رده‌بندی ستارگان: تفاوت میان نسخه‌ها

در علم [[ستاره‌شناسی]] '''رده‌بندی ستارگان''' {{به انگلیسی|stellar classification}} به رده‌بندی [[ستاره|ستارگان]] بر اساس تخمینی که از نور و دمای سطحی آنها با استفاده از [[طیف‌سنجی نجومی]] زده می‌شود، گفته می‌شود و انواع متفاوتی دارد. ستارشناسان عموماً از ترکیبی از این دو روش زیر برای رده‌بندی ستارگان استفاده می‌کنند: «رده‌بندی هاروارد» از دمای سطحی ستاره جهت طبقه بندیطبقه‌بندی آن استفاده می‌کند در حالی که «رده‌بندی یرکس» از میزان درخشندگی ستاره جهت طبقه بندیطبقه‌بندی آن استفاده می‌کند.<ref name="Britannica">"stellar classification." Encyclopædia Britannica. 2009</ref>

آنجلو سچیسچی،<ref group="پانویس">Angelo Secchi</ref>، منجم ایتالیایی در سال ۱۸۶۰ میلادی چهار نوع طیف ستاره‌ای را از هم تمیز داد. حدود بیست سال بعد، گروهی از محققان در [[رصدخانه کالج هاروارد]] موفق به تمیز دادن گونه‌های دیگری از طیف‌های ستارگان شده و آنها را به ترتیب حروف الفبایی و بر اساس قدرت خطوط طیفی هیدروژنی آنها نامگذاری کردند. با ادامه تحقیقات، ستارگان بر اساس دمای سطحی آنها طبقه بندیطبقه‌بندی شدند که باعث شد ترتیبی غیر الفبایی پیدا کند: ترتیب تقسیم بندی از گرمترین به سردترین O وB وA وF وG وK وM می‌باشد. از حروف دیگر جهت اشاره به انواع نادرتر ستارگان و [[نواختر|نواخترها]] استفاده می‌شود. هر رده، خود به زیر رده‌های بیشتری تقسیم می‌شود. این کار معمولاً با نسبت دادن اعداد بین ۰ تا ۹ صورت می‌پذیرد (عدد ۰ برای گرمترین، و ۹ برای سردترین).<ref name="Britannica"/> <!--برای رده‌بندی ستارگان بر اساس دما از [[قانون جابه‌جایی وین]] استفاده می‌شود، اما در این مورد فواصل ستارگان نیز تاثیر گذار خواهد بود. -->

رده‌بندی دیگری بنام «رده‌بندی یرکس» در سال ۱۹۴۳ و توسط [[ویلیام ویلسن مارگون]] [[فیلیپ کینان]] و [[ادیت کلمن]] در [[رصدخانه یرکس]] به وجود آمد.<ref>Morgan, William Wilson; Keenan, Philip Childs; Kellman, Edith (1943), "An atlas of stellar spectra, with an outline of spectral classification", Chicago, Ill. , The University of Chicago press</ref> این رده‌بندی از درخشندگی ستاره جهت طبقه بندیطبقه‌بندی آن استفاده می‌کند.<ref name="Britannica"/>

رده‌بندی هاروارد توسط [[آنی جامپ کانون]] و [[ادوارد پیکرینگ]] در [[رصدخانه کالج هاروارد]] به وجود آمد.<ref>Cannon, Annie Jump; Pickering, Edward Charles (1912), Annals of the Astronomical Observatory of Harvard College; vol. 56, no. 4, Cambridge, Mass. : The Observatory</ref> این رده‌بندی به شرح زیر است:

| 30,000–60,000۳۰٬۰۰۰–۶۰٬۰۰۰&nbsp;K

| 64۶۴ [[جرم خورشید|M_☉]]

| 16۱۶ [[شعاع خورشیدی|R_☉]]

| 1,400,000۱٬۴۰۰٬۰۰۰ [[درخشندگی خورشید|L_☉]]

