Dalam astronomi , klasifikasi bintang adalah klasifikasi bintang berdasarkan mereka spektral karakteristik. Kelas spektrum suatu bintang adalah kelas yang ditunjuk bintang menggambarkan ionisasi dari yang kromosfer , apa atom Eksitasi yang paling menonjol di dalam terang, memberikan ukuran yang obyektif dari suhu dalam kromosfer. Cahaya dari bintang dianalisis dengan pemisahan itu oleh seorang difraksi kisi , pengelompokan yang masuk foton menjadi spektrum yang menunjukkan pelangi warna diselingi oleh garis penyerapan , setiap baris menunjukkan tertentu ion dari suatu tertentu unsur kimia . Kehadiran unsur kimia tertentu di seperti spektrum absorpsi terutama menunjukkan bahwa kondisi suhu yang cocok untuk eksitasi tertentu dari unsur ini. Jika suhu bintang telah ditentukan oleh mayoritas garis penyerapan, absen tidak biasa atau kekuatan dari baris untuk elemen tertentu dapat mengindikasikan komposisi kimia yang tidak biasa kromosfer.
Kebanyakan bintang saat ini diklasifikasikan dengan menggunakan huruf O, B, A, F, G, K, dan M (biasanya hafal dengan astrofisikawan sebagai "Oh, menjadi seorang gadis baik-baik saja / orang, cium aku"), dimana O adalah bintang terpanas dan urutan surat menunjukkan pendingin bintang berturut-turut sampai dengan kelas M paling keren. Menurut tradisi informal, bintang O disebut "biru", B "biru-putih", Sebuah bintang "putih", F bintang "kuning-putih", G bintang "kuning", K bintang "oranye", dan bintang-bintang M " "merah, meskipun warna bintang yang sebenarnya dirasakan oleh seorang pengamat mungkin menyimpang dari warna-warna ini tergantung pada kondisi visual dan individu bintang diamati. Skema non-abjad saat ini dikembangkan dari skema sebelumnya menggunakan semua huruf dari A ke O, surat-surat lama ditahan tapi kelas bintang itu kembali diperintahkan dalam urutan suhu sekarang ketika hubungan antara bintang 'kelas dan suhu menjadi jelas. Sebuah kelas beberapa bintang dijatuhkan sebagai duplikat dari orang lain.
Dalam sistem klasifikasi bintang saat ini, sistem Morgan-Keenan, huruf spektrum ditingkatkan oleh angka dari 0 to 9 / 10 menunjukkan rentang antara dua kelas bintang, sehingga A5 adalah 5 / 10 antara A0 dan F0, tetapi A2 adalah dua persepuluh dari rentang penuh dari A0 ke F0. Rendah nomor bintang di kelas yang sama lebih panas. Dimensi lain yang disertakan dalam sistem Morgan-Keenan adalah kelas luminositas dinyatakan oleh angka Romawi I, II, III, IV dan V, mengungkapkan lebar garis penyerapan tertentu dalam spektrum bintang. Telah terbukti bahwa fitur ini adalah ukuran umum ukuran bintang, dan dengan demikian dari output total dari luminositas bintang. Kelas I umumnya supergiants disebut, kelas III hanya raksasa dan kelas V baik kerdil atau utama urutan bintang lebih baik. Sebagai contoh kita Matahari memiliki tipe spektral G2V, yang mungkin ditafsirkan sebagai "'kuning' dua persepuluh urutan sebuah jeruk 'utama' menuju bintang". Ternyata bintang yang paling terang Sirius telah A1V tipe.

Isi [hide] 1 Secchi kelas 2 Klasifikasi Harvard spektral 2.1 Spektrum gambar oleh Harvard kelas spektral 2.2 konvensional dan jelas warna 3 Klasifikasi Yerkes spectral 4 spektral jenis 4.1 Kelas O 4.2 Kelas B 4.3 Kelas A 4.4 Kelas F 4.5 Kelas G 4.6 Kelas K 4.7 Kelas M 5 tipe spektrum Extended 5.1 Hot emisi kelas bintang biru Kelas 5.1.1 W: Wolf-Rayet 5.1.2 Kelas OC, ON, SM, BN: Wolf-Rayet O terkait dan bintang-bintang B 5.1.3 The "Slash" bintang 5.1.4 Bintang-bintang Magnetic O 5.1.5 The "kelas" OB 5.2 Cool cokelat kerdil kelas dan merah 5.2.1 Kelas L Kelas 5.2.2 T: metana dwarf 5.2.3 Kelas Y 5.3 Karbon terkait akhir kelas bintang raksasa 5.3.1 Kelas C: bintang karbon 5.3.2 Class S 5.3.3 Kelas MS dan SC: karbon perantara kelas terkait 5.4 Putih kerdil klasifikasi 5,5 bintang spektral Non-jenis: Kelas P & T 6 spektral kekhasan 7 Photometric klasifikasi 8 Lihat juga 9 Catatan 10 Referensi 11 Pranala luar

[ sunting ] kelas Secchi

Selama 1860-an dan 1870-an, perintis bintang spectroscopist Bapa Angelo Secchi menciptakan kelas Secchi untuk mengklasifikasikan spektrum diamati. Pada 1866, ia telah mengembangkan tiga kelas spektrum bintang: ^{[1] [2] [3]}

• Kelas I: bintang putih dan biru dengan luas berat garis hidrogen , seperti Vega dan Altair . Ini termasuk kelas modern A dan kelas awal F.
  

  Kelas I, Orion subtipe: subtype kelas I dengan garis sempit di tempat band lebar, seperti Rigel dan Bellatrix . Dalam istilah modern, hal ini sesuai dengan bintang B-tipe awal.





• Kelas II: kuning bintang-hidrogen kurang kuat, tapi garis metalik jelas, seperti Sun , Arcturus dan Capella . Ini termasuk kelas modern G dan K serta kelas akhir F.




