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.

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

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)
** **Vab**
** **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.

## 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&nbsp;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.

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. In 1978 is dit uitgebrei tot O4, en later is tipes O2, O3 en O3,5 bygevoeg. O3-sterre is die warmste bekende sterre  met ’n konvensionele struktuur.

: **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.

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 
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 
duimnael|Betelgeuse is ’n rooi superreus, een van die grootste bekende sterre.
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).

### Klas L, T en Y 
Bruindwerge behoort tot hierdie drie klasse. L-dwerge is die warmste en Y-dwerge die koudste, met T-dwerge tussenin.

## Uitgebreide spektraaltipes 
’n Paar nuwe spektraaltipes is in gebruik geneem met die ontdekking van nuwe soorte sterre.

### Warm blou-emissie-sterreklasse 
Spektra van sommige baie warm en blouerige sterre toon aansienlike emissielyne van koolstof of stikstof, of soms suurstof.

#### Klas W: Wolf-Rayet 
[240px|duimnael|’n Infrarooifoto deur die [Hubble-ruimteteleskoop van die W-ster WR124. Die wolk om die ster is 'n newel.]]
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).

#### Klasse OC, ON, BC, BN: Wolf-Rayet-verwante O- en B-sterre 
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).

#### "Solidus"-sterre 
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

#### Magnetiese O-sterre 
Hulle is O-sterre met sterk magnetiese velde en word aangedui met Of?p

### Witdwerg-klassifikasies 
duimnael|Sirius A en B (’n witdwerg van tipe DA2).
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:
* **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., pp.&nbsp;891, 895
* **DBV** of **V777 Her**: ’n heliumryke, pulserende witdwerg., p.&nbsp;3525
* **GW Vir**, soms verdeel in **DOV** en **PNNV**: ’n warm heliumryke, pulserende witdwerg (of pre-witdwerg.), §&nbsp;1.1, 1.2;

### Niestellêre spektraaltipes: klasse P en Q 
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).

### Gedegenereerde en eksotiese sterre 
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.

## Spektrale eienaardighede 
Byvoegings, veral kleinletters, kan volg op die spektraaltipe om besondere eienskappe in die spektrum aan te dui.

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.

## Sien ook 
* 20px **Sterrekundeportaal**

## Verwysings 
## Verdere leesstof 
* Van Zyl, J.E. ''Ontsluier die Heelal, 'n Inleiding tot Sterrekunde'', Protea Boekhuis, 2de uitg., Pretoria, 2002. 

## Eksterne skakels 
* Libraries of stellar spectra, D. Montes, UCM
* Webfooted Astronomer 
* 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 
* 15px Hierdie artikel is vertaal uit die Engelse Wikipedia