| 10,000–30,000۱۰٬۰۰۰–۳۰٬۰۰۰&nbsp;K

| 18۱۸ [[جرم خورشید|M_☉]]

| 7۷ [[شعاع خورشید|R_☉]]

| 20,000۲۰٬۰۰۰ [[درخشندگی خورشید|L_☉]]

| 7,500–10,000۷٬۵۰۰–۱۰٬۰۰۰&nbsp;K

| 3.1۳٫۱ [[جرم خورشید|M_☉]]

| 2.1۲٫۱ [[شعاع خورشید|R_☉]]

| 40۴۰ [[درخشندگی خورشید|L_☉]]

| 6,000–7,500۶٬۰۰۰–۷٬۵۰۰&nbsp;K

| 1.7۱٫۷ [[جرم خورشید|M_☉]]

| 1.4۱٫۴ [[شعاع خورشید|R_☉]]

| 6۶ [[درخشندگی خورشید|L_☉]]

| 3%۳٪

| 5,000–6,000۵٬۰۰۰–۶٬۰۰۰&nbsp;K

| 1.1۱٫۱ [[جرم خورشید|M_☉]]

| 1.1۱٫۱ [[شعاع خورشید|R_☉]]

| 1.2۱٫۲ [[درخشندگی خورشید|L_☉]]

| 3,500–5,000۳٬۵۰۰–۵٬۰۰۰&nbsp;K

| 0.8۰٫۸ [[جرم خورشید|M_☉]]

| 0.9۰٫۹ [[شعاع خورشید|R_☉]]

| 0.4۰٫۴ [[درخشندگی خورشید|L_☉]]

| 2,000–3,500۲٬۰۰۰–۳٬۵۰۰&nbsp;K

| 0.4۰٫۴ [[جرم خورشید|M_☉]]

| 0.5۰٫۵ [[شعاع خورشید|R_☉]]

| 0.04۰٫۰۴ [[درخشندگی خورشید|L_☉]]

رده‌بندی یرکس {{به انگلیسی|Yerkes spectral classification}} (که به ردبندی MKK نیز شهرت دارد) در سال ۱۹۴۳ و توسط [[ویلیام ویلسن مارگون]] [[فیلیپ کینان]] و [[ادیت کلمن]] در [[رصدخانه یرکیز]] به وجود آمد.<ref>Morgan, William Wilson; Keenan, Philip Childs; Kellman, Edith (1943), "An atlas of stellar spectra, with an outline of spectral classification", Chicago, Ill. , The University of Chicago press</ref> این رده‌بندی بر پایه [[خطوط طیفی]] ستارگان است (بر خلاف رده‌بندی هاروارد که برپایه دمای سطحی است).<ref name="ref_MK">{{یادکرد|فصل=|کتاب=|ناشر= [[Annual Reviews]] |چاپ= |شهر= |کوشش= |ویرایش= |سال=|شابک=|نویسنده=Phillip C. Keenan, {{چر}}William Wilson Morgan |نویسندگان سایر بخش‌ها=|ترجمه=|صفحه=29–50 |زبان=en |مقاله= [http://cdsads.u-strasbg.fr/cgi-bin/nph-bib_query?bibcode=1973ARA%26A..11...29M&amp;db_key=AST&amp;data_type=HTML&amp;format=&amp;high=449aa1cc7c02014 Spectral Classification] |ژورنال= [[Annual Reviews]] of Astronomy and Astrophysics |نشریه=|تاریخ=1973 |دوره=11 |شماره= |شاپا= [[Digital object identifier|doi]]: <span class="neverexpand">[http://dx.doi.org/{{urlencode:10.1146/annurev.aa.11.090173.000333}} {{#tag:nowiki|10.1146/annurev.aa.11.090173.000333}}]</span>}}</ref>

* '''V'''ستارگان [[رشته اصلی]]

