Sterreklassifikasie

Sterreklassifikasie is in die sterrekunde die indeling van sterre in spektraaltipes of -klasse volgens die spektrum van hul uitgestraalde lig. Die kleur van die lig wat ’n ster uitstraal, is ’n aanduiding van sy temperatuur. Spektraallyne (donker en ligte lyne) in hul spektrum toon verder uit watter elemente die ster bestaan of deur watter elemente die lig val.

Wanneer met die blote oog na sterre gekyk word, het hulle verskillende kleure; sommige is blouerig, ander rooier. ’n Ster stuur verskillende spektra van lig uit na gelang van sy massa en ouderdom, wat sy temperatuur beïnvloed. ’n 19de-eeuse stelsel om sterre in ’n alfabetiese volgorde volgens die soorte spektra te klassifiseer is aan die begin van die 20ste eeu deur die sterrekundige Annie Cannon aangepas en herrangskik na die letters W-O-B-A-F-G-K-M-R-N-S. Dit is die stelsel wat steeds in die Harvard-klassifikasie gebruik word.

Die meeste sterre word tans geklassifiseer as tipe O tot M. Hiervolgens is O-sterre die warmste en M-sterre die koudste. Die temperatuur van sterre daal geleidelik van W, O, B ens. na M. Wat kleur betref, is O blou, B blouwit, A wit, F geel-wit, G geel, K oranje en M rooi. Die kleur soos deur die waarnemer gesien kan egter hiervan verskil omdat die oënskynlike kleur ook beïnvloed word deur visuele toestande.

R-, N- en S-sterre is spesiale gevalle en is later bygevoeg. Dit dui nie op die temperatuur van die ster nie, maar op die chemiese samestelling daarvan. R- en N-sterre is koolstofsterre en by S-sterre is sterk bande van sirkoniummonoksied sigbaar naas die normale bande van titaniummonoksied. Nog later is ’n tipe W bygevoeg vir Wolf-Rayetsterre, warm sterre wat hul waterstof en helium verloor het, asook tipes L, T en Y (bruindwerge).

In die huidige klassifiseringstelsel, die Morgan-Keenan-stelsel, kan ’n Arabiese syfer tussen 0 en 9 ook by die letter gevoeg word; dit dui tiendes van die reeks tussen twee tipes aan, sodat A5 halfpad (vyf tiendes) is tussen A0 en F0. Sterre met ��n lae syfer is warmer as sterre met ’n hoë syfer binne dieselfde tipe. A2 is dus warmer as A6. Nog ’n dimensie wat in die Morgan-Keenan-stelsel gevoeg is, is die ligsterkte-klasse in die Romeinse syfers I, II, III, IV en V, wat die wydte van sekere absorpsielyne in die ster se spektrum uitdruk. Daar is gevind dat dié eienskap ’n algemene aanduiding is van die ster se grootte en dus van die algehele ligsterkte van die ster. Tipe I word in die algemeen superreuse genoem, tipe III reuse en tipe V dwerge of, meer korrek, hoofreekssterre. Ons son is byvoorbeeld spektraaltipe G2V, wat geïnterpreteer kan word as "’n geeldwerg wat twee tiendes na oranje neig". Die oënskynlik helderste ster, Sirius, is ’n tipe A1V.

Sterre se atmosfeer wissel in temperatuur van sowat 2 000 tot 40 000 kelvin. Die Harvard-klassifikasie is ’n eendimensionele stelsel waarin die sterre van warm tot koud gerangskik word, soos in die volgende tabel:

