Astronomie: sonnennahe Sterne (5 Parsec)

Moderator: nocheinPoet

sonnennahe Sterne (bis 5 parsec)

Beitragvon ralfkannenberg » Freitag 15. Juni 2012, 20:24

Hallo Zusammen,

ich möchte heute einmal etwas über die Sterne der unmittelbaren Nachbarschaft erzählen. Das sind Sterne bis zum Abstand von 5 parsec, also rund 16.7 Lichtjahre. Das sind gerade diejenigen Sterne, von denen man auch vor der HIPPARCOS-Mission in den 90iger Jahren die Abstände präzise mit trigonometrischen Methoden, das sind hochpräzisen Winkelmessungen, vermessen konnte.

Da ich diesen Artikel auf einer deutschen Webseite vor gut 1 Jahr veröffentlicht habe, enthält der das deutsche “ß“, welches ich sonst wegen der schweizer Tastatur nicht verwende.

Hierbei nutzt man dasselbe Phänomen, welches man bemerkt, wenn man wenige hundert Meter vor einem Baum steht und hin- und hergeht: Dann sieht man, das sich der Baum vor dem Landschaftshintergrund ebenso her- und hin zu bewegen scheint. Indem man nun die Länge der Basislinie, auf der man hin- und hergeht, kennt und an den beiden Endpunkten die Winkel zum Baum, kann man den Abstand des Baumes berechnen. Natürlich sind die Sterne viel zu weit entfernt, als das man eine Bewegung vor dem Sternenhintergrund durch einfaches Hin- und Hergehen einiger Meter auf der Erde messen könnte; doch da sich ja die Erde um die Sonne bewegt, kann man den Abstand Erde – Sonne – Erde ein halbes Jahr später als Basislinie verwenden. Sonnennahe Sterne bewegen sich dann fast eine Winkelsekunde und das kann man messen. - Seit der Mission des Hochpräzisionssatelliten HIPPARCOS kennt man die Sternabstände bis zu einigen hundert Lichtjahren ebenfalls präzise.

Man kann sagen, dass man aufgrund der Nähe – nur gut 16 Lichtjahre - alle vorhandenen Sterne kennt, sofern man ihren Frequenzbereich “sehen“ kann, was für statistische Abschätzungen in weiter entfernt gelegene Regionen von Vorteil sein kann – unter der Annahme, dass unsere Sonnenumgebung eine ganz normale, also statistisch repräsentative Region ist.

Was für Sterne trifft man in diesen gut 16 Lichtjahren an ?

Bis vor kurzem kannte man in Sonnenumgebung 68 Sterne, von denen man nur 10 theoretisch von bloßem Auge sehen: Das sind der helle Sirius, ein weißlicher Stern, Procyon, ein weißgelblicher Stern, dann alpha Centauri A, unsere Sonne und tau Ceti, die gelbe Sterne sind, sowie alpha Centauri B, epsilon Eridani, epsilon Indi und die beiden Sterne von 61 Cygni, die allesamt orange Hauptreihensterne sind. Außerdem enthält diese sonnennahe region auch 4 Weiße Zwerge, das sind Sterne, die ihr Hauptstadium schon hinter sich haben und die früher einmal helle Sterne waren. Es sind dies je der Partnerstern des Sirius und des Procyon sowie ein Stern namens Van Maanen's Stern und ein Stern namens GJ 440. Diese Sterne waren während der Zeit, als sie noch normale Sterne waren, allesamt heller als unsere Sonne und die beiden Weißen Zwerge Sirius B und GJ 440 waren damals sogar blauweißliche Sterne und wären heute zusammen mit Van Maanen's Stern die drei hellsten Sterne in dieser Region.

Zwischen-Zusammenfassung:
68 Sterne, davon 10 von bloßem Auge sichtbar und 4 Weiße Zwerge, die früher allesamt auf dem Podest vor dem hellen Sirius gestanden wären.


Die anderen 54 sonnennahen Sterne sind noch zwei weitere orange sowie 48 rote Hauptreihensterne, die man oftmals auch als "Rote Zwergsterne" oder "Rote Zwergsonnen" bezeichnet, um sie deutlicher von den Roten Riesen zu unterscheiden. Kein einziger von ihnen ist von bloßem Auge sichtbar. Diese Roten Zwergsonnen stellen also die überwältigende Mehrheit der Sterne in Sonnenumgebung dar.

