การจัดประเภทดาวฤกษ์

จากวิกิพีเดีย สารานุกรมเสรี

ในวิชาดาราศาสตร์ การจัดประเภทของดาวฤกษ์ คือระบบการจัดกลุ่มดาวฤกษ์โดยพิจารณาจากอุณหภูมิพื้นผิวของดาวและคุณลักษณะทางสเปกตรัมที่เกี่ยวข้อง และอาจมีรายละเอียดปลีกย่อยอื่นๆ ติดตามมาก็ได้ อุณหภูมิของดาวฤกษ์หาได้จาก กฎการแทนที่ของเวียน แต่วิธีการนี้ทำได้ค่อนข้างยากสำหรับดาวที่อยู่ห่างไกลออกไปมากๆ สเปกโตรสโกปีของดาวทำให้เราสามารถจัดประเภทดาวได้จากแถบการดูดกลืนแสง ซึ่งสามารถสังเกตเห็นได้เฉพาะในช่วงอุณหภูมิเฉพาะเจาะจงช่วงหนึ่ง การจัดประเภทของดาวฤกษ์แบบดั้งเดิมมีการจัดระดับตั้งแต่ A ถึง Q ซึ่งเป็นที่มาของการกำหนดรหัสสเปกตรัมในปัจจุบัน

การจัดระดับของเซคคิ[แก้]

ระหว่างช่วงคริสต์ทศวรรษ 1860 ถึง 1870 นักวิชาการด้านสเปกโตรสโกปีของดาวฤกษ์ยุคแรกๆ ชื่อ คุณพ่อแองเจโล เซคคิ ได้คิดค้นระบบจัดประเภทของดาวเคราะห์แบบเซคคิขึ้นเพื่อช่วยแบ่งประเภทสเปกตรัมที่ได้จากการสังเกต ปี ค.ศ. 1866 เขาได้พัฒนาระบบจัดแบ่งสเปกตรัมออกเป็น 3 ระดับ:[1][2][3] ดังนี้

  • Class I: สำหรับดาวฤกษ์สีขาวและสีน้ำเงินซึ่งมีแถบไฮโดรเจนค่อนข้างเข้ม เช่นดาววีกา และดาวอัลแทร์ การจัดระดับนี้กินความรวมการจัดระดับสมัยใหม่ทั้งแบบคลาส A และคลาส F ในช่วงต้น
    Class I, Orion subtype: เป็นประเภทย่อยของคลาส I ซึ่งมีแถบค่อนข้างแคบแทนที่จะเป็นแถบกว้าง เช่นดาวไรเจล และ ดาวเบลลาทริกซ์ สำหรับการจัดระดับสมัยใหม่ ประเภทนี้จะสอดคล้องกับดาวฤกษ์คลาส B
  • Class II: สำหรับดาวฤกษ์สีเหลืองที่มีความเข้มข้นของไฮโดรเจนน้อยกว่า แต่มีแถบความเป็นโลหะเด่นชัด เช่นดวงอาทิตย์, ดาวอาร์คตุรุส และดาวคาเพลลา เทียบกับการจัดระดับสมัยใหม่จะได้ประมาณคลาส G รวมไปถึงคลาส K และคลาส F ในช่วงปลายๆ
  • Class III: สำหรับดาวฤกษ์สีส้มจนถึงสีแดงที่มีแถบสเปกตรัมค่อนข้างซับซ้อน เช่นดาวบีเทลจุส และดาวปาริชาต เทียบกับการจัดระดับสมัยใหม่ได้เท่ากับคลาส M

เซคคิได้ค้นพบดาวคาร์บอนในปี ค.ศ. 1868 เขาจัดดาวประเภทนี้แยกไว้เป็นประเภทต่างหาก[4] คือ

