|
آگهی
ویژگیها، تابش، و دستهبندی
ستارگان
ستارگان را میتوان در دستگاههای تکستارهای، دوتایی، و یا چندتایی یافت. ستارگان دارای جرم، درخشندگی، قطر، دما ، و ساختارهای شیمیایی گوناگونی هستند. . گروههای اصلی در دستهبندی ستارگان به ترتیب کاهش دمای سطحی O، B، A، F، G، K، M هستند که O داغترن و M سردترین است.
فهرست
پراکندگی ستارگان
ویژگیها
عمر
ساختار شیمیایی
قطر
جنبششناسی
میدان مغناطیسی
جرم
چرخش
دما
تابش
درخشندگی
قدر
دستهبندی
پراکندگی ستارگان
افزون بر ستارگان تکی، دستگاههایی هم وجود دارند که دربردارندهی یک گروه وابستهی گرانشی ۲ یا چند ستارهای هستند. دستگاههای دو تایی رایجترین گونهی دستگاههای چند ستارهای هستند، البته دستگاههای سه تایی هم فراوان یافت میشوند. بنا بر پایداری چرخشی، چنین دستگاههای چند ستارهای، اغلب، درون دستگاههایی از ستارگان هممدار سلسلهمراتبی سازمان یافتهاند. گروههای بزرگتری با نام «خوشههای ستارهای» نیز وجود دارند. این خوشهها هم در گونهی کمستاره و هم در گونهی پرستاره که دارای صدها هزار ستاره هستند و خوشههای گویوار بزرگ نامیده میشوند وجود دارند.
گمان میرفت که بیشتر ستارگان به صورت دستگاههای چند ستارهای هستند، به ویژه ستارگان دستههای O و B -ی پرجرم و باور دانشمندان بر آن است که ۸۰٪ از این دستگاهها چندتایی هستند. شمار دستگاههای تکستارهای در ستارگان کوچکتر بیشتر است، به گونهای که تنها ۲۵٪ از ستارگان کوتولهی سرخ دارای همدم هستند. از آنجایی که ۸۵٪ از همهی ستارگان در شمار کوتولههای سرخ هستند، گمان میرود، بیشتر ستارگان از زمان پیدایش تکی بودهاند.
ستارگان به طور یکنواخت در پهنهی گیتی پخش نشدهاند، ولی به طور معمول همراه با گاز و غبار میانستارهای در کهکشانها گرد آمدهاند. یک کهکشان معمولی دربردارندهی صدها میلیارد ستاره است؛ در جهان دیدهشدنی هم بیش از ۱۰۰ میلیارد کهکشان داریم (۱۰۱۱ کهکشان). باور عام آن است که ستارگان تنها درون کهکشانها هستند در حالی که ستارگان میانکهکشانی را نیز یافتهایم. ستارهشناسان براورد کردهاند که دستکم ۱۰۲۲×۷ ستاره در جهان دیدهشدنی داریم که ۲۳۰ میلیارد برابر ۳۰۰ میلیارد ستارهی راه شیری است!
نزدیکترین ستاره به زمین، به جز خورشید، پروکسیما قنطروس است که در فاصلهی ۱۰۱۲ کیلومتری (۴٫۲ سال نوری) از ما جای دارد. نور پروکسیما قنطروس پس از گذشت ۴ سال به زمین میرسد. سفر با یک شاتل فضایی (با سرعت ۳۰۰۰۰ کیلومتر بر ساعت) از آن ستاره تا زمین نزدیک به ۱۵۰۰۰۰ سال به درازا میکشد. فاصلههای این چنینی درون کهکشانها، و از آن جمله در همسایگی خورشید، معمول است. ستارگانی که در کانون کهکشان هستند میتوانند بسیار بیشتر از این به هم نزدیک باشند یا در لبهی کهکشان از هم دور باشند.
با توجه به فاصلههای نسبی بسیار بزرگ ستارگان دور هستهی کهکشان، برخورد میان ستارگان بسیار نادر است. در ناحیههای چگالتر مانند هستهی خوشههای گویسان یا کانون کهکشانها، برخوردها بیشتر میشوند. چنین برخوردهایی «آوارگان آبی» را پدید میآورند؛ این ستارگان ناهنجار دمای سطحی بالاتری نسبت به دیگر ستارگانی دارند که با همان درخشندگی در گروه رشتهی اصلی هستند.
