17.3: Spectra ya Stars (na Dwarfs Brown)
- Page ID
- 176211
Malengo ya kujifunza
Mwishoni mwa sehemu hii, utaweza:
- Elezea jinsi wanaastronomia wanavyotumia madarasa ya spectral
- Eleza tofauti kati ya nyota na kibete cha kahawia
Kupima rangi ni njia moja tu ya kuchambua nyota. Njia nyingine ni kutumia spectrograph kueneza nuru ndani ya wigo (tazama sura za mionzi na Spectra na Vyombo vya Astronomical). Mwaka 1814, mwanafizikia wa Ujerumani Joseph Fraunhofer aliona kwamba wigo wa Jua unaonyesha mistari ya giza inayovuka bendi inayoendelea ya rangi. Katika miaka ya 1860, wanaastronomia wa Kiingereza Sir William Huggins na Lady Margaret Huggins (Kielelezo\(\PageIndex{1}\)) walifaulu kutambua baadhi ya mistari katika spectra ya stellar kama zile za elementi zinazojulikana duniani, kuonyesha kuwa elementi za kemikali zileile zinazopatikana katika Jua na sayari zipo katika nyota. Tangu wakati huo, wanaastronomia wamefanya kazi kwa bidii ili kukamilisha mbinu za majaribio kwa ajili ya kupata na kupima spectra, na wameendeleza ufahamu wa kinadharia wa kile kinachoweza kujifunza kutoka kwa spectra. Leo, uchambuzi wa spectroscopic ni mojawapo ya pembe za utafiti wa astronomical.
Uundaji wa Spectra Stellar
Wakati spectra ya nyota tofauti ilipoonekana kwanza, wanaastronomia waligundua kwamba hazikufanana zote. Kwa kuwa mistari ya giza huzalishwa na elementi za kemikali zilizopo kwenye nyota, wanaastronomia walidhani kwanza ya kwamba spectra hutofautiana kwa sababu nyota si zote zinazotengenezwa kwa elementi za kemikali zileile. Hypothesis hii iligeuka kuwa mbaya. Sababu kuu ya kuwa spectra ya stellar inaonekana tofauti ni kwa sababu nyota zina joto tofauti. Nyota nyingi zina karibu muundo sawa na Jua, isipokuwa chache tu.
Hidrojeni, kwa mfano, ni kwa mbali elementi tele zaidi katika nyota nyingi. Hata hivyo, mistari ya hidrojeni haionekani katika spectra ya nyota kali zaidi na zenye baridi zaidi. Katika anga ya nyota kali zaidi, atomi za hidrojeni ni ionized kabisa. Kwa sababu elektroni na protoni hutenganishwa, hidrojeni ionized haiwezi kuzalisha mistari ya kunyonya. (Kumbuka kutoka Uundaji wa Spectral Lines sehemu, mistari ni matokeo ya elektroni katika obiti kuzunguka kiini kubadilisha viwango vya nishati.)
Katika anga za nyota zenye baridi zaidi, atomi za hidrojeni zina elektroni zao zimeunganishwa na zinaweza kubadili viwango vya nishati kuzalisha mistari. Hata hivyo, kivitendo atomi zote za hidrojeni ziko katika hali ya chini kabisa ya nishati (unexcisced) katika nyota hizi na hivyo zinaweza kunyonya fotoni hizo tu zinazoweza kuinua elektroni kutoka ngazi hiyo ya kwanza ya nishati hadi ngazi ya juu. Photons yenye nishati ya kutosha kufanya uongo huu katika sehemu ya ultraviolet ya wigo wa umeme, na kuna photoni za ultraviolet chache sana katika mionzi kutoka nyota ya baridi. Nini maana yake ni kwamba kama wewe kuchunguza wigo wa nyota moto sana au baridi sana na darubini ya kawaida juu ya uso wa dunia, kipengele kawaida katika nyota, hidrojeni, kuonyesha dhaifu sana mistari spectral au hakuna hata.