• Kelas III: oranye dengan bintang merah dengan spektrum band kompleks, seperti Betelgeuse dan Antares . Ini sesuai dengan kelas modern M.

Pada tahun 1868, ia menemukan bintang karbon , yang ia dimasukkan ke dalam kelompok yang berbeda: ^[4]

• Kelas IV: bintang merah dengan signifikan karbon band dan baris (bintang karbon.)

Pada tahun 1877, ia menambahkan kelas kelima: ^[5]

• Kelas V: emisi-garis bintang, seperti γ Cassiopeiae dan Sheliak .

Pada akhir 1890-an, klasifikasi ini mulai digantikan oleh klasifikasi Harvard, yang dibahas dalam sisa artikel ini. ^{[6] [7]}

[ sunting ] spektral klasifikasi Harvard

Sistem klasifikasi Harvard merupakan skema klasifikasi satu-dimensi. Bintang bervariasi dalam temperatur permukaan dari sekitar 2-40 KK (2.000 sampai 40.000 kelvin ). Secara fisik, kelas menunjukkan suhu atmosfer bintang dan biasanya terdaftar dari terpanas untuk terdingin, seperti yang dilakukan pada tabel berikut:

Kelas	Suhu [8] ( kelvin )	Konvensional warna	Warna semu [9] [10] [11]	Mass [8] ( massa matahari )	Radius [8] ( jari-jari surya )	Luminositas [8] (Bolometric)	Hidrogen baris	Fraksi dari semua bintang deret utama [12]
O	≥ 33.000 K	biru	biru	≥ 16 M ☉	≥ 6.6 R ☉	≥ 30.000 L ☉	Lemah	~ 0,00003%
B	10,000-33,000 K	biru ke putih biru	biru putih	2,1-16 M ☉	1,8-6,6 R ☉	25-30,000 L ☉	Medium	0,13%
A	7,500-10,000 K	putih	putih putih biru	1,4-2,1 M ☉	1,4-1,8 R ☉	5-25 L ☉	Kuat	0,6%
F	6,000-7,500 K	putih kekuningan	putih	1,04-1,4 M ☉	1,15-1,4 R ☉	1,5-5 L ☉	Medium	3%
G	5,200-6,000 K	kuning	putih kekuningan	0,8-1,04 M ☉	0,96-1,15 R ☉	0,6-1,5 L ☉	Lemah	7,6%
K	3,700-5,200 K	jeruk	kuning oranye	0,45-0,8 M ☉	0,7-0,96 R ☉	0,08-0,6 L ☉	Sangat lemah	12,1%
M	≤ 3.700 K	merah	oranye merah	≤ 0,45 M ☉	≤ 0,7 R ☉	≤ 0,08 L ☉	Sangat lemah	76,45%

Massa, radius, dan luminositas tercantum untuk masing-masing kelas yang sesuai hanya untuk bintang di deret utama bagian dari kehidupan mereka dan sehingga tidak cocok untuk raksasa merah . Kelas-kelas spektral O melalui M dibagi oleh angka Arab (0-9). Sebagai contoh, A0 menunjukkan bintang terpanas di kelas A dan A9 menunjukkan yang paling keren. Matahari diklasifikasikan sebagai G2.

Klasifikasi di Katalog Draper dari Spectra Stellar ^{[13] [14]}

Secchi	Pedagang kain	Komentar
Aku	A, B, C, D	garis Hidrogen dominan.
II	E, F, G, H, I, K, L
III	M
IV	N	Tidak muncul di katalog.
	O	Wolf-Rayet spektrum dengan garis terang.
	P	Planetary nebula.
	Q	Lain spektra.

