การจำแนกประเภทดาวฤกษ์
การจำแนกประเภทดาวโดยอาศัยคุณสมบัติของสเปกตรัม

แผนภูมิง่าย ๆ สำหรับจำแนกประเภทดาวหลักโดยใช้การจำแนกของฮาร์วาร์ด

ในทางดาราศาสตร์การจำแนกดาวฤกษ์คือการจำแนกดาวฤกษ์โดยพิจารณาจากลักษณะทางสเปกตรัม ของดาวฤกษ์ รังสีแม่เหล็กไฟฟ้าจากดาวฤกษ์จะถูกวิเคราะห์โดยแยกรังสีแม่เหล็กไฟฟ้าจากดาวฤกษ์ด้วยปริซึมหรือตะแกรงเลี้ยวเบนแสงเป็นสเปกตรัมที่แสดง สี รุ้งสลับกับเส้นสเปกตรัม เส้นสเปกตรัมแต่ละเส้นบ่งชี้ธาตุเคมีหรือโมเลกุล เฉพาะ โดยความเข้มของเส้นสเปกตรัมบ่งชี้ถึงความอุดมสมบูรณ์ของธาตุนั้นๆ ความเข้มของเส้นสเปกตรัมแต่ละเส้นจะแตกต่างกัน โดยส่วนใหญ่เกิดจากอุณหภูมิของโฟโตสเฟียร์แม้ว่าในบางกรณีจะมีความแตกต่างกันของความอุดมสมบูรณ์ที่แท้จริงก็ตามคลาสสเปกตรัมของดาวฤกษ์เป็นรหัสย่อที่สรุป สถานะ การแตกตัวเป็นไอออน เป็นหลัก ซึ่งให้การวัดเชิงวัตถุของอุณหภูมิของโฟโตสเฟียร์

ปัจจุบันดาวส่วนใหญ่ได้รับการจัดประเภทตามระบบ Morgan–Keenan (MK) โดยใช้ตัวอักษรO , B , A , F , G , KและMซึ่งเป็นลำดับจากดาวที่ร้อนที่สุด ( ประเภท O ) ไปจนถึงดาวที่เย็นที่สุด ( ประเภท M ) จากนั้นแต่ละคลาสของตัวอักษรจะถูกแบ่งย่อยโดยใช้หลักตัวเลข โดย0คือร้อนที่สุดและ9คือเย็นที่สุด (เช่น A8, A9, F0 และ F1 จะสร้างลำดับจากร้อนกว่าไปยังเย็นกว่า) ลำดับได้รับการขยายด้วยสามคลาสสำหรับดาวฤกษ์อื่นๆ ที่ไม่เข้ากับระบบคลาสสิก ได้แก่W , SและCวัตถุที่ไม่ใช่ดาวบางดวงก็ได้รับการกำหนดตัวอักษรด้วย ได้แก่DสำหรับดาวแคระขาวและL , TและYสำหรับดาวแคระน้ำตาล

ในระบบ MK จะมีการเพิ่ม คลาสความส่องสว่างให้กับคลาสสเปกตรัมโดยใช้ตัวเลขโรมันซึ่งขึ้นอยู่กับความกว้างของเส้นการดูดกลืนแสงบางส่วนในสเปกตรัมของดาว ซึ่งแตกต่างกันไปตามความหนาแน่นของบรรยากาศ และใช้เพื่อแยกแยะดาวฤกษ์ขนาดยักษ์จากดาวแคระ คลาสความส่องสว่าง  0หรือIa+ใช้สำหรับดาวฤกษ์ ขนาดยักษ์ คลาส  Iสำหรับ ดาวฤกษ์ขนาด ยักษ์คลาส  II สำหรับ ดาวฤกษ์ขนาดยักษ์ที่สว่างคลาส  III สำหรับ ดาวฤกษ์ ขนาด ยักษ์ปกติคลาส  IVสำหรับดาวฤกษ์ขนาด ยักษ์ย่อย คลาส  Vสำหรับดาวฤกษ์ในแถบลำดับหลักคลาส  sd (หรือVI ) สำหรับดาวฤกษ์ขนาดเล็กและคลาส  D (หรือVII ) สำหรับดาวแคระขาวคลาสสเปกตรัมทั้งหมดของดวงอาทิตย์คือ G2V ซึ่งบ่งชี้ว่าเป็นดาวฤกษ์ในแถบลำดับหลักที่มีอุณหภูมิพื้นผิวประมาณ 5,800 K