Mistari ya hidrojeni katika sehemu inayoonekana ya wigo (inayoitwa mistari ya Balmer) ina nguvu zaidi katika nyota zenye joto kati—si moto mno wala si baridi mno. Mahesabu yanaonyesha kuwa joto la kutosha kwa ajili ya kuzalisha mistari inayoonekana ya hidrojeni ni kuhusu 10,000 K. joto hili, idadi ya thamani ya atomi za hidrojeni inasisimua kwa kiwango cha pili cha nishati. Wanaweza kisha kunyonya photons za ziada, kupanda kwa viwango vya juu vya msisimko, na kuzalisha mstari wa ngozi ya giza. Vile vile, kila kipengele kingine cha kemikali, katika kila hatua zake zinazowezekana za ionization, ina joto la tabia ambalo linafaa zaidi katika kuzalisha mistari ya ngozi katika sehemu yoyote ya wigo.
Uainishaji wa Spectra Stellar
Wanaastronomia hutumia mifumo ya mistari inayoonekana katika spectra ya stellar ili kutengeneza nyota kuwa darasa la spectral. Kwa sababu joto la nyota huamua ni mistari gani ya kunyonya iko katika wigo wake, madarasa haya ya spectral ni kipimo cha joto la uso wake. Kuna madarasa saba ya spectral ya kawaida. Kutoka moto hadi baridi zaidi, madarasa saba ya spectral huteuliwa O, B, A, F, G, K, na M. hivi karibuni, wanaastronomia wameongeza madarasa matatu ya ziada kwa vitu hata baridi - L, T, na Y.
Katika hatua hii, unaweza kuwa ukiangalia barua hizi kwa mshangao na kujiuliza kwa nini wanaastronomia hawakuita aina za spectral A, B, C, na kadhalika. Utaona, kama tunavyokuambia historia, kwamba ni mfano ambapo mila ilishinda juu ya akili ya kawaida.
Katika miaka ya 1880, Williamina Fleming alitengeneza mfumo wa kuainisha nyota kulingana na nguvu za mistari ya kunyonya hidrojeni. Spectra yenye mistari yenye nguvu ziliainishwa kama nyota za “A”, zenye nguvu za pili “B,” na kadhalika chini ya alfabeti hadi nyota za “O”, ambapo mistari ya hidrojeni ilikuwa dhaifu sana. Lakini tuliona hapo juu ya kwamba mistari ya hidrojeni peke yake si kiashiria kizuri cha kuainisha nyota, kwani mistari yao hupotea kutoka kwenye wigo wa nuru inayoonekana wakati nyota zinapopata moto mno au baridi mno.
Katika miaka ya 1890, Annie Rukia Cannon upya mfumo huu uainishaji, kulenga barua chache tu kutoka mfumo wa awali: A, B, F, G, K, M, na O. badala ya kuanza juu, Cannon pia upya madarasa yaliyopo - ili kupunguza joto-katika mlolongo tumejifunza: O, B, A, F, K, M. Unaweza kusoma katika kipengele cha Annie Cannon: Classifier of the Stars baadaye katika sehemu hii, aliweka nyota 500,000 katika maisha yake, akiainisha hadi nyota tatu kwa dakika kwa kuangalia spectra ya stellar.
Sloan Digital Sky Survey
Kwa kupiga mbizi kina katika aina spectral, kuchunguza mradi maingiliano katika Sloan Digital Sky Survey ambayo unaweza kufanya mazoezi ya kuainisha nyota mwenyewe.
Ili kuwasaidia wanaastronomia kukumbuka utaratibu huu wa herufi, Cannon aliunda mnemonic, “Oh Be A Fine Girl, Kiss Me.” (Ikiwa unapendelea, unaweza kubadilisha “Guy” kwa “Msichana.”) Mambo mengine ya mnemoniki, ambayo tunatarajia hayatakufaa kwako, ni pamoja na “Oh Brother, Wanaastronomers Fotly Give Killer midterms” na “Oh Boy, A F Grade Killers Me!” Na madarasa mapya L, T, na Y spectral, mnemonic inaweza kupanuliwa kwa “Oh Be A Fine Girl (Guy), Kiss Me Like That, Yo!”
Kila moja ya madarasa haya spectral, isipokuwa uwezekano wa darasa Y ambayo bado inaelezwa, imegawanyika zaidi katika 10 subclasses mteule na idadi 0 kwa njia ya 9. Nyota ya B0 ni aina ya kundinyota ya B; nyota ya B9 ni aina ya baridi zaidi ya nyota B na ni moto kidogo tu kuliko nyota ya A0.
