Σύμφωνα με την Ευρωπαϊκό Οργανισμό Διαστήματος (ESA), στο σύμπαν υπάρχουν περίπου 1 τρισεκατομμύριο τρισεκατομμύρια (1024 ) αστέρια.
Τα αστέρια φ.τύπου M είναι τα πιο ψυχρά και τα αστέρια φ.τύπου O είναι τα πιο καυτά στην αστρική ταξινόμηση. Πρόκειται για αστέρια της κύριας ακολουθίας. Εικόνα: wikimedia
Ο αριθμός αυτός βεβαίως, θα αυξηθεί καθώς συνεχώς βελτιώνεται τόσο η τεχνολογία όσο και η εξερεύνηση του βαθέος διαστήματος. Υπάρχει όμως κάποιος συγκεκριμένος τρόπος κατηγοριοποίησης των αστεριών στο Σύμπαν; Ένα καλά εδραιωμένο αστρικό σύστημα ταξινόμησης να πω; Η απάντηση είναι ναι! Το Σύστημα Ταξινόμησης Morgan Keenan: Συγχώνευση του παλαιότερου Συστήματος Harvard και του Συστήματος Yerkes. Ας δούμε τις λεπτομέρειες.
Από:Rishabh Nakra
Το σύστημα ταξινόμησης Harvard
Πρώτον, το σύστημα της αστρικής ταξινόμησης του Harvard είναι ένα μονοδιάστατο σύστημα στο οποίο τα αστέρια ταξινομούνται σε 7 κύριες κατηγορίες ανάλογα με το φάσμα τους. Αυτή η ταξινόμηση βασίζεται στην επιφανειακή θερμοκρασία του αστέρα. Οι 7 κατηγορίες σημειώνονται με 7 γράμματα του (Βρετανικού) αλφάβητου, αρχίζοντας από το θερμότερο προς το ψυχρότερο έχουμε O, B, A, F, G, K, M. Έτσι ένα αστέρι φ.τύπου O είναι το πιο καυτό, με επιφανειακή θερμοκρασία περίπου τους 50.000 Kelvin ενώ ένα αστέρι με φ.τύπο M είναι το πιο ψυχρό, με επιφανειακή θερμοκρασία μόλις 2.500 K. Το χρώμα των αστεριών ποικίλλει επίσης με τη επιφανειακή θερμοκρασία, όπως φαίνεται παρακάτω:
Διάγραμμα των φασματικών τύπων με πληροφορίες για τη θερμοκρασία, το χρώμα, τα στοιχεία και τις ενώσεις που εμφανίζονται σε κάθε φασματική κατηγορία. Εικόνα: Eugene R. Zizka. Απόδοση στα Ελληνικά: Δημήτρης Γκίκας
Ένας εύκολος τρόπος για να μάθετε τη σειρά αυτή είναι να συνδέσετε το αρχικό γράμμα από κάθε λέξη της παρακάτω φράσης με κάθε γράμμα του διαγράμματος :
Oh Be, A Fine Girl Kiss Me.
Το οποίο είναι στίχοι από το ομώνυμο τραγούδι. Δείτε το εδώ
Το θερμοκρασιακό εύρος για κάθε φασματική κλάση έχει ως εξής:
. O: 28.000 - 50.000 Κ
. Β: 10.000-28.000 Κ
. Α: 7.500-10.000 Κ
. F: 6.000-7.500 Κ
. G: 5.000-6.000 Κ
. Κ: 3.500-5000 Κ
. Μ: 2.500-3.500 Κ
Σε αυτή την αστρική ταξινόμηση, στην ίδια τάξη υπάρχουν 10 ακόμη τμήματα. Έτσι, κάθε αστέρι έχει έναν αριθμό από το 0 έως το 9, με έναν μικρότερο αριθμό ο οποίος περιγράφει ενα καυτό αστέρι. Έτσι, ένα αστέρι K0 είναι θερμότερο από ένα αστέρι K7. Οι συμβατικές περιγραφές χρωμάτων είναι παραδοσιακές στην αστρονομία και αντιπροσωπεύουν χρώματα σχετικά με το μέσο χρώμα ενός αστέρα κατηγορίας Α, το οποίο θεωρείται λευκό. Επιπλέον, οι εμφανείς περιγραφές χρωμάτων είναι εκείνες που ο παρατηρητής θα δει αν προσπαθήσει να περιγράψει τα αστέρια κάτω από έναν σκοτεινό ουρανό χωρίς κάποια οπτική βοήθεια ή με κιάλια.