Und dann gibt es noch vier Sterne, bei denen es sich um extrem lichtschwache Braune Zwergsterne handelt, die auch mit heutigen Mitteln nur äußerst schwer beobachtet werden können. Es ist davon auszugehen, dass die meisten dieser Braunen Zwerge auch in Sonnennähe noch unentdeckt sind und man vermutet, dass es ungefähr gleich viele Braune Zwerge wie Rote Zwergsonnen gibt. Es müsste dann also noch 44 weitere Braune Zwergsterne geben. Zudem kennt man zwei Spektraltypen Brauner Zwergsterne, nämlich den Typen L und den kühleren Typen T und zudem vermutet man, dass es auch Braune Zwerge vom noch kühleren Spektraltypen Y geben müsste.

Das also ist der Stand von vor gut 1 Jahr.


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Re: sonnennahe Sterne (bis 5 parsec)

Beitragvon ralfkannenberg » Freitag 15. Juni 2012, 20:30

Machen wir mal weiter:

Der Durchmesser eines Sternes ist gerade dort, wo der Strahlungsdruck aus der Kernverbrennung, der den Stern auseinanderdrückt, und die Gravitationskraft, die den Stern zusammenzieht, im Gleichgewicht sind. Wenn kein Strahlungsdruck vorhanden ist, so erleidet ein Stern einen Gravitationskollaps, der für Sterne bis etwa 8 Sonnenmassen vom Pauli’sche Ausschließungsprinzip für Elektronen und für nicht allzugroße Massen darüber vom Pauli’sche Ausschließungsprinzip für Neutronen gestoppt werden kann. Im ersten Fall entstehen je nach Ausgangsmasse leichte, mittelschwere oder schwere Weiße Zwerge, im zweiten Fall Neutronensterne.

Warum erleiden Planeten keinen Gravitationskollaps ?

Planeten sind Gebilde, die viel weniger Masse als Sterne haben. Da bei solchen kleinen Massen der atomare Aufbau von elektromagnetischen Kräften bestimmt wird, die viel stärker als die Schwerkraft sind, erleiden Planeten auch ohne Strahlungsdruck keinen Gravitationskollaps. Ab einer genügend großen Masse jedoch dominiert die Schwerkraft, so dass die uns vertraute atomare Struktur zusammenbricht und der Himmelskörper einen Gravitationskollaps erleidet, der erst vom Pauli’schen Ausschließungsprinzip für Elektronen gestoppt werden kann. Somit sind also auch ultraleichte Weiße Zwerge denkbar, die aus Wasserstoff bestehen.

Die leichtest möglichen Sterne sind schwache Rote Zwergsonnen und haben mindestens 0.08 Sonnenmassen; bei ihnen kommt es zum Wasserstoff-Kernbrennen zu Helium, womit sie einen Strahlungsdruck erzeugen können. Es besteht aber die Möglichkeit, dass masseärmere Körper zwischen 0.01 und 0.06 Sonnenmassen wenigstens vorübergehend einen Strahlungsdruck erzeugen können, indem sie schweren Wasserstoff (Deuterium) zu Helium fusionieren. Hier liegt die Abgrenzung zu Planeten, welche per definitionem Körper sind, die niemals selber "geschienen" haben, das bedeutet, dass sie aufgrund ihrer zu geringen Masse niemals Energie aus der Verschmelzung von Atomkernen zu höheren Elementen gewinnen konnten.

Körper zwischen 0.06 und 0.08 Sonnenmassen können zusätzlich vorübergehend Lithium zu Helium verbrennen, dies ist übrigens eine Kernspaltung.

Woher kommt eigentlich dieses Lithium ? Nun, die Urknall-Theorie sagt voraus, dass beim Urknall vor allem Wasserstoff, schwerer Wasserstoff (Deuterium), Helium sowie Lithium erzeugt wurden; somit war Lithium für die Sternbildung bereits von Anfang an vorhanden. Während normale Sterne und schwere Braune Zwerge ihre Lithiumvorräte rasch verbrennen, bleibt dieses Element in den leichten Braunen Zwergen bestehen.