Alasan untuk pengaturan aneh huruf adalah sejarah. Sebuah klasifikasi awal spektrum oleh Angelo Secchi di bintang dibagi 1860 menjadi mereka dengan garis-garis menonjol dari hidrogen deret Balmer (kelompok I, dengan subtipe mewakili banyak bintang di Orion ); mereka dengan spektrum yang, seperti Matahari, menunjukkan kalsium dan natrium baris (kelompok II); bintang berwarna yang menunjukkan pita spektrum lebar (kelompok III); karbon (bintang kelompok IV). dan ^[15] Pada tahun 1880-an, para astronom Edward C. Pickering mulai melakukan survei spektrum bintang di di Harvard College Observatory , menggunakan metode-prisma objektif. Hasil pertama dari pekerjaan ini adalah Katalog Draper dari Stellar Spectra, diterbitkan pada tahun 1890. Williamina Fleming diklasifikasikan sebagian besar spektrum dalam katalog ini. Ini digunakan skema di mana sebelumnya digunakan Secchi kelas (I sampai IV) dibagi ke dalam kelas yang lebih spesifik, mengingat surat dari A sampai N. Juga, surat O, P dan Q digunakan, O untuk bintang yang spektra terutama terdiri dari garis terang, P untuk nebula planet, dan Q untuk bintang tidak sepatutnya menjadi kelas lain. ^{[13] [14]}
Pada tahun 1897, pekerja lain di Harvard, Antonia Maury , menempatkan Orion subtipe kelas Secchi saya menjelang sisa Secchi kelas I, sehingga menempatkan tipe B di depan modern jenis modern A. Dia adalah yang pertama untuk melakukannya, meskipun dia tidak menggunakan jenis spektrum berhuruf, melainkan serangkaian 22 jenis nomor dari I ke XXII. ^{[16] [17]} Pada tahun 1901, Annie Jump Cannon kembali ke jenis berhuruf, tapi menjatuhkan semua huruf kecuali O, B, A, F, G, K, dan M, digunakan dalam rangka itu, serta untuk nebula planet P dan Q untuk beberapa spektra aneh. Dia juga digunakan jenis seperti B5A untuk setengah bintang antara jenis B dan A, F2G untuk bintang seperlima dari jalan dari F ke G, dan sebagainya. ^{[18] [19]} Akhirnya, tahun 1912, Cannon telah berubah jenis B, A, B5A, F2G, dll untuk B0, A0, B5, F2, dll ^{[20] [21]} ini pada dasarnya adalah bentuk modern dari sistem klasifikasi Harvard.
Fakta bahwa klasifikasi Harvard bintang menunjukkan permukaannya suhu tidak sepenuhnya dipahami sampai setelah perkembangannya. Pada 1920-an, fisikawan India Meghnad Saha yang berasal teori ionisasi dengan memperluas ide-dikenal baik di kimia fisik berkaitan dengan disosiasi molekul ionisasi atom. Pertama diterapkan pada kromosfer matahari, ia kemudian diterapkan ke spektra bintang. ^[22] Astronom Harvard Helena Cecilia Payne (kemudian menjadi Cecilia Payne-Gaposchkin ) maka menunjukkan bahwa urutan spektral OBAFGKM sebenarnya urutan suhu. ^[23] Karena urutan klasifikasi mendahului pemahaman kita bahwa itu adalah urutan suhu, penempatan spektrum menjadi subtipe tertentu, seperti B3 atau A7, tergantung pada (sebagian besar subjektif) perkiraan kekuatan fitur penyerapan dalam spektrum bintang. Akibatnya, subtipe ini tidak merata dibagi menjadi apapun interval representable matematis.
O, B, dan A bintang kadang-kadang menyesatkan disebut "tipe dini", sementara K dan M bintang-bintang dikatakan "tipe terlambat". Ini berasal dari abad ke-20 model awal evolusi bintang di mana bintang-bintang didukung oleh kontraksi gravitasi melalui mekanisme Kelvin-Helmholtz di mana bintang-bintang memulai kehidupan mereka sebagai sangat panas awal "tipe bintang", dan kemudian secara bertahap dingin, dengan demikian berkembang menjadi " an ketik "bintang-bintang. Mekanisme ini memberikan umur matahari yang jauh lebih kecil dari apa yang diamati, dan telah dianggap usang oleh penemuan bahwa bintang-bintang yang didukung oleh fusi nuklir . Namun, katai coklat, energi yang berasal dari gravitasi daya tarik sendiri, keren dengan bertambahnya usia mereka dan kemajuan untuk kemudian jenis spektral. Massa tertinggi katai coklat memulai kehidupan mereka dengan spektrum M-jenis dan akan mendinginkan melalui L, T, dan kelas Y spektral.

[ sunting ] gambar Spektrum oleh Harvard kelas spektral

[ sunting ] dan jelas warna Konvensional

Deskripsi warna konvensional tradisional dalam astronomi, dan merupakan warna relatif terhadap warna rata-rata bintang kelas A yang dianggap putih. Warna semu ^[9] deskripsi adalah apa pengamat akan melihat apakah mencoba untuk menggambarkan bintang-bintang di bawah langit gelap tanpa bantuan ke mata, atau dengan teropong. warna tabel yang digunakan adalah D65 warna standar, yang adalah apa yang akan Anda lihat jika cahaya bintang akan sangat diperbesar dan diproyeksikan ke kertas putih, kemudian diamati di siang hari biasa. ^[24] Sebagian besar bintang-bintang di langit, kecuali yang terang, tampak putih atau putih kebiruan dengan mata telanjang karena mereka terlalu redup untuk penglihatan warna untuk bekerja.
Matahari sendiri adalah putih. Kadang-kadang disebut bintang kuning (spektroskopis, relatif terhadap Vega), dan mungkin tampak kuning atau merah (dilihat melalui atmosfer), atau tampak putih (dilihat saat terlalu terang bagi mata untuk melihat warna apapun). gambar Astronomi sering menggunakan berbagai warna berlebihan (sebagian didirikan pada pengamatan kondisi cahaya redup, sebagian dalam konvensi). Tapi intrinsik sendiri warna Sun adalah putih (selain dari bintik matahari), tanpa jejak warna, dan mendekati suatu benda hitam dari 5780 K (lihat temperatur warna ). Hal ini merupakan konsekuensi alami dari evolusi indra optik kami: kurva respons yang memaksimalkan efisiensi keseluruhan terhadap cahaya matahari akan menurut definisi melihat Matahari sebagai putih. Matahari dikenal sebagai bintang tipe G.

[ sunting ] Klasifikasi Yerkes spectral

Spektral klasifikasi Yerkes, juga disebut sistem MKK dari penulis inisial, adalah sebuah sistem klasifikasi spektral bintang diperkenalkan pada tahun 1943 oleh William Wilson Morgan , Phillip C. Keenan , dan Edith Kellman dari Observatorium Yerkes . ^[25] Ini dua dimensi ( suhu dan luminositas ) skema klasifikasi didasarkan pada garis spektrum sensitif terhadap suhu bintang dan gravitasi permukaan yang berhubungan dengan luminositas (sementara klasifikasi Harvard didasarkan pada suhu permukaan saja). Kemudian, pada tahun 1953, setelah beberapa revisi dari daftar bintang standar dan kriteria klasifikasi, skema itu bernama MK (oleh William Wilson Morgan dan Phillip C. Keenan inisial). ^[26]
Karena radius dari suatu bintang raksasa jauh lebih besar daripada bintang katai sementara massa mereka kira-kira sebanding, gravitasi dan dengan demikian kerapatan gas dan tekanan pada permukaan bintang raksasa jauh lebih rendah daripada kerdil. Perbedaan-perbedaan ini mewujudkan diri dalam bentuk efek luminositas yang mempengaruhi baik lebar dan intensitas garis spektrum yang kemudian dapat diukur. Padat bintang dengan gravitasi permukaan yang lebih tinggi akan menunjukkan tekanan yang lebih besar memperluas garis spektrum.
Sejumlah kelas luminositas yang berbeda dibedakan:

• 0 hypergiants
• Aku supergiants
  • Ia-0 ( hypergiants atau sangat bercahaya supergiants (kemudian penambahan)), Contoh: Eta Carinae (spektrum-aneh)
  • Ia (supergiants bercahaya), Contoh: Deneb (spektrum A2Ia)
  • IAB (supergiants bercahaya intermediate) Contoh: Betelgeuse (spektrum M2Iab)
  • Ib (supergiants bercahaya kurang)
• II raksasa terang
  • IIa, Contoh: β Scuti (HD 173764) (spektrum G4 IIa)
  • IIab Contoh: HR 8752 (spektrum G0Iab:)
  • IIb, Contoh: HR 6902 (spektrum G9 IIb)
• III normal raksasa
  • IIIa, Contoh: ρ Persei (spektrum M4 IIIa)
  • Contoh IIIab: δ Reticuli (spektrum M2 IIIab)
  • IIIB, Contoh: Pollux (spektrum K2 IIIB)
• IV subgiants
  • IVa, Contoh: ε Reticuli (spektrum K1-2 IVa-III)
  • IVb, Contoh: HR 672 A (spektrum G0.5 IVb)
• V deret utama bintang (dwarf)
  • Va, Contoh: AD Leonis (spektrum M4Vae)
  • VAB ^[27]
  • Vb, Contoh: 85 Pegasi A (spektrum G5 Vb)
  • "Vz", Contoh: LH10: 3102 (spektrum O7 Vz), terletak di Awan Magellan Besar . ^[28]
• VI subdwarfs . Subdwarfs umumnya diwakili dengan resolusi dari sd atau esd (subdwarf ekstrim) di depan spektrum.
  • sd, Contoh: SSSPM J1930-4311 (spektrum sdM7)
  • esd, Contoh: APMPM J0559-2903 (spektrum esdM7)
• VII (jarang) white dwarf . Kerdil putih diwakili dengan WD resolusi atau WD.

Marjinal kasus diperbolehkan, misalnya bintang diklasifikasikan sebagai Ia-0 akan menjadi sangat bercahaya supergiant, verging pada hypergiant. Contoh di bawah. Jenis spektral bintang itu ialah bukan faktor.

Marjinal Simbol	Contoh	Penjelasan
-	G2 I-II	Sebuah bintang adalah antara raksasa supergiant dan cerah.
+	Ia O9.5 +	Sebuah bintang adalah bintang hypergiant.
/	M2 IV / V	Sebuah bintang adalah salah satu subgiant atau bintang kerdil.

[ sunting ] jenis spektral

Ilustrasi berikut merupakan kelas bintang dengan warna yang sangat dekat dengan mereka yang benar-benar dirasakan oleh mata manusia. Ukuran relatif adalah untuk deret utama atau "kurcaci" bintang-bintang.

[ sunting ] Kelas O

Kelas bintang O sangat panas dan sangat bercahaya, yang berwarna kebiruan, bahkan, sebagian besar dari output mereka berada dalam ultraviolet jangkauan. Ini adalah yang paling langka dari semua bintang deret utama. Sekitar 1 dalam 3.000.000 dari bintang-bintang deret utama di lingkungan surya Kelas O bintang. ^{[nb 1] [12]} Beberapa bintang yang paling besar terletak di dalam kelas ini spektral. bintang Jenis-O sangat panas untuk memiliki lingkungan yang kompleks yang membuat pengukuran sulit spektrum mereka.
O-bintang bersinar dengan daya di atas satu juta kali Sun output kami. Bintang-bintang memiliki garis-garis yang dominan penyerapan dan kadang-kadang emisi untuk Dia baris II, menonjol terionisasi ( Si IV, O III, N III, dan C III) dan netral helium baris, penguatan dari O5 ke O9, dan menonjol hidrogen garis Balmer , meskipun tidak sekuat dalam tipe kemudian. Karena mereka begitu besar, bintang kelas O memiliki core yang sangat panas, sehingga membakar bahan bakar hidrogen mereka sangat cepat, dan begitu juga bintang-bintang pertama yang meninggalkan deret utama . pengamatan terbaru oleh Spitzer Space Telescope menunjukkan bahwa pembentukan planet tidak terjadi di sekitar bintang lain di sekitar bintang kelas O karena photoevaporation efek. ^[29]
Ketika skema klasifikasi MKK pertama kali dijelaskan pada tahun 1943, hanya subtipe O kelas yang digunakan adalah O5 untuk O9.5. ^[30] Skema MKK diperpanjang untuk O4 pada tahun 1978, ^[31] dan skema klasifikasi baru telah diperkenalkan yang kemudian menambahkan jenis O2, O3 dan O3.5. bintang O3 adalah bintang terpanas. ^[32]

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

[ sunting ] Kelas B

Kelas B bintang-bintang sangat terang dan biru. Spektrum mereka telah helium netral, yang paling menonjol di subclass B2, dan garis hidrogen moderat. garis logam terionisasi termasuk Mg II dan Si II. Sebagai bintang O dan B begitu kuat, mereka hanya hidup untuk waktu yang sangat singkat, dan dengan demikian mereka tidak menyimpang jauh dari daerah di mana mereka terbentuk.
Bintang-bintang ini cenderung mengelompok bersama dalam apa yang disebut OB asosiasi , yang berhubungan dengan raksasa awan molekul . Para OB1 asosiasi Orion menempati sebagian besar dari lengan spiral kita galaksi dan berisi banyak bintang-bintang terang dari rasi Orion . Sekitar 1 dalam 800 dari bintang-bintang deret utama di lingkungan surya Kelas B bintang. ^{[nb 1] [12]}

