Φασματικοί τύποι αστέρων
Όπως είναι εμπειρικά γνωστό καθώς αυξάνεται η θερμοκρασία ενός σώματος όταν αυτό πυρακτωθεί παρουσιάζει αρχικά χρώμα ερυθρό (ερυθροπύρωση), στη συνέχεια ανερχόμενη η θερμοκρασία του το χρώμα του γίνεται προοδευτικά λευκότερο μέχρι που φθάνει το κυανόχρουν (λευκοπύρωση). Κατά τον ίδιο τρόπο διαπιστώθηκε ότι και οι αστέρες παρουσιάζουν διάφορα χρώματα τα οποία και είναι συνάρτηση της θερμοκρασίας τους. Έτσι παρατηρώντας τους αστέρες από τους θερμότερους στους λιγότερο θερμούς, χρωματικά παρουσιάζονται ως κυανόλευκοι, λευκοί, λευκοκίτρινοι, κίτρινοι, χρυσοκίτρινοι, ερυθροί και βαθείς ερυθροί. Έτσι αποφασίστηκε οι αστέρες, με γνώμονα ακριβώς αυτή τη χρωματική διαφορά τους, να καταταχθούν σε διαφορετικούς τύπους. Μεγάλη βοήθεια σ΄ αυτό το τρόπο κατάταξης πρόσφερε στους αστρονόμους η φασματοσκοπία με συνέπεια σήμερα οι αστέρες να προσδιορίζονται σε φασματικούς τύπους.
Όλοι σχεδόν οι αστέρες παρουσιάζουν φάσμα απορρόφησης, ενώ πολύ λίγοι φάσμα εκπομπής. Το φάσμα απορρόφησης αποδεικνύει ότι οι αστέρες του φάσματος αυτού είναι διάπυροι και περιβάλλονται από ατμόσφαιρα με χαμηλή θερμοκρασία ως προς εκείνη της επιφάνειάς τους. Η ατμόσφαιρά τους προκαλεί απορρόφηση του συνεχούς φάσματος της επιφανείας τους έτσι ώστε αυτό να διακόπτεται από πολλές σκοτεινές γραμμές. Αλλά και το φάσμα εκπομπής με φωτεινές γραμμές που παρουσιάζουν ελάχιστοι αστέρες, αποδεικνύει επίσης ότι και αυτοί βρίσκονται σε διάπυρη κατάσταση και ότι περιβάλλονται από ατμόσφαιρα, με θερμοκρασία όμως υψηλότερη της επιφανειακής τους.
Επίσης από το φάσμα των αστέρων προκύπτει ότι η χημική σύνθεση αυτών είναι ανάλογη αυτής του Ηλίου μας και ακόμη πως τα συχνότερα χημικά στοιχεία που ανιχνεύονται (απαντώνται) σ΄ αυτούς είναι το υδρογόνο και το ήλιο. Τέλος από το φάσμα τους αλλά και με άλλες μεθόδους είναι δυνατόν να προσδιορισθεί η θερμοκρασία της επιφανείας τους που κυμαίνεται από 50.000° μέχρι 3.000° Κ.
Αν και το πλήθος των αστέρων είναι μεγάλο εντούτοις οι ποικιλίες των φασμάτων τους δεν είναι πολλές με συνέπεια να μπορούν να καταταγούν όλα τα αστρικά φάσματα και ασφαλώς και όλοι οι παρατηρούμενοι αστέρες σε δώδεκα φασματικούς τύπους, οι οποίοι και ονομάζονται κατά σειρά με τα λατινικά γράμματα Q, W, O, B, A, F, G, K, M, N, R S. Εξ όλων αυτών σημαντικότεροι είναι μόνο οι εξής 7:
- Αστέρας τύπου O
- Αστέρας τύπου Β
- Αστέρας τύπου Α
- Αστέρας τύπου F
- Αστέρας τύπου G
- Αστέρας τύπου Κ
- Αστέρας τύπου Μ
Με δεδομένα τις φασματοσκοπικές παρατηρήσεις των αστέρων προκύπτουν τα εξής γενικά συμπεράσματα:
Οι θερμότεροι του Ηλίου μας αστέρες αντιστοιχούν στο 54% του συνόλου των παρατηρηθέντων και ανήκουν στους φασματικούς τύπους B, A και F, ενώ όσοι έχουν θερμοκρασία ίση ή μικρότερη της ηλιακής περιορίζονται στο 46% που διαμοιράζονται στους υπόλοιπους φασματικούς τύπους.
