Usuario:Enmanuel1002/Stellar classification

En astronomía, la clasificación estelar es la clasificación de las estrellas basaron en sus características espectrales. La radiación electromagnética de la estrella está analizada por partir él con un prisma o difracción grating a un espectro que exhibe el arco iris de colores interspersed con líneas espectrales. Cada línea indica un elemento químico particular o molécula, con la fuerza de línea que indica la abundancia de aquel elemento. Las fuerzas de las líneas espectrales diferentes varían principalmente debido a la temperatura del photosphere, a pesar de que en algunos casos allí son diferencias de abundancia cierta. La clase espectral de una estrella es código a escaso principalmente summarizing el estado de ionización, dando una medida objetiva del photosphere temperatura.

La mayoría de estrellas son actualmente clasificadas bajo el Morgan-Keenan (MK) el sistema que utiliza las letras O, B, Un, F, G, K, y M, una secuencia del más caliente (O tipo) al más fresco (M tipo). Cada clase de letra es entonces subdivided utilizando un dígito numérico con 0 siendo más caliente y 9 siendo más fresco (p. ej. Un8, Un9, F0, y F1 forma una secuencia de más caliente a más fresco). La secuencia ha sido expandida con clases para otras estrellas y objetos estilo estrella que no cabe en el sistema clásico, como clase D para clases y enanos blancos S y C para estrellas de carbono.

En el MK sistema, una clase de luminosidad está añadida a la clase espectral que utiliza números Romanos. Esto está basado en el ancho de líneas de absorción segura en el espectro de la estrella, los cuales varían con la densidad de la atmósfera y así que distingue estrellas gigantas de enanos. Clase de luminosidad 0 o Ia+ está utilizado para hypergiants, clase I para supergiants, clase II para gigantes brillantes, clase III para gigantes regulares, clase IV para sub-gigantes, clase V para estrellas de secuencia principal, clase sd (o VI) para sub-enanos, y clase D (o VII) para enanos blancos. La clase espectral llena para el Sol es entonces G2V, indicando una estrella de secuencia principal con una temperatura alrededor 5,800 K.

The conventional color description takes into account only the peak of the stellar spectrum. In actuality, however, stars radiate in all parts of the spectrum. Because all spectral colors combined appear white, the actual apparent colors the human eye would observe are far lighter than the conventional color descriptions would suggest. This characteristic of 'lightness' indicates that the simplified assignment of colors within the spectrum can be misleading. Excluding color-contrast illusions in dim light, there are no green, indigo, or violet stars. Red dwarfs are a deep shade of orange, and brown dwarfs do not literally appear brown, but hypothetically would appear dim grey to a nearby observer.

Modern classification

El Morgan@–Keenan clasificación espectral

The modern classification system is known as the Morgan–Keenan (MK) classification. Each star is assigned a spectral class from the older Harvard spectral classification and a luminosity class using Roman numerals as explained below, forming the star's spectral type.

Otros sistemas de clasificación estelares modernos, como el UBV sistema, está basado encima índices de color—el midió diferencias en tres o más magnitudes de color. Aquellos números están dados etiqueta como "U-V" o "B-V", los cuales representan los colores pasaron de largo dos filtros estándares (p. ej. Ultravioleta, Azul y Visual).

Harvard clasificación espectral

El sistema de Harvard es un esquema de clasificación unidimensional por Cañón de Salto de Annie de astrónomo, quién re-ordenado y simplificó un sistema alfabético previo. Las estrellas están agrupadas según sus características espectrales por letras solas del alfabeto, opcionalmente con subdivisiones numéricas. Estrellas de secuencia principal varían en temperatura de superficie de aproximadamente 2,000 a 50,000 K, mientras que más-evolucionó las estrellas pueden tener temperaturas encima 100,000 K. Físicamente, las clases indican la temperatura de la atmósfera de la estrella y es normalmente listado de más caliente a más frío.