  • Class IV: สำหรับดาวฤกษ์สีแดงที่มีแถบคาร์บอนอย่างโดดเด่น

เมื่อถึงปี ค.ศ. 1877 เขาได้เพิ่มการจัดระดับอีกหนึ่งระดับ[5] คือ

ช่วงปลายคริสต์ทศวรรษ 1890 การจัดระดับแบบนี้เสื่อมความนิยมลงไป การจัดระดับของฮาร์วาร์ดเริ่มเข้ามาแทนที่ ซึ่งปรากฏในหัวข้อถัดไป [6][7]

การจัดระดับของฮาร์วาร์ด[แก้]

การจัดระดับดาวฤกษ์ของฮาร์วาร์ดเป็นรูปแบบการจัดหนึ่งมิติ แต่ละระดับจะบ่งชี้ถึงอุณหภูมิบรรยากาศของดาวฤกษ์โดยเรียงลำดับจากดาวที่ร้อนที่สุดไปยังดาวที่เย็นที่สุด ดังแสดงในตารางต่อไปนี้ (โดยเปรียบเทียบมวล รัศมี และความส่องสว่างของดาวฤกษ์เทียบกับดวงอาทิตย์)

ระดับ อุณหภูมิ สีพื้นฐาน สีที่ปรากฏ[8][9] มวล
(มวลดวงอาทิตย์)
รัศมี
(รัศมีดวงอาทิตย์)
ความส่องสว่าง แถบไฮโดรเจน  % ของดาวฤกษ์แถบหลักทั้งหมด[10]
O 30,000–60,000 K น้ำเงิน น้ำเงิน 64 M 16 R 1,400,000 L อ่อน ~0.00003%
B 10,000–30,000 K น้ำเงิน ถึงน้ำเงินขาว น้ำเงินขาว 18 M 7 R 20,000 L ปานกลาง 0.13%
A 7,500–10,000 K ขาว ขาว 3.1 M 2.1 R 40 L เข้ม 0.6%
F 6,000–7,500 K ขาวออกเหลือง ขาว 1.7 M 1.4 R 6 L ปานกลาง 3%
G 5,000–6,000 K เหลือง ขาวออกเหลือง 1.1 M 1.1 R 1.2 L อ่อน 7.6%
K 3,500–5,000 K ส้ม เหลืองส้ม 0.8 M 0.9 R 0.4 L อ่อนมาก 12.1%
M 2,000–3,500 K แดง ส้มแดง 0.4 M 0.5 R 0.04 L อ่อนมาก 76.45%

การจัดระดับของเยอร์เกส[แก้]

ชนิดของสเปกตรัม[แก้]

ดูเพิ่ม[แก้]

อ้างอิง[แก้]

  1. Analyse spectrale de la lumière de quelques étoiles, et nouvelles observations sur les taches solaires, P. Secchi, Comptes Rendus des Séances de l'Académie des Sciences 63 (July–December 1866), pp. 364–368.
  2. Nouvelles recherches sur l'analyse spectrale de la lumière des étoiles, P. Secchi, Comptes Rendus des Séances de l'Académie des Sciences 63 (July–December 1866), pp. 621–628.
  3. pp. 60, 134, The Analysis of Starlight: One Hundred and Fifty Years of Astronomical Spectroscopy, J. B. Hearnshaw, Cambridge, UK: Cambridge University Press, 1986, ISBN 0-521-25548-1.
  4. pp. 62–63, Hearnshaw 1986.
  5. p. 60, Hearnshaw 1986.
  6. Classification of Stellar Spectra: Some History
  7. pp. 62–63, Stars and Their Spectra: An Introduction to the Spectral Sequence, James B. Kaler, Cambridge: Cambridge University Press, 1997, ISBN 0-521-58570-8.
  8. The Guinness book of astronomy facts & feats, Patrick Moore, 1992, 0-900424-76-1
  9. "The Colour of Stars". Australia Telescope Outreach and Education. 2004-12-21. สืบค้นเมื่อ 2007-09-26.  — Explains the reason for the difference in color perception.
  10. 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