Contoh: Rigel , Spica , lebih cerah Pleiades , VV Cephei B , Algol A

[ sunting ] Kelas A

Kelas A adalah diantara bintang umum mata telanjang bintang lebih, dan putih atau putih kebiruan. Mereka memiliki garis hidrogen yang kuat, maksimal oleh A0, dan juga baris logam terionisasi ( Fe II, Mg II, Si II) setinggi di A5. Keberadaan Ca baris II terutama memperkuat oleh titik ini. Sekitar 1 dalam 160 dari bintang-bintang deret utama di lingkungan surya Kelas A bintang. ^{[nb 1] [12]}

Contoh: Sirius , Deneb , Altair , Vega

[ sunting ] Kelas F

bintang F Kelas memperkuat dan K garis H Ca II. Netral logam ( Fe I, Cr I) mulai keuntungan garis logam terionisasi oleh F. akhir spektrum mereka ditandai dengan garis hidrogen dan logam terionisasi lemah. mereka adalah warna putih. Sekitar 1 dalam 33 bintang deret utama di lingkungan surya bintang F Kelas. ^{[nb 1] [12]}

Contoh: Alrakis , Canopus , B Dubhe , Polaris , Procyon , Wezen

[ sunting ] Kelas G

Kelas G bintang mungkin yang paling dikenal, jika hanya dengan alasan bahwa kita Matahari adalah kelas ini. Sekitar 1 dalam 13 dari bintang-bintang deret utama di lingkungan surya Kelas G bintang. ^{[nb 1] [12]}
Yang paling menonjol adalah dan K garis H Ca II, yang paling menonjol di G2. Mereka memiliki garis-garis hidrogen bahkan lebih lemah dari F, namun seiring dengan logam terionisasi, mereka memiliki logam netral. Ada lonjakan menonjol dalam band G molekul CH. G adalah tuan rumah bagi para "Evolusi Kuning Void". ^[34] supergiant bintang sering ayunan antara O atau B (biru) dan K atau M (merah). Sementara mereka melakukan hal ini, mereka tidak tinggal lama di klasifikasi G karena ini adalah tempat yang sangat tidak stabil untuk supergiant yang akan.

Contoh: Sun , Alpha Centauri A , Capella , Tau Ceti

[ sunting ] Kelas K

Kelas K adalah bintang orangish yang sedikit lebih dingin dari Matahari. Beberapa bintang K adalah raksasa dan supergiants , seperti Arcturus , sedangkan jeruk kurcaci , seperti Alpha Centauri B adalah bintang deret utama. Mereka memiliki garis hidrogen sangat lemah, jika mereka hadir di semua, dan kebanyakan logam netral ( Mn aku, Fe saya, Si I).
Dengan K akhir, band molekul titanium oksida menjadi hadir. Sekitar 1 di 8 dari bintang-bintang deret utama di lingkungan surya Kelas K bintang. ^{[nb 1] [12]} Ada saran bahwa K Spektrum bintang-bintang sangat cocok bagi kehidupan. ^[35]

Contoh: Alpha Centauri B , Epsilon Eridani , Arcturus , Aldebaran , Algol B

[ sunting ] Kelas M

Kelas M sejauh ini merupakan kelas yang paling umum. Sekitar 76% dari bintang-bintang deret utama di lingkungan surya Kelas M bintang-bintang. ^{[nb 1] [nb 2] [12]}
Meskipun sebagian besar kelas M bintang-bintang merah kerdil , kelas juga menjadi tuan rumah yang paling raksasa dan beberapa supergiants seperti Antares dan Betelgeuse , serta Mira variabel . M-kelompok terlambat memegang panas katai coklat yang berada di atas spektrum L. Hal ini biasanya dalam kisaran M6.5 untuk M9.5. Spektrum dari bintang M menunjukkan baris milik molekul dan semua logam netral tetapi garis hidrogen biasanya tidak ada. oksida Titanium bisa kuat dalam bintang M, biasanya didominasi oleh sekitar M5. Vanadium oksida band menjadi hadir oleh M. akhir

Contoh: Canis Vy Majoris ( hypergiant )

Contoh: Betelgeuse , Antares ( supergiants )

Contoh: Rasalgethi , Beta Pegasi ( raksasa )

Contoh: Proxima Centauri , bintang Barnard , Gliese 581 (katai merah)

Contoh: LEHPM 2-59 , ^[36] SSSPM J1930-4311 (subdwarf)

Contoh: APMPM J0559-2903 (subdwarf ekstrim)

Contoh: Teide 1 (lapangan katai coklat), GSC 08047-00232 B ^[37] (pendamping katai coklat)

[ sunting ] spektral jenis Extended

Sejumlah jenis spektrum baru telah diambil ke dalam digunakan dari jenis yang baru ditemukan bintang.

[ sunting ] biru kelas bintang emisi Hot

Spectra beberapa menunjukkan bintang yang sangat panas dan kebiruan ditandai garis emisi dari karbon atau nitrogen, atau kadang-kadang oksigen.