คำอธิบายสีแบบทั่วไป

คำอธิบายสีทั่วไปจะพิจารณาเฉพาะจุดสูงสุดของสเปกตรัมของดาวเท่านั้น อย่างไรก็ตาม ในความเป็นจริง ดาวฤกษ์จะแผ่รังสีในทุกส่วนของสเปกตรัม เนื่องจากสีสเปกตรัมทั้งหมดรวมกันปรากฏเป็นสีขาว สีที่ปรากฏจริงที่ตาของมนุษย์มองเห็นจึงสว่างกว่าที่คำอธิบายสีทั่วไปจะแสดงให้เห็นมาก ลักษณะของ "ความสว่าง" นี้บ่งชี้ว่าการกำหนดสีภายในสเปกตรัมแบบง่าย ๆ อาจทำให้เข้าใจผิดได้ หากไม่นับเอฟเฟกต์คอนทราสต์สีในแสงสลัว ในสภาพการรับชมทั่วไป จะไม่มีดาวสีเขียว น้ำเงินอมเขียว หรือม่วง ดาวแคระ "สีเหลือง"เช่นดวงอาทิตย์มีสีขาว ดาวแคระ"สีแดง"มีเฉดสีเหลือง/ส้มเข้ม และดาวแคระ "สีน้ำตาล"ไม่ได้ปรากฏเป็นสีน้ำตาลตามตัวอักษร แต่ในทางทฤษฎีแล้ว จะปรากฏเป็นสีแดงจาง ๆ หรือเทา/ดำสำหรับผู้สังเกตที่อยู่ใกล้เคียง

การจำแนกประเภทสมัยใหม่

ระบบการจำแนกประเภทสมัยใหม่เรียกว่า การจำแนกประเภท มอร์แกน–คีแนน (MK) ดาวแต่ละดวงได้รับการกำหนดคลาสสเปกตรัม (จากการจำแนกประเภทสเปกตรัมฮาร์วาร์ดแบบเก่า ซึ่งไม่รวมความส่องสว่าง[1] ) และคลาสความส่องสว่างโดยใช้เลขโรมันตามที่อธิบายไว้ด้านล่าง ซึ่งก่อให้เกิดประเภทสเปกตรัมของดาว

ระบบการจำแนกดาวฤกษ์สมัยใหม่อื่นๆเช่นระบบ UBVมีพื้นฐานมาจากดัชนีสีซึ่งคือความแตกต่างที่วัดได้ในค่าความสว่างของสี สามค่าหรือ มากกว่า[2]ตัวเลขเหล่านี้มีป้ายกำกับ เช่น "U−V" หรือ "B−V" ซึ่งแสดงถึงสีที่ผ่านตัวกรองมาตรฐานสองตัว (เช่นU ltraviolet, B lue และV isual)

การจำแนกสเปกตรัมของฮาร์วาร์ด

ระบบฮาร์วาร์ดเป็นรูปแบบการจำแนกประเภทแบบมิติเดียวโดยนักดาราศาสตร์แอนนี่ จัมพ์ แคนนอนซึ่งได้จัดลำดับและทำให้ระบบตัวอักษรเดิมง่ายขึ้นโดยเดรเปอร์ (ดูประวัติ) ดาวฤกษ์จะถูกจัดกลุ่มตามลักษณะสเปกตรัมโดยใช้ตัวอักษรเดี่ยวในตัวอักษร โดยอาจมีการแบ่งย่อยเป็นตัวเลขด้วยก็ได้ ดาวฤกษ์ในลำดับหลักมีอุณหภูมิพื้นผิวแตกต่างกันตั้งแต่ประมาณ 2,000 ถึง 50,000  Kในขณะที่ดาวฤกษ์ที่วิวัฒนาการมากขึ้น โดยเฉพาะดาวแคระขาวที่เพิ่งก่อตัวขึ้น อาจมีอุณหภูมิพื้นผิวสูงกว่า 100,000 K [3]ในทางกายภาพ ระดับต่างๆ จะบ่งบอกถึงอุณหภูมิของชั้นบรรยากาศของดาวฤกษ์ และโดยปกติจะจัดกลุ่มจากร้อนที่สุดไปจนถึงเย็นที่สุด