Clase	Temperatura eficaz​​	Vega-relativo chromaticity​	Chromaticity (D65)​​​	Masa de secuencia principal(masas solares)​	Radio de secuencia principal(radios solares)	Luminosidad de secuencia principal(bolometric)	Hydrogenlines	Fracción de allmain-estrellas de secuencia
O	≥ 30,000 K	Azul	blue	≥ 16 M☉	≥ 6.6 R☉	≥ 30,000 L☉	Débil	~0.00003%
B	10,000@–30,000 K	Blanco azul	deep blue white	2.1@–16 M☉	1.8@–6.6 R☉	25@–30,000 L☉	Medio	0.13%
Un	7,500@–10,000 K	Blanco	blue white	1.4@–2.1 M☉	1.4@–1.8 R☉	5@–25 L☉	Fuerte	0.6%
F	6,000@–7,500 K	Blanco amarillo	white	1.04@–1.4 M☉	1.15@–1.4 R☉	1.5@–5 L☉	Medio	3%
G	5,200@–6,000 K	Amarillo	yellowish white	0.8@–1.04 M☉	0.96@–1.15 R☉	0.6@–1.5 L☉	Débil	7.6%
K	3,700@–5,200 K	Naranja ligera	pale yellow orange	0.45@–0.8 M☉	0.7@–0.96 R☉	0.08@–0.6 L☉	Muy débil	12.1%
M	2,400@–3,700 K	Rojo naranja	light orange red	0.08@–0.45 M☉	≤ 0.7 R☉	≤ 0.08 L☉	Muy débil	76.45%

El Hertzsprung@–Russell esquema relaciona clasificación estelar con magnitud absoluta, luminosidad, y temperatura de superficie.

The spectral classes O through M, as well as other more specialized classes discussed later, are subdivided by Arabic numerals (0–9), where 0 denotes the hottest stars of a given class. For example, A0 denotes the hottest stars in class A and A9 denotes the coolest ones. Fractional numbers are allowed; for example, the star Mu Normae is classified as O9.7.​ The Sun is classified as G2.​

Descripciones de color convencional son tradicionales en astronomía, y representar los colores relativos al color malo de una Una estrella de clase, el cual está considerado para ser blanco. Las descripciones de color aparentes son lo que el observador vería si intentando describir las estrellas bajo un cielo oscuro sin ayuda al ojo, o con prismáticos. Aun así, más estrellas en el cielo, excepto el más brillante unos, aparece blanco blanco o azulado al unaided ojo porque son demasiado dim para visión de color para trabajar. Rojo supergiants es más fresco y más rojo que enanos del mismo tipo espectral, y estrellas con las características espectrales particulares como estrellas de carbono pueden ser lejanas más rojos que cualquier cuerpo negro.

El hecho que la clasificación de Harvard de una estrella indicó su superficie o photospheric temperatura (o más precisamente, su temperatura eficaz) no fue plenamente entendido hasta que después de su desarrollo, aun así por el tiempo el primer Hertzsprung@–Russell esquema estuvo formulado (por 1914), esto era generalmente sospechado para ser cierto. En el @1920s, el físico indio Meghnad Saha derivado una teoría de ionización por extender ideas bien sabidas en la fisicoquímica perteneciente a la disociación de moléculas a la ionización de átomos. Primero lo aplique al solar chromosphere, entonces a estelar spectra.

Harvard astronomer Cecilia Payne then demonstrated that the O-B-A-F-G-K-M spectral sequence is actually a sequence in temperature.​ Because the classification sequence predates our understanding that it is a temperature sequence, the placement of a spectrum into a given subtype, such as B3 or A7, depends upon (largely subjective) estimates of the strengths of absorption features in stellar spectra. As a result, these subtypes are not evenly divided into any sort of mathematically representable intervals.

Yerkes Clasificación espectral

Espectro para enanos (clase de luminosidad V) para los tipos espectrales estándares tomados de Pepinillos (1998).​ Varias líneas espectrales notables están indicadas. Líneas de hidrógeno son más fuertes para tipos Un y B, y las cumbres de espectro globales en longitudes de onda más cortas para estrellas más calientes.