Klas	Oppervlaktemperatuur[1] (kelvin)	Konvensionele kleurbeskrywing	Werklike skynbare kleur[2][3]	Massa[1] (sonmassas)	Radius[1] (sonradiusse)	Ligsterkte[1] (bolometries)	Waterstof- lyne	% van alle hoofreekssterre
O	≥ 33 000 K	blou	blou	≥ 16 M☉	≥ 6,6 R☉	≥ 30 000 L☉	Swak	~0,00003%
B	10 000–33 000 K	blou-wit	diep blou-wit	2,1–16 M☉	1,8–6,6 R☉	25–30 000 L☉	Medium	0,13%
A	7 500–10 000 K	wit	blou-wit	1,4–2,1 M☉	1,4–1,8 R☉	5–25 L☉	Sterk	0,6%
F	6 000–7 500 K	geel-wit	wit	1,04–1,4 M☉	1,15–1,4 R☉	1,5–5 L☉	Medium	3%
G	5 200–6 000 K	geel	geel-wit	0,8–1,04 M☉	0,96–1,15 R☉	0,6–1,5 L☉	Swak	7,6%
K	3 700–5 200 K	oranje	vaal geel-oranje	0,45–0,8 M☉	0,7–0,96 R☉	0,08–0,6 L☉	Baie swak	12,1%
M	2 000–3 700 K	rooi	ligte oranje-rooi	≤ 0,45 M☉	≤ 0,7 R☉	≤ 0,08 L☉	Baie swak	76,45%
L	1 300–2 000 K	rooi-bruin	skarlaken	Onbekend	Onbekend	Onbekend	UIters swak
T	700–1 300 K	bruin	magenta[4][5][6]	Onbekend	Onbekend	Onbekend	Uiters swak
Y	≤ 700 K	donkerbruin	donkerpers	Onbekend	Onbekend	Onbekend	Uiters swak

Die massa, radius en helderheid vir elke klas is net van toepassing op sterre in die hoofreeks-tydstip van hul lewensduur en dus nie vir rooi reuse nie.

Die Yerkes-klassifikasie, ook bekend as die MK-stelsel na aanleiding van die skeppers daarvan in 1943, William Wilson Morgan en Philip Childs Keenan^[7] van die Yerkes-sterrewag van die Universiteit van Chicago, is ’n tweedimensionele stelsel wat gebaseer is op spektraallyne wat sensitief is vir stertemperatuur en oppervlakswaartekrag, wat verband hou met ligsterkte.

Aangesien die radius van ’n reusester baie groter is as dié van ’n dwergster as hul massas min of meer dieselfde is, is die swaartekrag en dus die gasdigtheid op die oppervlak van ’n reusester baie laer as op ’n dwergster. Hierdie verskille kan gesien word in die vorm van ligsterkte-effekte wat beide die breedte en intensiteit van die spektraallyne beïnvloed, wat dan gemeet kan word.

’n Paar ligsterkteklasse word onderskei:

• 0 hiperreuse
• I superreuse
  • Ia-0 (hiperreuse of geweldig helder superreuse (latere byvoeging)), voorbeeld: Eta Carinae
  • Ia (helder superreuse), voorbeeld: Deneb (spektrum is A2Ia)
  • Iab (intermediêre helder superreuse), voorbeeld: Betelgeuse (spektrum is M2Iab)
  • Ib (minder helder superreuse)
• II helder reuse
  • IIa, voorbeeld: Beta Scuti (HD 173764) (spektrum is G4 IIa)
  • IIab, voorbeeld: HR 8752 (spektrum is G0Iab:)
  • IIb, voorbeeld: HR 6902 (spektrum is G9 IIb)
• III normale reuse
  • IIIa, voorbeeld: Rho Persei (spektrum is M4 IIIa)
  • IIIab, voorbeeld: δ Reticuli (spektrum is M2 IIIab)
  • IIIb, voorbeeld: Pollux (spektrum is K2 IIIb)
• IV subreuse
  • IVa, voorbeeld: Epsilon Reticuli (spektrum is K1-2 IVa-III)
  • IVab
  • IVb, voorbeeld: HR 672 A (spektrum is G0.5 IVb)
• V hoofreekssterre (dwerge)
  • Va, voorbeeld: AD Leonis (spektrum M4Vae)
  • Vab^[8]
  • Vb, voorbeeld: 85 Pegasi A (spektrum G5 Vb)
  • "Vz", voorbeeld: LH10 : 3102 (spektrum is O7 Vz)
• VI subdwerge. Subdwerge word gewoonlik aangedui met "sd" en ekstreme dwerge met "esd" voor die spektrum.
  • sd, voorbeeld: SSSPM J1930-4311 (spektrum sdM7)
  • esd, voorbeeld: APMPM J0559-2903 (spektrum esdM7)
• VII (ongewoon) witdwerge. Wit dwerge word aangedui met die voorvoegsel wD of WD.

