvert som vi nærmer oss klasse O9. Hydrogen Balmer-seriens linjer er tilstede, men svake. Denne typen spektrum er forårsaket av den høye overflatetemperaturen til stjerner av O-typen: ved temperaturer over30 000 K hydrogen er fullstendig ionisert, og dette forklarer hvorfor linjene er veldig svake i denne typen stjerner; helium, derimot, ioniserer ved mye høyere temperaturer enn hydrogen og vil følgelig fremstå i nøytral form opp til klasse O5, ionisert én gang i de første underklassene av klasse O. Til slutt ioniserer metaller én gang ved temperaturer lavere enn hydrogen og derfor vil vises ionisert flere ganger i de varme stjernene i denne klassen [25] .
Stjerner av O-typen er veldig massive (> 16 M ⊙ [16] ) og har ekstremt varme kjerner som raskt brenner brenselet deres: følgelig er det de som holder seg minst lenge i hovedsekvensen. Noen observasjoner gjort med Spitzer-romteleskopet ville indikere at planetdannelse ikke kan skje rundt stjerner av O-typen på grunn av den høye fotofordampningen [26] .
Da MMK-klassifiseringssystemet ble introdusert i 1943, ble bare underklassene O5 til O9.5 gitt [27] . Ordningen ble deretter utvidet til O4-klassen i 1978 [28] og, senere, til O2-, O3- og O3.5-klassene. Stjerner av O2-typen er for øyeblikket de varmeste av de som er spådd av MMK-skjemaet [29] .
Eksempler: ζ Orionis , ζ Puppis , λ Orionis , δ Orionis , θ¹ Orionis C.Klasse B stjerner har en lyseblå til dyp blå farge og er veldig massive (2,1–16 M ⊙ , for hovedsekvensstjerner [16] ) og lyse, selv om de ikke er like lyse som de i klasse O. Omtrent én av hver 800 hovedsekvensstjerner tilhører denne klassen [20] [24] . Spektrene deres viser linjene av nøytralt helium, som når sin maksimale styrke rundt klasse B2, og de av hydrogen. De sistnevnte er fortsatt svake, men i mindre grad enn de som er tilstede i spektrene til stjerner i klasse O. De dominerende metallionene er Mg II og Si II. Overflatetemperaturen til disse stjernene (10 000 - 33 000 K [16] ) er derfor ikke høye nok til å ionisere helium, men høye nok til å ionisere mesteparten av hydrogenet og til å ionisere noen metaller [25] .
I likhet med klasse O-stjerner har også klasse B-stjerner en relativt kort levetid og kommer derfor ikke langt fra området der de ble dannet. De har sin opprinnelse i gigantiske molekylskyer og danner ofte OB-assosiasjoner , dvs. stjernehoper som kan inneholde fra noen få enheter opp til hundrevis av stjerner av disse klassene som vanligvis finnes i skivene til spiralgalakser .
Eksempler: Rigel , Spica , de lyseste Pleiadene , VV Cephei B , Algol AKlasse A stjerner har overflatetemperaturer mellom7 500 og 10 000 K og, når de er av hovedsekvens, masser mellom1,4 og 2,1 M ⊙ [16] . De vises i en farge som kan variere fra lyseblå til lyseblå og er de vanligste stjernene blant de som er synlige for det blotte øye på nattehimmelen. De har markerte hydrogenlinjer, som når sitt maksimum rundt klassene A0-A1, samt linjer av ioniserte metaller Fe II, Mg II, Si II, som når sitt maksimum rundt klasse A5. Rundt denne samme klasse blir linjene til Ca II også tydelige [25] .
Selv om klasse A-stjerner i mindre grad enn klasse O- og B-stjerner er sjeldne: bare én av hver 160 hovedsekvensstjerner tilhører denne klassen [20] [24] .