Zwischen 0.01 und 0.08 Sonnenmassen sind Körper denkbar, die zwar keine Sterne sind, die aber auch keine Planeten mehr sind. Da diese Körper nur schwach scheinen, nennt man sie Braune Zwerge. Sowohl das Kernbrennen zu schwerem Wasserstoff als auch das Kernverbrennen des Lithiums sind nur von kurzer Dauer; danach hat der Braune Zwerg keinen Strahlungsdruck mehr. Deswegen spricht man bisweilen auch von "verhinderten" Sternen. - Am unteren Ende der Massenskala von Braunen Zwergen dominieren wie bei den Planeten die elektromagnetischen Kräfte, am oberen Ende der Massenskala von Braunen Zwergen indes dominiert wie bei den Weißen Zwergen das Pauli’schen Ausschließungsprinzip für Elektronen. Da sie keinen Strahlungsdruck mehr haben, stürzt der Braune Zwerg, wenn er genügend Masse hat, so dass die atomare Struktur zusammenbricht, unter seiner eigenen Schwerkraft endgültig zusammen und es verbleibt ein ultraleichter "Weißer Zwerg aus Wasserstoff", der langsam auskühlt. Diese Sterne sind nie richtige Sterne gewesen, weil sie nicht genügend Masse hatten, um ein Wasserstoffbrennen starten zu können. Sie sind die oben genannten ultraleichten Weißen Zwerge, die noch weitgehend aus Wasserstoff bestehen.


Junge schwere Braune Zwerge kann man kaum von roten Zwergsonnen unterscheiden und haben auch dieselbe Spektralklasse wie diese. Sobald sie auskühlen, verändert sich ihr Spektrum zur Spektralklasse L und bei weiterer Auskühlung zur Spektralklasse T. Junge leichte Braune Zwerge sind vom Spektraltyp L und sobald sie auskühlen, verändern sie ihr Spektrum zur Spektralklasse T. Wenn diese Braunen Zwerge weiter auskühlen, erreichen sie das Ende der Spektalklasse T und für ultrakühle Braune Zwerge, das sind solche, die weniger als 250° warm sind, wurde bereits eine weitere Spektralklasse Y eingeführt. Der Nachweis solcher kühlen Sterne indes ist aufgrund ihrer schwachen Leuchtkraft außerordentlich schwierig und - Stand vor gut einem Jahr - konnte noch keiner entdeckt werden.

Der erste Braune Zwerg wurde 1988 als Begleiter des Weißen Zwerges GD165 entdeckt, er ist bis heute der Prototyp für die Spektralklasse L. Im Jahre 1995 wurde ein Begleiter um den Stern Gliese 229 entdeckt, welcher Lithiumlinien in seinem Spektrum aufweist. Er ist bis heute der Prototyp für die Spektralklasse T.

Die beiden sonnennächsten bekannten Braunen Zwerge begleiten den sonnennahen Stern epsilon Indi, dessen Hauptstern auf der Südhalbkugel von bloßem Auge sichtbar ist. In Sonnennähe kennt man noch weitere Braune Zwerge: einer von ihnen begleitet eine schwache rote Zwergsonne namens SCR 1845-6357, die gut 12.5 Lichtjahre entfernt ist, und ein anderer ist ein alleinstehender Brauner Zwerg namens DEN 0255-4700 im Abstand von 16.2 Lichtjahren. Der alleinstehende Braune Zwerg gehört zur Spektralklasse L, die drei anderen sonnennahen Braunen Zwerge gehören allesamt zur Spektralklasse T.

Im vergangenen Jahr wurde die Entdeckung zweier weiterer sonnennaher Brauner Zwerge im sonnennahen Bereich bekanntgegeben, beide sind ebenfalls vom Spektraltyp T: UGPS 0722-05 im Abstand von rund 13 Lichtjahren und DEN 0817-6155 im Abstand von rund 16 Lichtjahren, womit die Zahl der bekannten Braunen Zwerge auf 6 erhöht hat und man also 70 sonnennahe Sterne kennt.


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Re: sonnennahe Sterne (bis 5 parsec)

Beitragvon ralfkannenberg » Freitag 15. Juni 2012, 20:44

So, und nun endlich kommen die Neuigkeiten, die man auch im astronews nachlesen kann.