ویژگیها
با دانستن جرم آغازین، و ویژگیهای ذاتی همچون درخشندگی و اندازه، کمابیش میتوان همه چیز مانند تکامل، مدت زمان پیدایش، و سرنوشت احتمالی ستاره را دانست.
عمر
بیشتر ستارگان از ۱ تا ۱۰ میلیارد سال عمر دارند. حتی شاید شماری از ستارگان درست ۱۳٫۷ میلیارد سال داشته باشند که برابر با عمر جهان دیدهشدنی است. پیرترین ستارهی یافت شده HE ۱۵۲۳-۰۹۰۱ است که عمر آن ۱۳٫۲ میلیارد سال براورد شده است. ستارگان سنگینتر عمر کوتاهتری دارند زیرا فشار بیشتری را بر هستهی خود وارد دارند و به سوزاندن باشتابتر هیدروژن وادار میشوند. به طور میانگین، سنگینترین ستارگان تا ۱ میلیون سال میپایند در حالی که ستارگانی با کمترین جرم (کوتولههای سرخ)، با آهسته سوزاندن سوختشان، تا دهها و یا صدها میلیارد سال میپایند!
خورشید نزدیکترین ستاره به زمین است!
ساختار شیمیایی
یک ستاره پس از ساخت یافتن دارای ۷۰٪ هیدروژن، ۲۸٪ هلیوم، و مقدار کمی از عنصرهای سنگینتر است. به طور معمول، سهم عنصرهای سنگینتر را با اصطلاح «محتوای آهنی جو ستارهای» میشناسیم زیرا آهن یک عنصر معمول و اندازهگیری خطهای جذبی آن آسان است. از آنجا که ابرهای مولکولی سازندهی ستارگان با عنصرهای سنگینتر به دست آمده از برونریزی ابرنواخترها غنی شدهاند میتوان با اندازهگیری ساختار شیمیایی یک ستاره عمر آن را به دست آورد. سهم عنصرهای سنگینتر میتواند ابزار سنجشی باشد برای سنجیدن احتمال آنکه ستاره دارای دستگاه سیارهای هست یا نه. کوتولهی HE ۱۳۲۷-۲۳۲۶ با داشتن تنها ۱/۲۰۰۰۰۰ آهن خورشید کمآهنترین ستارهی شناخته شده است. ستارهی بسیار پرآهن μ Leonis دو برابر خورشید آهن دارد و ستارهی سیارهرفتار ۱۴Herculis نزدیک به سه برابر آهن خورشید دارای آهن است. همچنین ستارگانی هستند که ساختار شیمیایی شگفتانگیزی دارند و فراوانی نامعمولی از عنصرهای اصلی، بهویژه کروم و عنصرهای زمینی کمیاب، را در بینابشان (طیفشان) نشان میدهند.
قطر
از آنجا که به جز خورشید همهی ستارگان فاصلهی بسیار دوری از زمین دارند همچون نقطههای درخشان چشمکزنی به چشم میآیند که عامل چشمک زدنشان جو زمین است. خورشید هم یک ستاره است ولی از آنجا که بسیار به زمین نزدیک است همانند یک صفحهی دایرهای در روز میدرخشد. پس از خورشید ستارهی R Doradus با قطر زاویهای ۰٫۰۵۷ ثانیهی قوس دارای بزرگترین اندازهی ظاهری است.
صفحهی بیشتر ستارگان در مقیاس زاویهای آن اندازه کوچک است که نمیتوان آنها را با تلسکوپهای نوری کنونی در زمین بررسی کرد، از این رو برای به دست آوردن تصویر از آنها به تلسکوپهای تداخلسنج نیاز داریم. شگرد دیگری که برای اندازهگیری قطر زاویهای ستارگان به کار میرود پنهانسازی سراسری است؛ در این روش با اندازهگیری دقیق افت روشنایی یک ستاره هنگامی که در پشت ماه پنهان میشود (یا در هنگام افزایش روشناییاش در بیرون آمدن از پشت ماه) قطر زاویهای ستاره به دست میآید.
