Csillagászati színképosztályozás

A Wikipédiából, a szabad lexikonból.

Lángfestés nátrium-kloriddal
Nagyít
Lángfestés nátrium-kloriddal

A csillagászati színképosztályozás alatt (szűkebb értelemben) a csillagok - spektrális tulajdonságaik alapján történő - színképosztályokba való sorolását értjük. A csillagok színképtípusokba és luminozitási osztályokba való besorolásuk segítségével modelleket állíthatunk fel a csillagok fejlődésére. A modellek és a kísérleti eredmények összevetésével lehetőségünk van a csillagok fizikai elméletének gyakorlattal való összehasonlítására, például olyan állapothatározók, mint a hőmérséklet, felszíni gravitáció fémtartalom modell alapján való becslésére, valamint új modellek kidolgozására is.

A csillagok színképében többnyire elnyelési vonalakat figyelhetünk meg, mivel a fényt kibocsátó fotoszféra fölött helyezkedik el a csillagok igen ritka légköre. Így a légkör és a csillagok külső régióikat alkotó elemek nyomvonalai rárakódnak a felszín eredetileg folytonos spektrumára, hasonlóan Wollaston lángfestési kísérletének eredményéhez.

A csillagok színképében felismert vonalak helyzetét sokáig kézzel rögzítették, majd ezt követően a kémiai elemek - laboratóriumi kísérletek során kapott - emissziós vonalaival próbálták azonosítani. E módszer különösen eredményesnek mutatkozott a napkutatás terén is; így fedezte fel 1868-ban Janssen és Lockyer egymástól függetlenül a Földön addig ki nem mutatott hélium (Helios=Nap görögül) jelenlétét a Nap légkörében. A kémiai analízis ezen módja lehetővé tette a csillagokat felépítő kémiai elemek meghatározását (ezek 99%-át H -és He teszi ki, a maradék 1 %-ot a héliumnál nehezebb elemek, elsősorban C, N, O alkotják, melyeket a csillagászatban fémeknek szokás nevezni!), és ezen túlmenően a csillagok színképosztályokba való sorolását (latin eredetű kifejezéssel: spektrálklasszifikáció).

Tartalomjegyzék

[szerkesztés] Az első spektrálklasszifikációs rendszer

Az első spektrálklasszifikációs rendszert Secchi dolgozta ki 1863-ban. E rendszer alapján 3 csoportot különböztetett meg a csillagok felszíni hőmérsékletének csökkenő sorrendje szerint. Ezt kibővítve készült el az 1900-as években a ma használatos, Harvard-féle spektrálklasszifikációs rendszer Pickering, Maury és Cannon csillagászok kutatásainak eredményeképpen. Ez tulajdonképpen egy empírikus osztályozáson alapul: minden színképosztályhoz megadott felületi hőmérsékletet és az abszorpciós spektrumvonalak meghatározott rendszerét rendeli hozzá. A csillagokat felületi hőmérsékletük csökkenő sorrendjében 7 fő- (O, B, A, F, G, K, M) ill. 3 mellékosztályba R, N, S soroljuk. Az O színképtípusú csillagok a forró, kék csillagok, az M színképtípusúak pedig a hideg, vörös csillagok lettek. Később, a finomabb besorolás kedvéért, a színképosztályokon belül még 0-9-ig terjedős alosztályokat vezettek be; kivétel az O típus, ahol az osztályozás O5-tel kezdődik. Henry Draper katalógusa szerint a 8 m-nál fényesebb csillagok 99, 78 %-a az O, B, A, F, G, K, M 0, 17 % O típusú, és 0, 05 % az R, N, S színképosztályba tartozik. Ez a sorrend összhangban van a csillagok színképében található legfontosabb színképvonalak intenzitásaival:

  • a hidrogén Balmer-sorozata
  • az ionizált hélium és az ionizált vas vonalai
  • a kálium abszorpciós vonala (393.3 nm)
  • az ún G-sáv (CH molekula)
  • a semleges kalcium 422,7 nm-es vonala
  • 431 nm körüli fémvonalak
  • A TiO molekula sávjai

Példaként felsoroljuk a fősorozati csillagok különböző színképosztályaihoz tartozó fizikai adatait (a HRD alapján).