Hierzu gibt es eine ganz spannende Publikation: Further Defining Spectral Type "Y" and Exploring the Low-mass End of the Field Brown Dwarf Mass Function, Kirkpatrick, Gelino, Cushing et al.; besonders auf den Seiten 42 und 43 sind die aktuell bekannten sonnennahen Sterne aufgelistet.

Und da finden sich nun also drei weitere Familienmitglieder in der Nachbarschaft, allesamt kühle Braune Zwerge vom Spektraltyp Y, womit sich die Zahl der sonnennahen Sterne auf 73 und diejenige der Braunen Zwerge immerhin auf 9 erhöht:

WISE J035000.32−565830.2
WISEPA J154151.66−225025.2
WISEPC J140518.40+553421.4

Es sind zwar nicht derer 44, wie man vermutet hatte, aber doch immerhin schon mal derer 9 ...


So, ich denke ich habe Euch nun genug zum Lesen vorgsetzt; bis Ihr das verdaut habt habe ich eine Chance, in der Publikation etwas mehr zu lesen.


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Re: sonnennahe Sterne (bis 5 parsec)

Beitragvon nocheinPoet » Freitag 15. Juni 2012, 20:47

Ich könnte mal versuchen mit Stellarium paar Bilder zuerstellen.
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Re: sonnennahe Sterne (bis 5 parsec)

Beitragvon ralfkannenberg » Sonntag 17. Juni 2012, 20:20

Hallo zusammen,

bevor andere das tun: welche Sterne liegen nun eigentlich innerhalb dieser 5 Parsec ? Je nach Autor fallen da ein paar mehr oder ein paar weniger Sterne in diese Auswahl der sonnennahen Sterne.

In der Regel verwendet man die Auswahl so wie ich sie genannt habe, es gibt aber 3 hellere Sternsysteme - eines von ihnen hat sogar zwei theoretisch von blossem Auge sichtbare Sterne - die bei manchen Autoren ebenfalls genannt werden, das sind:

1. omikron(2) Eridani, der auch 40 Eridani heisst und dessen Partnerstern 40 Eridani B der zuerst entdeckte Weisse Zwerg war

2. 70 Ophiuchi A und 70 Ophiuchi B

3. Atair, ein prominenter Stern erster Grösse, der zur Zeit in unseren Breitengraden nach Arktur und der Wega der dritthellste Fixstern am Abendhimmel ist

Ausserdem gibt es auch noch einige Rote Zwergsonnen in diesem fraglichen Abstand.

Offenbar haben nun neuere Auswertungen ergeben, dass 40 Eridani doch etwas näher als die 5 Parsec-Grenze liegt, während die anderen knapp jenseits dieser Grenze liegen. Das hat den Vorteil, dass sich im sonnennahen Bereich somit 5 Weisse Zwerge befinden und der nach dem Sirius B prominenteste von ihnen ebenfalls mit dabei ist.

Geringfügig weiter als Atair entfernt findet man übrigens auch noch zwei Braune Zwerge:

WISEPC J150649.97+702736.0
WISEPC J205628.90+145953.3

Ersterer ist vom Spektraltyp T, zweiterer ebenfalls vom kühlen Spektraltyp Y.


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Astronomie: sonnennahe Sterne (5 Parsec)

Beitragvon ralfkannenberg » Sonntag 17. Juni 2012, 20:25

Hallo zusammen,

ich habe diesen Thread aus Gründen der Übersichtlichkeit in das Unterforum "Astronomie" verschoben.


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Re: sonnennahe Sterne (bis 5 parsec)

Beitragvon ralfkannenberg » Montag 18. Juni 2012, 19:20

ralfkannenberg hat geschrieben:In der Regel verwendet man die Auswahl so wie ich sie genannt habe, es gibt aber 3 hellere Sternsysteme - eines von ihnen hat sogar zwei theoretisch von blossem Auge sichtbare Sterne - die bei manchen Autoren ebenfalls genannt werden, das sind:

1. omikron(2) Eridani, der auch 40 Eridani heisst und dessen Partnerstern 40 Eridani B der zuerst entdeckte Weisse Zwerg war


Hallo zusammen,

dieser Stern wird mich noch irgendwann zur Weissglut bringen.