Daar word voorsiening gemaak vir grensgevalle; ’n ster wat as Ia-0 geklassifiseer is, sal ’n baie helder superreus wees, amper ’n hiperreus. Hier onder is voorbeelde. Die spektraaltipe van die ster is nie ’n faktor nie.

Grensgeval-simbole	Voorbeeld	Verduideliking
-	G2 I-II	’n Ster is tussen ’n superreus en helder reus.
+	O9.5 Ia+	’n Ster is ’n hiperreus.
/	F2 IV/V	’n Ster is óf ’n subdwerg of dwerg.

Klas O-sterre is baie warm en helder. Hulle is blouerig; eintlik val die grootste deel van hul lig in die ultraviolet-reeks. Hulle is die skaarsste van die hoofreekssterre – net sowat 1 uit 3 miljoen. Van die grootste sterre is van dié spektraaltipe. O-sterre is so warm dat dit moeilik is om hul spektra te meet. Hul ligsterkte is tot ’n miljoen keer hoër as die son s’n.

Hierdie sterre het dominante lyne van die absorpsie en soms die emissie van He II-lyne, prominente geïoniseerde (Si IV, O III, N III en C III) en neutrale helium-lyne, wat sterker word van O5 tot O9, en prominente waterstof-Balmer-lyne, hoewel nie so sterk as in latere tipes nie. Omdat klas O-sterre so enorm is, het hulle baie warm kerne en gebruik hulle gou hul waterstof-brandstof op; dus is hulle die eerste sterre wat die hoofreeks verlaat. Onlangse waarnemings by die Spitzer-ruimteteleskoop dui daarop dat planete nie om ander sterre in die omgewing van ’n klas O-ster vorm nie weens die elektromagnetiese straling.^[9]

Toe die MK-klassifikasie die eerste keer in 1943 beskryf is, was die enigste subtipes van klas O wat gebruik is O5 tot O9,5.^[10] In 1978 is dit uitgebrei tot O4,^[11] en later is tipes O2, O3 en O3,5 bygevoeg. O3-sterre is die warmste bekende sterre met ’n konvensionele struktuur.^[12]

Voorbeelde: Zeta Orionis, Zeta Puppis, Lambda Orionis, Delta Orionis, Theta¹ Orionis C, HD 93129A.

Klas B-sterre is baie helder en blou van kleur. Hul spektra het neutrale helium- en gematigde waterstoflyne. Geïoniseerde-metaal-lyne sluit in Mg II en Si II. Waterstofabsorpsielyne raak al hoe sterker namate die onderverdelings skuif van 0 tot 9. Soms is daar ook waterstofemissielyne teenwoordig, wat dui op ’n yl atmosfeer. Die sterre neig om in swerms voor te kom en kan van ver af gesien word. Omdat O- en B-sterre so kragtig is, bestaan hulle net vir ’n relatief kort tyd en dus skuif hulle nie ver weg van die area waarin hulle ontstaan het nie. Sowat 1 uit 800 (0,125%) van die hoofreekssterre in die son se omgewing val in Klas B.

Voorbeelde: Rigel, Spica, die helderste Plejades, VV Cephei B, Algol A.

Klas A-sterre is van die mees algemene sterre wat met die blote oog gesien kan word en is wit tot blou-wit. Hulle het sterk waterstoflyne (met ’n maksimum by A0) en ook lyne van geïoniseerde metale (Fe II, Mg II en Si II) met ’n maksimum by A5. ’n Merkbaar groter voorkoms van Ca II-lyne is van dié punt af sigbaar. Sowat 1 uit 160 (0,625%) van die hoofreekssterre in die son se omgewing val in klas A.

Voorbeelde: Sirius, Deneb, Altair, Vega.

Klas F-sterre het versterkende H- en K-lyne van kalsium II. Neutrale metale (Fe I, Cr I) begin geïoniseerde metale verbysteek teen laat F. Hul spektra word gekenmerk deur die swakker waterstoflyne en geïoniseerde metale. Klas F-sterre is wit en maak sowat 1 uit 33 (3,03%) van die hoofreekssterre in die son se omgewing uit.