ระดับอุณหภูมิที่มีประสิทธิภาพ[4] [5]ความเป็นสีสัมพันธ์กับเวกา[6] [7] [a]ความเป็นสี ( D65 ) [8] [9] [6] [b]มวลในลำดับหลัก[4] [10]
( มวลดวงอาทิตย์ )		รัศมีลำดับหลัก[4] [10]
( รัศมีดวงอาทิตย์ )		ความส่องสว่างในลำดับหลัก[4] [10]
( โบโลเมตริก )
เส้น ไฮโดรเจน		เศษส่วนของ
ดาวฤกษ์ในแถบลำดับหลัก ทั้งหมด [c] [11]
โอ้≥ 33,000 ก.สีฟ้าสีฟ้า≥ 16  เดือน☉≥ 6.6  ร☉≥ 30,000  ลิตร☉อ่อนแอ0.00003%
บี10,000–33,000 กิโลสีขาวอมฟ้าสีขาวอมน้ำเงินเข้ม2.1–16  เดือน☉1.8–6.6  ร☉25–30,000  ลิตร☉ปานกลาง0.12%
เอ7,300–10,000 ก.สีขาวสีขาวอมฟ้า1.4–2.1  ม. ☉1.4–1.8  ร☉5–25  ลิตร☉แข็งแกร่ง0.61%
เอฟ6,000–7,300 กิโลสีเหลืองอมขาวสีขาว1.04–1.4  ม. ☉1.15–1.4  ร☉1.5–5  ลิตร☉ปานกลาง3.0%
จี5,300–6,000 ก.สีเหลืองสีเหลืองอมขาว0.8–1.04  ม. ☉0.96–1.15  ร☉0.6–1.5  ลิตร☉อ่อนแอ7.6%
เค3,900–5,300 กิโลส้มอ่อนส้มอมเหลืองอ่อน0.45–0.8  ม. ☉0.7–0.96  ร☉0.08–0.6  ลิตร☉อ่อนแอมาก12%
เอ็ม2,300–3,900 กิโลสีส้มแดงสีแดงอมส้มอ่อน0.08–0.45  ม. ☉≤ 0.7  องศา☉≤ 0.08  ลิตร☉อ่อนแอมาก76%

วิธีช่วยจำทั่วไปสำหรับการจำลำดับของตัวอักษรประเภทสเปกตรัม จากร้อนที่สุดไปยังเย็นที่สุด คือ " O h, B e A F ine G uy/ G irl: K iss M e!" หรืออีกวิธีหนึ่งคือ " O ur B right A stronomers F requently G enerate K iller M nemonics!" [12]

สเปกตรัมคลาส O ถึง M รวมถึงคลาสเฉพาะอื่นๆ ที่กล่าวถึงในภายหลัง จะถูกแบ่งย่อยด้วยเลขอาหรับ (0–9) โดยที่ 0 หมายถึงดาวฤกษ์ที่ร้อนที่สุดในคลาสที่กำหนด ตัวอย่างเช่น A0 หมายถึงดาวฤกษ์ที่ร้อนที่สุดในคลาส A และ A9 หมายถึงดาวฤกษ์ที่เย็นที่สุด อนุญาตให้ใช้เลขเศษส่วนได้ ตัวอย่างเช่น ดาวฤกษ์Mu Normaeจัดอยู่ในประเภท O9.7 [13]ดวงอาทิตย์จัดอยู่ในประเภท G2 [14]

ข้อเท็จจริงที่ว่าการจำแนกประเภทดาวฤกษ์ตามแบบฮาร์วาร์ดระบุอุณหภูมิ พื้นผิวหรือ โฟโตสเฟียร์ (หรือแม่นยำกว่านั้นคืออุณหภูมิที่มีผล ) ยังไม่เป็นที่เข้าใจอย่างสมบูรณ์จนกระทั่งหลังจากการพัฒนา แม้ว่าในช่วงเวลาที่มี การกำหนด แผนภาพเฮิร์ตสปรัง-รัสเซลล์ ครั้งแรก (ภายในปี 1914) เรื่องนี้มักถูกสงสัยว่าเป็นความจริง[15]ในช่วงทศวรรษปี 1920 นักฟิสิกส์ชาวอินเดียMeghnad Sahaได้อนุมานทฤษฎีการแตกตัวเป็นไอออนโดยขยายแนวคิดที่รู้จักกันดีในเคมีกายภาพที่เกี่ยวข้องกับการแยกตัวของโมเลกุลไปสู่การแตกตัวเป็นไอออนของอะตอม ก่อนอื่นเขาจึงนำไปใช้กับโครโมสเฟียร์ของดวงอาทิตย์ จากนั้นจึงนำไปใช้กับสเปกตรัมของดาวฤกษ์[16]

นักดาราศาสตร์จากมหาวิทยาลัยฮาร์วาร์ดเซซิเลีย เพย์นสาธิตให้เห็นว่าลำดับสเปกตรัมOBAFGKM นั้นเป็นลำดับของอุณหภูมิ [17]เนื่องจากลำดับการจำแนกประเภทมีมาก่อนความเข้าใจของเราว่าเป็นลำดับของอุณหภูมิ การวางสเปกตรัมลงในประเภทย่อยที่กำหนด เช่น B3 หรือ A7 จึงขึ้นอยู่กับการประมาณค่าความแรงของลักษณะการดูดกลืนในสเปกตรัมของดาวฤกษ์ (ซึ่งค่อนข้างเป็นอัตวิสัย) ดังนั้น ประเภทย่อยเหล่านี้จึงไม่ได้แบ่งออกอย่างเท่าเทียมกันเป็นช่วงที่แสดงได้ทางคณิตศาสตร์ใดๆ

