در سال 1802 ، ویلیام ولاستون خاطرنشان كرد كه به نظر نمی رسد كه طیف نور خورشید یك باند مداوم از رنگ ها باشد ، بلكه دارای یك سری از خطوط تاریک است كه روی آن قرار گرفته است. ولاستون خطوط را به مرزهای طبیعی بین رنگها نسبت داد. جوزف Fraunhofer در سال 1814 مجموعه ای دقیق تر از مشاهدات طیف خورشیدی را انجام داد و حدود 600 خط تاریک را پیدا کرد ، و او به طور خاص طول موج 324 از آنها را اندازه گیری کرد. بسیاری از خطوط Fraunhofer در طیف خورشیدی نمادهای ایجاد شده را برای تعیین آنها حفظ می کنند. در سال 1864 ، سر ویلیام هاگنز با برخی از این خطوط تاریک در طیف های دیگر ستاره های دارای مواد زمینی مطابقت داشت و نشان می دهد که ستاره ها از همان مواد روزمره به جای مواد عجیب و غریب ساخته شده اند. این راه را برای طیف سنجی مدرن هموار کرد.
از آنجا که حتی قبل از کشف طیف ها ، دانشمندان سعی کرده اند راه هایی برای طبقه بندی ستاره ها پیدا کنند. با مشاهده طیف ها ، اخترشناسان فهمیدند که تعداد زیادی از ستاره ها تعداد کمی از الگوهای مجزا را در خطوط طیفی خود نشان می دهند. طبقه بندی بر اساس ویژگی های طیفی به سرعت ابزاری قدرتمند برای درک ستاره ها است.
طرح طبقه بندی طیفی فعلی در اوایل قرن بیستم در رصدخانه هاروارد تهیه شد. کار توسط هنری دراپر آغاز شد که در سال 1872 از طیف اول وگا عکاسی کرد. پس از مرگ وی ، همسرش تجهیزات و مبلغی را به رصدخانه اهدا کرد تا کار خود را ادامه دهد. بخش عمده ای از کار طبقه بندی توسط آنی پرش کان از سال 1918 تا 1924 انجام شده است. در این طرح اصلی از حروف بزرگ استفاده شده است که به صورت حروف الفبا انجام می شود ، اما اصلاحات بعدی این کار را کاهش داده است زیرا تکامل ستاره ای و تایپ بهتر درک شده است. این اثر در کاتالوگ هنری دراپر (HD) و برنامه افزودنی هنری Draper (HDE) منتشر شد که شامل طیف 225،000 ستاره پایین تا نهم بود.
این طرح مبتنی بر خطوطی است که عمدتاً به جای تفاوت های واقعی ، گرانش یا درخشندگی به دمای سطح ستاره ای حساس هستند. خطوط مهم عبارتند از خطوط بالمر هیدروژن ، خطوط هلیوم یونیزه خنثی و مجرد یونیزه ، خطوط آهن ، H و K دوبله کلسیم یونیزه شده در 396. 8 و 393. 3 نانومتر ، باند G به دلیل مولکول CH ، خط کلسیم خنثی 422. 7 نانومتر ، چندخطوط فلزی در حدود 431 نانومتر و خطوط اکسید تیتانیوم.