Voorbeelde: Alrakis, Canopus, Dubhe B, Polaris, Procyon, Delta Canis Majoris.

Klas G-sterre is waarskynlik die bekendste, al is dit net omdat die son een is. Sowat een uit 13 (7,69%) van die hoofreekssterre in die son se omgewing is klas G-sterre.

Opmerklik hier is die H- en K-lyne van Ca II, wat die prominentste is by G2. Hulle het selfs swakker waterstoflyne as F, maar saam met die geïoniseerde metale het hulle neutrale metale. Twee soorte G-sterre word onderskei: dié met talle fyn absorpsielyne is reuse met baie lae druk in hul atmosfeer, en dié met breër absorpsielyne soos die son is dwerge met hoë druk. Superreuse wissel dikwels tussen O of B (blou) en K of M (rooi). Hulle bly egter nie lank in klas G nie, want dit is ’n uiters onstabiele plek vir ’n superreus om te wees.

Voorbeelde: Son, Alpha Centauri A, Capella, Tau Ceti, Kepler-22.

Klas K bevat oranjerige sterre wat effens kouer as ons son is. Sommige K-sterre is reuse en superreuse, soos Arcturus, terwyl oranjedwerge soos Alpha Centauri B hoofreekssterre is. Hulle het uiters swak waterstoflyne, indien enige, en meestal neutrale metale (Mn I, Fe I, Si I).

Teen laat K raak molekulêre bande van titaniumoksied teenwoordig. Sowat een uit agt (12,5%) van die hoofreekssterre in die son se omgewing is klas K-sterre.

Voorbeelde: Alpha Centauri B, Epsilon Eridani, Arcturus, Aldebaran, Algol B.

Klas M is verreweg die algemeenste klas. Sowat 76,02% van die hoofreekssterre in die son se omgewing is in dié klas. Dit styg tot 78,6% as alle sterre in aanmerking geneem word. Omdat hoofreekssterre in klas M so ’n lae ligsterkte het, kan geeneen van hulle met die blote oog gesien word nie.

Hoewel die meeste klas M-sterre rooidwerge is, bevat dié klas ook die meeste reuse en ’n paar superreuse soos Antares en Betelgeuse. Die laat M-groep bevat warmer bruindwerge wat bo die L-spektrum is. Dit is gewoonlik in die reeks van M6,5 tot M9,5. Die spektrum van ’n M-ster toon lyne van oksiedmolekules, veral TiO. Waterstoflyne is gewoonlik afwesig, behalwe by veranderlike sterre waar dit in sekere fases van die veranderlikheid verskyn. Vanadiummonoksiedbande raak teenwoordig by laat M.

Voorbeelde: VY Canis Majoris (hiperreus), Betelgeuse, Antares (superreuse), Rasalgethi, Beta Pegasi (reuse), Proxima Centauri, Barnard se Ster, Gliese 581, AD Leonis (rooidwerge), LEHPM 2-59 (subdwerg) en APMPM J0559-2903 (ekstreme subdwerg).

Bruindwerge behoort tot hierdie drie klasse.

’n Paar nuwe spektraaltipes is in gebruik geneem met die ontdekking van nuwe soorte sterre.^[13]

Spektra van sommige baie warm en blouerige sterre toon aansienlike emissielyne van koolstof of stikstof, of soms suurstof.

Klas W of WR verteenwoordig die superhelder Wolf-Rayetsterre, ongewoon omdat hulle meestal helium in hul atmosfeer het in plaas van waterstof. Daar word geglo hulle is sterwende superreuse waarvan die waterstoflaag weggeblaas is deur sterrewinde, wat veroorsaak word deur hul hoë temperature, en dat hul warm heliumdop so ontbloot word. Klas W word in subklasse verdeel:

WN (WNE vroeë tipe, WNL laat tipe) en WC (WCE vroeë tipe, WCL laat tipe en uitgebreide klas WO), volgens die dominansie van stikstof- en koolstof-emissielyne in hul spektra (en buitenste lae).^[14]

Tussen die ware Wolf-Rayet- en gewone warm sterre van klasse O en vroeë B is daar OC-, ON-, BC- en BN-sterre. Dit lyk of hulle ’n voortsetting van die Wolf-Rayets na die gewone OB's is.