برد اندازهی ستارگان از ستارگان نوترونی (با قطر ۲۰ تا ۴۰ کیلومتر) آغاز میشود و تا ستارگان ابرغول مانند بَشن (آلفا شکارچی)، که قطرش ۶۵۰ برابر قطر خورشید (۰٫۹ میلیارد کیلومتر) است، ادامه دارد. گفتنی است که چگالی بشن بسیار کمتر از چگالی خورشید است.
جنبششناسی
با دانستن جنبش یک ستاره نسبت به خورشید میتوان به دادههای ارزشمندی دربارهی سرچشمه و عمر آن و همچنین ساختار و تکامل کهکشان پیرامونش دست یافت. درایههای جنبش یک ستاره سرعت شعاعی و سرعت حرکت زاویهای عرضی است که سرعت شعاعی به سوی خورشید یا در خلاف آن است. با بهکارگیری جابهجایی دوپلر خطهای طیفی ستاره، سرت شعاعی را بر حسب Km/s به دست میآوریم. جنبش زاویهای عرضی یک ستاره، با اندازهگیریهای اخترشناسی دقیق، با یکای میلی ثانیهی قوس بر سال به دست میآید. با تعیین اختلاف منظر یک ستاره میتوان جنبش زاویهای عرضی را بر حسب یکاهای سرعت به دست آورد. ستارگانی که جنبش زاویهای عرضی چشمگیری دارند، به احتمال فراوان، در نزدیکی خورشید هستند، و نامزدهای خوبی برای اندازهگیری اختلاف منظر خواهند بود.
هنگامی که هر دو درایهی جنبش به دست آمد میتوانیم سرعت فضایی ستاره را نسبت به خورشید یا کهکشان به دست آوریم. در میان ستارگان نزدیک، ستارگان جمعیت I رویهمرفته سرعت کمتری نسبت به ستارگان پیرتر (جمعیت II) دارند. ستارگان مورد دوم مدارهای بیضویای دارند که در صفحهی کهکشان خم شدهاند. با بررسی جنبش ستارگان نزدیک به مفهوم «تجمع ستارهای» دست مییابیم.
میدان مغناطیسی
میدان مغناطیسی یک ستاره توسط ناحیههای درونی، که گردشهای جابهجایی گرمایی در آنجا رخ میدهند، تولید میشود. این جنبش پلاسمای رسانا همانند یک دینام کار میکند و در طی آن تولید میدانهای مغناطیسی در سراسر ستاره گسترش مییابد. توانایی میدان مغناطیسی با جرم و ساختار ستاره متناسب است و مقدار فعالیت مغناطیسی سطحی به آهنگ چرخش ستاره وابسته است. این فعالیتهای سطحی لکههای خورشیدی را تولید میکنند که ناحیههایی با میدان مغناطیسی بسیار نیرومندی هستند. دمای این ناحیهها از دمای معمولی سطح کمتر است. حلقههای تاج، میدانهای مغناطیسی کمانیای هستند که از ناحیههای فعال به تاج خورشیدی میرسند. زبانههای خورشیدی انفجارهایی از موادی با انرژی بالا هستند که به علت همان فعالیتهای مغناطیسی به بیرون پرتاب میشوند.
ستارگان جوانی که به تندی میچرخند، به علت میدان مغناطیسییشان، به داشتن درجههای بالایی از فعالیت سطحی گرایش دارند. میدان مغناطیسی میتواند بر روی باد خورشیدی یک ستاره اثر کند، و نیز همچون یک مانع عمل میکند تا آهنگ چرخش یک ستاره در طی پیر شدنش آهسته شود. از این روی ستارگان پیرتر، مانند خورشید، آهنگ چرخش آهستهتر و فعالیت سطحی کمتری دارند. ستارگانی با چرخش آهسته، دارای درجههای متغیری از فعالیت هستند و در بازههایی، به طور کامل، غیرفعال میشوند. برای نمونه، خورشید در «کمینهی Mounder» روزگار ۷۰ سالهای را بی هیچ فعالیت چشمگیری از لکههای خورشیدی سپری کرد.