انواع ستاره ای استاندارد (O ، B ، A ، F ، G ، K و M)
رنگ
ویژگی های اصلی
| مثال ها | آبی | آبی | آبی | قرمز |
|---|---|---|---|---|
| O | طرح هاروارد فقط دمای سطح و برخی از ویژگی های طیفی ستاره را مشخص می کند. طبقه بندی دقیق تر همچنین شامل درخشندگی ستاره است. طرح استاندارد مورد استفاده برای این امر ، طبقه بندی Yerkes (یا MMK ، بر اساس اولیه نویسندگان ویلیام دبلیو مورگان ، فیلیپ سی کینان و ادیت کلمن) نامیده می شود. این طرح شکل و ماهیت خطوط طیفی خاص را برای اندازه گیری گرانش سطح ستاره ها اندازه گیری می کند. شتاب گرانشی روی سطح یک ستاره غول پیکر بسیار پایین تر از یک ستاره کوتوله است (از آنجا که G = G M / R 2 و شعاع یک ستاره غول پیکر بسیار بزرگتر از کوتوله است). با توجه به گرانش پایین تر ، فشار گاز و تراکم در ستاره های غول پیکر بسیار پایین تر از کوتوله ها است. این تفاوت ها در شکل های مختلف خط طیفی که می توانند اندازه گیری شوند ، آشکار می شوند. | >طرح Yerkes از شش کلاس درخشندگی استفاده می کند: | بیشترین سوپرگنان درخشان | سوپرگیان کمتر درخشان |
| B | طرح هاروارد فقط دمای سطح و برخی از ویژگی های طیفی ستاره را مشخص می کند. طبقه بندی دقیق تر همچنین شامل درخشندگی ستاره است. طرح استاندارد مورد استفاده برای این امر ، طبقه بندی Yerkes (یا MMK ، بر اساس اولیه نویسندگان ویلیام دبلیو مورگان ، فیلیپ سی کینان و ادیت کلمن) نامیده می شود. این طرح شکل و ماهیت خطوط طیفی خاص را برای اندازه گیری گرانش سطح ستاره ها اندازه گیری می کند. شتاب گرانشی روی سطح یک ستاره غول پیکر بسیار پایین تر از یک ستاره کوتوله است (از آنجا که G = G M / R 2 و شعاع یک ستاره غول پیکر بسیار بزرگتر از کوتوله است). با توجه به گرانش پایین تر ، فشار گاز و تراکم در ستاره های غول پیکر بسیار پایین تر از کوتوله ها است. این تفاوت ها در شکل های مختلف خط طیفی که می توانند اندازه گیری شوند ، آشکار می شوند. | سوم | غول های عادی | بخش بزرگان |
| A | طرح هاروارد فقط دمای سطح و برخی از ویژگی های طیفی ستاره را مشخص می کند. طبقه بندی دقیق تر همچنین شامل درخشندگی ستاره است. طرح استاندارد مورد استفاده برای این امر ، طبقه بندی Yerkes (یا MMK ، بر اساس اولیه نویسندگان ویلیام دبلیو مورگان ، فیلیپ سی کینان و ادیت کلمن) نامیده می شود. این طرح شکل و ماهیت خطوط طیفی خاص را برای اندازه گیری گرانش سطح ستاره ها اندازه گیری می کند. شتاب گرانشی روی سطح یک ستاره غول پیکر بسیار پایین تر از یک ستاره کوتوله است (از آنجا که G = G M / R 2 و شعاع یک ستاره غول پیکر بسیار بزرگتر از کوتوله است). با توجه به گرانش پایین تر ، فشار گاز و تراکم در ستاره های غول پیکر بسیار پایین تر از کوتوله ها است. این تفاوت ها در شکل های مختلف خط طیفی که می توانند اندازه گیری شوند ، آشکار می شوند. | بنابراین خورشید به طور کامل به عنوان یک ستاره از نوع G2V مشخص می شود. | نامگذاری دسته بندی اضافی | طیف ها می توانند چیزهای دیگری را در مورد ستاره ها آشکار کنند. بر این اساس ، حروف کوچک گاهی اوقات به انتهای یک نوع طیفی اضافه می شوند تا خصوصیات را نشان دهند. |
| F | برخی از کد های خاص طیفی | رمز | معنی | ترکیب |
| G | طیف کامپوزیت ؛دو نوع طیفی مخلوط شده اند ، نشان می دهد که ستاره یک باینری حل نشده است. | خطوط انتشار وجود دارد (معمولاً هیدروژن). | "فلزات" غیر طبیعی قوی (عناصر غیر از هیدروژن و هلیوم) برای یک ستاره از یک نوع طیف معین. معمولاً برای ستاره ها اعمال می شود. | خطوط جذب گسترده ("سحابی") به دلیل چرخش سریع. |
| K | خطوط بسیار گسترده به دلیل چرخش بسیار سریع. | نزاع | طیف سحابی با ستاره ها مخلوط شده است. | ویژگی های نامشخص ، به جز وقتی که از نوع A استفاده می شود ، جایی که نشانگر خطوط غیر طبیعی قوی "فلزات" (مربوط به ستاره های AM) است. |
| M | خطوط بسیار باریک ("تیز"). | < 3,500 | Shell Star (B تا F Sequence Star با خطوط انتشار از پوسته گاز). | قصدی |
نوع طیفی متفاوت.