[ sunting ] Kelas W: Wolf-Rayet

Kelas W atau WR merupakan bintang-bintang superluminous Wolf-Rayet, terutama yang tidak biasa karena mereka sebagian besar helium di atmosfer mereka bukan hidrogen. Mereka dianggap mati supergiants dengan lapisan hidrogen mereka terpesona oleh panas angin bintang disebabkan oleh suhu yang tinggi, sehingga langsung membuka shell helium panas mereka. Kelas W dibagi menjadi subclass WN (WNE awal-jenis, WNL akhir-jenis) dan WC (WCE awal-jenis, KMK akhir-jenis, dan kelas WO memperpanjang), sesuai dengan dominasi garis emisi karbon dan nitrogen pada spektrum mereka (dan lapisan luar). ^[38]

• WR rentang spektrum tercantum di bawah ini:

WN ^[38]

WNE (WN2 untuk WN5 dengan beberapa WN6)

WNL (WN7 untuk WN9 dengan beberapa WN6)

Extended WN kelas (WN10 untuk WN11), diciptakan untuk menjaring bintang-bintang Ofpe/WN9. ^[38]

WN / C, dan kelas menengah antara kaya dan kaya karbon WR bintang-nitrogen. ^[38]

WC ^[38]

WCE (WC4 untuk WC6)

KMK (WC7 untuk WC9)

WO (WO1 untuk WO4)

• W: Sampai 70.000 K

Contoh: WR124 (WN)

Contoh: Gamma Velorum A (WC)

Contoh: WR93B (WO)

[ sunting ] Kelas OC, ON, SM, BN: Wolf-Rayet terkait O dan bintang B

Perantara antara-Wolf asli Rayets dan bintang-bintang panas biasa kelas O dan B awal, ada OC, ON, BC dan bintang BN. Mereka tampaknya merupakan sebuah kontinum singkat dari Wolf-Rayets ke dalam OBS biasa.

Contoh: HD 152249 (OC)

Contoh: HD 105056 (ON)

Contoh: HD 2905 (SM)

Contoh: HD 163181 (BN)

[ sunting ] The "Slash" bintang

Bintang-bintang slash adalah bintang-bintang dengan spektrum O-jenis dan urutan WN dalam spektrum mereka. Garis miring Nama berasal dari spektra mereka memiliki garis miring.

Contoh Spektrum: Dari / WNL ^[28]

Ada kelompok sekunder ditemukan dengan spektrum ini, lebih dingin, "intermediate" grup. Mereka ditemukan di Awan Magellan Besar dan memiliki penunjukan Ofpe/WN9. ^[28]

[ sunting ] Bintang-bintang O Magnetik

Mereka adalah bintang O dengan medan magnet yang kuat. Penunjukan ini Dari p? ^[28]

[ sunting ] The "kelas" OB

Dalam daftar spektrum, "spektrum OB" mungkin terjadi. Ini sebenarnya bukan spektrum, namun sebuah penanda yang berarti bahwa "spektrum bintang ini tidak diketahui, tapi milik sebuah asosiasi OB , jadi mungkin baik atau kelas bintang B O kelas, atau mungkin kelas yang cukup panas bintang . "

[ sunting ] merah coklat kerdil kelas dan Cool

Spektral baru tipe L dan T diciptakan untuk mengklasifikasikan spektra inframerah dari bintang-bintang dingin. Ini termasuk baik merah kerdil dan coklat dwarf yang sangat samar dalam spektrum visual . Jenis spektral hipotetis Y telah dicadangkan untuk benda dingin dibandingkan T dwarf yang memiliki spektrum yang secara kualitatif berbeda dari T kerdil. ^[39]

[ sunting ] Kelas L

Kelas L kerdil mendapatkan sebutan mereka karena mereka lebih dingin dari bintang M dan L adalah huruf abjad sisa yang paling dekat dengan M;. L tidak lithium berarti kerdil sebagian besar bintang-bintang ini tidak memiliki lithium dalam spektrum mereka. Beberapa benda memiliki massa cukup besar untuk mendukung fusi hidrogen , namun ada juga yang dari substellar massa dan tidak, sehingga secara kolektif benda-benda ini harus disebut sebagai L kerdil, bukan L bintang. Mereka adalah merah gelap yang sangat dalam warna dan terang di inframerah . Mereka suasana cukup dingin untuk memungkinkan hidrida logam dan logam alkali yang akan menonjol dalam spektrum mereka. ^{[40] [41]} Karena gravitasi rendah di bintang-bintang raksasa, TiO-dan VO-bantalan kondensat pernah terbentuk. Dengan demikian, bintang L-tipe yang lebih besar tidak pernah dapat terbentuk dalam lingkungan yang terisolasi. Ini mungkin untuk tipe ini supergiants L untuk membentuk melalui tabrakan bintang, bagaimanapun, suatu contoh yang V838 Monocerotis .

• L: 1,300-2,000 K, dwarf (beberapa bintang, beberapa substellar) dengan hidrida logam dan logam alkali menonjol dalam spektrum mereka.

Contoh: VW Hyi

Contoh: J0746425 2MASSW 2000321 biner ^[42]

Komponen A adalah bintang kerdil L

Komponen B adalah katai coklat L

Contoh: LSR 1610-0040 (subdwarf) ^[43]

Contoh: V838 Monocerotis (supergiants)

[ sunting ] T Kelas: metana dwarf

T Kelas kerdil yang keren katai coklat dengan suhu permukaan antara sekitar 700 dan 1.300 K. emisi mereka puncak pada inframerah . Metana yang menonjol dalam spektrum mereka. ^{[40] [41]}

• T: ~ 700-1,300 K, pendingin coklat kerdil dengan metana dalam spektrum

Contoh: SIMP 0136 (T terang kerdil ditemukan di belahan bumi utara) ^[44]

Contoh: Epsilon Indi Ba & Epsilon Indi Bb

T Kelas dan L bisa lebih umum daripada semua gabungan kelas-kelas lain jika penelitian baru-baru ini adalah akurat. Dari mempelajari jumlah proplyds (cakram protoplanet, gumpalan gas di nebula dari mana bintang-bintang dan sistem tata surya terbentuk) maka jumlah bintang di galaksi harus beberapa lipat lebih tinggi dari apa yang kita ketahui. Hal ini berteori bahwa proplyds berada dalam ras satu sama lain. Yang pertama untuk membentuk akan menjadi bintang-proto , yang merupakan kekerasan objek yang sangat dan akan mengganggu proplyds lain di sekitarnya, pengupasan mereka gas mereka. Para proplyds korban akan maka mungkin pergi untuk menjadi bintang deret utama atau bintang katai coklat dari L dan kelas T, tapi cukup terlihat bagi kita. Karena mereka hidup begitu lama, bintang kecil ini akan terakumulasi dari waktu ke waktu.