การจำแนกสเปกตรัมของเยอร์เก้

การจำแนกสเปกตรัม Yerkesเรียกอีกอย่างว่าMKหรือ Morgan-Keenan (หรือเรียกอีกอย่างว่า MKK หรือ Morgan-Keenan-Kellman) [18] [19]ระบบจากอักษรย่อของผู้เขียน เป็นระบบการจำแนกสเปกตรัมดาวฤกษ์ที่วิลเลียม วิลสัน มอร์แกน ฟิลิป ซี. คีแนนและอีดิธ เคลแมนจากหอดูดาว Yerkesเป็น ผู้ริเริ่มในปี 1943 [20] โครงร่างการจำแนก สองมิติ ( อุณหภูมิและความส่องสว่าง ) นี้ใช้เส้นสเปกตรัมที่ไวต่ออุณหภูมิของดาวฤกษ์และแรงโน้มถ่วงพื้นผิวซึ่งเกี่ยวข้องกับความส่องสว่าง (ในขณะที่การจำแนกของฮาร์วาร์ดใช้เพียงอุณหภูมิพื้นผิวเท่านั้น) ต่อมาในปี 1953 หลังจากมีการแก้ไขรายการดาวฤกษ์มาตรฐานและเกณฑ์การจำแนกบางส่วน โครงร่างนี้จึงได้รับการตั้งชื่อว่า การจำแนก Morgan –KeenanหรือMK [21]ซึ่งยังคงใช้อยู่ในปัจจุบัน

ดาวที่มีความหนาแน่นมากกว่าและมีแรงโน้มถ่วงที่พื้นผิวสูงกว่าจะทำให้เกิดการขยายตัวของแรงดันในเส้นสเปกตรัมมากกว่า แรงโน้มถ่วงและแรงดันบนพื้นผิวของดาวฤกษ์ขนาดยักษ์ จึง ต่ำกว่าดาวแคระมาก เนื่องจากรัศมีของดาวฤกษ์ขนาดยักษ์นั้นมากกว่าดาวแคระที่มีมวลใกล้เคียงกันมาก ดังนั้น ความแตกต่างในสเปกตรัมจึงสามารถตีความได้ว่าเป็นผลจากความส่องสว่างและสามารถกำหนดระดับความส่องสว่างได้จากการตรวจสอบสเปกตรัมเท่านั้น

ความส่องสว่างมีระดับ ที่แตกต่าง กันหลายระดับดังแสดงในตารางด้านล่าง[22]

คลาสความส่องสว่างของเยอร์เก้
ระดับความส่องสว่างคำอธิบายตัวอย่าง
0 หรือ Ia +ยักษ์ใหญ่หรือกลุ่มดาวมหาอำนาจที่ส่องสว่างมากหงส์ OB2#12 – B3-4Ia+ [23]
เอียมหาอำนาจยักษ์ใหญ่ที่ส่องสว่างEta Canis Majoris – B5Ia [24]
เอี๊ยบมหายักษ์เรืองแสงขนาดกลางแกมมา ไซกนี – F8Iab [25]
อิบมหายักษ์ที่มีแสงส่องสว่างน้อยกว่าซีตา เปอร์เซอิ – B1Ib [26]
ครั้งที่สองยักษ์ใหญ่ที่สดใสเบต้า เลปอริส – G0II [27]
ที่สามยักษ์ธรรมดาอาร์คทูรัส – K0III [28]
สี่ยักษ์ใหญ่แกมมา แคสสิโอเปีย – B0.5IVpe [29]
วีดาวฤกษ์ในแถบลำดับหลัก (ดาวแคระ)อาเคอร์นาร์ – B6Vep [26]
sd ( คำนำหน้า ) หรือ VIคนแคระHD 149382 – sdB5 หรือ B5VI [30]
D ( คำนำหน้า ) หรือ VIIดาวแคระขาว[d]ฟาน มาเนน 2 – DZ8 [31]

อนุญาตให้ใช้กรณีที่มีขอบเขตจำกัดได้ เช่น ดาวอาจเป็นดาวฤกษ์ประเภทซูเปอร์ไจแอนต์หรือดาวฤกษ์ประเภทไจแอนต์ที่สว่าง หรืออาจอยู่ในประเภทระหว่างดาวฤกษ์ประเภทซับไจแอนต์และดาวฤกษ์ประเภทลำดับหลัก ในกรณีเหล่านี้ จะใช้สัญลักษณ์พิเศษสองแบบ:

  • เครื่องหมายทับ ( / ) หมายความว่าดาวเป็นคลาสหนึ่งหรืออีกคลาสหนึ่ง
  • เครื่องหมายขีด ( - ) หมายความว่าดาวอยู่ระหว่างสองคลาส

ตัวอย่างเช่น ดาวฤกษ์ที่จัดประเภทเป็น A3-4III/IV จะอยู่ในช่วงสเปกตรัมระหว่าง A3 และ A4 ในขณะที่เป็นดาวฤกษ์ยักษ์ใหญ่หรือดาวฤกษ์ยักษ์ใหญ่กว่า

