Stjernerne som ligner vores sol

For at beskrive stjerner bruger man oftest en metode kaldet "Harvard Klassifikation" som beskriver stjernespektre. Denne metode blev udviklet i 1880'erne og er senere videreudviklet så skalaen er yderligere findelt. Metoden henfører til stjernernes farve:

(En lille huskeremse, lavet for sjov af nogle elever på det amerikanske universitet, Princeton, lyder: O Be A Fine Girl, Kiss Me Right Now (og S kunne da betyde: SMACK eller Sweatheart!) Spektralklasserne R og N samles normalt i en fælles klasse C, der kommer af Carbon.

Mellem B og A kan man dermed dele spektret yderligere fra 0 til 9, hvor B5 dermed er midt mellem B og A. Vores egen sol karakteriseres som G2.

De forskellige klasser er lavet på baggrund af stjernens lysspektrum, som beskriver stjernen med hensyn til dens temperatur og ikke stjernens udviklingsstadium, som tidligere var en almindelig opfattelse.

Sollignende stjerner menes normalt at tilhøre grupperne A, F, G, der ikke ligger lige omkring vores egen sol, (der er G2). Det kan diskuteres om det er de rette grupper, da man ved, at de tungere spektralklasser (K og M) har noget længere levetid. Man kan også argumentere for at det bør være et mere symmetrisk interval omkring solen, der bruges som udgangspunkt for en vurdering af antallet af sollignende stjerner.

Spektralklasse K har en levetid, der godt dobbelt så lang, mens spektralgruppe M's er ca. 10 gange længere. Dermed ville en civilisation have længere tid til at udvikles, hvorimod stjernegruppe A & F begge har kortere levetid end spektralgruppe G og dermed solen. Man kan så overveje om det er nødvendigt, at stjernen har så lang levetid som vores sol.

To minimum kriterier vi kan stille til en stjerne, er at stjernens levetid ikke må være for kort, idet en evt. civilisation ikke vil kunne nå at udvikle sig til et stadium, hvor de er istand til at kommunikere. Desuden må stjernen ikke udsende ultraviolet lys i for store mængder, da det er skadeligt for levende organismer og en eventuel civilisation dermed hæmmes.

Det skøn vi har lavet er lavet på baggrund af et Hertzsprung-Russell diagram, der viser et tilfældigt udpluk af stjerner aftegnet i et koordinatsystem, der viser spektralklassen på x-aksen og den absolutte størrelse. Dette tilfældige udpluk skal vise fordelingen af stjerner i de forskellige spektralgrupper, hvorved man også ser en sammenhæng mellem masse og lysspektrum. Idet der en klar koncentrering af punkter omkring G, kunne det tyde på en enten skæv udvælgelse eller på at stjerner omkring G er de mest almindelige.

Udfra de ovenstående overvejelser har vi valgt at vurdere antallet af sollignende stjerner som et den nogenlunde symmetrisk interval omkring G 0 (og med ca. samme størrelse som vores sol), hvilket vi skønner er ca. 45% af de udvalgte stjerner.

Det er vigtigt at pointere, at skønnet dermed kommer til at afhænge meget af de valgte stjerner i Hertzsprung-Russell diagrammet.