Eksempler: Sirio , Deneb , Altair , VegaKlasse F stjerner har overflatetemperaturer mellom6 000 og 7 500 K [16] . Når de er av hovedsekvens, har de masser mellom1,04 og 1,5 M ⊙ [16] . De vises i en sølv-lyseblå gradient eller sølv-lys himmelsk til en lyseblå farge. Spektrene deres viser svakere hydrogenlinjer enn klasse A-stjernene: den lavere temperaturen fører derfor til mindre eksitasjon av hydrogenatomene [30] . Linjene til ioniserte metaller er også svakere og i de siste underklassene begynner linjene av nøytrale metaller å dukke opp [25] , som Fe I, Cr I. Imidlertid er H- og K -linjene til Ca II (ionisert en gang) tydelige. Én av 33 hovedsekvensstjerner tilhører denne klassen [20] [24]
Eksempler: Alrakis , Canopus , Dubhe B , Polaris , Procione , WezenKlasse G-stjerner er de mest kjente ettersom solen tilhører denne klassen. Omtrent en trettendedel av hovedsekvensstjernene er av klasse G [20] [24] : dette er stjerner med en overflatetemperatur på6 000 –5 200 K [16] , av en farge som varierer fra veldig intens "kald" hvit til en intens blek gul-hvit og avgjort klar; når de er av hovedsekvens har de en masse mellom1,04 og 0,8 M ⊙ [16] . Spektrene deres viser svært svake hydrogenlinjer og linjer av både ioniserte og nøytrale metaller: jern fremstår for eksempel både nøytralt og ionisert en gang [25] [30] . H- og K - linjene til Ca II er veldig tydelige og når sitt maksimum rundt G2-klassen.
Det er få supergigantiske stjerner som tilhører G-klassen [31] . Faktisk tilhører vanligvis superkjemper klassene O eller B ( blå superkjemper ) eller til klassene K eller M ( røde superkjemper ): de kan gå flere ganger fra en type til en annen, men når de gjør det blir de bare i relativt kort tid i klassene mellomliggende. Følgelig er få superkjemper som tilhører disse klassene observert.
Eksempler: Solen , α Centauri A , Capella , τ Ceti , Kepler-22K-klassestjerner har en ganske lys gul farge til en desidert mer intens blek gulaktig hvit, på grunn av overflatetemperaturen på3 700 - 5 200 K [16] . Når de er av hovedsekvens, har de masser mellom 0,45 og 0,8 M ☉ [16] . Spektrene deres har veldig svake eller til og med fraværende hydrogenlinjer, da overflatetemperaturen ikke lenger er tilstrekkelig til å eksitere dette elementet betydelig. Linjene med ioniserte metaller har en tendens til å bli sjeldnere til fordel for nøytrale metaller som Mn I, Fe I, Si I. Arter i de første underklassene linjene med jern og kalsium ionisert en gang er fortsatt tilstede (Fe II og Ca II) [ 25] [30] . I de sistnevnte underklassene begynner imidlertid linjene til noen molekyler å vises , for eksempel titanoksid (TiO), som bare tåler relativt lave temperaturer.
K-type stjerner er ganske vanlige: en åttendedel av hovedsekvensstjerner tilhører denne klassen [20] [24] . Det er indikasjoner på at denne typen stjerner er egnet for å huse liv i planetsystemene som går i bane rundt dem [32] .
Tallrike stjerner i K-klassen er kjemper, som Arturo og Aldebaran , eller superkjemper, som Cygni .
Eksempler: α Centauri B , ε Eridani , Arturo , Aldebaran , Algol BKlasse M-stjerner, med en rødfarge mot oransje, oransje eller gul til en lysere gul farge, er desidert vanligst: tre fjerdedeler av hovedsekvensstjernene tilhører denne klassen [20] [24] . De er preget av overflatetemperaturer på2 000 –3 700 K og, hvis av hovedsekvens, har masser mellom 0,08 og 0,45 M ☉ [16] . Spektrene deres er preget av fraværet av hydrogenlinjer og svakheten eller fraværet av linjer som tilhører ioniserte metaller. I stedet er det linjer med nøytrale metaller og molekyler. Linjene av titanoksid (TiO) er spesielt markerte i stjerner av denne typen og når sitt maksimum rundt M5-klassen. Vanadiumoksid ( VO) blir derimot tilstede i de siste underklassene [25] [30] .