Im "Meyers Handbuch Weltall", 6.Auflage aus dem Jahre 1984 - also lange vor der HIPPARCOS-Mission, ist 40 Eridani (= omikron2 Eridani) bei den sonnennahen Sternen aufgelistet, mit einer Parallaxe von 0.201 Bogensekunden, also gerade noch innerhalb der 5 Parsec (Parsec = 1/Parallaxe; wenn Ihr es in Lichtjahren wollt noch mit 3.26 multiplizieren), dafür fehlt dort der sonnennahe Stern epsilon Eridani, bei dem es mit 0.311 nun wirklich überhaupt keine Zweifel gibt, der ist in der Liste einfach vergessen geraten.

Bezüglich der HIPPARCOS-Mission indes kam angeblich 0.198 Bogensekunden heraus, so dass dieser Stern also knapp ausserhalb der 5 Parsec-Grenze liegen würde, siehe "The Mass and Radius of 40 Eridani B from HIPPARCOS: An accurate test of Stellar Interior Theory (Shipman, Provencal Høg and Thejll)"; in der aktuellsten Ausgabe der 100 nächsten Sternsysteme hat er eine Parallaxe von 0.20065 Bogensekunden, und in der Publikation mit den 7 neuen Y-Braunen Zwergen wird auf Seite 42ff (also konkret Seite 43) der Wert 0.20062 Bogensekunden verwendet.

Ich weiss nun nicht, wieso man den HIPPARCOS-Wert wieder nach oben korrigiert hat, so dass der Stern wieder innerhalb der 5 Parsec-Grenze zu liegen kommt, bitte aber um Nachsicht, dass ich diesen Stern bei den sonnennahen Sternen in der Vergangenheit nicht mitaufgelistet habe, da ich mich auf einen Wert bezogen hatte, der < 0.2 Bogensekunden lag.


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Re: sonnennahe Sterne (bis 5 parsec)

Beitragvon ralfkannenberg » Mittwoch 27. Juni 2012, 19:57

ralfkannenberg hat geschrieben:So, und nun endlich kommen die Neuigkeiten, die man auch im astronews nachlesen kann.

Hierzu gibt es eine ganz spannende Publikation: Further Defining Spectral Type "Y" and Exploring the Low-mass End of the Field Brown Dwarf Mass Function, Kirkpatrick, Gelino, Cushing et al.

Hallo zusammen,

wenn ich schon darauf verweise, so sollte ich auch die Vorgänger-Arbeit nicht unerwähnt lassen:

"The Discovery of Y Dwarfs Using Data from the Wide-field Infrared Survey Explorer (WISE)", Cushing, Kirkpatrick, Gelino et al.

Diskussion im astronews-Forum


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Re: Astronomie: sonnennahe Sterne (5 Parsec)

Beitragvon ralfkannenberg » Mittwoch 4. Juli 2012, 20:44

Hallo zusammen,

ich weiss, dieser Eintrag ist eine Zumutung; trotzdem nachfolgend eine Liste der wichtigsten Sterne dieser Publikationen - samt der "Kürzel", die ich ihnen gegeben habe, weil ich mir nicht den langen Namen merken will.

Ich beziehe mich dabei auf:

- die erste Publikation ("The Discovery of Y Dwarfs Using Data from the Wide-field Infrared Survey Explorer (WISE)", Cushing, Kirkpatrick, Gelino et al.) und

- die zweite Publikation (Further Defining Spectral Type "Y" and Exploring the Low-mass End of the Field Brown Dwarf Mass Function, Kirkpatrick, Gelino, Cushing et al.).

E steht für "Ergänzung" (schon länger bekannte Referenzsterne; in der ersten Publikation genannt)
N steht für "neu", das sind die 6 neuen Y-Braunen Zwerge der ersten Publikation
F steht für "further", das sind die 7 zusätzlichen Y-Braunen Zwerge der zweiten Publikation