[ sunting ] Kelas Y

Kelas spektrum Y telah diusulkan untuk coklat dwarf yang lebih dingin dibandingkan T dwarf dan memiliki spektrum kualitatif berbeda dari mereka. Meskipun seperti dwarf telah dimodelkan, ^[45] tidak ada didefinisikan spektral urutan-baik namun dengan prototipe, dan tidak ada contoh tertentu dari kelas Y belum terlihat. ^[46]

• Y: <600 K, ultra-cool brown dwarf (teoritis)

Yang keren dikenal katai coklat telah memperkirakan suhu efektif antara 500 dan 600 K , dan telah ditunjukkan T9 kelas spektral. Tiga contoh adalah katai coklat CFBDS J005910.90-011.401,3 , ulas J133553.45 113.005,2 , dan ulas J003402.77-005.206,7 . ^[47] yang paling keren absolut dikenal katai coklat adalah CFBDSIR 1458 +10 yang memiliki suhu permukaan 370 ± 40 K . ^[48] Spektrum dari benda-benda ini menampilkan penyerapan sekitar 1,55 mikrometer . ^[47] DeLorme et al. telah menyarankan bahwa fitur ini karena penyerapan dari amonia dan bahwa ini harus diambil sebagai menunjukkan transisi TY, membuat benda-benda dari Y0 tipe. ^{[47] [49]} Namun, fitur tersebut sulit untuk membedakan dari penyerapan oleh air dan metana , ^[47] dan penulis lain telah menyatakan bahwa penugasan Y0 kelas adalah prematur. ^[50]

[ sunting ] Karbon terkait raksasa kelas bintang terlambat

terkait bintang karbon spektrum bintang yang menunjukkan produksi karbon oleh helium triple-alpha fusion. Dengan meningkatnya kelimpahan karbon, dan beberapa paralel s proses- produksi elemen berat, spektrum bintang-bintang ini menjadi semakin menyimpang dari akhir kelas spektral biasa G, K dan M. raksasa antara mereka bintang-bintang dianggap menghasilkan karbon ini sendiri, tetapi tidak terlalu sedikit kelas ini bintang diyakini menjadi bintang ganda yang aneh sekali suasana dipindahkan dari pendamping mantan bintang karbon yang sekarang menjadi kerdil putih.

[ sunting ] Kelas C: bintang karbon

Awalnya diklasifikasikan sebagai R dan bintang N, ini juga dikenal sebagai 'karbon bintang'. These are red giants, near the end of their lives, in which there is an excess of carbon in the atmosphere. The old R and N classes ran parallel to the normal classification system from roughly mid G to late M. These have more recently been remapped into a unified carbon classifier C , with N0 starting at roughly C6. Another subset of cool carbon stars are the J -type stars, which are characterized by the strong presence of molecules of ¹³ CN in addition to those of ¹² CN. ^{[ 51 ]} A few dwarf (that is, main sequence) carbon stars are known, but the overwhelming majority of known carbon stars are giants or supergiants.

• C: Carbon stars, eg R CMi
  • CR: Formerly a class on its own representing the carbon star equivalent of late G to early K stars. Example: S Camelopardalis
  • CN: Formerly a class on its own representing the carbon star equivalent of late K to M stars. Example: R Leporis
  • CJ: A subtype of cool C stars with a high content of ¹³ C. Example: Y Canum Venaticorum
  • CH: Population II analogues of the CR stars. Examples: V Ari, TT CVn ^{[ 52 ]}
  • C-Hd: Hydrogen-Deficient Carbon Stars, similar to late G supergiants with CH and C ₂ bands added. Example: HD 137613

[ edit ] Class S

Class S stars have zirconium oxide lines in addition to (or, rarely, instead of) those of titanium oxide , and are in between the Class M stars and the carbon stars. ^{[ 53 ]} S stars have excess amounts of zirconium and other elements produced by the s-process , and have their carbon and oxygen abundances closer to equal than is the case for M stars. The latter condition results in both carbon and oxygen being locked up almost entirely in carbon monoxide molecules. For stars cool enough for carbon monoxide to form that molecule tends to "eat up" all of whichever element is less abundant, resulting in "leftover oxygen" (which becomes available to form titanium oxide) in stars of normal composition, "leftover carbon" (which becomes available to form the diatomic carbon molecules) in carbon stars, and "leftover nothing" in the S stars. The relation between these stars and the ordinary M stars indicates a continuum of carbon abundance. Like carbon stars, nearly all known S stars are giants or supergiants.

Examples: S Ursae Majoris , HR 1105

[ edit ] Classes MS and SC: intermediary carbon related classes

In between the M class and the S class, border cases are named MS stars. In a similar way border cases between the S class and the CN class are named SC or CS. The sequence M → MS → S → SC → CN is believed to be a sequence of increased carbon abundance with age for carbon stars in the asymptotic giant branch .

Examples: R Serpentis, ST Monocerotis (MS)

Examples: CY Cygni, BH Crucis (SC)

[ edit ] White dwarf classifications

The class D (for Degenerate ) is the modern classification used for white dwarfs, low-mass stars that are no longer undergoing nuclear fusion and have shrunk to planetary size, slowly cooling down. Class D is further divided into spectral types DA, DB, DC, DO, DQ, DX, and DZ. The letters are not related to the letters used in the classification of other stars, but instead indicate the composition of the white dwarf's visible outer layer or atmosphere.

