classe O
La classe O si contraddistingue da una serie di Balmer che risulta sempre meno evidente procedendo dalle sottoclasse 9 alla 0. Si rendono visibili le linee dell'HeI, e nelle prime classi anche dell'HeII: Ad un primo sguardo le linee dell'He potrebbero essere confuse con H. A titolo di esempio riporto lo spettro di HIP109017 di classe B2IV ricavato dalla libreria MILES del telescopio INT, messa a confronto con la mia HIP31978 di classe O7
O5 HIP25103 240411
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O6 HIP32067 240411
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O7 HIP31978 240404
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O8 HIP31567 240411
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O9 HIP30393 240411
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classe B
La classe B ` riconoscibile da una serie di Balmer che risulta ancora evidente a colpo d'occhio; tuttavia le linee di assorbimento H vanno gradatamente attenuandosi dalle sottoclasse 9 alla 0. Altra caratteristica degna di nota è la comparsa delle linee di assorbimento dell'HeI più evidenti nelle prime sottoclassi.
B0V HIP101350 241010
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B1V HIP55051 240424
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B2V HIP44685 240420
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B3V HIP108022 241010
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B4 HIP32864 240411
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B5V HIP25048 240324
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B6IV HIP76243 240420
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B7III HIP33104 240411
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B8III HIP33377 240404
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B9III HIP78592 240412
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classe A
La classe A rappresenta il migliore viatico per il neofita. Lo spettro è facilmente riconoscibile già dopo pochi esempi e in particolare le linee di Balmer si evidenziano senza alcun dubbio anche alla bassa risoluzione ottenibile con un SA100. Le stelle appartenente a questa classe hanno un'atmosfera quasi interamente dominata dall'H; è quindi poco probabile imbattersi in righe di elementi diversi. A titolo di esempio riporto lo spettro di HIP107547 di classe A0 ricavato dalla libreria MILES del telescopio INT, messa a confronto con la mia HIP21823 di classe A0V. Se la mia calibrazione fosse corretta il confronto darebbe per certa l'appartenenza di HIP107547 a una classe A0IV o A0III (temperatura minore ⇉ stella più grande)
A0V HIP21823 240401
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A1V HIP16292 240401
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A1V HIP16292 240401
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A2V HIP27971 240401
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A3III HIP48682 240403
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A4V HIP27472 240401
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A5V HIP45493 240401
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A6V HIP15547 240401
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A7 HIP20156 240401
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A8III HIP50448 240403
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A9IV HIP22361 240401
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classe F
Nella classe F la serie di Balmer è ancora visibile, ma l'elemanto più evidente diventa la coppia di righe H e K di Fraunhofer. In particolare la riga H oblitera quasi completamente la linea Hε anche la banda G specialmente nelle classi più tarde, diventa preminente rispetto alla riga Hγ. Altro elemento caratteristico della classe F è il tripletto del Mg a λ 5168-5183Å visibile anche alla bassa risoluzione ottenibile dall'SA100. A titolo di esempio riporto lo spettro di HIP12184 di classe F4V ricavato dalla libreria MILES del telescopio INT, messa a confronto con la mia HIP40875 della stessa classe.
F0IV HIP46733 240401
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F1V HIP51814 240411
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F2III HIP43644 240411
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F3V HIP51914 240420
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F4V HIP40875 240411
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F5III HIP52469 240411
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F6V HIP56290 240411
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F7V HIP50786 240420
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F8V HIP51459 240411
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F9V HIP52498 240411
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classe G
Il nostro sole è una stella di classe spettrale G2V. Nella classe G le linee di assorbimento H e K di Fraunhofer del CaII si esprimono nela loro massima intensità e, specialmente nelle classi pił mature, sono di gran lunga le pił evidenti; per le stelle di sequenza principale la riga K risulta leggermente più intensa della riga H. La serie di Balmer è diventata progressivamente più debole e in questa classe può essere superata in intensitą da varie righe di metalli neutri. L'intensitą del tripletto del Mg (λ 5169-5183Å) acquisice ulteriore intensità e costituisce la banda b di Fraunhofer. Anche la linea del CaI a λ 4227Å è evidente (linea g di Fraunhofer).G0V HIP54745 240420
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G1V HIP41844 240424
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G2V HIP48113 240412
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G3IV HIP70791 240411
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G4II HIP63334 240424
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G5 HIP41836 240424
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G6III HIP43903 240412
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G7III HIP60485 240412
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G7III HIP60485 240412
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G8III HIP73909 240412
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G8III HIP73909 240412
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G9IV HIP53257 240412
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classe K
A parte la temperatura inferiore (all'incirca quella delle macchie solari) lo spettro della classe K è molto simile a quello della classe G. Le maggiori differenze vanno ricercate nel fatto che la maggior parte delle linee ` originato da metalli neutri, e compaiono per la prima volta linee originate da molecole biatomiche. Nelle sottoclassi pił tardive la differenza con la classe G si evidenzia per la comparsa di bande di TiO.K0 HIP65512 240413
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K1III HIP96014 241010
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K2 HIP41933 240424
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K3III HIP98962 241010
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K4III HIP109005 241010
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K5III HIP101285 241010
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K6 HIP14036 241010
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K7V HIP1844 241010
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K8V HIP98746 241010
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K9 HIP2962 241010
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classe M
La classe M è caratterizzata dall temperature superficiali più basse, portando il massimo dell'intensità dello spettro nell'infrarosso; ugualmente caratterizzante ` la presenza di nubi molecolari di TiO che ricoprono lo spettro con un andamento a dente di sega (ondulato in bassa risoluzione), obliterando la maggior parte righe utilizzate su altre classi per la calibrazione. Le maggiori chance di identificazione di linee discrete si concentrano su Hα, H e K di Fraunhofer, sul CaI a λ 4227Å, e sul doppietto del Na a λ 5890-5895Å. Anche le bande telluriche posso essere totalmente obliterate dall'andamento delle bande di TiO.M0 HIP67511 240413
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M1III HIP65536 240413
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M2 HIP62738 240413
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M3 HIP50167 240413
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M4III HIP52794 240413
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M5III HIP43431 240413
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M6III HIP64768 240511
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M7III HIP68357 240424
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M8V HIP96204 241010
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M9 HIP98057 241010
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