خطوط ضعیف (پیشنهاد یک ستاره باستانی ، "فلزی"-ستاره)
نمادها را می توان برای عناصری که خطوط غیرطبیعی قوی را نشان می دهند اضافه شود. به عنوان مثال ، Epsilon Ursae Majoris در Big Dipper نوع A 0P IV است: (CREU) ، که نشانگر خطوط کروم قوی و اروپا است. روده بزرگ به معنای عدم اطمینان در کلاس درخشندگی IV است.
ستارگان شاخه غول پیکر بدون علامت (R ، N و S)
پس از فرسودگی منبع هیدروژن در هسته آن ، همجوشی هسته ای هیدروژن به هلیوم در پوسته اطراف هسته ادامه خواهد یافت. هسته در اصل یک ستاره هلیوم دژنراسیون داغ (یا کوتوله سفید هلیوم) خواهد بود که در یک پوسته سوزان هیدروژن محصور شده است. با ساده تر کردن فرآیند ، هلیوم تولید شده در پوسته اطراف هسته بی اثر به جرم هسته اضافه می شود تا زمانی که فشار انحطاط هسته را به اندازه کافی گرم کند تا فیوژن هلیوم را در هسته شروع کند. فیوژن هلیوم سپس تا یک بار دیگر در هسته ادامه خواهد یافت ، منبع تغذیه هسته خسته می شود و ستاره دارای یک هسته کوتوله سفید اکسیژن کربنی گرم بی اثر است که توسط یک پوسته داخلی فیوژن هلیوم و یک پوسته بیرونی همجوشی هیدروژن احاطه شده است. این مرحله سوزاندن دو پوسته به عنوان مرحله شاخه غول پیکر بدون علامت شناخته می شود ، نامی مبتنی بر اینکه چگونه تکامل ستاره ای هنگام ترسیم در نمودار هرتزپرونگ-روسل پیش می رود.< Span> پس از فرسودگی منبع هیدروژن در هسته آن ، همجوشی هسته ای هیدروژن به هلیوم در پوسته اطراف هسته ادامه خواهد یافت. هسته در اصل یک ستاره هلیوم دژنراسیون داغ (یا کوتوله سفید هلیوم) خواهد بود که در یک پوسته سوزان هیدروژن محصور شده است. با ساده تر کردن فرآیند ، هلیوم تولید شده در پوسته اطراف هسته بی اثر به جرم هسته اضافه می شود تا زمانی که فشار انحطاط هسته را به اندازه کافی گرم کند تا فیوژن هلیوم را در هسته شروع کند. فیوژن هلیوم سپس تا یک بار دیگر در هسته ادامه خواهد یافت ، منبع تغذیه هسته خسته می شود و ستاره دارای یک هسته کوتوله سفید اکسیژن کربنی گرم بی اثر است که توسط یک پوسته داخلی فیوژن هلیوم و یک پوسته بیرونی همجوشی هیدروژن احاطه شده است. این مرحله سوزاندن دو پوسته به عنوان مرحله شاخه غول پیکر بدون علامت شناخته می شود ، نامی مبتنی بر اینکه چگونه تکامل ستاره ای هنگام نمودار بر روی یک نمودار هرتزپرونگ-روسل انجام می شود. پس از فرسودگی منبع تغذیه هیدروژن در هسته خود ، همجوشی هسته ای هیدروژن به هلیوم ادامه خواهد یافتپوسته اطراف هسته. هسته در اصل یک ستاره هلیوم دژنراسیون داغ (یا کوتوله سفید هلیوم) خواهد بود که در یک پوسته سوزان هیدروژن محصور شده است. با ساده تر کردن فرآیند ، هلیوم تولید شده در پوسته اطراف هسته بی اثر به جرم هسته اضافه می شود تا زمانی که فشار انحطاط هسته را به اندازه کافی گرم کند تا فیوژن هلیوم را در هسته شروع کند. فیوژن هلیوم سپس تا یک بار دیگر در هسته ادامه خواهد یافت ، منبع تغذیه هسته خسته می شود و ستاره دارای یک هسته کوتوله سفید اکسیژن کربنی گرم بی اثر است که توسط یک پوسته داخلی فیوژن هلیوم و یک پوسته بیرونی همجوشی هیدروژن احاطه شده است. این مرحله سوزاندن دو پوسته به عنوان مرحله شاخه غول پیکر بدون علامت شناخته می شود ، نامی مبتنی بر اینکه چگونه تکامل ستاره ای هنگام ترسیم در نمودار هرتزپرونگ-روسل پیش می رود.