Na kitu kimoja tu cha msamiati: kwa sababu za kihistoria, wanaastronomia huita vipengele vyote vikali kuliko metali ya heliamu, ingawa wengi wao hawaonyeshi mali za metali. (Ikiwa unakasirika na jargon ya pekee ambayo wanaastronomia hutumia, tu kumbuka kwamba kila uwanja wa shughuli za binadamu huelekea kuendeleza msamiati wake maalumu. Jaribu tu kusoma kadi ya mkopo au makubaliano ya vyombo vya habari vya kijamii fomu siku hizi bila mafunzo katika sheria!)
Hebu tuangalie baadhi ya maelezo ya jinsi spectra ya nyota inavyobadilika na joto. (Ni maelezo haya ambayo kuruhusiwa Annie Cannon kutambua aina spectral ya nyota haraka kama tatu kwa dakika!) Kama Kielelezo\(\PageIndex{2}\) kinaonyesha, katika nyota za moto zaidi ya O (wale walio na joto zaidi ya 28,000 K), mistari tu ya heliamu ionized na atomi yenye ionized ya vipengele vingine ni wazi. Mistari ya hidrojeni ni nguvu zaidi katika nyota zilizo na joto la anga la karibu 10,000 K. metali ionized hutoa mistari inayojulikana zaidi katika nyota na joto kutoka 6000 hadi 7500 K (aina ya spectral F). Katika nyota za baridi zaidi (chini ya 3500 K), bendi za ngozi za oksidi ya titani na molekuli nyingine ni nguvu sana. Kwa njia, darasa la spectral lililopewa Sun ni G2. Mlolongo wa madarasa ya spectral ni muhtasari katika Jedwali\(\PageIndex{1}\).
| Spectral Hatari | Rangi | Joto la wastani (K) | Makala kuu | Mifano |
|---|---|---|---|---|
| O | Bluu | > 30,000 | Neutral na ionized mistari helium, dhaifu mistari hidrojeni | 10 Lacertae |
| B | Bluu-nyeupe | 10,000—30,000 | Mistari ya heliamu ya neutral, mistari yenye nguvu ya | Rigel, Spica |
| A | Nyeupe | 7500—10,000 | Nguvu mistari hidrojeni, dhaifu ionized calcium mistari, dhaifu ionized chuma (kwa mfano, chuma, magnesiamu) mistari | Sirius, Vegas |
| F | Njano-nyeupe | 6000-7500 | Mistari yenye nguvu ya hidrojeni, mistari yenye nguvu ya kalsiamu ionized, mistari dhaifu ya sodiamu, mistari mingi | Canopus, Procyon |
| G | Njano | 5200—6000 | Mstari dhaifu wa hidrojeni, mistari yenye nguvu ya kalsiamu ionized, mistari yenye nguvu ya sodiamu, mistari mingi ya metali ioniz | Jua, Capella |
| K | Chungwa | 3700—5200 | Mstari dhaifu sana wa hidrojeni, mistari yenye nguvu ya ionized ya kalsiamu, mistari yenye nguvu ya sodiamu, mistari mingi | Arcturus, Aldebaran |
| M | Nyekundu | 2400—3700 | Mistari yenye nguvu ya metali zisizo na upande na bendi za Masi ya oksidi | Betelgeuse, Antares |
| L | Nyekundu | 1300—2400 | Mistari ya hidridi ya metali, mistari ya chuma ya alkali (kwa mfano, sodiamu, potasiamu, rub | Teide 1 |
| T | Magenta | 700—1300 | Mistari ya methani | Gliese 229B |
| Y | Infrared 1 | <700 | Amonia mistari | BUSARA 1828+2650 |
Ili kuona jinsi uainishaji wa spectral unavyofanya kazi, hebu tumia Kielelezo\(\PageIndex{2}\). Tuseme una wigo ambao mistari ya hidrojeni ni karibu nusu yenye nguvu kama ile inayoonekana katika nyota A. Kuangalia mistari katika takwimu yetu, unaona kwamba nyota inaweza kuwa nyota B au nyota ya G. Lakini kama wigo pia una mistari ya heliamu, basi ni nyota B, ambapo ikiwa ina mistari ya chuma ionized na metali nyingine, ni lazima iwe nyota ya G.
Ikiwa unatazama Kielelezo\(\PageIndex{3}\), unaweza kuona kwamba wewe, pia, unaweza kugawa darasa la spectral kwa nyota ambayo aina yake haikujulikana tayari. Wote unapaswa kufanya ni kufanana na muundo wa mistari ya spectral kwa nyota ya kawaida (kama ile iliyoonyeshwa kwenye takwimu) ambayo aina yake tayari imeamua.