El Yerkes clasificación espectral, también llamó el MKK sistema de los autores' iniciales, es un sistema de la clasificación espectral estelar introducida en 1943 por William Wilson Morgan, Philip C. Keenan, y Edith Kellman de Yerkes Observatorio. Este bidimensional (temperatura y luminosidad) esquema de clasificación está basado en las líneas espectrales sensibles a superficie y temperatura estelares gravedad, el cual está relacionado a luminosidad (whilst la clasificación de Harvard está basada en temperatura de superficie justa). Más tarde, en 1953, después de que algunas revisiones de lista de clasificación y estrellas estándares criterios, el esquema estuvo nombrado el Morgan @–Keenan clasificación, o MK, y estos restos de sistema en uso.

Denser stars with higher surface gravity exhibit greater pressure broadening of spectral lines. The gravity, and hence the pressure, on the surface of a giant star is much lower than for a dwarf star because the radius of the giant is much greater than a dwarf of similar mass. Therefore, differences in the spectrum can be interpreted as luminosity effects and a luminosity class can be assigned purely from examination of the spectrum.

Yerkes Clases de luminosidad

Clase de luminosidad	Descripción	Ejemplos
0 o Ia+	hypergiants O extremadamente luminoso supergiants	Cygnus OB2#12 @– B3-4Ia+​
Ia	Luminoso supergiants	Eta Canis Majoris @– B5Ia​
Iab	Intermedio-la medida luminosa supergiants	Gamma Cygni @– F8Iab​
Ib	Menos luminoso supergiants	Zeta Persei @– B1Ib
II	Gigantes brillantes	Beta Leporis @– G0II​
III	Gigantes normales	Arcturus @– K0III​
IV	Subgigantes	Gamma Cassiopeiae @– B0.5IVpe​
V	Estrellas de secuencia principal (enanos)	Achernar @– B6Vep​
sd (Prefijo) o VI	Subenanos	HD 149382 @– sdB5 o B5VI​
D (prefijo) o VII	Enanos blancos	Furgoneta Maanen 2 @– DZ8​

Marginal cases are allowed; for example, a star may be either a supergiant or a bright giant, or may be in between the subgiant and main-sequence classifications. In these cases, two special symbols are used:

Por ejemplo, una estrella clasificada como3-4III/IV sería en entre tipos espectrales Un3 y Un4, mientras siendo tampoco una estrella giganta o un subgiant.

Sub-dwarf classes have also been used: VI for sub-dwarfs (stars slightly less luminous than the main sequence).

Clase de luminosidad nominal VII (y a veces números más altos) es ahora raramente utilizado para enano blanco o "caliente sub-clases" de enano, desde la temperatura-letras de la secuencia principal y las estrellas gigantas ya no aplican a enanos blancos.

Ocasionalmente, letras un y b está aplicado a clases de luminosidad otro que supergiants; por ejemplo, una estrella giganta ligeramente más luminoso que típico puede ser dado una clase de luminosidad de IIIb.

Una muestra de extremo #V estrellas con absorción fuerte en Él II λ4686 líneas espectrales han sido dadas el Vz señalamiento. Una estrella de ejemplo es HD 93129 B.

Peculiaridades espectrales

Nomenclatura adicional, en la forma de letras de caso bajo, puede seguir el tipo espectral para indicar características extrañas del espectro.