میدان مغناطیسی سطحی سطحی SU Aur
جرم
یکی از سنگینترین ستارگان شناخته شده Eta Carinae است که ۱۰۰ تا ۱۵۰ برابر خورشید جرم دارد؛ مدت زمان پیدایش آن بسیار کوتاه و تنها چندین میلیون سال است. پژوهشی که به تازگی بر روی خوشهی آرچز انجام شده است، کران بالای جرم ستارگان را، در روزگار کنونی، برابر با ۱۵۰ جرم خورشیدی میداند. علت چنین کرانی به طور دقیق دانسته نشده است ولی تا اندازهای به درخشندگی Eddington (که بیشینهی مقدار درخشندگیای است که میتواند، بدون بیرون انداختن گاز به فضا، از جو یک ستاره بگذرد) بستگی دارد.
نخستین ستارگانی که درست پس از مهبانگ ساخته شدند شاید دارای جرمی بیشتر از ۳۰۰ برابر جرم خورشیدی بوده باشند چرا که در ساختار آنها هیچ عنصری سنگینتر از لیتیوم وجود نداشته است. این نسل از ابرغولها،ستارگان جمعیت III، دیرزمانی است که از میان رفتهاند و تنها به طور نظری بررسی میشوند.
جرم AB Doradus C، که همدم AB Doradus A است، تنها ۹۳ برابر جرم سیارهی برجیس است و کوچکترین ستارهی شناخته شدهای است که در هستهاش گداخت هستهای رخ میدهد. به طور نظری، ستارگانی با فلزدارندگی هماندازه با خورشید، اگر داری جرمی دستکم ۷۵ برابر جرم برجیس باشند باز هم میتوانند در هستهی خود گداخت داشته باشند.
گرانش سطحی یک ستاره به شعاع و جرم آن وابسته است. ستارگان غول گرانش سطحی بسیار کمتری نسبت به ستارگان رشتهی اصلی دارند. گرانش سطحی میتواند بر روی بیناب یک ستاره تاثیر داشته باشد؛ گرانش بیشتر پهنشدگی خطهای جذبی را در پی دارد.
چرخش
آهنگ چرخش ستارگان را میتوان با بینابسنجی براورد کرد؛ برای دقت بیشتر میتوان با پیگری آهنگ چرخش لکههای خورشیدی به نتیجه رسید. ستارگان جوان میتوانند آهنگ چرخشی بسیار تند، حتی بیش از ۱۰۰ کیلومتر بر ثانیه، در خط استوایشان داشته باشند. برای نمونه، قطر استوایی ستارهی ردهی B-ی «آلفا-جوی»، با داشتن سرعت چرخش استوایی ۲۲۵ کیلومتر بر ثانیه، ۵۰٪ بزرگتر از فاصلهی میان قطبهایش شده است. این سرعت چرخش به سرعت بحرانی ۳۰۰ کیلومتر بر ثانیه، که در آن ستاره تکهتکه خواهد شد، نزدیک است. ستارهی ما، خورشید، تنها یک بار در هر ۲۵ تا ۳۰ روز میچرخد و سرت استوایی آن ۱٫۹۹ کیلومتر بر ثانیه است.
ستارگان رو به نابودی، در نتیجهی سرعت بسیار تند چرخش، به یک جرم فشرده تبدیل میشوند؛ البته آنها در مقایسه با آنچه در نگهداری تکانهی زاویهای انتظار داریم بسیار کوچک هستند – گرایش یک جسم چرخنده به جبران انقباض با افزایش سرعت چرخشش. بخش بزرگی از تکانهی زاویهای ستاره به عنوان پیامدی از اتلاف جرم، در فرایند باد خورشیدی، از میان میرود. سرعت چرخش یک تپاختر میتواند بسیار تند باشد. برای نمونه، تپاختری که در کانون سحابی خرچنگ جای دارد با سرعت ۳۰ دور بر ثانیه میچرخد. سرعت چرخش تپاختر، با توجه به پرتوافشانی، رفتهرفته کند میشود.