- Τον τρόπο αυτό ταξινόμησης των αστέρων σε φασματικούς τύπους διατύπωσε για πρώτη φορά στα τέλη του περασμένου αιώνα ο Εδουάρδος Πίκερινγκ (1846-1919) και οι συνεργάτες του στο αστεροσκοπείο του Χάρβαρντ.
Φασματικοί τύποι
[Επεξεργασία | επεξεργασία κώδικα]Φασματικός τύπος Ο
[Επεξεργασία | επεξεργασία κώδικα]Τα άστρα με φασματικό τύπο Ο είναι πολύ καυτά και φωτεινά άστρα και έχουν μπλε χρώμα, ενώ το περισσότερο φως το εκπέμπουν στην υπέρυθρη ακτινοβολία. Είναι τα σπανιότερα άστρα Κύριας Ακολουθίας, μόλις το 1 στα 3 εκατομμύρια, ενώ τα περισσότερα από τα πλέον ογκώδη άστρα ανήκουν σε αυτό το φασματικό τύπο. Εξαιτίας της τεράστιας μάζας τους το υδρογόνο καταναλώνεται πολύ γρήγορα στον πυρήνα τους και είναι τα πρώτα άστρα που εγκαταλείπουν την κύρια ακολουθία.
Το φάσμα τους παρουσιάζει έντονες γραμμές απορρόφησης και μερικές φορές γραμμές εκπομπής Ήλιο ΙΙ, εξέχουσες ιονισμένες γραμμές και γραμμές ουδέτερου ήλιου και λιγότερο εμφανείς γραμμές Μπάλμερ.
Φασματικός τύπος Β
[Επεξεργασία | επεξεργασία κώδικα]
Οι αστέρες αυτοί αντιστοιχούν στο 12% του συνόλου των αστέρων που έχουν παρατηρηθεί φασματοσκοπικά. Στο φάσμα απορρόφησης αυτών επικρατούν οι γραμμές του στοιχείου ήλιο, εξ ου και η ονομασία τους. Η επιφανειακή θερμοκρασία των αστέρων αυτών κυμαίνεται μεταξύ των 25.000° και 15.000° Κ και το χρώμα τους είναι κυανόλευκο έως λευκό.
Σ΄ αυτούς τους αστέρες ανήκει ο Βασιλίσκος (α του Λέοντος).
Φασματικός τύπος Α
[Επεξεργασία | επεξεργασία κώδικα]Το πλήθος των αστέρων αυτού του τύπου αντιστοιχούν στο 22% του συνόλου. Στο φάσμα απορρόφησης αυτών επικρατούν οι γραμμές υδρογόνου, εξ ου και η ονομασία τους ως αστέρες υδρογόνου. Η επιφανειακή θερμοκρασία τους κυμαίνεται μεταξύ 12.000° έως 8.000° Κ, το δε χρώμα τους είναι λευκό.
Στην κατηγορία αυτών των αστέρων ανήκουν ο Σείριος και ο Βέγας.
Φασματικός τύπος F
[Επεξεργασία | επεξεργασία κώδικα]Οι αστέρες αυτού του τύπου αντιπροσωπεύουν το 20% των αστέρων. Στο φάσμα τους επικρατούν πρώτα οι γραμμές του ιονισμένου ασβεστίου και στη συνέχεια του υδρογόνου. Η επιφανειακή θερμοκρασία τους είναι χαμηλότερη των 8000° Κ και το χρώμα του είναι λευκοκίτρινο.
Στην κατηγορία αυτών των αστέρων περιλαμβάνεται ο Προκύων ( α του Μικρού Κυνός).
Φασματικός τύπος G
[Επεξεργασία | επεξεργασία κώδικα]Οι αστέρες αυτού του τύπου αντιπροσωπεύουν το 16% των αστέρων. Το φάσμα τους είναι ανάλογο προς το φάσμα που παρουσιάζει ο Ήλιος μας, με πολλές γραμμές απορρόφησης που οφείλονται στα μέταλλα και κυρίως του σιδήρου, χωρίς όμως και να λείπουν οι γραμμές υδρογόνου. Η επιφανειακή θερμοκρασία τους φθάνει τους 6000° Κ και το χρώμα τους είναι κίτρινο.