Código	Peculiaridades espectrales para estrellas
:	Valor espectral incierto
...	Undescribed Las peculiaridades espectrales existen
!	Peculiaridad especial
comp	Composite Espectro
e	La emisión tacha presente
[e]	"La emisión" prohibida tacha presente
er	"El centro" invertido de emisión tacha más débil que bordes
eq	Líneas de emisión con P Cygni perfil
f	N III y Él II emisión
f*	N IV λ4058Å es más fuerte que el N III λ4634Å, λ4640Å, & λ4642Å líneas
f+	Si IV λ4089Å & λ4116Å es emisión además del N III línea
(f)	N III emisión, ausencia o absorción débil de Él II
(f+)
((f))	Las exhibiciones fuertes Él II absorción acompañada por débil N #III emisiones
((f))
h	WR Estrellas con líneas de emisión debido a hidrógeno.
ha	WR Estrellas con emisiones de hidrógeno vistas en ambas absorción y emisión.
Él wk	Líneas de Helio débil
k	Spectra Con características de absorción interestelar
m	Características de metal realzado
n	Ancho ("nebulous") absorción debido a girar
nn	Absorción muy ancha características
neb	El espectro de una nebulosa mezclado en
p	Unspecified Peculiaridad, estrella extraña.
pq	Espectro extraño, similar al spectra de novae
q	P Cygni Perfiles
s	Estrecho ("agudo") líneas de absorción
ss	Líneas muy estrechas
sh	Características de estrella de la concha
var	Característica espectral variable (a veces abreviado a "v")
wl	Líneas débiles (también "w" & "wk")
Elementsymbol	Anormalmente líneas espectrales fuertes del elemento especificado(s)

Por ejemplo, 59 Cygni está listado como tipo espectral B1.5Vnne, indicando un espectro con la clasificación general B1.5V, así como absorción muy ancha líneas y líneas de emisión segura.​

Draper system

Clasificaciones en el Draper Catálogo de Estelar Spectra

Secchi	Draper	Comentario
I	Un, B, C, D	El hidrógeno tacha dominante.
II	E, F, G, H, I, K, L
III	M
IV	N	No apareció en el catálogo.
O	Lobo@–Rayet spectra con líneas brillantes.
P	Nebulosas planetarias.
Q	Otro spectra.
Las clases llevaron a través de a el MK el sistema es en negrita.

En 1901, Cañón de Salto de la Annie regresó al lettered tipos, pero caídos todas las letras excepto O, B, Un, F, G, K, y M, utilizado en aquel orden, así como P para nebulosas planetarias y Q para algún extraños spectra. También utilice tipos como B5Un para estrellas hasta la mitad entre tipos B y Un, F2G para estrellas un-quinto de la manera de F a G, y tan encima. Finalmente, por 1912, el cañón había cambiado los tipos B, Un, B5Un, F2G, etc. a B0, Un0, B5, F2, etc. Esto es esencialmente la forma moderna del sistema de clasificación del Harvard.

A common mnemonic for remembering the order of the spectral type letters, from hottest to coolest, is "Oh, Be A Fine Guy/Girl, Kiss Me".

Clases de Wilson del monte

Una clasificación de luminosidad sabida como el sistema de Wilson del Monte solió distingue entre estrellas de luminosidades diferentes. Este sistema de notación es todavía a veces visto en moderno spectra.

Tipos espectrales

El sistema de clasificación estelar es taxonomic, basó encima especímenes de tipo, similares a clasificación de especies en biología: Las categorías están definidas por uno o estrellas más estándares para cada categoría y sub-categoría, con una descripción asociada de las características de distinguir.

Nomenclatura "temprana" y "tardía"

"Tarde" está utilizado en la misma manera, con un unqualified uso del plazo que indica estrellas con tipos espectrales como K y M, pero también pueda ser utilizado para estrellas que es pariente fresco a otras estrellas, cuando en utilizar "G tardío" para referir a G7, G8, y G9.

En el sentido relativo, "temprano" significa un número de árabe más bajo que sigue la letra de clase, y "tarde" significa un número más alto.

Esta terminología oscura es un control -encima de un temprano 20.º modelo de siglo de evolución estelar, el cual supuesto que las estrellas eran powered por contracción gravitacional vía el Kelvin@–Helmholtz mecanismo, el cual es ahora sabido a no aplicar a estrellas de secuencia principal. Si aquello era cierto, entonces las estrellas empezarían sus vidas tan muy calientes "estrellas" de tipo temprano y entonces gradualmente enfriar abajo a "estrellas" de tipo tardío. Este mecanismo proporcionó edades del Sol que era mucho más pequeño que qué está observado en el geologic registro, y era rendered obsoleto por el descubrimiento que las estrellas son powered por fusión nuclear. Los plazos "temprano" y "tarde" estuvo llevado encima, allende la defunción del modelo estuvieron basados encima.