Voorbeelde: HD 152249 (OC), HD 105056 (ON), HD 2905 (BC) en HD 163181 (BN).

Die solidussterre is sterre met O-tipe spektra en ’n WN-volgorde in hul spektra. Die naam kom van "solidus" of "skuinsstreep" omdat ’n skuinsstreep in hul naam voorkom.

Voorbeeld: Of/WNL^[15]

Hulle is O-sterre met sterk magnetiese velde en word aangedui met Of?p^[15]

In lyste van spektra kan "spektrum OB" voorkom. Dit is nie werklik ’n spektrum nie; dit beteken dat die ster se spektrum onbekend is, maar dit behoort tot ’n OB-assosiasie, daarom is dit óf ’n klas O- óf ’n klas B- of dalk ’n taamlik warm klas A-ster.

Die nuwe spektraaltipes L en T is geskep om infrarooi-spektra of koue sterre te klassifiseer. Dit sluit beide rooi en bruindwerge in, wat baie dof in die visuele spektrum is. Die hipotetiese spektraaltipe Y word in reserwe gehou vir voorwerpe wat kouer as T-dwerge is en spektrale eienskappe besit wat hulle van T-dwerge onderskei.^[16]

Klas D (vir gedegenereerde) is die moderne klassifikasie vir witdwerge – sterre met ’n lae massa wat geen kernfusie meer ondergaan nie. Hulle het gekrimp tot die grootte van ’n planeet en is besig om stadigaan af te koel. Die klas word verder onderverdeel in spektraaltipes DA, DB, DC, DO, DQ, DX en DZ. Die letters dui nie op die hoofklassifisering van sterre nie, maar dui die samestelling aan van die witdwerg se sigbare buitelaag of atmosfeer.

Die tipes witdwerge is soos volg:^[17]

• DA: ’n waterstofryke atmosfeer of buitenste laag, aangedui deur sterk waterstof-Balmer-lyne.
• DB: ’n heliumryke atmosfeer, aangedui deur neutrale He I-lyne.
• DO: ’n heliumryke atmosfeer, aangedui deur geïoniseerde He II-lyne.
• DQ: ’n koolstofryke atmosfeer, aangedui deur atomiese of molekulêre C-lyne.
• DZ: ’n metaalryke atmosfeer, aangedui deur metaallyne (’n samesmelting van die verouderde witdwerg-spektraaltipes DG, DK en DM).
• DC: geen sterk spektrumlyne wat een van die bogenoemde kategorieë aandui nie.
• DX: Spektrumlyne is nie duidelik genoeg om die ster in een van die bogenoemde kategorieë te klassifiseer nie.

Die tipe word gevolg deur ’n syfer wat die dwerg se oppervlaktemperatuur aandui. Die syfer is ’n afgeronde vorm van 50400/T_eff, waar T_eff die effektiewe oppervlaktemperatuur is, gemeet in kelvin.

Meer as twee van die letters kan gebruik word om aan te dui dat die dwerg meer as een van bogenoemde eienskappe het. Die letter V kan ook gebruik word om ’n veranderlike witdwerg aan te dui.^[17]

Uitgebreide witdwerg-spektraaltipes:^[17]

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

Pulserende-ster-tipes:

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

Ten laaste word klasse P en Q soms gebruik vir sekere niestellêre voorwerpe. Tipe P-voorwerpe is planetêre newelvlekke en tipe Q is novas (veranderlike sterre wat skielik in helderte toeneem en daarna weer verdof).