Selv om de aller fleste stjerner av typen M er hovedsekvensstjerner, tilhører de fleste gigantiske stjerner og noen superkjemper som Antares og Betelgeuse også denne klassen . Videre er de varmeste brune dvergene klasse M , de som er plassert over klasse L : de opptar vanligvis klassene M6.5 - M9.5.
Eksempler: VY Canis Majoris (hypergigant). Betelgeuse , Antares (superkjemper). Ras Algethi , Scheat (kjemper). Proxima Centauri , Barnard's Star , Gliese 581 (dverger). LEHPM 2-59 [33] , SSSPM J1930-4311 (underbane). APMPM J0559-2903 (ekstrem subdverg). Teide 1 (brun dverg).Etter oppdagelsen av nye typer stjerner, har nye spektralklasser som ikke var forutsett av den opprinnelige klassifiseringen blitt lagt til [34] .
Spektrene til noen veldig varme blå stjerner viser markerte utslippslinjer av karbon , nitrogen og noen ganger oksygen . Disse stjernene er samlet i nye dedikerte klasser.
W-klasse: Wolf-Rayet StarsKlasse W eller WR inkluderer Wolf-Rayet-stjerner , som har atmosfærer rike på helium i stedet for, som vanlig, hydrogen. Stjerner av W-type antas å representere et veldig avansert stadium i utviklingen av massive stjerner, der sterke stjernevinder forårsaket et slikt tap av masse at de konsumerte overflatelagene til stjernen, sammensatt av hydrogen, og oppdaget skallet. bestående av helium. Overflatetemperaturene til disse stjernene er følgelig svært høye (opptil85 000 K ) [35] , enda høyere enn klasse O-stjerner.
Klasse W er delt inn i underklasser WN og WC , avhengig av om de dominerende linjene er nitrogen (symbol N ) eller karbon (symbol C ) [35] . Sannsynligvis tilsvarer de to undertypene to stadier av utviklingen av denne typen stjerner ettersom masseutkastingsprosessen først påvirker området av stjernen, rik på nitrogen, der elementene produsert ved fusjon av hydrogen i CNO-syklusen florerer . , deretter lagene, rike på karbon, der helium smeltes gjennom tre alfa-prosessen [35] . WN-klassen er igjen delt inn i WNE- og WNL-underklassene: den første samler de varmeste stjernene, den andre de minst varme ( E forkorter "tidlig" og L "sent"). Et lignende skille gjøres med hensyn til VM-klassen, som utmerker seg i VM- og VM-klassene [35] . Endelig er WCO-klassen lagt til for å samle noen usedvanlig varme toalettstjerner (150 000 K ) som i spektrene viser linjene til O V-VI (ionisert oksygen fire eller fem ganger) [35] .
Underklassene til klasse W er følgende [35] :
WN WNE (WN2 til WN5 med noe WN6) WNL (WN7 til WN9 med noe WN6) ytterligere underklasser av WN (WN10 og WN11) har blitt introdusert for å samle stjernene i klasse Ofpe / WN9 [35] . WN / C (mellomklasse mellom WR rik på nitrogen og de rike på karbon [35] ) WC [35] WCE (WC4 til WC6) WCL (WC7 til WC9) WO (WO1 til WO4) Eksempler: γ² Velorum , WR 104 , Stella Pistola , WR 142 (sistnevnte tilhører WO2-klassen). Klasser OC, ON, BC, BNNoen stjerner viser egenskaper som ligger mellom de til de vanlige Harvard O- og B-klassene og de til Wolf-Rayet. De er samlet i klassene OC, ON, BC og BN ( C er symbolet for karbon, N det for nitrogen, mens O og B betegner de tilsvarende stjerneklassene). Derfor ser det ikke ut til å være en reell løsning for kontinuitet mellom Wolf-Rayet og de varmeste normalstjernene.