Rangi zote na madarasa ya spectral yanaweza kutumika kukadiria joto la nyota. Spectra ni vigumu kupima kwa sababu mwanga ina kuwa mkali wa kutosha kuenea nje katika rangi zote za upinde wa mvua, na detectors lazima nyeti kutosha kujibu wavelengths mtu binafsi. Ili kupima rangi, detectors haja tu kujibu wavelengths wengi kwamba kupita wakati huo huo kupitia filters rangi ambayo wamekuwa kuchaguliwa - yaani, kwa mwanga wote bluu au mwanga wote njano-kijani.
ANNIE CANNON: CLASSIFIER YA NYOTA
Annie Jump Cannon alizaliwa huko Delaware katika 1863 (Kielelezo\(\PageIndex{4}\)). Mwaka wa 1880, alikwenda Chuo cha Wellesley, mojawapo ya uzazi mpya wa vyuo vikuu vya Marekani vilivyofungua ili kuelimisha wanawake wadogo. Wellesley, mwenye umri wa miaka 5 tu wakati huo, alikuwa na maabara ya pili ya mwanafunzi wa fizikia nchini na kutoa mafunzo bora katika sayansi ya msingi. Baada ya chuo, Cannon alitumia muongo mmoja pamoja na wazazi wake lakini hakuwa na furaha sana, akitamani kufanya kazi ya kisayansi. Baada ya kifo cha mama yake mwaka 1893, alirudi Wellesley kama msaidizi wa kufundisha na pia kuchukua kozi katika Radcliffe, chuo cha wanawake kilichohusishwa na Harvard.
Katika miaka ya 1800 mwishoni mwa miaka ya 1800, mkurugenzi wa Harvard Observatory, Edward C. pickering, alihitaji msaada mwingi na mpango wake kabambe wa kuainisha spectra stellar. Msingi wa masomo haya ulikuwa mkusanyiko mkubwa wa karibu milioni spectra za nyota, zilizopatikana kutoka kwa miaka mingi ya uchunguzi uliofanywa katika Harvard College Observatory huko Massachusetts na vilevile kwenye vituo vyake vya kuchunguza mbali huko Amerika ya Kusini na Afrika Kusini. Pickering haraka aligundua kwamba wanawake vijana wenye elimu wangeweza kuajiriwa kama wasaidizi kwa theluthi moja au moja ya nne mshahara uliolipwa kwa wanaume, na mara nyingi wangeweza kuweka hali ya kazi na kazi za kurudia ambazo wanaume wenye elimu hiyo hawawezi kuvumilia. Wanawake hawa walijulikana kama Tarakilishi za Harvard. (Tunapaswa kusisitiza kwamba wanaastronomia hawakuwa peke yao katika kufikia hitimisho kama hilo kuhusu wazo jipya la wanawake wenye elimu ya juu, wanaofanya kazi nje ya nyumba: wanawake walitumiwa na kuhesabiwa thamani katika nyanja nyingi. Huu ni urithi ambao jamii yetu inaanza kujitokeza.)
Cannon aliajiriwa na Pickering kama moja kati ya “tarakilishi” kusaidia na uainishaji wa spectra. Alikuwa mzuri sana kwamba angeweza kuchunguza na kuamua aina za spectral za nyota mia kadhaa kwa saa (kulazimisha hitimisho lake kwa msaidizi). Alifanya uvumbuzi wengi wakati wa kuchunguza sahani za picha za Harvard, ikiwa ni pamoja na nyota 300 za kutofautiana (nyota ambazo mwangaza hubadilika mara kwa mara). Lakini urithi wake kuu ni orodha ya ajabu ya aina za spectral kwa mamia ya maelfu ya nyota, ambazo zilikuwa msingi wa astronomy nyingi za karne ya ishirini.
Mwaka 1911, kamati ya kutembelea ya wanaastronomia iliripoti kuwa “yeye ndiye mtu mmoja duniani anayeweza kufanya kazi hii haraka na kwa usahihi” na kuhimiza Harvard kumpa Cannon uteuzi rasmi katika kutunza ujuzi wake na sifa zake. Hata hivyo, hata hivyo, Harvard ilimteua kuwa mwanaastronomia chuo kikuu; basi alikuwa na umri wa miaka 75.