Osztály Hőmérséklet (K) A csillag színe Spektrális jellemzők Tömeg Sugár Luminozitás Példa
O 30 000 - 60 000 Kék erős He I és He II abszorpciós vonalak 60 15 1 400 000 Epszilon Orionis, Mintaka, Zeta Puppis
B 10 000 - 30 000 Kék [[hidrogén|H I] (Balmer-sorozat), He I abszorpciós vonalak 18 7 20 000 Rigel, Spica
A 7500 - 10 000 Kékes-fehér erős H (Balmer) vonalak, ionizált fémvonalak (K, Ca II) 3,2 2,5 80 Sirius, Vega, Deneb
F 6000 - 7500 Sárgás-fehér Balmer-sorozat, semleges és ionizált fémvonalak (Fe I, Fe II,
Ti II, Ca I, Ca II, Mg I)
1,7 1,3 6 Canopus, Procyon
G 5000 - 6000 Sárga Itt a legerősebbek a H és K vonalak, előfordulnak Ca II (H és K) és Fe I vonalak is 1,1 1,1 1,2 Nap, Capella
K 3500 - 5000 Narancs-sárga erős K és Ca II (H és K) vonalak, Fe, Ti vonalak, CN CO és TiO sávok 0,8 0,9 0,4 Arcturus, Aldebaran, Alfa Centauri, Antares
M 2000 - 3500 Narancs-vörös dominálnak az abszorpciós molekulavonalak (főleg TiO) és a semleges fémvonalak 0,3 0,4 0,04 Betelgeuse, Barnard csillag, Arcturus,
R 3500 - 5400 Vörös-infravörös C2, CN és CH molekulák sávjai S Camelopardalis, RU Virginis
N 1900 - 3500 Infravörös C2 és CH4 molekulák sávjai R Leporis, Y Canum Venaticorum, U Hydrae
S 2000 - 3500 Infravörös Zr, Y, Ba, La, TiO, ScO, VO, ZrO, és YO vonalak T Camelopardalis, U Cassiopeiae

O-típusú csillagok

Felszíni hőmérsékletük 25 000 - 40 000 oK közötti, a színük kék. Ilyen típusúak például a Trapéz-csillagok az Orion-ködben. Spektrumuknak a kékbe és az ibolyába eső része igen erőteljes. Domináns vonalak a kétszeresen ionizált nitrogén, és a háromszorosan ionizált szilícium. Mivel ezek a csillagok extrém magas hőmérsékletűek, ezért egyes vonalaik emissziósnak mutatkoznak.

B-típusú csillagok

Felszíni hőmérsékletük 12 300 - 25 000 oK közötti, színük kékesfehér. Dominánsak a hidrogén Balmer-sorozatához tartozó vonalak, ezek a B0 - B9 alosztályig erősödnek. Megjelennek a semleges hélium vonalai, melyek a B5 típusnál a legerősebbek. Az ionizált O és C atomok vonalai a B3 típusnál erősödnek. Ilyen csillagok például a Rigel, a Bellatrix és az Orion csillagkép övcsillagai.

A-típusú csillagok

Az A-típusú csillagok felületi hőmérséklete 7 900 - 10 000 oK, színük fehér. Spektrumukban a hidrogén vonalai erőteljesek, a hélium és a kalcium vonalai gyengébbek. Ilyen típusó csillagok például a Vega és a Szíriusz.

F-típusú csillagok

G-típusú csillagok

K-típusú csillagok

M-típusú csillagok

A színképosztályok sorrendjét az alábbi segítő mondatokkal (mnemonikokkal) jegyezhetjük meg.

Oly Barátságos A Fénylő Göncölszekér, Keresd Meg.”
Orosz Barátom Azt Felelte, Gépek Készítenek Mindent [Rám Ne Számíts].”

Angolul:

Oh, Be A Fine Girl, Kiss Me.” (legismertebb)
Optical Binary Affairs Fundamentally Generate Keplerian Marriages.”
Out Beyond Andromeda Fiery Gases Keep Making Really Nifty Stars.”