کلاس O برای ستارگانی است که درخشندگی بسیار زیاد دارند و بسیار داغ هستند، در واقعیت رنگ‌های متمایل به آبی دارند. بعضی از آنها در نور [[فرابنفش]] نیز تابش می‌کنند ولی همه آنها در رشته اصلی هستند.<ref name="LeDrew2001">[[Glenn LeDrew|LeDrew, G.]]; ''[http://adsabs.harvard.edu/abs/2001JRASC..95...32L The Real Starry Sky]'', Journal of the Royal Astronomical Society of Canada, Vol. 95, No. 1 (whole No. 686, February 2001), pp. 32–33 - Note Table 2 has an error and so this article will use 824 as the assumed correct total of main sequence stars</ref> ستارگان O تا میلیون‌ها برابر خورشید انرژی مصرف می‌کنند. در طیف آنها خطوط [[هلیوم|He]] II، مواد یونیزه ([[سیلیسیوم|Si]] IV, [[اکسیژن|O]] III، [[نیتروژن|N]] III، و [[کربن|C]] III) یافت می‌شود، در O5 تا O9 خطوط [[بالمر]] نیز یافت می‌شود.

کلاس '''M''' آخرین گروه از ستارگان است. حدود ۷۶ درصد ستارگان رشته اصلی [[غول قرمز]] هستند (۷۸٫۶٪ اگر همهٔ ستارگان را حساب کنیم: به یادداشت نگاه کنید،<ref name="LeDrew2001"/>مانند [[پروکسیما قنطورس]].

در طیف این ستاره‌ها کربن و نیتروژن و گاهی هم اکسیژن دیده می‌شود.

* W: تا 70,000۷۰٬۰۰۰&nbsp;K

کلاس‌های T و L برای ستارگان سرد درست شده‌اند. که شامل [[کوتوله قرمز]] و [[کوتوله قهوه‌ای]] است. کلاس Y که به طور فرضی ایجاد شده‌است مخصوص ستارگان سردتر از ستارگان نامبرده‌است.<ref>[http://adsabs.harvard.edu/abs/2007arXiv0704.1522K Outstanding Issues in Our Understanding of L, T, and Y Dwarfs], J. D. Kirkpatrick, April 2007, arXiv:0704.1522. Accessed on line [[۱۸ سپتامبر]], [[2007]].</ref>

کلاس '''L''' کوتوله‌هایی هستند که از کلاس M سردترند و به این معنی نیست که لیتیم در آن‌ها یافت می‌شوند و بهتر است آن‌ها کوتوله‌های کلاس L نامید. این ستارگان در نور مرئی بسیار تاریک و در نور [[مادون قرمز]] بسیار درخشان‌انند. و در جو آن‌ها هیدرید و در طیف آن‌ها [[فلز قلیایی|فلزات قلیایی]] یافت می‌شود.<ref name="kirk_ARAA">{{یادکرد|فصل=|کتاب=|ناشر= [[The University of Chicago Press]] |چاپ= |شهر= |کوشش= |ویرایش= |سال=|شابک=|نویسنده=Kirkpatrick ''et al'', {{چر}}J. Davy |نویسندگان سایر بخش‌ها=|ترجمه=|صفحه=802–833 |زبان=en |مقاله= [http://www.journals.uchicago.edu/doi/full/10.1086/307414 Dwarfs Cooler than M: the Definition of Spectral Type L Using Discovery from the 2-µ ALL-SKY Survey (2MASS)] |ژورنال= The [[Astrophysical Journal]] |نشریه=|تاریخ=[[۱۰ ژوئیه]], [[۱۹۹۹ (میلادی)]] |دوره=519 |شماره= 2 |شاپا= ISSN: 0004-637X [[Digital object identifier|doi]]: <span class="neverexpand">[http://dx.doi.org/{{urlencode:10.1086/307414}} {{#tag:nowiki|10.1086/307414}}]</span>}}</ref><ref name="kirk_ApJ">{{یادکرد|فصل=|کتاب=|ناشر= [[Annual Reviews]] |چاپ= |شهر= |کوشش= |ویرایش= |سال=|شابک=|نویسنده=Kirkpatrick, {{چر}}J. Davy |نویسندگان سایر بخش‌ها=|ترجمه=|صفحه=195–246 |زبان=en |مقاله= New Spectral Types L and T |ژورنال= [[Annual Reviews]] of Astronomy and Astrophysics |نشریه=|تاریخ=2005 |دوره=43 |شماره= 1 |شاپا= ISSN: 0066-4146 [[Digital object identifier|doi]]: <span class="neverexpand">[http://dx.doi.org/{{urlencode:10.1146/annurev.astro.42.053102.134017}} {{#tag:nowiki|10.1146/annurev.astro.42.053102.134017}}]</span>}}</ref>