Eksempler: HD 152249 (OC), HD 105056 (PÅ), HD 2905 (BC), HD 163181 (BN) "Bar" stjernerSlash-stjerner er stjerner med klasse O-spektre, men med lignende sekvenser som de i klasse WN. Navnelinjen stammer fra det faktum at de er betegnet med akronymet Of / WNL [ 23] . Det er også en sekundær gruppe med denne typen spektrum, men som har lavere overflatetemperaturer, betegnet Ofpe / WN9. Denne typen stjerne har blitt observert i den store magellanske skyen [23] .
Magnetiske O-stjernerDette er stjerner av O-typen med sterke magnetiske felt . Akronymet deres er Of? P [23] .
OB-klassenI spektrumlister kan begrepet "OB-spektrum" være påkrevd. Dette begrepet indikerer ikke riktig en spektralklasse, men det betyr: "spekteret til denne stjernen er ukjent, men den tilhører en OB-forening, så den tilhører sannsynligvis klasse O, eller den B eller kanskje til en av de hotteste underklasser av klasse A ".
Klassene L og T ble introdusert for å klassifisere kjøligere objekter, med overflatetemperaturer under stjerner i klasse M. Disse nye klassene inkluderer både spesielt kalde stjerner og brune dverger ; disse er objekter med lite lys i det synlige spekteret . Klasse Y har vært reservert for objekter som er enda mindre varme enn klasse T: på grunn av deres svært lave lysstyrke er de svært vanskelige å observere [36] .
Klasse LKlassen L ble kalt slik fordi bokstaven L er alfabetisk nærmest M av bokstavene som ikke ble brukt i klassifiseringen, og objektene i klasse L er mindre varme enn de i klasse M. L står imidlertid ikke for " litium " i hvor mange av klasse L-objektene som ikke viser linjene til dette elementet i spektrene. De har overflatetemperaturer mellom1 200 og 2 000 K , har en lys rød til en intens rød farge og sender ut mesteparten av sin stråling i det infrarøde . I deres spektre er dominerende molekyler og nøytrale metaller, spesielt hydrider (FeH, CrH, MgH, CaH) og alkalimetaller ( Na I, K I, Cs I, Rb I) [37] [38] . På den annen side er ikke titanoksid (TiO) og vanadiumoksid (VO) tilstede, som i stedet karakteriserer spektrene til mindre varme stjerner av M-typen.
Objekter av L-type er enten stjerner som, til tross for en liten masse, er tilstrekkelig massive til å smelte hydrogen i kjernene deres , eller brune dverger , det vil si en spesiell type himmelobjekter , som har en masse større enn en planets masse , men mindre enn 0,08 M ☉ , som regnes som minimumsmassen for at kjernefusjonsreaksjonene som er typiske for stjerner kan finne sted. Energien som brune dverger utstråler skyldes, ifølge Kelvin-Helmholtz-mekanismen , deres langsomme sammentrekning.
Det er ikke utelukket at selv et lite antall stjerner med stor masse kan være av klasse L, men dannelsen av slike stjerner skjer ikke i henhold til de normale stjernedannelsesmekanismene , men gjennom eksotiske mekanismer, for eksempel sammenslåingen av to superkjemper. Et eksempel er kanskje V838 Monocerotis .
Eksempler: VW Hydri , binær 2MASSW J0746425 + 2000321 , hvis A-komponent er en liten L-klasse stjerne og B-komponent en L-klasse brun dverg [39] , LSR 1610-0040 (subdverg) [40] . Klasse TKlasse T samler brune dverger med overflatetemperaturer mellom700 og 1 300 K. De er dyprøde til mørkerøde, nesten mørke, og sender ut mesteparten av sin infrarøde stråling. Spekteret deres domineres av metanlinjer [37] [38] .
