Hver stjerne er annerledes. Noen er store, noen små, noen varme, noen kalde. De kan være blå eller gule eller røde. Stjerneklassifisering lar deg beskrive en stjerne i enkle termer.
Trinn
Metode 1 av 5: Temperatur
Trinn 1. Bestem stjernens farge
Farge fungerer som en grov guide til temperatur. For tiden er det ti farger, hver med et tilhørende temperaturområde. O -stjerners stjerner er blå/UV. B-klassen er blå-hvit, A-klasse hvit, F gul-hvit, G gul, K oransje og M rød. De tre andre klassene er infrarøde. L -klassen ser veldig dyp rød ut i visuelt lys. Spektrene deres viser alkalimetaller og metallhydrider. T -klassen er kulere enn L -klassen. Spektrene deres viser metan. Y -klassen er den kuleste av alle, og gjelder bare brune dverger. Spektrene deres er forskjellige fra T- og L -klassen, men det er ingen bestemt definisjon.
Trinn 2. Sett et tall etter bokstaven for å vise presis temperatur
Innenfor hver farge er det ti temperaturbånd, 0-9, hvor 0 er hetest. Dermed er A0 varmere enn A5, som er varmere enn A9, som er varmere enn F0 (som et eksempel)
Metode 2 av 5: Størrelse
Trinn 1. Bestem stjernens størrelse
Et romertall, som angir stjernens størrelse, legges til etter temperaturbetegnelsen. 0 eller Ia+ indikerer en hypergigant stjerne. Ia, Iab og Ib representerer supergiganter (lyse, middels, svake). II er lyse kjemper, III giganter, IV sub-giganter, V hovedsekvensstjerner (den delen av et stjerneliv som den bruker mest tid på å gå gjennom) og VI er sub-dverger. Et prefiks på D indikerer en hvit dvergstjerne. Eksempler: DA7 (hvit dverg), F5Ia+ (gul hyperkjempe), G2V (gul hovedsekvensstjerne). Solen er G2V.
Metode 3 av 5: Snarvei til temperatur og størrelse
Trinn 1. Bruk et prisme for å dele stjernens lys
Dette vil gi deg en rekke farger, kalt et spektrum, som det du får når du skinner en fakkel gjennom et prisme. Spekteret til en stjerne skal ha mørke linjer på seg. Dette er absorpsjonslinjer.
Trinn 2. Sammenlign stjernens spektrum med en database
En god astronomisk database bør gi et typisk spekter for hver stjernetype. Det er derfor typen er, noen ganger kalt spektralklassen.
Metode 4 av 5: Metallisitet
Trinn 1. Bestem andelen av metaller (andre grunnstoffer enn hydrogen og helium) i en stjerne
Stjerner med mer enn 1% metaller kalles metallrike, og er en del av noe som heter Population I. Stjerner med omtrent 0,1% metaller kalles metallfattige, og er en del av Population II. Befolkning II -stjerner dannet tidligere i universet, da det var blitt dannet færre metaller.
Trinn 2. Hold øynene åpne for stjerner uten metaller
Disse stjernene (Population III) forventes å ha blitt født like etter Big Bang, da de eneste elementene var hydrogen og helium, og metaller ikke eksisterte. Foreløpig er disse stjernene bare teoretiske, men folk ser veldig hardt etter dem.
Metode 5 av 5: Variabilitet
Trinn 1. Bestem om stjernen er variabel
Ikke alle stjerner er, men noen er, og kan være veldig nyttige.
Trinn 2. Bestem om det er en formørkende binær
Formørkelse av binære filer, som Algol i Perseus, er to stjerner som kretser rundt hverandre.
Trinn 3. Bestem amplituden og variasjonstiden
Sammenlign disse med egenskapene til kjente variabeltyper for å bestemme typen variabel stjerne. For eksempel har Cepheid -variabler perioder på dager til måneder og amplituder på opptil 2 størrelser, mens Delta Scuti -variabler har perioder på mindre enn 8 timer og amplituder på mindre enn 0,9 størrelser.