Cannon alipata shahada ya kwanza ya heshima ya Oxford iliyotolewa kwa mwanamke, na akawa mwanamke wa kwanza kuchaguliwa afisa wa American Astronomical Society, shirika kuu la kitaaluma la wanaastronomia nchini Marekani. Alichangia kwa ukarimu pesa kutoka kwa moja ya zawadi kubwa alizokuwa ameshinda ili kupata tuzo maalumu kwa wanawake katika astronomia, sasa inajulikana kama Tuzo ya Annie Jump Cannon. Kweli kuunda, aliendelea kuainisha spectra ya stellar karibu na mwisho wa maisha yake mwaka 1941.
Madarasa ya Spectral L, T, na Y
Mpango ulioandaliwa na Cannon ulifanya kazi vizuri hadi mwaka 1988, wakati wanaastronomia walianza kugundua vitu vyenye baridi zaidi kuliko nyota za aina ya M9. Tunatumia neno kitu kwa sababu wengi wa uvumbuzi mpya si nyota za kweli. Nyota hufafanuliwa kama kitu ambacho wakati wa sehemu fulani ya maisha yake hupata asilimia 100 ya nishati yake kutokana na mchakato huo unaofanya Jua liangazi—fusion ya viini vya hidrojeni (protoni) kuwa heliamu. Vitu vilivyo na raia chini ya asilimia 7.5 ya wingi wa Jua letu (karibu 0.075 M Sun) havikuwa moto wa kutosha kwa fusion ya hidrojeni kufanyika. Hata kabla ya “nyota iliyoshindwa” ya kwanza ilipatikana, darasa hili la vitu, na raia kati kati ya nyota na sayari, lilipewa jina la vijana wa rangi ya rangi ya rangi ya rangi ya rangi ya rangi ya rangi ya rangi ya rangi ya rangi
Wafanyabiashara wa Brown ni vigumu sana kuchunguza kwa sababu wao ni kukata tamaa sana na baridi, na hutoa mwanga wao zaidi katika sehemu ya infrared ya wigo. Ilikuwa tu baada ya ujenzi wa darubini kubwa sana, kama darubini za Keck huko Hawaii, na maendeleo ya detectors nyeti sana za infrared, kwamba utafutaji wa watoto wachanga wa kahawia ulifanikiwa. Dwarf ya kwanza ya kahawia iligunduliwa mwaka wa 1988, na, kama ya majira ya joto ya 2015, kuna zaidi ya 2200 inayojulikana dwarfs kahawia.
Awali, dwarfs kahawia walipewa madarasa spectral kama M10 + au “baridi sana kuliko M9,” lakini wengi sasa wanajulikana kwamba inawezekana kuanza kugawa aina spectral. Watoto wenye rangi ya rangi ya kahawia hupewa aina ya L0—L9 (joto katika aina mbalimbali 2400—1300 K), ambapo vitu bado vya baridi (1300—700 K) vinapewa aina T0—T9 (Kielelezo\(\PageIndex{5}\)). Katika daraja la L la kahawia, mistari ya oksidi ya titani, ambayo ni imara katika nyota za M, imetoweka. Hii ni kwa sababu wachanga L ni baridi sana kwamba atomi na molekuli zinaweza kukusanya pamoja katika chembe za vumbi katika anga zao; titani imefungwa katika nafaka za vumbi badala ya kupatikana kutengeneza molekuli za oksidi ya titani. Mipira ya mvuke (mvuke wa maji ya moto) iko, pamoja na mistari ya monoxide ya kaboni na sodiamu ya neutral, potasiamu, cesium, na rubidium. Mistari ya Methane (CH4) ni imara katika darasa-T dwarfs kahawia, kama methane ipo katika anga ya sayari kubwa katika mfumo wetu wa jua.
Mnamo mwaka wa 2009, wanaastronomia waligundua vibete vya rangi ya rangi ya rangi ya rangi ya rangi ya rangi ya rangi ya rangi ya rangi ya rangi ya rangi ya rangi ya rangi ya rangi ya rangi ya rangi ya rangi ya rangi ya rangi ya rangi ya rangi ya rangi ya rangi ya rangi ya rangi Darasa jipya la spectral, Y, liliundwa kwa vitu hivi. Kufikia mwaka 2015, zaidi ya dazeni mbili za rangi ya kahawia za darasa la spectral Y wamegunduliwa, wengine wana joto linalofanana na ile ya mwili wa binadamu (karibu 300 K).