I følge gjeldende hypoteser skal objekter av klasse L og T være de vanligste og mest tallrike i universet. Det faktum at så få er kjent, vil utelukkende avhenge av det faktum at de, gitt deres svært lave lysstyrke, er svært vanskelige å observere.
Eksempler: SIMP 0136 (den lyseste klasse T-dvergen oppdaget på den nordlige halvkule [41] ), ε Indi Ba og Bb Klasse YSpektralklasse Y er en hypotetisk spektralklasse introdusert for å samle brune dverger og brune underdverger med overflatetemperaturer under de for klasse T (<600 K) og som har spektre som er forskjellige fra de til andre sub-stellare objekter. Selv om teorier har blitt avansert for å modellere disse objektene [42] , er det fortsatt usikkerhet angående deres spektrale egenskaper. På grunnlag av spesifisiteten til de mulige prototypene av denne klassen som er oppdaget så langt, som har absorpsjonslinjer rundt 1,55 µm [43] , har det blitt antatt at de er preget av ammoniakklinjer og at dette vil være egenskapen som skiller dem fra objekter av type T [43] [44] . Det er imidlertid vanskelig å skille disse linjene fra vann- og metanabsorpsjonslinjene [43] og derfor har det blitt hevdet at introduksjonen av denne klassen er for tidlig [45] .
Mindre varme klasse T brune dverger har temperaturer mellom 500 og 600 K og har blitt tildelt klasse T9 [43] . Det er imidlertid identifisert objekter med enda lavere overflatetemperaturer. De kaldeste er CFBDSIR 1458 + 10 , som har en temperatur på 370 ± 40 K og WISE 1828 + 2650 , som har en temperatur på 300 K, dvs. ca. 25 ° C [34] [46] [47] [48] . Disse to objektene, sammen med noen få andre, identifisert av Wide-field Infrared Survey Explorer innenfor en radius på 40 lysår fra Jorden, har blitt foreslått som klasse Y-prototyper [34] [46] [47] [49] .
Karbonstjerner er vanligvis høyt utviklede gigantiske stjerner : spektrene deres indikerer tilstedeværelsen av karbon , et produkt av de tre alfa-prosessene med heliumfusjon. Tunge elementer kan også være tilstede, som følge av andre stjernenukleosynteseprosesser , for eksempel S-prosessen . Den økende tilstedeværelsen av karbon og tunge grunnstoffer gjør spekteret til disse stjernene stadig mer forskjellig fra spekteret til andre stjerner i klasse G, K og M. I sjeldne tilfeller har en karbonstjerne dette grunnstoffet i atmosfæren, ikke fordi den produserer det, men fordi det mottar den fra en ledsager , vanligvis en hvit dverg , som forurenser atmosfæren.
Klasse COpprinnelig klassifisert som R og N , er karbonstjerner gigantiske stjerner nær slutten av deres eksistens som har overflødig karbon i atmosfæren. De gamle R- og N-klassene går parallelt med normale stjerner fra midten av G-klassen til slutten av M-klassen. De har nylig blitt ombygd til en enkelt C -klasse , der den gamle R-klassen opptar C0-C5-klassene, og den gamle klasse N opptar klassene C6-C9. Det er også en underklasse av karbonstjerner, kalt J , karakterisert ved tilstedeværelsen av 13 C , samt 12 C [50] .
