Varje stjärna är annorlunda. Vissa är stora, några små, några varma, några kalla. De kan vara blå eller gula eller röda. Stjärnklassificering gör att du enkelt kan beskriva en stjärna.
Steg
Metod 1 av 5: Temperatur
Steg 1. Bestäm stjärnans färg
Färg fungerar som en grov temperaturguide. För närvarande finns det tio färger, var och en med ett tillhörande temperaturintervall. O -klassens stjärnor är blå/UV. B-klassen är blåvit, A-klass vit, F gulvit, G gul, K orange och M röd. De andra tre klasserna är infraröda. L -klassen verkar mycket djupröd i visuellt ljus. Deras spektra visar alkalimetaller och metallhydrider. T -klass är svalare än L -klass. Deras spektra visar metan. Y -klassen är den coolaste av alla och gäller endast bruna dvärgar. Deras spektra skiljer sig från T- och L -klassen, men det finns ingen bestämd definition.
Steg 2. Sätt ett nummer efter bokstaven för att visa exakt temperatur
Inom varje färg finns det tio temperaturband, 0-9, där 0 är hetast. Således är A0 varmare än A5, vilket är varmare än A9, som är varmare än F0 (som ett exempel)
Metod 2 av 5: Storlek
Steg 1. Bestäm stjärnans storlek
En romersk siffra, som anger stjärnans storlek, läggs till efter temperaturbeteckningen. 0 eller Ia+ indikerar en hypergigant stjärna. Ia, Iab och Ib representerar superjättar (ljusa, medelstora, dimma). II är ljusa jättar, III jättar, IV subjättar, V huvudsekvensstjärnor (den del av ett stjärnliv som det tillbringar mest tid att gå igenom) och VI är dvärgar. Ett prefix av D indikerar en vit dvärgstjärna. Exempel: DA7 (vit dvärg), F5Ia+ (gul hypergigant), G2V (gul huvudsekvensstjärna). Solen är G2V.
Metod 3 av 5: Genväg till temperatur och storlek
Steg 1. Använd ett prisma för att dela stjärnans ljus
Detta kommer att ge dig en rad olika färger, kallade ett spektrum, som vad du får när du lyser en fackla genom ett prisma. Stjärnans spektrum ska ha mörka linjer på sig. Dessa är absorptionslinjer.
Steg 2. Jämför stjärnans spektrum med en databas
En bra astronomisk databas bör ge ett typiskt spektrum för varje stjärntyp. Det är därför typen kallas ibland spektralklassen.
Metod 4 av 5: Metallicitet
Steg 1. Bestäm andelen metaller (andra element än väte och helium) i en stjärna
Stjärnor med mer än 1% metaller kallas metallrika och ingår i något som kallas Population I. Stjärnor med cirka 0,1% metaller kallas metallfattiga och ingår i Population II. Population II -stjärnor bildades tidigare i universum, då färre metaller hade bildats.
Steg 2. Håll ögonen öppna för stjärnor utan metaller
Dessa stjärnor (Population III) förväntas ha fötts strax efter Big Bang, när de enda grundämnena var väte och helium, och metaller fanns inte. Än så länge är dessa stjärnor bara teoretiska, men människor letar väldigt hårt efter dem.
Metod 5 av 5: Variabilitet
Steg 1. Bestäm om stjärnan är variabel
Inte alla stjärnor är det, men vissa är, och kan vara mycket användbara.
Steg 2. Avgör om det är en förmörkande binär
Förmörkade binärer, som Algol i Perseus, är två stjärnor som kretsar kring varandra.
Steg 3. Bestäm variationens amplitud och period
Jämför dessa med egenskaperna hos kända variabeltyper för att bestämma typen av variabel stjärna. Till exempel har Cepheid -variabler perioder av dagar till månader och amplituder på upp till 2 magnitud, medan Delta Scuti -variabler har perioder på mindre än 8 timmar och amplituder som är mindre än 0,9 magnituden.