Clase O

Artista rendering de Zeta Puppis, un O4 supergiant

Tipos espectrales extendidos

Un número de tipos espectrales nuevos ha sido tomado en uso de nuevamente descubrió tipos de estrellas.

Estrella de emisión azul caliente clases

UGC 5797, una emisión-galaxia de línea donde estrellas azules brillantes masivas está formado

Clase W: Wolf–Rayet

Imagen de Telescopio espacial Hubble de la nebulosa M1-67 y el Lobo@–Rayet estrella WR 124 en el centro

Clase W o WR representa el Lobo@–Rayet estrellas, notables para spectra líneas de hidrógeno falto. En cambio su spectra está dominado por líneas de emisión ancha de helio ionizado altamente, nitrógeno, carbono y a veces oxígeno. Están pensados a mayoritariamente agonizar supergiants con sus capas de hidrógeno sopladas fuera por vientos estelares, así directamente exponiendo sus conchas de helio calientes. Clase W es más allá dividido a subclases según la fuerza relativa de nitrógeno y emisión de carbono líneas en su spectra (y capas exteriores).

WR spectra La gama está listada abajo:​​

• WN​ – spectrum dominated by N III-V and He I-II lines
  • WNE (WN2 to WN5 with some WN6) – hotter or "early"
  • WNL (WN7 to WN9 with some WN6) – cooler or "late"
  • Extended WN classes WN10 and WN11 sometimes used for the Ofpe/WN9 stars​
  • h tag used (e.g. WN9h) for WR with hydrogen emission and ha (e.g. WN6ha) for both hydrogen emission and absorption
• WN/C – WN stars plus strong C IV lines, intermediate between WN and WC stars​
• WC​ – spectrum with strong C II-IV lines
  • WCE (WC4 to WC6) – hotter or "early"
  • WCL (WC7 to WC9) – cooler or "late"
• WO (WO1 to WO4) – strong O VI lines, extremely rare

A pesar de que las estrellas centrales de nebulosas más planetarias (CSPNe) muestra O tipo spectra, alrededor 10% es hidrógeno-deficiente y espectáculo WR spectra. Estos son abajo-estrellas de masa y para distinguirles del Lobo masivo-Rayet estrellas, su spectra está encerrado en paréntesis cuadrados: p. ej. [WC]. La mayoría de este espectáculo [WC] spectra, algunos [WO], y muy raramente [WN].

Las "estrellas" de Cuchillada

Las estrellas de cuchillada son O-estrellas de tipo con WN-como líneas en su spectra. La cuchillada "de nombre" proviene su tipo espectral imprimido habiendo una cuchillada en él (p. ej. "De/WNL").​

Hay un grupo secundario encontrado con este spectra, un grupo "más fresco," intermedio designó "Ofpe/WN9". Estas estrellas también han sido referidas a tan WN10 o WN11, pero aquello ha devenido menos popular con la realización de la diferencia evolutiva de otro Lobo@–Rayet estrellas. Descubrimientos recientes de incluso las estrellas más raras han extendido la gama de estrellas de cuchillada según lo que O2-3.5Si/WN5-7, los cuales son incluso más calientes que las estrellas "de cuchillada" originales.

Rojo fresco y clases de enano marrón

Brown enanos, cuya energía proviene atracción gravitacional sólo, fresco cuando envejecen y tan progreso a tipos espectrales más tardíos. Brown enanos empieza sus vidas con M-tipo spectra y enfriará a través del L, T, y Y clases espectrales, más rápidos el menos masivos son; el más alto-concentrar los enanos marrones no pueden haber enfriado a Y o incluso T enanos dentro de la edad del universo. Porque esto dirige a un unresolvable overlap entre tipos espectrales' luminosidad y temperatura eficaces para algunas masas y edades de diferentes L-T-Y tipos, ninguna temperatura distinta o valores de luminosidad pueden ser dados.