Examples: Sirius B (DA2), Procyon B (DA4), Van Maanen's star (DZ7) ^{[ 54 ] , Table 1}

The white dwarf types are as follows: ^{[ 55 ]}

• DA : a hydrogen -rich atmosphere or outer layer, indicated by strong Balmer hydrogen spectral lines .
• DB : a helium -rich atmosphere, indicated by neutral helium, He I , spectral lines.
• DO : a helium-rich atmosphere, indicated by ionized helium, He II , spectral lines.
• DQ : a carbon -rich atmosphere, indicated by atomic or molecular carbon lines.
• DZ : a metal -rich atmosphere, indicated by metal spectral lines (a merger of the obsolete white dwarf spectral types, DG, DK and DM).
• DC : no strong spectral lines indicating one of the above categories.
• DX : spectral lines are insufficiently clear to classify into one of the above categories.

The type is followed by a number giving the white dwarf's surface temperature. This number is a rounded form of 50400/ T _eff , where T _eff is the effective surface temperature , measured in kelvins . Originally, this number was rounded to one of the digits 1 through 9, but more recently fractional values have started to be used, as well as values below 1 and above 9. ^{[ 55 ] [ 56 ]}
Two or more of the type letters may be used to indicate a white dwarf which displays more than one of the spectral features above. Also, the letter V is used to indicate a variable white dwarf . ^{[ 55 ]}
Extended white dwarf spectral types: ^{[ 55 ]}

• DAB : a hydrogen- and helium-rich white dwarf displaying neutral helium lines.
• DAO : a hydrogen- and helium-rich white dwarf displaying ionized helium lines.
• DAZ : a hydrogen-rich metallic white dwarf.
• DBZ : a helium-rich metallic white dwarf.

Variable star designations:

• DAV or ZZ Ceti : a hydrogen-rich pulsating white dwarf . ^{[ 57 ] , pp. 891, 895}
• DBV or V777 Her : a helium-rich pulsating white dwarf. ^{[ 58 ] , p. 3525}
• GW Vir , sometimes divided into DOV and PNNV : a hot helium-rich pulsating white dwarf (or pre-white dwarf.) ^{[ 59 ] , §1.1, 1.2; [ 60 ] [ 61 ]} These stars are generally PG 1159 stars , although some authors also include non-PG 1159 stars in this class. ^{[ 59 ] [ 62 ]}

[ edit ] Non-stellar spectral types: Class P & Q

Finally, the classes P and Q are occasionally used for certain non-stellar objects. Type P objects are planetary nebulae and type Q objects are novae .

[ edit ] Spectral peculiarities

Additional nomenclature, in the form of lower-case letters, can follow the spectral type to indicate peculiar features of the spectrum. ^{[ 63 ]}

Kode	Spectral peculiarities for stars
:	Blending and/or uncertain spectral value
...	Undescribed spectral peculiarities exist
!	Special peculiarity
comp	Composite spectrum
e	Emission lines present
[E]	"Forbidden" emission lines present
er	"Reversed" center of emission lines weaker than edges
ep	Emission lines with peculiarity
eq	Emission lines with P Cygni profile
ev	Spectral emission that exhibits variability
f	N III and He II emission ( for element name followed by roman numeral see spectral line )
f*	NIV λ4058Å is stronger than the NIII λ4634Å, λ4640Å, & λ4642Å lines [ 64 ]
f+	SiIV λ4089Å & λ4116Å are emission in addition to the NIII line [ 64 ]
(F)	Weak emission lines of He
((f))	Displays strong HeII absorption accompanied by weak NIII emissions [ 65 ]
h	WR stars with emission lines due to hydrogen. [ 38 ]
ha	WR stars with hydrogen emissions seen on both absorption and emission. [ 38 ]
He wk	Weak He lines
k	Spectra with interstellar absorption features
m	Enhanced metal features
n	Broad ("nebulous") absorption due to spinning
nn	Very broad absorption features due to spinning very fast
neb	A nebula's spectrum mixed in
p	Unspecified peculiarity, peculiar star .
pq	Peculiar spectrum, similar to the spectra of novae
q	Red & blue shifts line present
s	Narrowly "sharp" absorption lines
ss	Very narrow lines
sh	Shell star features
v	Variable spectral feature (also "var")
w	Weak lines (also "wl" & "wk")
d Del	Type A and F giants with weak calcium H and K lines, as in prototype Delta Delphini
d Sct	Type A and F stars with spectra similar to that of short-period variable Delta Scuti
Kode	If spectrum shows enhanced metal features
Ba	Abnormally strong Barium
Ca	Abnormally strong Calcium
Cr	Abnormally strong Chromium
Eu	Abnormally strong Europium
Dia	Abnormally strong Helium
Hg	Abnormally strong Mercury
Mn	Abnormally strong Manganese
Si	Abnormally strong Silicon
Sr	Abnormally strong Strontium
Tc	Abnormally strong Technetium
Kode	Spectral peculiarities for white dwarfs
:	Uncertain assigned classification
P	Magnetic white dwarf with detectable polarization
E	Emission lines present
H	Magnetic white dwarf without detectable polarization
V	Variabel
PEC	Spectral peculiarities exist

For example, Epsilon Ursae Majoris is listed as spectral type A0pCr, indicating general classification A0 with strong emission lines of the element chromium . There are several common classes of chemically peculiar stars , where the spectral lines of a number of elements appear abnormally strong.

[ edit ] Photometric classification

Stars can also be classified using photometric data from any photometric system . For example, we can calibrate color index diagrams of U−B and B−V in the UBV system according to spectral and luminosity classes. Nevertheless, this calibration is not straightforward, because many effects are superimposed in such diagrams: interstellar reddening , color changes due to metallicity , and the blending of light from binary and multiple stars.
Photometric systems with more colors and narrower passbands allow a star's class, and hence physical parameters, to be determined more precisely. The most accurate determination comes of course from spectral measurements, but there is not always enough time to get qualitative spectra with high signal-to-noise ratio .