นอกจากนี้ยังมีการใช้คลาสของดาวแคระอีกด้วย: VI สำหรับดาวแคระ (ดาวที่มีแสงส่องสว่างน้อยกว่าลำดับหลักเล็กน้อย)

ปัจจุบันนี้ ระดับความส่องสว่างตามชื่อคลาส VII (และบางครั้งอาจมีตัวเลขที่สูงกว่านั้น) ไม่ค่อยได้ใช้กับดาวแคระขาวหรือคลาส "ดาวแคระร้อนย่อย" เนื่องจากตัวอักษรอุณหภูมิของลำดับหลักและดาวฤกษ์ยักษ์ไม่ใช้กับดาวแคระขาวอีกต่อไป

บางครั้ง อักษรaและbจะถูกใช้กับระดับความส่องสว่างอื่นๆ นอกเหนือจากดาวยักษ์ใหญ่ เช่น ดาวฤกษ์ยักษ์ที่มีความสว่างน้อยกว่าปกติเล็กน้อยอาจได้รับระดับความส่องสว่างเป็น IIIb ในขณะที่ระดับความส่องสว่างเป็น IIIa แสดงถึงดาวฤกษ์ที่สว่างกว่าดาวยักษ์ใหญ่ทั่วไปเล็กน้อย[32]

ดาวฤกษ์ประเภท V สุดขั้วที่มีการดูดกลืนแสงสูงในเส้นสเปกตรัม He II λ4686 ได้รับ การกำหนดให้เป็น Vzตัวอย่างดาวฤกษ์คือHD 93129 B [ 33]

ลักษณะเฉพาะของสเปกตรัม

การตั้งชื่อเพิ่มเติมในรูปแบบตัวอักษรพิมพ์เล็กสามารถใช้ตามประเภทสเปกตรัมเพื่อระบุลักษณะเฉพาะของสเปกตรัมได้[34]

รหัสลักษณะเฉพาะของสเปกตรัมของดวงดาว
-ค่าสเปกตรัมที่ไม่แน่นอน[22]
-ลักษณะเฉพาะของสเปกตรัมที่ยังไม่สามารถอธิบายได้มีอยู่
-ความพิเศษเฉพาะ
คอมพ์สเปกตรัมคอมโพสิต[35]
อีเส้นการปล่อยมลพิษที่ปรากฏ[35]
[อี]มีท่อปล่อย "ห้าม"อยู่
เอ่อ"จุดศูนย์กลางของเส้นการปล่อยรังสีที่ "กลับด้าน" อ่อนแอกว่าขอบ
สมการเส้นการปล่อยมลพิษที่มีโปรไฟล์ P Cygni
ฉการแผ่รังสี N III และฮีเลียม II [22]
ฉ*N  IV 4058Å แข็งแกร่งกว่า สาย N  III 4634Å, 4640Å และ 4642Å [36]
เอฟ+Si IV 4089Å และ 4116Å ถูกปล่อยออกมา นอกเหนือจากสาย N III [36]
ฟ?สายการปล่อย C III 4647–4650–4652Å ที่มีความแข็งแกร่งเทียบเท่ากับสาย N III [37]
(ฉ)การปล่อย N III การขาดหรือการดูดซับที่อ่อนแอของ He II
(เอฟ+)[38]
((ฉ))แสดงการดูดซับ He II ที่แข็งแกร่งพร้อมกับการปล่อย N III ที่อ่อนแอ[39]
((ฉ*))[38]
ชม.ดาว WR ที่มีเส้นการแผ่รังสีไฮโดรเจน[40]
ฮ่าดาว WR ที่มีไฮโดรเจนปรากฏให้เห็นทั้งในการดูดกลืนและการแผ่รังสี[40]
เขาสัปดาห์เส้นฮีเลียมอ่อน
เคสเปกตรัมที่มีคุณสมบัติการดูดกลืนระหว่างดวงดาว
ม.คุณสมบัติของโลหะที่ได้รับการปรับปรุง[35]
นการดูดกลืนแบบกว้าง ("เนบิวลา") เนื่องจากการหมุน[35]
เอ็นเอ็นคุณสมบัติการดูดซึมที่กว้างมาก[22]
เนบสเปกตรัมของเนบิวลาผสมอยู่ใน[35]
พีลักษณะพิเศษที่ไม่ระบุดาวประหลาด[e] [35]
พีคิวสเปกตรัมที่แปลกประหลาด คล้ายกับสเปกตรัมของโนวา
คิวโปรไฟล์ P Cygni
สเส้นดูดกลืนแคบ ("คม") [35]
เอสเอสเส้นแคบมาก
ชคุณสมบัติของเชลล์สตาร์[35]
วาร์คุณสมบัติสเปกตรัมแปรผัน[35] (บางครั้งย่อเป็น "v")
วอลล์เส้นอ่อน[35] (รวมถึง "w" และ "wk")

