Hver stjerne er forskellig. Nogle er store, nogle små, nogle varme, nogle kolde. De kan være blå eller gule eller røde. Stjerneklassificering giver dig mulighed for at beskrive en stjerne i enkle termer.
Trin
Metode 1 af 5: Temperatur
Trin 1. Bestem stjernens farve
Farve fungerer som en grov vejledning til temperatur. I øjeblikket er der ti farver, hver med et tilhørende temperaturområde. O klasse stjerner er blå/UV. B-klassen er blå-hvid, A-klasse hvid, F gul-hvid, G gul, K orange og M rød. De tre andre klasser er infrarøde. L -klasse fremstår meget dyb rød i visuelt lys. Deres spektre viser alkalimetaller og metalhydrider. T -klassen er køligere end L -klassen. Deres spektre viser metan. Y -klassen er den sejeste af alle og gælder kun for brune dværge. Deres spektre er forskellige fra T- og L -klassen, men der er ingen bestemt definition.
Trin 2. Sæt et tal efter bogstavet for at vise præcis temperatur
Inden for hver farve er der ti temperaturbånd, 0-9, hvor 0 er hotteste. Således er A0 varmere end A5, som er varmere end A9, som er varmere end F0 (som et eksempel)
Metode 2 af 5: Størrelse
Trin 1. Bestem stjernens størrelse
Et romertal, der angiver stjernens størrelse, tilføjes efter temperaturbetegnelsen. 0 eller Ia+ angiver en hypergigant stjerne. Ia, Iab og Ib repræsenterer supergiganter (lyse, mellemstore, svage). II er lyse giganter, III giganter, IV undergiganter, V hovedsekvensstjerner (den del af et stjerneliv, som det bruger mest tid på at gå igennem) og VI er sub-dværge. Et præfiks for D angiver en hvid dværgstjerne. Eksempler: DA7 (hvid dværg), F5Ia+ (gul hyperkæmpe), G2V (gul hovedsekvensstjerne). Solen er G2V.
Metode 3 af 5: Genvej til temperatur og størrelse
Trin 1. Brug et prisme til at dele stjernens lys
Dette vil give dig en række farver, kaldet et spektrum, som hvad du får, når du skinner en fakkel gennem et prisme. Stjernens spektrum skal have mørke linjer på sig. Disse er absorptionslinjer.
Trin 2. Sammenlign stjernens spektrum med en database
En god astronomisk database bør give et typisk spektrum for hver stjernetype. Det er derfor typen kaldes nogle gange spektralklassen.
Metode 4 af 5: Metallicitet
Trin 1. Bestem andelen af metaller (andre elementer end hydrogen og helium) i en stjerne
Stjerner med mere end 1% metaller betegnes metalrige og er en del af noget, der kaldes Population I. Stjerner med ca. 0,1% metaller betegnes metalfattige og er en del af Population II. Population II -stjerner dannet tidligere i universet, da der var blevet dannet færre metaller.
Trin 2. Hold øjnene åbne for stjerner uden metaller
Disse stjerner (Population III) forventes at være født lige efter Big Bang, da de eneste grundstoffer var hydrogen og helium, og metaller ikke fandtes. Indtil videre er disse stjerner kun teoretiske, men folk leder meget efter dem.
Metode 5 af 5: Variabilitet
Trin 1. Bestem om stjernen er variabel
Ikke alle stjerner er, men nogle er, og kan være meget nyttige.
Trin 2. Bestem, om det er en formørkende binær
Eclipsing binaries, ligesom Algol in Perseus, er to stjerner, der kredser om hinanden.
Trin 3. Bestem amplitude og periode for variationen
Sammenlign disse med egenskaberne ved kendte variabeltyper for at bestemme typen af variabel stjerne. For eksempel har Cepheid -variabler perioder på dage til måneder og amplituder på op til 2 størrelser, hvorimod Delta Scuti -variabler har perioder på mindre end 8 timer og amplituder på mindre end 0,9 størrelser.