Στην κατηγορία αυτών των αστέρων περιλαμβάνονται η Αίγα ( α του Ηνιόχου), ο Ήλιος και ο Άλφα Κενταύρου.
Φασματικός τύπος Κ
[Επεξεργασία | επεξεργασία κώδικα]Οι αστέρες αυτοί είναι οι αφθονότεροι και αντιστοιχούν στο 27% του συνόλου των αστέρων που έχουν παρατηρηθεί φασματοσκοπικά.
Το δε φάσμα τους είναι όμοιο με εκείνο που παρουσιάζουν οι ηλιακές κηλίδες, εξ ου και το όνομά τους (αστέρες ηλιακών κηλίδων), με άφθονες μεταλλικές γραμμές και λιγότερες υδρογόνου. Η επιφανειακή θερμοκρασία των αστέρων αυτών κατέρχεται στους 4000° Κ και το χρώμα τους είναι πορτοκαλί.
Σ΄ αυτούς τους αστέρες ανήκουν ο Αρκτούρος (α του Βοώτη) και ο Αλντεμπαράν (α του Ταύρου).
Φασματικός τύπος Μ
[Επεξεργασία | επεξεργασία κώδικα]Οι αστέρες αυτοί είναι σπανιότεροι και αντιστοιχούν μόλις στο 3% του συνόλου των αστέρων που έχουν παρατηρηθεί φασματοσκοπικά. Όμως αποτελούν το 76% των γειτονικών άστρων Κύριας Ακολουθίας και είναι με μεγάλη διαφορά η αφθονότερη τάξη αστέρων.[1] Αν και τα περισσότερα άστρα αυτού του τύπου είναι ερυθροί νάνοι, σε αυτό τον τύπο κατατάσσονται οι ερυθροί γίγαντες, όπως ο Αντάρης, και οι Μεταβλητοί τύπου Μίρα.
Στο φάσμα τους επικρατούν ταινίες απορρόφησης που οφείλονται στο οξείδιο του τιτανίου εξ ου και το όνομά τους. Η επιφανειακή θερμοκρασία των αστέρων αυτών περιορίζεται στους 3500° έως 3000° Κ και το χρώμα τους είναι ερυθρό.
Σ΄ αυτούς τους αστέρες ανήκει ο Μπετελγκέζ (α του Ωρίωνα).
Εκτεταμένοι φασματικοί τύποι
[Επεξεργασία | επεξεργασία κώδικα]Τύποι καυτών μπλε άστρων
[Επεξεργασία | επεξεργασία κώδικα]Φασματικός τύπος W
[Επεξεργασία | επεξεργασία κώδικα]Ο τύπος W ή WR αντιπροσωπεύει τους υπέρλαμπρους αστέρες Wolf-Rayet, αξιοσημείωτα ασυνήθιστοι επειδή η ατμόσφαιρά τους αποτελείται από ήλιο και όχι υδρογόνο. Θεωρείται ότι είναι υπεργίγαντες οι οποίοι έχασαν το εξωτερικό κάλυμμα υδρογόνου λόγω της υψηλής θερμοκρασίας τους και των αστρικών ανέμων. Ο τύπος W χωρίζεται σε φασματικό τύπο WN, WC, και τον πιο εκτεταμένο WO, ανάλογα με την κυριαρχία αζώτου και άνθρακα στο φάσμα τους. Η επιφανειακή θερμοκρασία τους αγγίζει τους 70.000° K.[2]
Φασματικοί τύποι OC, ON, BC, BN
[Επεξεργασία | επεξεργασία κώδικα]Τα άστρα αυτών των φασματικών τύπων αποτελούν ένα ενδιάμεσο μεταξύ των αστέρων Βολφ-Ραγιέ και των καυτών άστρων φασματικού τύπου Ο και Β.
Τύποι ερυθρών και φαιών νάνων
[Επεξεργασία | επεξεργασία κώδικα]Φασματικός τύπος L
[Επεξεργασία | επεξεργασία κώδικα]Οι αστέρες αυτοί είναι ψυχρότεροι του τύπου Μ. Κάποιοι από αυτούς είναι τόσο μικροί που δεν μπορούν να ξεκινήσουν τις θερμοπυρηνικές αντιδράσεις που λαμβάνουν χώρα σε ένα άστρο. Στο φάσμα τους υπάρχουν γραμμές αρνητικά φορτισμένου υδρογόνου και αλκάλια.[3][4] Οι θερμοκρασίες του είναι μεταξύ 2000 και 1300 Κ.