دما
با دانستن آهنگ فرآوری انرژی در هسته و شعاع یک ستارهی رشتهی اصلی، میتوان دمای سطحی آن را تعیین کرد و ارزیابی آن،اغلب، در فهرست رنگی ستارگان انجام میشود. به طور معمول «دمای موثر» ارایه میشود. دمای موثر دمای یک جسم سیاه آرمانی است که انرژیاش را با همان مقدار درخشندگی بر مساحت سطح ستاره، میتاباند. به یاد داشته باشید که دمای موثر تنها یک مقدار نمایشی است؛ درواقع، ستارگان یک شیب دمایی دارند که با دور شدن از هسته کاهش مییابد. دمای هستهی یک ستاره میلیونها درجهی کلوین است.
دمای ستارهای، آهنگ انرژیدهی یا یونش عنصرهای گوناگون را تعیین میکند که از خطهای جذبی نهادین در بیناب (طیف) به دست میآید. دمای سطحی، قدر ظاهری، و ویژگیهای جذبی برای دستهبندی ستارگان به کار میروند (بخش دستهبندی را در دنبالهی مقاله بخوانید).
ستارگان سنگین رشتهی اصلی میتوانند دمای سطحی ۵۰۰۰۰ کلوینی داشته باشند. ستارگان کوچکتر مانند خورشید دارای دماهای سطحی چند هزار درجهای هستند. غولهای سرخ دارای دماهای سطحی، به نسب، کمی (کمابیش ۳۶۰۰ کلوین) هستند، ولی از آنجا که مساحت سطح بیرونییشان بزرگ است درخشندگی بالایی دارند.
تابش
انرژیای را که ستارگان به عنوان یک فراوردهی فرعی از گداخت هسته تولید میکنند، هم به صورت تابش الکترومغناطیسی و هم به صورت تابش ذرات به فضا میتابانند. تابش ذرات یک ستاره به صورت باد خورشیدی نمود مییابد (که به صورت جریان پایداری از ذرات باردار الکتریکی همانند پروتونها، ذرات آلفا، و ذرات بتا هستند و از لایههای بیرونی سرچشمه میگیرند) و به صورت یک جریان پایدار از نوترینوها از هستهی ستاره سرچشمه میگیرد.
دلیل درخشش تابناک ستارگان، فرآوری انرژی در هسته است: هر بار که دو، یا شمار بیشتری از، هستههای اتمی یک عنصر برای ساختن هستهی اتمی یک عنصر سنگینتر با هم میآمیزند، از واکنش گداخت هستهای، فوتونهای پرتوی گاما آزاد میشود. هنگامی که این انرژی به لایههای بیرونی ستاره میرسد به ساختارهای دیگر انرژی الکترومغناطیسی، مانند نور مرئی، دگرش مییابد.
رنگ یک ستاره که با قلهی بسامد نور مرئی آن تعیین میشود به دمای لایهها بیرونی، از جمله نورسپهر، بستگی دارد. گذشته از نور مرئی، ستارگان ساختارهای دیگری از تابش الکترومغناطیسی را هم میپراکنند که با چشم دیده نمیشوند. در واقع، تابش الکترومغناطیسی ستارهای، همهی بیناب الکترومغناطیسی، از بلندترین طولموجها (موجهای رادیویی و زیر سرخ) تا کوتاهترین آنها (فرابنفش، پرتوهای x، و پرتوهای گاما) را در بر دارد. به طور معمول، همهی بخشهای تابش الکترمغناطیسی ستارهای (هم نور مرئی و هم نور نامرئی) چشمگیر هستند.
اخترشناسان با بهکارگیری بیناب ستارگان میتوانند دمای سطحی، گرانش سطحی، فلزدارندگی، و سرعت چرخش یک ستاره را تعیین کنند. اگر دوری ستاره از ما، با روشهایی مانند اختلاف منظر، به دست آمده باشد میتوان درخشندگی ستاره را به دست آورد؛ آنگاه با توجه به نمونههای ستارهای جرم، شعاع، گرانش سطحی، و دورهی تناوب چرخش را براورد میکنیم. (جرم را میتوان برای دستگاههای دوتایی، به طور سرراست، به دست آورد. شگرد ریزعدسی گرانشی نیز برای به دست آوردن جرم یک ستاره به کار میرود.) ستارهشناسان با این مشخصهها میتوانند عمر ستاره را نیز براورد کنند.