کلاس '''T''' کوتوله‌های قهوه‌ای هستند با دمای سطحی بین 700۷۰۰ و 1,300 K. تابش آن‌ها بیشتر در طول موج [[مادون قرمز]] است و. در طیف آن‌ها متان به‌وفور یافت می‌شود.<ref name="kirk_ARAA"/><ref name="kirk_ApJ"/>

:''مثال:'' [[اس‌آی‌ام‌پی جی۰۱۳۶۵۶.۵جی۰۱۳۶۵۶٫۵+۰۹۳۳۴۷|SIMP 0136]] (درخشان‌ترین ستاره کلاس T که در نیم‌کره شمالی کشف شده‌است)<ref>[http://xxx.lanl.gov/abs/astro-ph/0609419 Discovery of the brightest T dwarf in the northern hemisphere, 2007]</ref>

در ژوئن ۲۰۰۸ ستاره ULAS J133553.45+113005.2<!-- اسمووو!!! -->، با دمایی میان 550۵۵۰-600۶۰۰°[[کلوین|K]]، و در فاصله ۲۴ -۶۰ سال نوری کشف شد. جرم آن 15۱۵-31۳۱ [[جرم مشتری]] محاسبه شده‌است.

ابتدا با کلاس'''R''' و '''N'''رده‌بندی می‌شدند، و به نام ستارگان کربنی نیز مشهورند. و غول‌های قرمزی هستند که که در انتهای عمرشان قرار دارند، و در جو آنها کربن یافت می‌شود.

** C-Hd: مشابه غول‌های گروه انتهایی G که در آن ترکیبات CH و C₂ وجود دارند. مثال: HD&nbsp;137613۱۳۷۶۱۳

کلاس '''S''' ستارگانی هستند که در طیفشان [[زیرکونیوم اکسید]] یافت می‌شود (و همچنین تیتانیوم اکسید) این گروه میان گروه کلاس M و ستارگان کربنی قرار می‌گیرند.<ref>Keenan, P. C. 1954 Astrophysical Journal, vol. 120, p.484</ref> در این ستاره‌های کربن مونوکسید و دیگر ترکیبات اکسیژن و رکبن یافت شده‌است.

* '''DC''': خط قوی ندارد.

* '''[[GW Vir star|GW Vir]]''', '''DOV''' or '''PNNV''': کوتوله‌های سفید تپنده دارای هلیوم داغ<ref name="quirion">[http://adsabs.harvard.edu/abs/2007ApJS..171..219Q Mapping the Instability Domains of GW Vir Stars in the Effective Temperature-Surface Gravity Diagram], Quirion, P. -O. , Fontaine, G. , Brassard, P. , ''Astrophysical Journal Supplement Series'' '''171''' (2007), pp. 219–248.</ref>^{, §1.1۱٫۱, 1.2۱٫۲;}<ref>§1, [http://adsabs.harvard.edu/abs/2004A%26A...426L..45N Detection of non-radial g-mode pulsations in the newly discovered PG 1159 star HE 1429–1209], T. Nagel and K. Werner, ''Astronomy and Astrophysics'' '''426''' (2004), pp. L45–L48.</ref><ref name="obrien">[http://adsabs.harvard.edu/abs/2000ApJ...532.1078O The Extent and Cause of the Pre-White Dwarf Instability Strip], M. S. O'Brien, ''Astrophysical Journal'' '''532''', #2 (April 2000), pp. 1078–1088.</ref>