สัญลักษณ์ ธาตุ		เส้นสเปกตรัมที่แรงผิดปกติของธาตุที่ระบุ[35]
ซีบ่งชี้เส้นฮีเลียมไอออนที่แรงผิดปกติที่468.6  นาโนเมตร [33]

ตัวอย่างเช่น59 Cygniถูกระบุเป็นสเปกตรัมประเภท B1.5Vnne [41]ซึ่งบ่งชี้สเปกตรัมที่มีการจำแนกประเภททั่วไปเป็น B1.5V เช่นเดียวกับเส้นการดูดกลืนที่กว้างมากและเส้นการแผ่รังสีบางเส้น

ประวัติศาสตร์

เหตุผลที่การเรียงลำดับตัวอักษรที่แปลกในหมวดหมู่ของฮาร์วาร์ดนั้นมีเหตุผลทางประวัติศาสตร์ เนื่องจากวิวัฒนาการมาจากคลาส Secchi ในยุคก่อนๆ และได้มีการปรับปรุงแก้ไขอย่างต่อเนื่องตามความเข้าใจที่มากขึ้น

ชั้นเรียนเซคกี้

ในช่วงทศวรรษปี 1860 และ 1870 นักสเปกโตรสโคปีดาวฤกษ์ผู้บุกเบิกอย่างAngelo Secchiได้สร้างคลาส Secchi ขึ้น เพื่อจำแนกสเปกตรัมที่สังเกตได้ ในปี 1866 เขาได้พัฒนาสเปกตรัมดาวฤกษ์ได้สามคลาสดังแสดงในตารางด้านล่าง[42] [43] [44]

ในช่วงปลายทศวรรษปี 1890 การจำแนกประเภทนี้เริ่มถูกแทนที่ด้วยการจำแนกประเภทฮาร์วาร์ด ซึ่งจะกล่าวถึงในส่วนที่เหลือของบทความนี้[45] [46] [47]

หมายเลขชั้นเรียนคำอธิบายคลาสเซคชิ
เซคกี้ คลาส 1ดาวสีขาวและสีน้ำเงินที่มี เส้นไฮโดรเจนหนาและกว้างเช่นดาวเวกาและดาวอัลแตร์ซึ่งรวมถึงดาวคลาส A ในปัจจุบันและดาวคลาส F ในยุคแรกๆ
เซคกี้ คลาส I
(ซับไทป์โอไรออน)		ประเภทย่อยของดาวประเภท Secchi คลาส I ที่มีเส้นแคบแทนที่แถบกว้าง เช่นRigelและBellatrixในแง่ของสมัยใหม่ นี่สอดคล้องกับดาวประเภท B ในยุคแรกๆ
เซคกี้ คลาส IIดาวสีเหลือง – ไฮโดรเจนมีความแข็งแรงน้อยกว่าแต่มีเส้นโลหะที่เห็นได้ชัด เช่นดวงอาทิตย์ ดาวอา ร์ คตูรัสและดาวคาเพลลาซึ่งรวมถึงดาวคลาส G และ K ในปัจจุบัน รวมถึงดาวคลาส F ในภายหลัง
ชั้นเซคกี้ 3ดาวสีส้มถึงแดงที่มีแถบสเปกตรัมที่ซับซ้อน เช่นดาวเบเทลจุสและดาวแอนทาเรสซึ่ง
สอดคล้องกับคลาส M ในปัจจุบัน
เซคกี้ชั้น 4ในปี พ.ศ. 2411 เขาค้นพบดาวคาร์บอนซึ่งเขาจัดเข้าเป็นกลุ่มที่ชัดเจน: [48]
ดาวสีแดงที่มี แถบและเส้น คาร์บอน ที่สำคัญ ซึ่งสอดคล้องกับคลาส C และ S ในปัจจุบัน
เซคกี้ คลาส 5ในปี พ.ศ. 2420 เขาได้เพิ่มคลาสที่ห้า: [49] ดาวฤกษ์
ในสายการปลดปล่อยเช่นแกมมา แคสสิโอเปียและเชเลียกซึ่งอยู่ในคลาส Be สมัยใหม่ ในปี พ.ศ. 2434 เอ็ดเวิร์ด ชาร์ลส์ พิคเคอริง เสนอว่าคลาส V ควรสอดคล้องกับคลาส O สมัยใหม่ (ซึ่งรวมถึงดาววูล์ฟ–เรเยต์ ในขณะนั้น ) และดาวฤกษ์ภายในเนบิวลาดาวเคราะห์[50]

ตัวเลขโรมันที่ใช้สำหรับคลาส Secchi ไม่ควรสับสนกับตัวเลขโรมันที่ไม่เกี่ยวข้องกันเลยซึ่งใช้สำหรับคลาสการส่องสว่างของ Yerkes และคลาสดาวนิวตรอนที่เสนอ