Ωστόσο, τα περισσότερα αστέρια στον ουρανό, εκτός από τα πιο λαμπερά, εμφανίζονται λευκά ή μπλε-άσπρα στο γυμνό μάτι, διότι είναι πολύ αμυδρά για να ενεργοποιηθεί η έγχρωμη όραση στον ανθρώπινο οφθαλμό. Οι ερυθροί υπεργίγαντες αστέρες (π.χ. Μπετελγκέζ στον αστερισμό του Ωρίωνα) είναι ψυχρότεροι και πιο κόκκινοι από νάνους αστέρες του ίδιου φασματικού τύπου (π.χ. Εγγύτατος Κενταύρου) ενώ τα αστέρια με συγκεκριμένα φασματικά χαρακτηριστικά όπως τα αστέρια άνθρακα μπορεί να είναι πολύ πιο ερυθρά από οποιοδήποτε μέλαν σώμα.
Σύστημα ταξινόμησης Yerkes
Η απλή ταξινόμηση με γράμματα του αλφάβητου για κάθε αστέρι ανάλογα με τη επιφανειακή του θερμοκρασία δεν αρκεί για την αστρική ταξινόμηση. Τα αστέρια συναντώνται σε όλα τα μεγέθη και βρίσκονται σε διαφορετικά στάδια εξέλιξης. Υπάρχουν οι αστέρες της κύριας ακολουθίας οι οποίοι εξακολουθούν να συντήκουν Υδρογόνο σε Ήλιο στον πυρήνα τους (όπως ο Ήλιος) και υπάρχουν οι λευκοί νάνοι στους οποίους η αστρική τους ζωή έχει τελειώσει. Χρειαζόμαστε λοιπόν μια άλλη παράμετρο για να τα διαφοροποιήσουμε. Η παράμετρος αυτή είναι η Φωτεινότητα (Luminosity).
Η φωτεινότητα, στην αστροφυσική, είναι η συνολική απόδοση ενέργειας ανά δευτερόλεπτο. Πυκνότερα αστέρια με μεγαλύτερη επιφανειακή βαρύτητα παρουσιάζουν μεγαλύτερη διεύρυνση της πίεσης των φασματικών γραμμών. Η βαρύτητα και επομένως η πίεση στην επιφάνεια ενός γιγαντιαίου αστέρα είναι πολύ χαμηλότερη από ότι σε ένα νάνο αστέρα επειδή η ακτίνα ενός αστρικού γίγαντα είναι πολύ μεγαλύτερη από έναν νάνο παρόμοιας μάζας. Επομένως, οι διαφορές στο φάσμα μπορούν να ερμηνευθούν ως φαινόμενα φωτεινότητας και η κατηγορία φωτεινότητας μπορεί να αποδοθεί καθαρά από την εξέταση του φάσματος. Η κατηγορία φωτεινότητας και η περιγραφή της είναι οι εξής:
Η Φασματική Ταξινόμηση Yerkes
.0 ή Ia (+): υπερ-υπεργίγαντες ή εξαιρετικά φωτεινοί υπεργίγαντες
.Ia: φωτεινοί υπεργίγαντες
.Iab: φωτεινοί υπεργίγαντες μέσου μεγέθους
.Ib: λιγότερο φωτεινοί υπεργίγαντες
.II: φωτεινοί γίγαντες
.III: κανονικοί γίγαντες
.IV: υπογίγαντες
.V: κύρια ακολουθία
.sd: υπο-νάνοι
.D: λευκοί νάνοι
Σύστημα ταξινόμησης Morgan Keenan
Τέλος, όταν το σύστημα Harvard και οι τάξεις φωτεινότητας Yerkes συνδυάζονται μαζί, έχουμε το σημερινό σύστημα ταξινόμησης το οποίο λέγεται Morgan Keenan (MK). Επομένως, κάθε αστέρι χαρακτηρίζεται ως φασματική κατηγορία ανάλογα με την επιφανειακή του θερμοκρασία, και μια τάξη φωτεινότητας που αντιστοιχεί στην επιφανειακή βαρύτητα (φωτεινότητα). Έτσι λοιπόν ο Ήλιος μας είναι ένα αστέρι G2V. Η θερμοκρασία της επιφάνειας του είναι περίπου 5.900 K (τύπου G) και συντήκει Υδρογόνο σε Ήλιο στον πυρήνα του, επομένως είναι ένα αστέρι της κύριας ακολουθίας (V). Το σύστημα MK μπαίνει στο παιχνίδι ενώ χαρτογραφεί όλα τα αστέρια στο Σύμπαν σε ένα μόνο διάγραμμα, το διάγραμμα Hertzsprung Russell.
Πηγή: secretsofuniverse.in