درخشندگی
در اخترشاسی، به مقدار نور یا دیگر ساختارهای انرژی تابشی که یک ستاره در یکای زمان میتاباند درخشندگی میگویند. درخشندگی یک ستاره را با دانستن شعاع و دمای سطحی تعیین میکنند؛ اگر چه بسیاری از ستارگان گداخت (مقدار انرژی تابیده در یکای سطح) یکنواختی را در سراسر سطحشان نمیتابانند. برای نمونه، ستارهی تندچرخندهی وگا گداخت بیشتری در قطبهایش نسبت به استوای خود دارد.
بخشهایی از سطح ستاره را که دما و درخشندگی کمتری از میانگین دارند «لکههای خورشیدش» مینامیم. رویهمرفته، ستارگان کوچک و کوتوله مانند خورشید صفحههایی بدون سیمایی ویژه و تنها با لکههایی کوچک دارند. ستارگان بزرگ و غول، لکههای خورشیدی آشکارتر و بزرگتری دارند و نیز «تاریکی لبهی ستارهای» آنان نمایانتر است. تاریکی لبهی ستارهای، کاهش روشنایی لبههای صفحهی ستاره نسب به میانهی آن است. ستارگان متغیر کوتولهی سرخ مانند UV Ceti هم میتوانند ویژگیهای لکههای خورشیدی نمایانی داشته باشند.
قدر
روشنایی ظاهری یک ستاره را با قدر ظاهری آن اندازه میگیرند. این کمیت را روشنایی یک ستاره باتوجه به درخشندگی ، دوری از زمین، و دگرش نور ستاره در گذر از جو زمین تعریف میکنیم. اگر ستارهای در فاصلهی ۱۰ پارسکی (۳۲٫۶ سال نوری) از زمین باشد، قدر ظاهری آن، به طور سرراست، به درخشندگی ستاره وابسته خواهد بود و آن را قدر مطلق ستاره مینامیم.
هر دو مقیاس قدر مطلق و قدر ظاهری لگاریتمی هستند؛ اختلافی به اندازهی یک در قدر برابر با اختلاف روشنایی ۲٫۵ برابر است (ریشهی پنجم ۱۰۰ که ۲٫۵۱۲ میشود). این به آن معناست که یک ستارهی قدر یکم (۱٫۰۰+) کمابیش ۲٫۵ برابر روشنتر از یک ستارهی قدر دوم (۲٫۰۰+) است، و کمابیش ۱۰۰ برابر روشنتر از یک ستارهی قدر ششم (۶٫۰۰+) است. کمنورترین ستارگانی که با چشم غیرمسلح، در شرایط خوب آب و هوایی میتوانیم ببینیم، از قدر ۶+ هستند.
در هر دو قدر ظاهری و مطلق، هر چه شمارهی قدر کوچکتر باشد ستاره تابناکتر است، و هر چه شمارهی قدر بزرگتر باشد ستاره کمفروغتر است. تابناکترین ستارگان، در هر دو مقیاس، دارای قدر منفی هستند. اختلاف در روشنایی دو ستاره را با کم کردن شمارهی قدر ستارهی درخشانتر (mb) از شمارهی قدر ستارهی کمفروغتر (mf) و سپس قرار دادن پاسخ آن به عنوان توان عدد ۲٫۵۱۲ به دست میآوریم:
Δm=mf-mb
اختلاف در روشنایی =2.512Δm
بسته به درخشندگی و دوری از زمین، قدر مطلق (M)، و قدر ظاهری (m) برای یک ستارهی معین برابر نیستند؛ برای نمونه، ستارهی شباهنگ دارای قدر ظاهری ۱٫۴۴- است ولی قدر مطلق ۱٫۴۱+ دارد.