Vannak olyan csillagok, amelyeknek a spektruma nagyjából megfelel valamely színképosztálynak, de az átlagtól eltérő jellegzetességek is megtalálhatók bennük. Ilyenkor a jellegzetességet egy-egy betűvel jelöljük:

n: diffúz spektrumvonalak
nn: különösen diffúz vonalak
s: éles vonalak
ss: különösen éles vonalak
e: emissziós spektrumvonalak
m: a fémvonalak az ionizált Ca-nak a H- és K-vonalához képest erősek. Ezeket a csillagokat fémcsillagoknak is nevezzük.
p: különleges (pekuliáris) csillagok, amelyeknek egyedi tulajdonságaik is vannak. Ilyenek pl. az Ap csillagok
v: változó spektrum
k: a csillagközi Ca vonalai is fellelhetők benne.
W vagy D: fehér törpecsillagok színképe (pl. WA5)
neb: a csillag színképére rárakódik a körülötte lévő köd színképe.
sh: „shell” csillag B és F közötti fősorozati csillagok gázburkától eredő emissziós spektrumvonalak.
wl: fémszegény csillagok
comp: ún. kompozitspektrum, ami az egymásra rakódott színképek eredője

A spektrum megadásánál ezenkívül szokás feltűntetni a színképosztály jele előtt, hogy a csillag törpe (d: dwarf) vagy óriás (g: giant)

A Henry Draper-féle katalógus és az azt kiegészítő Henry Draper Extentions (HDE) 360 ezer csillag színképtípusát tartalmazza. Ennek több, mint 200 000 csillagát Miss A. Cannon osztályozta 1911 és 1914 között. Ez a fajta spektrálklasszifikáció azonban még nem elegendő ahhoz, hogy pontos képet nyújtson a csillag légkörében uralkodó állapotokról.

[szerkesztés] A Hertzsprung-Russell diagram

A Hertzsprung-Russell diagram. Napunk, mint a legtöbb csillag, a főágon helyezkedik el.
Nagyít
A Hertzsprung-Russell diagram. Napunk, mint a legtöbb csillag, a főágon helyezkedik el.
Fő szócikk: Hertzsprung-Russell diagram

A spektrálklasszifikáció megalkotását követően E. Hertzsprung és tőle függetlenül H. N. Russell megfigyelték, hogy az azonos spektráltípusú csillagoknak azonos hőmérséklet mellett is lehet különböző a spektrumuk. Ezt a problémát már nem tudták az alosztályokba való sorolással megoldani, így készítettek egy újabb osztályozást, amely a csillagok luminozitási osztályán alapul. Megvizsgálva a csillagok színképtípusát és hőmérsékletét, arra a következtetésre jutottak, hogy a luminozitás alapján is osztályokba sorolhatóak a csillagok. Az ezt kifejező diagramot a két csillagász tiszteletére Hertzsprung-Russell diagramnak nevezték el. A diagram függőleges tengelyén az abszolút fényesség vagy a luminozitás (Nap-luminozitás egységekben) szerepel, visszintes tengelyén pedig a színképtípus, vagy a felszíni hőmérséklet.

A csillagok életútjuk során mind luminozitásukat, mind színképüket változtatják. Ezen a lassú változáson kívül, bizonyos köztes fejlődési fázisban, az úgy nevezett változócsillagok, gyors színkép és luminozitásmódosulást is mutathatnak. A luminozitási osztályok érzékeltetésére a Hertzsprung-Russell diagramot sematikus sávokra osztották, amelyekben az egyes luminozitási osztályok képviselői helyezkednek el.

[szerkesztés] A csillagok kémiai összetétele

A színképelemző műszerek fejlődésével és a csillagok légkörének modellezésével egyre több csillag légkörének kémiai összetételét állapították meg. Ez elepján arra következtetésre jutottak, hogy a hidrogéntől és a héliumtól eltekintve, a csillagok légköre a hibahatáron belül azonos összetételű. Ha a nehezebb elemeket vizsgáljuk, ritkaságnak számítanak azok a csillagok, amelyek légköre a Napétól jelentősen eltérő kémiai összetételű. Ami egyaránt jellemző az extragalaxisok csillagaira. A Nap légköre tehát kémiai összetétel szempontjából etalonként szolgál.