S-klassestjernene er gigantiske stjerner som ligner på de vanlige K5-M-klassegigantene, som skiller seg fra dem for tilstedeværelsen, så vel som linjene av titanoksid (TiO) som også er vanlige for de røde kjempene, også linjene til zirkoniumoksid (ZrO 2 ) [52] . Bokstaven S stammer fra det faktum at grunnstoffene produsert av S-prosessen kan spores i stjerneatmosfæren: i tillegg til zirkonium , yttrium og teknetium ; spor av cyanogen og litium er også tilstede, om enn sjeldnere . Overflodene av karbon og oksygen ligner på vanlige kjemper. Disse to elementene kommer sammen i form av karbonmonoksid (CO). I normale stjerner forbruker ikke karbonoksidasjonsprosesser alt oksygenet som er fritt til å binde seg til titan for å danne titanoksid; i karbonstjerner er det derimot karbon som ikke blir fullstendig konsumert og danner diatomisk karbon (C 2 ); til slutt, i stjerner av S-type, er det bare knappe mengder karbon og oksygen som forbrukes i oksidasjonsprosessen. Dette indikerer tilstedeværelsen av stadig større mengder karbon i overgangen fra normale kjempestjerner til de av type S og fra disse til de av type C. Følgelig kan stjerner av S-typen betraktes som et mellomstadium mellom normale kjempestjerner og karbon stjerner [53] .
Eksempler: S Ursae Majoris , BD Camelopardalis MS og SC klasserStjerner i MS-klassen har mellomegenskaper mellom klasse M- og klasse S-stjerner. Tilsvarende har klasse SC-stjerner mellomegenskaper mellom klasse S- og klasse CN-stjerner. Derfor representerer sekvensen M → MS → S → SC → CN evolusjonsbanen inne i den asymptotiske grenen til gigantene : ettersom stjernen smelter sammen helium til karbon, øker overfloden av sistnevnte i atmosfærens stjerner.
Eksempler: R Serpentis (MS), ST Monocerotis (MS), CY Cygni (SC), BH Crucis (SC)Hvite dverger representerer den siste fasen av utviklingen av stjerner med lav og middels masse [54] . Disse, i de siste stadiene av sin kjempefase, blir svært ustabile og dette fører til at de driver ut sine ytterste lag , mens de inerte kjernene danner de hvite dvergene [55] . Ettersom de ikke lenger er gjenstand for kjernefysisk fusjon, har de ikke en autonom energikilde som kan motvirke gravitasjonskollapsen som de naturlig blir utsatt for [56] ; den eneste kraften som motsetter seg det er trykket fra degenererte elektroner . Videre gjennomgår de en progressiv, om enn veldig sakte, avkjøling.
Klasse DI den moderne stjerneklassifiseringen samles hvite dverger i klasse D (forkortelse for degenerert ), som er delt inn i underklassene DA, DB, DC, DO, DQ, DX og DZ, i henhold til den kjemiske sammensetningen av deres atmosfærer. Betydningen av bokstavene er som følger [57] :
Stjerneklassen etterfølges av et tall som indikerer overflatetemperaturen. Dette tallet er avrundingen på 50 400 / T eff , der T eff er den målte overflatetemperaturen i Kelvin. Opprinnelig ble tallet avrundet til sifrene fra 1 til 9, men nylig har også brøkverdier og tall mindre enn 1 og større enn 9 blitt introdusert [57] [58] .
Bokstaven D kan etterfølges av to eller flere av bokstavene som er oppført ovenfor, hvis stjernen viser spektralkarakteristikkene til mer enn én underklasse [57] :
Til slutt brukes bokstaven V for å indikere en variabel hvit dverg [57] :
Klassene P og Q brukes av og til for å klassifisere noen ikke-stjerneobjekter. Objekter av P-type er planetariske tåker , objekter av Q-type er novaer .
For å indikere noen særegenheter ved stjernespekteret, kan ytterligere nomenklatur legges til i form av små bokstaver [65] .