قدر ظاهری خورشید ۲۶٫۷- است ولی قدر مطلق ۴٫۳۳- دارد. شباهنگ که تابناکترین ستارهی آسمان شب زمین است ۲۳ برابر درخشانتر از خورشید است، حال آنکه ستارهی سهیل که دومین ستارهی تابناک آسمان شب زمین با قدر مطلق ۵٫۵۳- است، ۱۴۰۰۰ بار تابناکتر از خورشید است. با اینکه سهیل بسیار تابناکتر از شباهنگ است ولی شباهنگ درخشانتر به نظر میرسد. این به دلیل آن است که شباهنگ تنها ۸٫۶ سال نوری از زمین فاصله دارد، در حالی که سهیل ۳۱۰ سال نوری از زمین دور است.
تا سال ۲۰۰۶ میلادی، بیشترین قدر مطلق یک ستارهی شناخته شده از آن LBV ۱۸۰۶-۲۰، با قدر ۱۴٫۲-، بود. این ستاره دستکم ۵ میلیون بار درخشانتر از خورشید است. کمدرخشانترین ستارگانی که تا کنون شناخته شدهاند در خوشهی NGC ۶۳۹۷ جای دارند.کمفروغترین کوتولههای سرخ در این خوشه دارای قدر ۲۶ بودند. البته یک کوتولهی سفید از قدر ۲۸ هم یافت شدهاست. این ستارگان کمفروغ، آن اندازه تاریک هستند که روشنایی آنها هماندازه با روشنایی یک شمع جشن تولد در ماه است که آن را از زمین میبینید!
دستهبندی
دستههای گوناگونی از ستارگان وجود دارند که با توجه به بینابشان از گونهی O، که بسیار داغ هستند، تا گونهی M (که به دلیل سرد بودن، شاید در جوّشان مولکولها ساخته شوند) گروهبندی میشوند. دستههای اصلی به ترتیب کاهش دمای سطحی O، B، A، F، G، K، M هستند که O داغترن و M سردترین است. تنوعی از گونههای بینابی کمیاب دارای دستهبندی ویژهای هستند. معمولترین آنها گونههای L و T هستند که در شمار سردترین ستارگان کمجرم و کوتولههای قهوهای دستهبندی میشوند.
هر دسته دارای ده زیرگروه است که با شمارههای ۰ تا ۹ (از داغترین تا سردترین) شناخته میشوند. این دستگاه، به طور کامل، با دما همسازی دارد، ولی در دستههای ابرداغ به یک دشواری بر میخورد؛ شاید دستههای O۰ و O۱ وجود نداشته باشند.
افزون بر این، میتوان ستارگان را با اثرهای درخشندگی خطهای بینابشان دستهبندی کرد، که به اندازهی فضایییشان وابسته است و با گرانش سطحی تعیین میشود. آنها از ۰ (فراابرغولها) تا III (غولها) و V (کوتولههای رشتهی اصلی) و VII (کوتولههای سفید) آرایش مییابند. بیشتر ستارگان به رشتهی اصلی، که ستارگان هیدروژنسوز معمولی را در بر دارد، تعلق دارند. هنگامی که آنها را با توجه به قدر مطلق یا گونهی بینابشان در یک نمودار میکشیم یک نوار باریک و دراز شیبدار را شکل میدهند. خورشید ما یک G2V -ی رشتهی اصلی (کوتولهی زرد) است که دارای دمای میانه و اندازهی معمولی است.
نشانههای دیگری، به صورت حرفهای کوچک لاتین، نیز برای دانستن گونهی بیناب به کار میروند تا ویژگیهای نامعمول بیناب را نشان دهند. برای نمونه، e تکرار خطهای گسیلی را تعیین میکند، m ترازهای نیرومند نامعمول فلزها را مینمایاند، و var دگرگونیها در گونهی بیناب را نشان میدهد.
ستارگان کوتولهی سفید، گروه ویژهی خودشان را دارند که با D نشان داده میشود. آنان نیز، با توجه به گونههای خطهای برجستهی بینابشان، به زیرگروههای DA، DB، DC، DO، DZ، DQ گروهبندی میشوند. یک فهرست دمایی هم با شمارهگذاری برایشان تعریف میشود.
منبع:
http://en.wikipedia.org/wiki/Star
|