A csillagok kémiai összetételének megállapítására a legegyszerűbb módszer a növekedési görbe meghatározása. A növekedési görbe megadja, hogy valamely meghatározott kémiai elem meghatározott színképvonalának ekvivalens szélessége hogyan függ az elem atomjainak térfogategységenkénti számától. A növekedési görbe alakja ugyanis függ a csillag légkörének modellétől, aminek segítségével kapott kémiai összetétel csak bizonyos pontossággal adható meg. Vannak csillagok, amelyeknek kémiai összetétele jelentősen eltér a kozmikus elemgyakoriságtól. Ezeket anomális kémiai eloszlású csillagoknak tekintjük. Ilyenek pl:


Ap v. Bp csillagok: spektrumukban alapján a ritka földfémek (pl. lantán, cérium, európium) túlpopuláltságot mutatnak. Légkörük hőmérséklete 9 - 10 000 K. Sokukban jelentős a mágneses tér, a jelenleg mért legnagyobb térerősség az ilyen csillagokban a földi érték hetvenezerszerese. Erre az anomáliára még nincs egységesen elfogadott magyarázat.

Am csillagok: spektrumuk alapján a kalcium-alulpopuláltságot, a Fe csoport pedig túlpopuláltságot mutat.

Széncsillagok: általában K vagy M színképtípusúak, az átlagosnál több szenet tartalmaznak ami miatt C betűvel jelölik őket. Színképükben többnyire C2, CN és CH vonalak fordulnak elő, bennük a szén és az oxigén elemgyakorisága 4-5-ször nagyobb, mint a normális csillagok esetében. A szénvegyületek a spektrum kék részében az intenzitást jelentősen gyengítik, így ezek a csillagok vörösek. Az R-típusú csillagok felszíni hőmérséklete magasabb és inkább a K-típusú csillagokra hasonlítanak, míg az N-típusúak hidegebbek, fizikai tulajdonságaik miatt inkább az M-csillagokhaz állnak közelebb.

Héliumcsillagok: hélium-túlpopuláltságot mutatnak de ugyanakkor a nehezebb elemek is megtalálhatóak a színképükben. Mindezektől függetlenül normális csillagok, légkörükben tehát a nehézségi gyorsulás akkora vagy kisebb, mint a Nap felszínén. Két nagy osztályba soroljuk őket. Az egyik osztályba körülbelül egyharmad részük tartozik. Ezek szélsőséges hidrogénhiányukkal tűnnek ki, szemben a másik osztállyal, ahol a hidrogén mennyisége normálisnak mondható.

S színképosztályú csillagok: nevüket a belsejükben lejátszódó ún. s-folyamatról kapták. Ezekben a csillagokban ugyanis az s-folyamat végtermékei nagy számban vannak jelen. A folyamat egy szabad neutron befogása és az ezt kísérő béta-bomlás (a neutron egy protonra és elektronra bomlik), aminek következtében egyel nagyobb rendszámú elem keletkezik. Az s-folyamat az egyik lehetséges mechanizmus a vasnál nagyobb tömegszámú elemek kialakulására. Az S-típusú csillagok jelentős része változó, színképükben a TiO, ScO és VO vonalakon túl a Zr, Y és Ba vonalai is megtalálhatóak.

Wolf - Rayet csillagok: az O-típusú csillagokhoz hasonlítanak, de színképükben a hidrogén és az ionizált hélium széles vonalai dominánsak. Viszont ugyanakkor megtalálhatók a C, N és az O abszorpciós vonalai is. A napjainkban elfogadott elméletek szerint ezek a csillagok kettős rendszerek tagjai, ahol a kísérő Wolf-Rayet komponens külső rétegeit "elszippantotta". Így az észlelt színkép inkább a már jóval fejletteb belső részeket jellemzi (C, N, O vonalak), mint a normál csillagfelszínt. A spektrumban mutatkozó széles vonalak a csillagtól távolodó nagy sebességű gázáramban keletkeznek.

T Tauri csillagok: fiatal képződmények, világító és sötét ködök környezetében találhatóak, feltehetően ezekből keletkeztek. Névadójuk a Bika csillagkép T Tauri csillaga. Szabálytalan (irreguláris) fényváltozásokat mutatnak. Felszíni hőmérsékletük 3500 - 7000 K. Színképük az erős emissziós vonalak mellett ún. tiltott vonalakat is tartalmaz, amelyek csak extrén alacsony sűrűség mellett jöhetnek létre. A színképvonalak jellegzetessége még a kékeletolódás, ami anyagkiáramlásra utal. A flercsillagokhoz hasonlóan még valamivel a főág fölött vannak, amit csak később érnek el. A T Tauri csillagok többnyire csoportokban fordulnak elő, amelyek - hasonlóan az OB asszociációkhoz - sűrű csillagközi felhők szomszédságában helyezkednek el. Infravörös sugárzásuknak köszönhetően nagy számban fedeztek fel ilyen objektumokat az Ophiuchi-porködben.