| Ia | ستارگان شاخه غول مجانبی عمر کوتاهی دارند. هسته منحط ستاره نسبت به فاز سوزاندن تک پوسته پرجرم تر است و به دلیل ماهیت عجیب ماده منحط، هسته پر جرم تر از نظر فیزیکی کوچکتر است. بنابراین گرانشی که توسط لایه های پوشاننده تجربه می شود قوی تر است و برای حفظ تعادل بین فشار و گرانش به درخشندگی بالاتری نیاز دارد. بنابراین ستاره با سرعت بسیار بالایی انرژی مصرف می کند و ممکن است به یک ابرغول سرخ تبدیل شود. ثابت شده است که ستارگان در این مرحله از تکامل ستاره ای برای مدل سازی چالش برانگیز هستند. یک مشکل این است که سوختن پوسته هلیوم پایدار نیست. لایه همجوشی هلیوم نازک است. اغتشاشات مثبت جزئی در انرژی هسته ای فشار بیشتری ایجاد می کند و منطقه کمی بزرگتر می شود. اما از آنجایی که لایه نازک است، تغییر ارتفاع اندک است و بنابراین تغییر فشار در ناحیه گرمتر بسیار کم است. دمای بالاتر احتمالاً سرعت واکنش‌های هسته‌ای را افزایش می‌دهد (بسیاری از فرآیندهای واکنش به دما بسیار حساس هستند، مانند فرآیند سه‌گانه آلفا که به احتمال زیاد در پوسته هلیوم غالب خواهد بود). بنابراین سرعت واکنش موضعی افزایش می یابد و قبل از انتشار گرمای بیشتری تولید می کند. بنابراین نقاط واکنش گریز بزرگ می توانند از تغییرات کوچک شرایط موضعی شروع شوند. فرار تنها پس از انبساط قابل توجه و ایجاد یک چرخه همرفتی برای انتقال انرژی اضافی بررسی می شود. با این حال، حتی زمانی که Runaway بررسی شود و لایه دوباره مستقر شود، همان مشکل فیزیکی اساسی باقی می ماند. هیچ حالت واقعی سوزاندن پوسته هلیوم پایدار وجود ندارد. بنابراین ستاره اسپاسم های تولید انرژی با سلول های همرفتی را تجربه می کند که ممکن است مواد را تا انتها تا پوسته سوختن هیدروژن حمل کنند و به دنبال آن دوره های طولانی تری از آرامش به پوسته نازک برمی گردند. |
| Ib | اگر سلول‌های همرفتی ایجاد شده در طول این همجوشی هلیوم به لایه همجوشی هیدروژن برسند، این به طور بالقوه مکانیزمی برای لایروبی مواد در اعماق ستاره به سطح آن فراهم می‌کند. این ممکن است به خوبی چندین نوع ستاره ای را توضیح دهد که از نظر دمایی مشابه با ستاره های K و M به نظر می رسند، اما برخی ویژگی های طیفی دیگر را به گونه ای نشان می دهند که گویی جو بیرونی آنها با عنصر سنگین تری غنی شده است. این گونه ها انواع R، N و S هستند. |
| II | ستاره های نوع R و N |
| به نظر می رسد تعدادی از ستارگان غول پیکر ستاره های نوع K یا M هستند، اما همچنین ویژگی های طیفی اضافی ترکیبات کربنی را نشان می دهند. آنها اغلب به عنوان "ستاره های کربنی" نامیده می شوند و بسیاری از ستاره شناسان در مجموع آنها را به عنوان ستاره های نوع C یاد می کنند. رایج ترین ویژگی های طیفی از C2، CN و CH هستند. فراوانی کربن به اکسیژن در این ستارگان چهار تا پنج برابر بیشتر از ستارگان عادی است. وجود این ترکیبات کربنی تمایل به جذب بخش آبی طیف دارد و به غول های نوع R و N رنگ قرمز متمایز می دهد. ستاره‌های R آنهایی هستند که سطوح داغ‌تری دارند که در غیر این صورت بیشتر شبیه ستاره‌های نوع K هستند. ستارگان نوع S سطوح سردتری دارند و شباهت بیشتری به ستاره های M دارند. | ستاره های نوع S |