E01 WD 0806-661B
E02 CFBDSIR J145829+101343B CFBDSIR J1458+1013B
E03 CFBDS J005910.90-011401.3 CFBDS J0059-0114
E04 UGPS J072227.51-054031.2 UGPS J0722-0540
E05 ULAS J003402.77-005206.7 ULAS J0034-0052
E06 ULAS J133553.45+113005.2 ULAS J1335+1130
E07 ULAS J123828.51+095351.3 ULAS J1238+0953
N01* WISEPC J014807.25-720258.8 WISEPC J0148-7202
--- --------------------------- ------------------
N02 WISEP J041022.71+150248.5 WISEP J0410+1502
N03 WISEPC J140518.40+553421.5 WISEPC J1405+5534
N04 WISEP J154151.65-225025.2 WISEP J1541-2250
N05 WISEP J173835.52+273258.9 WISEP J1738+2732
N06 WISEP J182831.08+265037.8 WISEP J1828+2650
N07 WISEPC J205628.90+145953.3 WISEPC J2056+1459
--- --------------------------- ------------------
F01 WISE J014656.66+423410.0 WISE J0146+4234
F02 WISE J035000.32-565830.2 WISE J0350-5658
F03 WISE J035934.06-540154.6 WISE J0359-5401
F04 WISE J053516.80-750024.9 WISE J0535-7500
F05 WISE J071322.55-291751.9 WISE J0713-2917
F06 WISE J073444.02-715744.0 WISE J0734-7157
F07 WISE J222055.31-362817.4 WISE J2220-3628


Bemerkung:
Der Stern E04 wurde umklassifiziert auf den Spektraltyp T9 und der Stern N05 zum Standard für den Spektraltyp Y0 definiert.


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Zuletzt geändert von ralfkannenberg am Freitag 6. Juli 2012, 12:24, insgesamt 3-mal geändert.
Grund: Stern N01 mit einem "*" ergänzt und in der Liste eine Rubrik nach oben verschoben; genauere Erklärung im nächsten Beitrag
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Re: Astronomie: sonnennahe Sterne (5 Parsec)

Beitragvon ralfkannenberg » Freitag 6. Juli 2012, 12:22

Hallo zusammen,

ich habe im letzten Beitrag in der Liste eine kleine Änderung zur Übersichtlichkeit gemacht und den Stern N01, der von der ersten Publikation entdeckt wurde, in den ersten Teil der Liste verschoben und zudem mit einem Sternchen gekennzeichnet.

Grund ist der, dass in der ersten Publikation zwar tatsächlich 7 ultrakühle Braune Zwerge entdeckt wurden, einer von ihnen (N01*) jedoch noch als sehr später T-Typ (Spektralklasse T9.5) klassifiziert wurde, so dass er eine halbe Spektralklasse "früher" (bzw. wärmer) als Y0 ist.

Die übrigen sechs Sterne, also N02-N07, sind Vertreter der Spektralklasse Y, ebenso wie die sieben Sterne F01-F07 der zweiten Publikation.

Die Autoren der beiden Publikationen haben also mit dem WISE-Weltraum-Teleskop 14 neue Sterne entdeckt, einer davon ist ein sehr später T-Typ, die anderen 13 sind frühe Y-Typen und die zuerst gefundenen Y-Braunen Zwerge.

Als "ultrakühl" wird ein Brauner Zwerg bezeichnet, wenn er vom Spektraltyp T8 oder älter ("kühler") ist.

Die Bezeichnung "älter" und "jünger" im Zusammenhang mit Spektralklassen ist übrigens rein historischer Natur, wobei es schon richtig ist, dass Sterne wärmerer Spektralklassen ein geringeres Lebensalter aufweisen als solche späterer Sprektralklassen.

Die Spektralklassen selber sind wie folgt angeordnet (von heiss/"jung" zu kühl/"alt"):
O0-O9, B0-B9, A0-A9, F0-F9, G0-G9, K0-K9, M0-M9 (Merkregel: O Be A Fine Girl Kiss Me); für die Braunen Zwerge wurde dies nach unten erweitert: L0-L9, T0-T9 und nun Y0-Y2; ob es kältere als Y2 gibt/geben kann ist noch unbekannt.

Der Vollständigkeit halber sei noch erwähnt, dass es die Spektralklasse B4 nicht gibt, d.h. auf B3 folgt B5.

Ach ja: meine Buchstabenkombination für die Sterne der beiden Publikationen hat nichts mit den Spektralklassen zu tun, insbesondere sind die Sterne "F01-F07" der zweiten Publikation allesamt vom Spektraltyp Y, also Y0, Y1 oder Y2. Um hier nicht Verwirrung zu schaffen habe ich die Ziffer nach meinen Sternbezeichnungen zweistellig gemacht.


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