Φασματικός τύπος Τ και Y
[Επεξεργασία | επεξεργασία κώδικα]Οι νάνοι αυτοί είναι γνωστοί ως νάνοι μεθανίου, καθώς το μεθάνιο είναι άφθονο στο φάσμα τους.[3][4] Οι θερμοκρασίες του κυμαίνονται μεταξύ 1300 και 700 Κ. Οι αστέρες που είναι ψυχρότεροι έχουν φασματικό τύπο Y. Θεωρητικά τέτοια άστρα υπάρχουν, αλλά δεν έχουν εντοπιστεί. Τα ψυχρότερα γνωστά αστέρια είναι φασματικού τύπου Τ9.
Αστέρες άνθρακα
[Επεξεργασία | επεξεργασία κώδικα]Φασματικός τύπος C
[Επεξεργασία | επεξεργασία κώδικα]Τα αστέρια αυτού του φασματικού τύπου, γνωστά και ως αστέρες άνθρακα, είναι κόκκινοι γίγαντες κοντά στο τέλος της ζωής τους. Αντιστοιχεί στους παλιότερους τύπους N και R.
Σε αυτούς τους αστέρας ανήκει ο Λα Σουπέρμπα και ο R Βόρειου Στεφάνου.
Φασματικός τύπος S
[Επεξεργασία | επεξεργασία κώδικα]Στο φάσμα των αστέρων αυτού του τύπου επικρατούν οι γραμμές του οξειδίου του ζιρκονίου μαζί με αυτές του διοξειδίου του τιτανίου και βρίσκονται ανάμεσα στους αστέρες τύπου Μ και στους αστέρες άνθρακα.[5] Όπως και συμβαίνει και στους αστέρες άνθρακα τα περισσότερα από αυτά τα άστρα είναι γίγαντες και υπεργίγαντες.
Λευκοί νάνοι
[Επεξεργασία | επεξεργασία κώδικα]
Ο φασματικός τύπος D είναι η σύγχρονη ταξινόμηση που χρησιμοποιείται για τους λευκούς νάνους, δηλαδή αστέρια χαμηλής μάζας με μέγεθος πλανήτη στα οποία δεν λαμβάνει χώρα πλέον πυρηνική σύντηξη. Η τάξη D χωρίζεται σε στις υποκατηγορίες DA, DB, DC, DO, DQ, DX και DZ. Τα γράμματα δεν έχουν κάποια σχέση με τους προηγούμενους τύπους, αλλά με τη σύσταση του εξωτερικού στρώματος της ατμόσφαιρας των λευκών νάνων.
Μη αστρικοί φασματικοί τύπου Q και Ρ
[Επεξεργασία | επεξεργασία κώδικα]Τέλος, οι φασματικοί τύποι Q και Ρ δεν χρησιμοποιούνται για να χαρακτηρίσουν άστρα. Ο τύπος Ρ χαρακτηρίζει τα πλανητικά νεφελώματα και ο φασματικός τύπος Q χαρακτηρίζει τους καινοφανείς αστέρες.
Παραπομπές
[Επεξεργασία | επεξεργασία κώδικα]- ↑ LeDrew, G.; 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
- ↑ Physical Properties of Wolf-Rayet Stars, Crowther, Paul A., 2007
- ↑ 3,0 3,1 Kirkpatrick et al., J. Davy (July 10, 1999). «Dwarfs Cooler than M: the Definition of Spectral Type L Using Discovery from the 2-µ ALL-SKY Survey (2MASS)». The Astrophysical Journal (The University of Chicago Press) 519 (2): 802–833. doi:. ISSN 0004-637X. http://www.journals.uchicago.edu/doi/full/10.1086/307414.[νεκρός σύνδεσμος]
- ↑ 4,0 4,1 Kirkpatrick, J. Davy (2005). «New Spectral Types L and T». Annual Reviews of Astronomy and Astrophysics (Annual Reviews) 43 (1): 195–246. doi:. ISSN 0066-4146.
- ↑ Keenan, P. C. 1954 Astrophysical Journal, vol. 120, p.484