| IV | ستارگان نوع S دارای فتوسفرهایی با فراوانی عناصر فرآیند s هستند. اینها ایزوتوپ های عناصری هستند که از گرفتن یک نوترون آزاد (تغییر ایزوتوپ عنصر) و به دنبال آن یک واپاشی بتا (نوترون به پروتون و الکترون تجزیه می شود، در نتیجه عنصر به عنصری با اتم بالاتر تبدیل می شود) تشکیل شده اند. عدد و ایزوتوپی با یک نوترون کمتر). فرآیند s یکی از مکانیسم هایی است که به وسیله آن می توان عناصری با اعداد اتمی بالاتر از 56 (آهن) ساخت. s مخفف آهسته است. در مقابل، فرآیند r شریک آن (برای سریع) زمانی اتفاق می‌افتد که مقدار کافی از نوترون‌های آزاد برای نوترون‌های اضافی که در هسته اتم به دست می‌آیند قبل از اینکه نوترون گرفته‌شده فرصتی برای واپاشی بتا داشته باشد، وجود داشته باشد. |
| V | به جای (یا علاوه بر) خطوط معمول اکسیدهای تیتانیوم، اسکاندیم و وانادیوم مشخصه غول‌های نوع M، ستاره‌های نوع S عناصر سنگین‌تری مانند زیرکونیوم، ایتریم و باریم را نشان می‌دهند. بخش قابل توجهی از تمام ستارگان نوع S متغیر هستند. |
ستاره های عجیب و غریب
ستارگان Wolf-Rayet شبیه ستارگان نوع O هستند، اما خطوط گسیل گسترده ای از هیدروژن و هلیوم، کربن، نیتروژن و اکسیژن یونیزه شده با خطوط جذب بسیار کمی دارند. نظریه کنونی معتقد است که این ستارگان در منظومه های دوتایی وجود دارند که در آن ستاره همراه لایه های بیرونی ستاره ولف-رایت را از بین برده است. بنابراین طیف مشاهده شده از فضای داخلی ستاره در معرض دید است تا مواد سطح عادی. وسعت خطوط همچنین نشان می دهد که ماده مشاهده شده ممکن است از گازهای با سرعت بالا باشد که از ستاره دور می شوند و دامنه سرعت ها خطوط مشاهده شده را لکه دار می کند.
T Tauri Stars (T)
| ستارگان T Tauri ستارگان بسیار جوانی هستند که معمولاً در ابرهای بین ستاره ای روشن یا تاریک یافت می شوند که احتمالاً به تازگی از آنها تشکیل شده اند. به طور معمول ستارگان T Tauri، ستارگان متغیر نامنظم هستند، با تغییرات غیرقابل پیش بینی در روشنایی آنها. طیف آنها شامل خطوط انتشار روشن و تعدادی "خطوط ممنوع" است (به این دلیل که در شرایط آزمایشگاهی معمولی قابل مشاهده نیستند) که نشان دهنده چگالی بسیار کم است. خطوط طیفی همچنین تغییرات داپلر را نسبت به سرعت استراحت ستاره نشان می‌دهند که نشان می‌دهد ماده از آنها خارج می‌شود. | |
|---|---|
| e | |
| m | |
| n | |
| nn | |
| p | |
| s | |
| sh | |
| wl | |
