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.
Harvard-klassifikasie 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(kelvin) Konvensionele kleurbeskrywing Werklike skynbare kleurThe Guinness book of astronomy facts & feats, Patrick Moore, 1992, 0-900424-76-1 — Explains the reason for the difference in colour perception. MassaTables VII, VIII, Empirical bolometric corrections for the main-sequence, G. M. H. J. Habets and J. R. W. Heinze, Astronomy and Astrophysics Supplement Series 46 (November 1981), pp. 193–237, . Luminosities are derived from Mbol figures, using Mbol(☉)=4.75.(sonmassas) Radius(sonradiusse) Ligsterkte(bolometries) Waterstof-lyne% van allehoofreekssterre 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 magentaBurrows et al. The theory of brown |dwarfsandextrasolar giant planets. Reviews of Modern Physics 2001; 73: |719-65http://spider.ipac.caltech.edu/staff/davy/2mass/science/comparison.html |> "An Artist's View of Brown Dwarf Types" Dr. Robert Hurt of the Infrared Processing and Analysis Center 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.
Yerkes-klassifikasie duimnael|320px|BO en ONDER: Twee voorbeelde van die Hertzsprung-Russell-diagram wat die verband tussen spektraaltipe en absolute helderheid aadui.
Die Yerkes-klassifikasie, ook bekend as die MK-stelsel na aanleiding van die skeppers daarvan in 1943, William Wilson Morgan en Philip Childs Keenan 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) VabA Low-Dispersion Luminosity Indicator for Solar-Type Dwarfs, Barry, Don C. 1970 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.
Spektraaltipes Klas O duimnael|links|Dié illustrasie stel spektraaltipes voor in kleure baie na aan die kleure wat die menslike oog sien. Die relatiewe groottes is vir hoofreekssterre (dwergsterre). 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.Planets Prefer Safe Neighborhoods
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.An atlas of stellar spectra, with an outline of spectral classification, W. W. Morgan, P. C. Keenan en E. Kellman, Chicago: The University of Chicago Press, 1943. In 1978 is dit uitgebrei tot O4,Revised MK Spectral Atlas for Stars Earlier than the Sun, W. W. Morgan, H. A. Abt, en J. W. Tapscott, Yerkes Observatory, University of Chicago en Kitt Peak National Observatory, 1978. en later is tipes O2, O3 en O3,5 bygevoeg. O3-sterre is die warmste bekende sterre met ’n konvensionele struktuur.A New Spectral Classification System for the Earliest O Stars: Definition of Type O2, Nolan R. Walborn et al., The Astronomical Journal 123, #5 (Mei 2002), pp. 2754–2771
Voorbeelde: Zeta Orionis, Zeta Puppis, Lambda Orionis, Delta Orionis, Theta¹ Orionis C, HD 93129A.
Klas B 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 duimnael|250px|Vega (links), ’n klas A-ster, in vergelyking met die son. 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 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 duimnael|links|Die belangrikste klas G-ster vir die mens: die son. Die donker kol links onder is ’n sonvlek. 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.