Mágneses csillagok: színképvonalaik (Si, He, Ca, Ba, Mg, Sr, Ti) intenzitásváltozásával egyidejűleg változik a fényességük. Szinte minden mágneses csillag ezen kívül mágneses térerősségváltozásokat mutat, alkalmanként pedig pólusátfordulás is megfigyelhető. A térerősségváltozások néha szigorú periódikusságot mutatnak, néha pedig szabálytalan változásokat figyelhetünk meg. A Canes Venatici (Vadászebek) csillagkép legfényesebb csillaga esetében például - 0,14 és + 0,16 T közötti mágneses térerősségváltozás figyelhető meg 5 és fél napos periódussal. A mágneses tér változásával együtt 0,2 magnitúdós. fényességváltozást mutat.

[szerkesztés] A Harvard-féle spektrálklasszifikációs rendszer

Idővel kiderült, hogy azonos színképosztályú csillagokhoz többféle tömeg és luminozitásérték is tartozhat, így szükségessé vált, hogy az osztályozásban a felületi hőmérsékleten kívül a csillagfejlődésben elfoglalt állapotukat is hozzárendeljék a csillagokhoz. W. W. Morgan, P. C. Keenan és E. Kellman kidolgozták a csillagok kétdimenziós spektrálklasszifikációját, vagy másképpen az MMK-rendszert. Ez szintén empirikus rendszer, itt római számokkal jelzett luminozitási osztályokat különböztetünk meg:

0: hiperóriások
Ia: fényes szuperóriások
Ib: szuperóriások
IIa, IIb : fényes óriások
IIIa, IIIb: (normális) óriások
IVa, IVb: szubóriások
Va, Vb: fősorozatbeli csillagok (törpék)
VI: szubtörpék
VII: fehér törpék

A csillagok asztrofizikai állapotára tehát nem csak színképtípusuk, de luminozitási osztályuk is jellemző. Napunk pl. G2V típusú csillag, ahol a G2 jel csillagunk sárgás színére utal, a V szám pedig arra, hogy a Nap fősorozati csillag. Az MMK-rendszer további finomítására 1930-ban Morgan az I. luminozitási osztályon belül bevezette az Ib, Iab, Ia, Ia-0 alosztályokat.

A csillagok életútjuk során mind luminozitásukat, mind színképüket változtatják. Ezen a lassú változáson kívül, bizonyos köztes fejlődési fázisban, az úgy nevezett változócsillagok, gyors színkép és luminozitásmódosulást is mutathatnak. A luminozitási osztályok érzékeltetésére a Hertzsprung-Russell diagramot sematikus sávokra osztották, amelyekben az egyes luminozitási osztályok képviselői helyezkednek el.

Az MMK-féle osztályozásban olyan spektrumvonalakat is figyelembe vesznek, amelyek tulajdonságaiból a csillag felszíni gravitációjára lehet következtetni. Egy óriáscsillag felszíni gravitációs gyorsulás a sokkal kisebb, mint egy törpecsillag esetében (g=GM/R^2 és az óriáscsillagok esetében a sugár sokkal nagyobb mint a törpék esetében). A kisebb gravitációs gyorsulás kisebb sűrűséget és gáznyomást eredményez, ami befolyásolja az adott gázban kialakuló színképvonalak profilját.

[szerkesztés] A fehér töpék osztályozása

A legtöbb csillag életének végső stádiuma a fehér törpe állapot. A csillagoknak ez a kihűlési fázisa akár évmilliókig is eltarthat, ezért ezen égitestek előfordulása gyakori. Egyes becslések szerint a tejútrendszerbeli számuk meghaladja a fősorozati csillagokét. Alosztályokba való besorolásuk éppen emiatt szükséges. A besorolás az "atmoszférájuk" összetétele szerint a DA, DB, DQ, DZ, DC és DX osztályokba történik, amelyeket az alábbi tulajdonságok jellemzik:

  • DA: színképükben csak a hidrogén Balmer-sorozata figyelhető meg, annak ellenére hogy hőmérsékletük alapján látni kellene fémek (kalcium, magnézium, vas) vonalait is.
  • DB: színképük alapján "atmoszférájuk" héliumban gazdag, a spektrumban a semleges hélium vonalai találhatóak meg. Ez arra utal, hogy a fejlődésük végső fázisában vannak.
  • DQ: szénben gazdag "atmoszféra", a szén atomi és molekuláris vonalai jellemzőek.
  • DZ: fémben gazdag "légkör", kalcium II vonalak találhatóak a spektrumban.
  • DC: a fentebb említett típusok gyenge vonalai jellemzik a spektrumot.
  • DX: a spektrumvonalak nem eléggé tiszták, az égitest így a fenti osztályok egyikébe sem sorolható be.