Clase L

La impresión del artista de un L-enano

Clase #L enanos consiguen su señalamiento porque son más frescos que #M estrellas y L es la letra restante alfabéticamente más cercana a M. Algunos de estos objetos tienen concentra bastante grande para apoyar fusión de hidrógeno y es por tanto estrellas, pero la mayoría es de substellar masa y es por tanto enanos marrones. Son un rojo muy oscuro en color y más brillante en infrarrojo. Su atmósfera es bastante fresca para dejar hidruros de metal y alkali metales para ser prominentes en su spectra.

Debido a gravedad de superficie baja en estrellas gigantas, TiO- y VO-aguantando condensates nunca forma. Así, L-el tipo protagoniza más grande que los enanos pueden nunca forma en un entorno aislado. Aun así, pueda ser posible para estos #L-escribir supergiants para formar a través de colisiones estelares, un ejemplo del cual es V838 Monocerotis mientras en la altura de su luminoso rojo nova erupción.

Clase T: enanos de metano

La impresión del artista de un T-enano

Clase T los enanos son enanos marrones frescos con temperaturas de superficie entre aproximadamente 550 y 1,300 K (277 y 1,027 °C; 530 y 1,880 °F). Sus cumbres de emisión en el infrarrojos. El metano es prominente en su spectra.

Clases T y L podría ser más común que todo las otras clases combinaron si la búsqueda reciente es cuidadosa. Porque los enanos marrones persisten para tan mucho tiempo—#unos cuantos tiempo la edad del universo—en la ausencia de colisiones catastróficas estos cuerpos más pequeños pueden sólo aumento en número.

Estudio del número de proplyds (protoplanetary discos, clumps de gasistas en nebulosas de qué estrellas y los sistemas planetarios están formados) indica que el número de las estrellas en la galaxia tendrían que ser varios órdenes de la magnitud más alta que qué era anteriormente conjectured. Es theorized que estos proplyds es en una carrera con cada otro. El primer un a forma devendrá un protostar, los cuales son objetos muy violentos e interrumpirá otro proplyds en la proximidad, desnudándoles de su gas. La víctima proplyds entonces probablemente ir en para devenir estrellas de secuencia principal o enanos marrones del L y T clases, los cuales son bastante invisibles a nosotros.

Clase Y

La impresión del artista de un Y-enano

Brown enanos de clase espectral Y es más fresco que aquellos de clase espectral T y ha qualitatively diferente spectra de ellos. Un total de 17 objetos ha sido colocado en clase Y tan de agosto 2013. A pesar de que tales enanos han sido modelled y detectó dentro cuarenta ligero-años por el Anchos-campo Explorador de Encuesta Infrarroja (SENSATO) hay ningún bien-secuencia espectral definida todavía y ningún prototipo. No obstante, varios objetos han sido propuestos como clases espectrales Y0, Y1, y Y2.

El spectra de estos probable Y absorción de exhibición de los objetos alrededor 1.55 micrómetros. Delorme Et al. Ha sugerido que esta característica se debe a absorción de amoníaco, y que esto tendría que ser tomado como el indicative característica para el T-Y transición. De hecho, este amoníaco-característica de absorción es el criterio principal aquello ha sido adoptado para definir esta clase. Aun así, esta característica es difícil de distinguir de absorción por agua y metano, y otros autores han declarado que la asignación de clase Y0 es prematuro.

El enano marrón más tardío propuesto para el Y tipo espectral, SENSATO 1828+2650, es un > Y2 enano con una temperatura eficaz originalmente estimada alrededor 300 K, la temperatura del cuerpo humano. Parallax Las medidas tienen, aun así, desde entonces mostrados que su luminosidad es inconsistent con él siendo más frío que ~400 K. El más fresco Y el enano actualmente sabido es SENSATO 0855−0714 con una temperatura aproximada de 250 K.