ระบบเดรปเปอร์

การจำแนกประเภทในแคตตาล็อก Draper ของ Stellar Spectra [51] [52]
เซคชี่เดรปเปอร์ความคิดเห็น
ฉันเอ , บี , ซี, ดีสายไฮโดรเจนเด่น
ครั้งที่สองอี, เอฟ , จี , เอช, ไอ, เค , แอล
ที่สามเอ็ม
สี่เอ็นไม่ปรากฎอยู่ในรายการ
วีโอ้รวมสเปกตรัม Wolf–Rayet พร้อมเส้นที่สดใส
วีพีเนบิวลาดาวเคราะห์
 คิวสเปกตรัมอื่น ๆ
ชั้นเรียนที่ส่งต่อไปยังระบบ MK จะแสดงเป็นตัวหนา

ในช่วงทศวรรษ 1880 นักดาราศาสตร์Edward C. Pickeringเริ่มทำการสำรวจสเปกตรัมของดาวฤกษ์ที่หอดูดาว Harvard Collegeโดยใช้หลักการปริซึมเชิงวัตถุ ผลงานชิ้นแรกของงานนี้คือDraper Catalogue of Stellar Spectraซึ่งตีพิมพ์ในปี 1890 Williamina Flemingได้จัดประเภทสเปกตรัมส่วนใหญ่ในแคตตาล็อกนี้ และได้รับการยกย่องว่าสามารถจัดประเภทดาวเด่นได้กว่า 10,000 ดวง และค้นพบโนวา 10 ดวง รวมถึงดาวแปรแสงมากกว่า 200 ดวง[53]ด้วยความช่วยเหลือของคอมพิวเตอร์ HarvardโดยเฉพาะWilliamina Flemingจึงได้มีการคิดค้นแคตตาล็อก Henry Draper ฉบับแรกขึ้นมาเพื่อแทนที่รูปแบบตัวเลขโรมันที่ Angelo Secchi จัดทำขึ้น[54]

แคตตาล็อกใช้รูปแบบที่คลาส Secchi ที่ใช้ก่อนหน้านี้ (I ถึง V) ถูกแบ่งย่อยเป็นคลาสที่เฉพาะเจาะจงมากขึ้นโดยใช้ตัวอักษรตั้งแต่ A ถึง P นอกจากนี้ ตัวอักษร Q ยังใช้สำหรับดาวที่ไม่เข้าคลาสอื่น[51] [52]เฟลมมิงทำงานร่วมกับพิคเคอริงเพื่อแยกความแตกต่างระหว่างคลาสต่างๆ 17 คลาสโดยอิงจากความเข้มของเส้นสเปกตรัมไฮโดรเจน ซึ่งทำให้เกิดการเปลี่ยนแปลงในความยาวคลื่นที่แผ่ออกมาจากดาวและส่งผลให้สีที่ปรากฏแตกต่างกัน สเปกตรัมในคลาส A มีแนวโน้มที่จะสร้างเส้นการดูดกลืนไฮโดรเจนที่แรงที่สุดในขณะที่สเปกตรัมในคลาส O แทบจะไม่สร้างเส้นที่มองเห็นได้เลย ระบบตัวอักษรแสดงการลดลงอย่างค่อยเป็นค่อยไปของการดูดกลืนไฮโดรเจนในคลาสสเปกตรัมเมื่อเลื่อนลงมาตามตัวอักษร ระบบการจำแนกประเภทนี้ได้รับการแก้ไขในภายหลังโดยแอนนี่ จัมพ์ แคนนอนและแอนโทเนีย มอรีเพื่อสร้างรูปแบบการจำแนกสเปกตรัมของฮาร์วาร์ด[53] [55]

ระบบฮาร์วาร์ดเก่า (พ.ศ. 2440)

ในปี พ.ศ. 2440 นักดาราศาสตร์อีกคนหนึ่งของมหาวิทยาลัยฮาร์วาร์ด แอนโทเนีย มอรีได้จัดประเภทย่อยของดาวนายพรานในกลุ่มดาวเซคชีคลาส I ไว้เหนือประเภทอื่นๆ ในกลุ่มดาวเซคชีคลาส I จึงทำให้ประเภท B ในปัจจุบันอยู่เหนือกว่าประเภท A ในปัจจุบัน เธอเป็นคนแรกที่ทำเช่นนี้ แม้ว่าจะไม่ได้ใช้ประเภทสเปกตรัมที่มีตัวอักษร แต่ใช้ชุดประเภท 22 ประเภทที่นับจาก I–XXII [56] [57]

