قسمت چهارم فانوس‌های کیهانی | دسته‌بندی ستارگان

قسمت چهارم فانوس‌های کیهانی | دسته‌بندی ستارگان

ستاره‌ها نیز مانند انسان‌ها، می‌توانند بزرگ یا کوچک، جوان یا پیر، داغ یا سرد باشند. ویژگی‌های گوناگون ستارگان و دور از دسترس بودن آن‌ها ، دسته‌بندی آن‌ها را تا حدی دشوار نموده است. به همین دلیل، برای بررسی ستارگان و طبقه‌بندی آنان نیاز به سامانه‌های دسته‌بندی داریم که ستارگان را بر اساس داده‌های رصدی‌شان دسته‌بندی کند.

در این قسمت از فانوس‌های کیهانی، به معرفی روش‌های مختلف دسته‌بندی ستارگان خواهیم پرداخت.

نمودار هرتزپرونگ-راسل

فرض کنید می‌خواهیم نمودار قد-وزن گروه کوچکی از افراد را رسم کنیم. در این صورت، الگوی زیر را خواهیم داشت:

همان‌گونه که انتظار داشتیم، به نظر نمی‌رسد همبستگی مشخصی میان قد یک شخص و وزن وی وجود داشته باشد. به طور کلی، هرچه شخص قد بلندتر باشد، وزن او نیز بیشتر است اما در این بین، پارامترهای بسیار دیگری نیز دخیل هستند. برخی افراد قد بلند و لاغر هستند، دیگران کوتاه‌تر و چاق‌تر هستند. اما در هر صورت، محدودیت‌های فیزیکی برای قد و وزن افراد وجود دارد. ما انتظار نداریم که فردی ۳٫۵ متری با وزن ۱۰کیلوگرم، یا شخصی با قد ۱متر و وزن ۳۰۰ کیلوگرم را بیابیم.

hrgenericsml

نمودار هرتزپرونگ-راسل

نمودار هرتزپرونگ-راسل

نمودار هرتزپرونگ-راسل نیز بر اساس محدودیت‌های خاص ویژگی‌های ستارگان طراحی شده است. در سال ۱۹۱۱ میلادی، اخترشناس دانمارکی، آینار هرتزپرونگ نمودار قدر مطلق ستارگان بر اساس رنگ آن‌ها (دمای مؤثر) را رسم کرد. در سال  نیز ۱۹۱۳ هنری راسل اخترشناس آمریکایی مستقل از هرتزپرونگ، نمودار رده‌های طیفی ستارگان را بر اساس قدر مطلق آن‌ها رسم کرد. نتایج کار این دو نفر نشان داد که رابطه‌ میان دما و درخشندگی ستارگان، تصادفی نیست بلکه در اصل ملاکی است برای تقسیم‌بندی ستارگان در گروه‌های مشخص. نمودار نهایی حاصل از پژوهش‌های این دو شخص را نمودار هرتزپرونگ-راسل (به اختصار نمودار H-R) نامیده می‌شود. در تصویر زیر، نمودار هرتزپرونگ راسل نمایش داده شده است. در این نمودار، تعدادیتک ستاره مشاهده می‌شود اما باقی ستارگان، در چند دسته اصلی قرار می‌گیرند.

اکثر ستارگان، از جمله خورشید ما در ناحیه‌ای به نام «رشته اصلی» قرار می‌گیرند. در ستارگان رشته اصلی، بازه دمای مؤثر بسیار گسترده است اما ستارگان این دسته همه از الگویی مشخص تبعیت می‌کنند: هرچه دمای آن‌ها بالاتر باشد، درخشان‌تر خواهند بود. به همین دلیل، رشته اصلی از گوشه بالا سمت چپ نمودار تا گوشه پایین سمت راست آن، کشیده شده است. در هسته این ستارگان، همجوشی هیدروژن به هلیوم رخ می‌دهد. ستارگان اکثر عمر خود را به عنوان ستارگان رشته اصلی سپری می‌کنند. دیگر گروه‌های اصلی در نمودار H-R عبارتند از غول‌ها وابرغول‌های سرخ؛ ستارگانی درخشان ولی پیر با دمای پایین که از درون رشته اصلی تکامل پیدا کرده‌اند. دسته دیگر کوتوله‌های سفید هستند: فاز نهایی زندگی ستارگانی از جمله خورشید، با دما و درخشندگی اندک. هر یک از این دسته‌ها و سیر تحول کلی ستارگان در مطالب بعدی فانوس‌های کیهانی به تفسیر مورد بحث قرار خواهد گرفت.

علاوه بر دسته‌بندی ستارگان، از نمودار H-R برای برآورد کردن فاصله خوشه‌های ستاره‌ای از زمین نیز استفاده می‌شود. در این روش از تمامی ستارگان خوشه نقشه برداری شده، سپس ستاره‌ها دسته‌بندی‌ می‌شوند و سپس با سایر خوشه‌هایی که فاصله آن‌ها از زمین شناخته شده است، مقایسه می‎شوند.