La gama de masa para Y los enanos es 9@–25 masas de Júpiter, pero los objetos jóvenes podrían lograr abajo uno masa de Júpiter, el cual significa que Y la clase objeta straddle la 13 masa de Júpiter deuterio-límite de fusión que marcas el actuales IAU división entre planetas y enanos marrones.

Carbono gigante tardío-clases de estrella

Carbono-las estrellas son estrellas cuyo spectra indica producción de carbono—un byproduct de fusión de helio de alfa triple. Con abundancia de carbono aumentado, y algunos paralelos s-procesar producción de elemento pesado, el spectra de estas estrellas devienen cada vez más deviant del G de clases espectral tardío habitual, K, y M. Clases equivalentes para carbono-las estrellas ricas son S y C.

Los gigantes entre aquellas estrellas son presumed para producir este carbono ellos, pero algunas estrellas en esta clase son estrellas dobles, cuya atmósfera extraña está sospechada de haber sido transferido de un compañero que es ahora un enano blanco, cuándo el compañero era un carbono -estrella.

Clase C: estrellas de carbono

Imagen de la estrella de carbono R Sculptoris y su estructura de espiral llamativa

Originalmente clasificadas como estrellas R y N, también son conocidas como estrellas de carbono. Estos son gigantes rojos, cerca del final de sus vidas, en los que hay un exceso de carbono en la atmósfera. Las antiguas clases R y N se desarrollaron paralelamente al sistema de clasificación normal, desde aproximadamente la mitad de G hasta el final de M. Más recientemente, estas clases se han transformado en un clasificador de carbono unificado C con N0 a partir de aproximadamente C6. Otro subconjunto de estrellas de carbono frío son las estrellas de tipo C-J, que se caracterizan por la fuerte presencia de moléculas de 13CN además de las de 12CN. Se conocen algunas estrellas de carbono de la secuencia principal, pero la inmensa mayoría de las estrellas de carbono conocidas son gigantes o supergigantes. Hay varias subclases:Originalmente clasificado como R y N estrellas, estos son también sabidos tan estrellas de carbono. Estos son gigantes rojos , cerca el fin de sus vidas, en qué hay un exceso de carbono en la atmósfera. El viejo R y N las clases corrieron paralelas al sistema de clasificación normal de aproximadamente mid G a tardío M. Estos tienen más recientemente #ser remapped a un carbono unificado classifier C con N0 empezando en aproximadamente C6. Otro subconjunto de estrellas de carbono fresco es el C-J estrellas de tipo, los cuales están caracterizados por la presencia fuerte de moléculas de 13CN además de aquellos de 12CN. Unas cuantas estrellas de carbono de secuencia principal están sabidas, pero la mayoría agobiante de estrellas de carbono sabido es gigantas o supergiants. Hay varias subclases:

C-R: Anteriormente, su propia clase (R) representaba el equivalente de estrella de carbono de las estrellas G tardías a las del tipo K anterior. C-N: anteriormente su propia clase representaba el equivalente de estrella de carbono de las estrellas de tipo K a M tardías. C-J: un subtipo de estrellas C frescas con un alto contenido de 13C. C-H - Análogos de la población II de las estrellas C-R. C-Hd: estrellas de carbono deficientes en hidrógeno, similares a las supergigantes G tardías con bandas CH y C2 agregadas.

Clase S

Clase S las estrellas forman un continuum entre clase #M estrellas y estrellas de carbono. Aquellos más similares a clase #M estrellas tienen fuertes ZrO bandas de absorción análogas al TiO bandas de clase #M estrellas, mientras que aquellos más similares a estrellas de carbono tienen sodio fuerte #D líneas y débiles #C2 bandas. Clase S las estrellas tienen cantidades sobrantes del circonio y otros elementos produjeron por el s-proceso, y tener carbono más similar y abundancias de oxígeno que clase M o estrellas de carbono. Gusta estrellas de carbono, casi toda clase sabida S las estrellas son asintóticas-estrellas de rama giganta.