Hierdie voorwerpe is nie sterre nie, maar oorblyfsels van sterre. Hulle is baie dowwer en as hulle op die Hertzsprung-Russell-diagram geplaas sou word, sou hulle verder in die onderste linkerhoek voorgekom het.^[23]

Byvoegings, veral kleinletters, kan volg op die spektraaltipe om besondere eienskappe in die spektrum aan te dui.^[24]

Kode	Eienskap
:	Gemengde en/of onsekere spektrale waarde
…	Onbeskrewe eienaardighede bestaan
!	Spesiale eienaardighede
comp	Gemengde spektrum
e	Emissielyne teenwoordig
[e]	"Verbode" emissielyne teenwoordig
er	"Omgekeerde" middel van emissielyne swakker as kante
ep	Emissielyne met eienaardigheid
eq	Emissielyne met P Cygni-profiel
ev	Spektrale emissie wat veranderlikheid toon
f	N III- en He II-emissie
f*	NIV λ4058Å is sterker as die NIII λ4634Å-, λ4640Å- & λ4642Å-lyne[25]
f+	SiIV λ4089Å & λ4116Å is emissies bykomend tot die NIII-lyn[25]
(f)	N III-emissie, afwesige of swak absorpsie van He II
((f))	Toon sterk HeII-absorpsie en swak NIII-emissies[26]
h	WR-sterre met emissielyne vanweë waterstof.[14]
ha	WR-sterre met waterstofemissies gesien op beide absorpsie en emissie.[14]
He wk	Swak He-lyne
k	Spektra met interstellêre absorpsie-eienskappe
m	Versterkte metaaleienskappe
n	Breë newelagtige absorpsielyne vanweë tolling
nn	Baie breë newelagtige absorpsielyne vanweë vinnige tolling
neb	’n Newelvlek se spektrum met ster s’n vermeng
p	Ongespesifiseerde eienaardigheid, eienaardige ster.
pq	Eienaardige spektrum, soortgelyk aan die spektrum van novae (nuwe sterre)
q	Rooi en blou verskuiwingslyne teenwoordig
s	Skerp sentrumlyne
ss	Baie skerp sentrumlyne
sh	Eienskappe van ’n Gamma Cassiopeiae- veranderlike ster (shell star)
v	Veranderlike spektrumeienskap (ook "var")
w	Swak lyne (ook "wl" & "wk")
d Del	Tipe A- en F-reuse met swak kalsiumlyne soos in die prototipe Delta Delphini
d Sct	Tipe A- en F-sterre met ’n spektrum soortgelyk aan dié van kortperiode-veranderlike-ster Delta Scuti
Kode	Spektrum toon besonder sterk metaaleienskappe
Ba	Abnormaal sterk barium
Ca	Abnormaal sterk kalsium
Cr	Abnormaal sterk chroom
Eu	Abnormaal sterk europium
He	Abnormaal sterk helium
Hg	Abnormaal sterk kwik
Mn	Abnormaal sterk mangaan
Si	Abnormaal sterk silikon
Sr	Abnormaal sterk stronsium
Tc	Tegnesium is teenwoordig
Kode	Spektrale eienaardighede vir witdwerge
:	Onsekere klassifikasie
P	Magnetiese witdwerg met waarneembare polarisasie
E	Emissielyne teenwoordig
H	Magnetiese witdwerg sonder waarneembare polarisasie
V	Veranderlike
PEC	Spektrale eienaardighede bestaan

Voorbeeld: Epsilon Ursae Majoris word gelys as spektraaltipe A0pCr, wat beteken dit is ’n A0-ster met sterk emissielyne van die element chroom. Daar is verskeie klasse van sterre waar die spektraallyne van verskeie elemente abnormaal sterk vertoon.

• Sterrekundeportaal

• Van Zyl, J.E. Ontsluier die Heelal, 'n Inleiding tot Sterrekunde, Protea Boekhuis, 2de uitg., Pretoria, 2002. ISBN 1-919825-44-4

• Libraries of stellar spectra, D. Montes, UCM
• Webfooted Astronomer Geargiveer 14 Maart 2012 op Wayback Machine
• The rate of period change in pulsating DB white dwarf stars, A. H. Corsico, L. G. Althaus
• Stellar Spectral Classification, Richard O. Gray en Christopher J. Corbally Geargiveer 31 Oktober 2010 op Wayback Machine
• Hierdie artikel is vertaal uit die Engelse Wikipedia