[szerkesztés] Az UBV-rendszer

Az UBV-rendszer - ami Johnson-féle rendszer néven is ismert - lényegében a csillagok fotometriai osztályozását jelenti. Az U, B és V jelzések a csillag UVB- rendszerben mért ultraibolya, kék és vizuális magnitúdóját jelentik. Ennek a módszernek a felfedezése (1950) Harold Lester Johnson és William Wilson Morgan amerikai csillagászok nevéhez fűződik.

Ezt a módszert a halvány csillagok statisztikai vizsgálatára alakalmazzák. Az eljárás lényege az, hogy viszonylag széles hullámhossztartományban a színkép legjellemzőbb helyeiről vesznek "mintát" a csillagok fényéből. Az így kapott fényességértékeket a tartományra jellemző színekre utaló indexszel látják el, és színfényességnek nevezik. Legtöbbször a fent említett három tartományban szokás fényességet mérni.

Ha a különböző tartományokban számított abszolút fényességek különbségét képezzük, akkor az ún. színindexeket kapjuk. Háromszín-rendszer esetén ezek közül kettő független, amit általában így jelölünk: U - B és B - V. A színindexek használata megkönnyíti a csillagok fejlődésének tanulmányozását és segít meghatározni távolságukat és korukat. Ebből pedig következtetni tudunk a csillagközi tér esetleges fényelnyelésére is. A színindexek szoros kapcsolatban állnak a csillag felszíni hőmérsékletével azzal együtt változnak. Az O és B típusú csillagok esetében a kék és a vizuális fényrend különbsége negatív, az A típusnál nulla, az F, G, K és M színképosztályba tartozó csillagok esetében pedig egyre nagyobb pozitív érték.

[szerkesztés] A csillagok színképosztályának megállapítása a gyakorlatban. Standardcsillagok

Egy nagy látószögű Schmidt-távcső fényútjába néhány fokos prizmát helyeznek, így a fotolemezen megjelenik minden csillagnak a színképe. Az így kapott spektrumok felbontása azonban nagyon gyenge, részletes tanulmányozásra nem alkalmas, viszont megfelel a spektrálklasszifikáció törvényeinek. Minden színképosztályhoz és alosztályhoz tartoznak standardcsillagok, melyeknek spektráltípusa adott. Ismeretlen spektráltípusú csillagok esetében a színképosztályokba történő besorolásnál az adott műszerrel először a standardcsillagról kell objektívprizmás felvételt készíteni, majd a kapott spektrumot a csillagéval összehasonlítani.

Az alábbi táblázat a különböző színképosztályokhoz tartozó standardcsillagokat mutatja:

Színképosztály Standardcsillag(ok) Színképosztály Standardcsillag(ok)
O5
BD 4o1302
F2
π Sagittarii
O6
BD 44o3639
F5
α Canis Minoris
O7
S Monocerotis, g Sagittae
F8
β Virginis
O8
λ1 Orionis, A Cygni
G0
α Aurigae
O9
10 Lacertae, BD 34o98
G2
Nap
B0
ε Orionis
G5
χ Geminorum
B1
β Canis Maioris
K0
α Bootis
B2
γ Orionis
K2
β Cancri
B3
π4 Orionis
K5
α Tauri
B5
q Tauri
M0
β Andromedae
B8
β Persei
M2
α Orionis
B9
λ Aquilae
M3
π Aurigae
A0
α Canis Maioris
M6
ρ Persei
A2
γ Ursae Maioris
R0
BD10o5057
A3
τ3 Eridani
R3
BD+5o5223
A5
β Trianguli
R8
BD-3o1685
F0
δ Geminorum
N0
19 Piscium

[szerkesztés] Lásd még

[szerkesztés] Külső hivatkozások

  • Jacqueline Mitton: Cambridge Dictionary of astronomy
  • A. David Thackeray: Astronomical spectroscopy