روش هاروارد و دسته‌بندی MK

روشی دیگر برای دسته‌بندی ستارگان، استفاده از دما و در نتیجه خطوط طیفی جذبی آن‌ها است. در سال ۱۸۰۲، ویلیام وُلاستون دریافت که نور خورشید یک طیف پیوسته نیست بلکه گسسته و شامل خطوط تاریک و روشن است. این کشف ولاستون، در سال‌های بعد دست‌مایه‌ای شد برای تدوین یک روش دسته‌بندی ستارگان در این روش که به دسته‌بندی طیفی هاروارد معروف است، ستارگان بر اساس دمایشان طبقه‌بندی شده و هر گروه از ستاره‌ها، با یک حرف لاتین خاص مشخص می‌شود. داغ‌ترین ستاره‌ها با دمای سطح بیش از ۲۵۰۰۰ کلوین در دسته O، و ستاره‌های سردتر به ترتیب در دسته‌های B، A، F، G، K و در نهایت M (با دمای سطح کمتر از ۳۵۰۰ کلوین) قرار می‌گیرند. خورشید ما با دمای سطح حدود ۵۷۰۰ کلوین، در دسته G (دمای سطح بین ۵۰۰۰-۶۰۰۰ کلوین) قرار می‌گیرد.

دمای تقریبی سطح رنگ گونه
بیش از ۲۵۰۰۰ کلوین آبی O
۱۱۰۰۰-۲۵۰۰۰ کلوین آبی B
۷۵۰۰-۱۱۰۰۰ کلوین آبی A
۶۰۰۰-۷۵۰۰ کلوین آبی- سفید F
۵۰۰۰-۶۰۰۰ کلوین سفید – زرد G
۳۵۰۰-۵۰۰۰ کلوین نارنجی – قرمز K
کمتر از ۳۵۰۰ کلوین قرمز M

 

اما دسته‌بندی هاروارد تنها اطلاعاتی درباره دمای ستاره به ما می‌دهد و هیچ اطلاعات دیگری را در اختیار نمی‌گذارد. به طور مثال، نمی‌تواند مشخص کند که یک ستاره از دسته G، عضوی از رشته اصلی (مانند خورشید) است یا یک غول سرخ. برای حل این مشکل، روش دسته‌بندی دیگری به نام روش MK ( مختصر شده مورگان-کینن) وجود دارد که به روش هاروارد اضافه شده، علاوه بر دمای سطحی ستاره به میزان درخشندگی آن نیز می‌پردازد. به طور کلی ۶ دسته اصلی در دسته‌بندی مورگان-کینن وجود دارد که با ترکیبی از حروف لاتین و رومی مشخص می‌شوند:

ابرغول‌های پر درخشش Ia
ابرغول‌های کم درخشش Ib
غول‌های درخشان II
غول‌های معمولی III
زیرغول‌ها IV
ستارگان رشته اصلی کوتوله V

 

مطابق این دسته‌بندی، خورشید ما یک ستاره در گروه GV است: یک ستاره رشته اصلی کوتوله (نسبت به ستارگان متوسط و غول این دسته) با دمای سطحی بین ۵۰۰۰-۶۰۰۰ کلوین، در حالی که یک غول با همین دما، در دسته GIII قرار می‌گیرد.

Hertzsprung-Russel_StarData

نمودار HR و دسته‌بندی MK در یک نگاه

دو روش اصلی معرفی شده، یعنی نمودار H-R و روش MK را می‌توان هم‌زمان نیز به کار برد و از هریک برای تکمیل اطلاعات دیگری استفاده کرد. به عنوان مثال، یک ستاره دسته BIa (مانند رجل الجبار) را می‌توان در دسته ابرغول‌ها، بالا و سمت چپ رشته اصلی در نمودار H R قرار داد. استفاده از روش‌های تفکیک ستارگان، نقش بسیار مهمی در مطالعه زندگی آن‌ها و بررسی منظومه‌های سیاره‌ای احتمالی دارد که در اطراف آن‌ها قرار دارد.

منبع ۱

نویسنده:

شیرین شاطرزاده یزدی

شیرین شاطرزاده یزدی، نجوم آماتوری را از دوره راهنمایی آغاز کرد و هم اکنون دانشجوی مقطع کارشناسی‌ارشد رشته فیزیک در گرایش گرانش و کیهان شناسی در دانشگاه شهید بهشتی است. تدریس و ترویج نجوم از فعالیت‌های مورد علاقه اوست.

مطالب مرتبط

دیدگاهتان را بنویسید

نشانی ایمیل شما منتشر نخواهد شد. بخش‌های موردنیاز علامت‌گذاری شده‌اند *

هنوز در خبرنامه علم‌بازار عضو نشده‌اید؟

برای اطلاع از آخرین اطلاعات و بروزرسانی؛ همچنین رویداد‌های نجومی، پیشنهاد‌های رصدی، تخفیف‌های ویژه و... در خبر نامه ما عضو شوید

You have Successfully Subscribed!