Kode | Spektral særegenhet |
---|---|
: | Spektralklasse usikker og/eller blandet |
... | Det er spektrale særegenheter som ikke er rapportert |
! | Spesielle funksjoner |
komp | Sammensatt spektrum |
Og | Utslippslinjer tilstede |
[Og] | "Forbudte" utslippslinjer tilstede |
eh | Sentrum av utslippslinjene er svakere enn marginene |
ep | Merkelige utslippslinjer |
ekv | Utslippslinjer med P Cygni- profil |
ev | Utslippslinjer som viser variasjon |
f | N III og He II utslippslinjer |
f * | Linjen N IV λ 4058 Å er sterkere enn de N III λ4634Å, λ4640Å, λ4642Å [66] |
f + | Det er utslippslinjene Si IV λ4089Å, λ4116Å så vel som de N III [66] |
(f) | N III-utslippslinjer er tilstede, He II-linjer er fraværende eller svake |
((f)) | Sterke He II-linjer og svake N III-linjer er tilstede [67] |
h | Wolf-Rayet-stjerne med hydrogenutslippslinjer [35] |
har | Wolf-Rayet-stjerne med hydrogenutslipp og absorpsjonslinjer [35] |
Han wk | Svake heliumlinjer |
k | Spektrum med absorpsjonslinjer på grunn av det interstellare mediet |
m | Sterke metalllinjer |
n | Utvidede absorpsjonslinjer på grunn av stjernens rotasjon |
nos | Svært brede linjer på grunn av stjernens høye rotasjonshastighet [68] |
neb | Stjernens spekter overlapper spekteret til en tåke |
s | Merkelig stjerne . |
pq | Et særegent spektrum, likt det for novaer |
q | Linjene skiftet mot rødt og blått |
s | Tynne absorpsjonslinjer |
ss | Svært tynne absorpsjonslinjer |
sh | Svært brede linjer, som i γ-variablene Cassiopeiae |
v | (eller også "var") Variabel stjerne |
w | (eller også "wl" og "wk") Svake linjer |
d Del | Kjempetype A eller F med svake H- og K-linjer av bestanden , som i prototypen δ Delphini |
d Sct | Stjerne av type A eller F med spektrum lik den korte periodevariabelen δ Scuti |
Kode | Hvis det er en unormal overflod av metaller i spekteret |
Ba | Meget sterke bariumlinjer |
Ca | Veldig sterke fotballlinjer |
Cr | Meget sterke kromlinjer |
Eu | Meget sterke europium linjer |
Han | Meget sterke heliumlinjer |
Hg | Meget sterke kvikksølvlinjer |
Mn | Meget sterke manganlinjer |
Jepp | Meget sterke silisiumlinjer |
Sr. | Meget sterke strontiumlinjer |
Tc | Meget sterke technetium linjer |
Kode | Spektrale særegenheter av hvite dverger |
: | Usikker klassifisering |
P. | Magnetiske hvite dverger med detekterbar polarisering |
Og | Utslippslinjer tilstede |
H. | Hvit magnetisk dverg uten detekterbar polarisering |
V. | Variabel |
PEC | Spektrale særegenheter |
For eksempel har Alioth spektralklasse A0pCr: dette indikerer at den har spektralklasse A0 med veldig sterke kromlinjer.
Stjerner kan klassifiseres av ethvert fotometrisk system . For eksempel er det mulig å utlede spektralklassen og lysstyrkeklassen til en stjerne på grunnlag av U − B og B − V- fargeindeksene til UBV-systemet . Denne prosedyren er imidlertid ikke helt nøyaktig fordi mange faktorer kan påvirke fargeindeksene: interstellar rødhet , fargevariasjoner på grunn av metallisitet , blanding av lyset fra stjerner som danner doble eller flere systemer .
Fotometrisk klassifisering kan gjøres mer presis ved å bruke flere og smalere båndfiltre. Ikke desto mindre vil klassifiseringen ved bruk av spektrallinjene alltid være mer presis enn den fotometriske. Sistnevnte kan imidlertid brukes når det ikke er nok tid til å oppnå nøyaktige spektre i nærvær av et høyt signal-til-støyforhold .