El tipo espectral está formado por la letra S y un número entre cero y diez. Este número corresponde a la temperatura de la estrella y aproximadamente sigue la escala de temperatura utilizada para clase #M gigantes. Los tipos más comunes son S3 a S5. El señalamiento no estándar S10 sólo ha sido utilizado para la estrella Chi Cygni cuando en un mínimo extremo.

La clasificación básica es normalmente seguida por una indicación de abundancia, siguiendo un de varios esquemas: S2,5; S2/5; S2 Zr4 Ti2; o S25. Un número que sigue una coma es una escala entre 1 y 9 basado en la proporción de ZrO y TiO. Un número que sigue una cuchillada es un más reciente pero menos esquema común diseñó para representar la proporción de carbono a oxígeno en una escala de 1 a 10, donde un 0 sería una SEÑORA estrella . Las intensidades de circonio y titanio pueden ser indicadas explícitamente. También ocasionalmente visto es un número que sigue un asterisco, el cual representa la fuerza del ZrO bandas en una escala de 1 a 5.

Clases MS y SC: carbono de intermediario-relacionó clases

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

Clasificaciones de enano blanco

Sirius Un y B (un enano blanco de tipo DA2) resolvió por Hubble

La clase D (para Degenerado) es la clasificación moderna utilizada para enanos blancos @– bajos-la masa protagoniza aquello ya no está experimentando fusión nuclear y ha encogido a medida planetaria, despacio enfriando abajo. Clase D es más allá dividido a tipos espectrales DA, DB, DC, , DQ, DX, y DZ. Las letras no son relacionadas a las letras utilizaron en la clasificación de otras estrellas, pero en cambio indicar la composición de la capa exterior visible del enano blanco o atmósfera.

• DA @– Un hidrógeno-atmósfera rica o capa exterior, indicado por fuerte Balmer hidrógeno líneas espectrales.
• DB @– Un helio-atmósfera rica, indicado por helio neutro, Él yo, líneas espectrales.
• @– Un helio-atmósfera rica, indicado por helio ionizado, Él II, líneas espectrales.
• DQ @– Un carbono-atmósfera rica, indicado por carbono atómico o molecular líneas.
• DZ @– Un metal-atmósfera rica, indicado por metal líneas espectrales (una fusión del enano blanco obsoleto tipos espectrales, DG, DK y DM).
• DC @– no las líneas espectrales fuertes que indican un del por encima de categorías.
• DX @– las líneas espectrales son insuficientemente aclarar para clasificar a uno del por encima de categorías.

El tipo está seguido por un número que da la temperatura de superficie del enano blanco. Este número es una forma redondeada de 50400/Teff, donde Teff es la temperatura de superficie eficaz, medido en kelvins. Originalmente, este número estuvo redondeado a uno de los dígitos 1 a través de 9, pero más recientemente los valores fraccionarios han empezado para ser utilizados, así como valores abajo 1 y encima 9.

Two or more of the type letters may be used to indicate a white dwarf that displays more than one of the spectral features above.​

• DAB @– Un hidrógeno- y helio-el enano blanco rico que muestra líneas de helio neutro.
• DAO @– Un hidrógeno- y helio-el enano blanco rico que muestra líneas de helio ionizado.
• DAZ @– Un hidrógeno-enano blanco metálico rico.
• DBZ @– Un helio-enano blanco metálico rico.

A different set of spectral peculiarity symbols are used for white dwarfs than for other types of stars:

Código	Peculiaridades espectrales para estrellas
P	Enano blanco magnético con detectable polarización
E	La emisión tacha presente
H	Enano blanco magnético sin detectable polarización
V	Variable
PEC	Las peculiaridades espectrales existen

Referencias

[[Categoría:Sistemas de clasificación]] [[Categoría:Clasificaciones de Hertzsprung–Russell]] [[Categoría:Tipos de estrellas]] [[Categoría:Estrellas]] [[Categoría:Estrellas por clase de luminosidad]] [[Categoría:Estrellas por tipo espectral]] [[Categoría:Astrofísica estelar]]