Watoto wengi wa kahawia huanza na joto la anga na spectra kama zile za nyota za kweli zilizo na madarasa ya spectral ya M6.5 na baadaye, ingawa vijiti vya rangi ya rangi ya rangi ya rangi ya rangi ya rangi ya rangi ya rangi ya rangi ya rangi ya rangi ya rangi ya rangi ya rangi ya rangi ya rangi ya samawi Kwa kweli, spectra ya dwarfs kahawia na nyota za kweli ni sawa na aina spectral marehemu M kupitia L kwamba haiwezekani kutofautisha aina mbili za vitu kulingana na spectra pekee. Kipimo cha kujitegemea cha masi kinahitajika ili kuamua kama kitu fulani ni kibete cha kahawia au nyota ya masi ya chini sana. Kwa kuwa dwarfs kahawia baridi kwa kasi katika maisha yao, aina ya spectral ya rangi ya rangi ya rangi ya rangi ya rangi ya rangi ya rangi ya rangi ya rangi ya rangi ya rangi ya rangi ya rangi ya rangi ya rangi ya rangi ya rangi ya rangi ya rangi ya rangi ya rangi ya rangi ya rangi ya rangi ya rangi ya rangi
Chini Misa Brown Watoto dhidi ya Sayari High-Misa
Mali ya kuvutia ya vijana wa kahawia ni kwamba wote ni juu ya radius sawa na Jupiter, bila kujali raia wao. Kwa kushangaza, hii inashughulikia raia mbalimbali kutoka mara 13 hadi 80 kwa wingi wa Jupiter (M J). Hii inaweza kufanya kutofautisha kibete cha chini cha rangi ya kahawia kutoka sayari ya juu-molekuli ngumu sana.
Kwa hiyo, ni tofauti gani kati ya kibete cha chini cha rangi ya kahawia na sayari ya juu-molekuli? Umoja wa Kimataifa wa Astronomical unaona kipengele tofauti kuwa deuterium fusion. Ingawa dwarfs kahawia hawaendelei fusion ya kawaida (protoni-protoni) ya hidrojeni, wana uwezo wa kuunganisha deuterium (aina ya nadra ya hidrojeni yenye protoni moja na neutroni moja katika kiini chake). Fusion ya deuterium inaweza kutokea kwa joto la chini kuliko fusion ya hidrojeni. Ikiwa kitu kina masi ya kutosha kuunganisha deuterium (takriban 13 M J au 0.012 M Sun), ni kibete cha kahawia. Vitu vilivyo na chini ya 13 M J haviunganishi deuterium na kwa kawaida huchukuliwa sayari.
Muhtasari
Tofauti katika spectra ya nyota ni hasa kutokana na tofauti katika joto, si muundo. Spectra ya nyota inaelezwa kwa suala la madarasa ya spectral. Ili kupungua kwa joto, madarasa haya ya spectral ni O, B, A, F, G, K, M, L, T na Y. Madarasa ya L, T, na Y yameongezwa hivi karibuni ili kuelezea vitu vipya vya nyota-kama vile vijiti vya rangi ya rangi ya rangi ya rangi ya rangi ya rangi ya rangi ya rangi ya rangi ya rangi ya rangi ya rangi ya rangi ya samawi Jua letu lina aina ya spectral G2.
maelezo ya chini
1 Kunywa na atomi za sodiamu na potasiamu hufanya watoto wachanga wa Y kuonekana nyekundu kidogo kuliko watoto wachanga wa L.
faharasa
- kahawia kibete
- kitu kati ya ukubwa kati ya sayari na nyota; aina ya molekuli ya takriban ni kutoka 1/100 ya wingi wa Jua hadi kikomo cha chini cha wingi kwa athari za nyuklia za kujitegemea, ambazo ni karibu 0.075 wingi wa Jua; wachanga wa kahawia wana uwezo wa fusion ya deuterium, lakini si fusion ya hidrojeni
- darasa la spectral
- (au aina ya spectral) uainishaji wa nyota kulingana na joto lao kwa kutumia sifa za spectra zao; aina ni O, B, A, F, G, K, na M na L, T, na Y aliongeza hivi karibuni kwa vitu vyema vya nyota ambavyo utafiti wa hivi karibuni umefunua