สรุประบบฮาร์วาร์ดปี พ.ศ. 2440 [58]
กลุ่มสรุป
ฉัน–วีรวมถึงดาวประเภท 'นายพราน' ที่แสดงให้เห็นความแข็งแกร่งที่เพิ่มขึ้นในสายการดูดซับไฮโดรเจนจากกลุ่ม I ถึงกลุ่ม V
6. หกทำหน้าที่เป็นตัวกลางระหว่างกลุ่ม 'ประเภทโอไรออน' และกลุ่มประเภทเซคชี I
VII−XIเป็นดาวประเภท 1 ของเซคชี ซึ่งมีความเข้มข้นลดลงในเส้นการดูดซับไฮโดรเจนจากกลุ่ม VII−XI
XIII-XVI สิบสามรวมถึงดาวประเภท Secchi 2 ที่มีเส้นการดูดซับไฮโดรเจนลดลงและเส้นโลหะประเภทดวงอาทิตย์เพิ่มขึ้น
สิบเจ็ด–ยี่สิบรวมถึงดาวประเภท Secchi 3 ที่มีเส้นสเปกตรัมเพิ่มขึ้น
21 ปีรวมเซคกี้ประเภท 4 ดาว
ยี่สิบสองรวมถึงดาว Wolf–Rayet

เนื่องจากการแบ่งกลุ่มตัวเลขโรมัน 22 กลุ่มไม่ได้คำนึงถึงการเปลี่ยนแปลงเพิ่มเติมในสเปกตรัม จึงได้มีการแบ่งเพิ่มเติมอีก 3 กลุ่มเพื่อระบุความแตกต่างให้ชัดเจนยิ่งขึ้น โดยเพิ่มตัวอักษรพิมพ์เล็กเพื่อแยกความแตกต่างระหว่างลักษณะเส้นที่สัมพันธ์กันในสเปกตรัม เส้นต่างๆ ถูกกำหนดดังนี้: [58]

  • (ก) ความกว้างเฉลี่ย
  • (ข): มีหมอก
  • (ค): คม

Antonia Maury เผยแพร่แคตตาล็อกการจำแนกดาวของเธอเองในปี 1897 ชื่อว่า "Spectra of Bright Stars Photographed with the 11 inch Draper Telescope as Part of the Henry Draper Memorial" ซึ่งประกอบด้วยภาพถ่าย 4,800 ภาพและการวิเคราะห์ดาวฤกษ์ทางเหนือที่สว่าง 681 ดวงของ Maury นี่เป็นครั้งแรกที่มีผู้หญิงคนหนึ่งได้รับเครดิตสำหรับสิ่งพิมพ์ของหอดสังเกตการณ์[59]

ระบบฮาร์วาร์ดในปัจจุบัน (1912)

ในปี 1901 แอนนี่ จัมพ์ แคนนอนได้กลับมาใช้ตัวอักษรแบบเดิมอีกครั้ง แต่ได้ละทิ้งตัวอักษรทั้งหมด ยกเว้น O, B, A, F, G, K, M และ N ที่ใช้ตามลำดับนั้น รวมถึง P สำหรับเนบิวลาดาวเคราะห์ และ Q สำหรับสเปกตรัมที่แปลกประหลาดบางชนิด เธอยังใช้ตัวอักษรแบบ B5A สำหรับดาวที่อยู่กึ่งกลางระหว่างตัวอักษรแบบ B และ A, F2G สำหรับดาวที่อยู่ห่างออกไปหนึ่งในห้าของระยะทางจาก F ไปยัง G และอื่นๆ[60] [61]

ในที่สุด ในปี 1912 แคนนอนได้เปลี่ยนประเภท B, A, B5A, F2G เป็นต้น เป็น B0, A0, B5, F2 เป็นต้น[62] [63]โดยพื้นฐานแล้วนี่คือรูปแบบที่ทันสมัยของระบบการจำแนกของฮาร์วาร์ด ระบบนี้ได้รับการพัฒนาผ่านการวิเคราะห์สเปกตรัมบนแผ่นถ่ายภาพ ซึ่งสามารถแปลงแสงที่เปล่งออกมาจากดวงดาวให้เป็นสเปกตรัมที่อ่านได้[64]

ชั้นเรียนเมาท์วิลสัน

ระบบการจำแนกความส่องสว่างที่เรียกว่าระบบเมาท์วิลสัน ถูกใช้เพื่อแยกแยะความแตกต่างระหว่างดาวที่มีความส่องสว่างต่างกัน[65] [66] [67]ระบบการแสดงสัญลักษณ์นี้ยังคงพบเห็นได้ในสเปกตรัมสมัยใหม่เป็นบางครั้ง[68]

  • sd: คนแคระ
  • ง: คนแคระ
  • sg: ยักษ์ย่อย
  • จี: ยักษ์
  • ซี: ยักษ์ใหญ่

ประเภทสเปกตรัม

ระบบการจำแนกประเภทดาวเป็นการจัดหมวดหมู่ตามอนุกรมวิธานโดยอิงตามตัวอย่างประเภทซึ่งคล้ายกับการจำแนกประเภทสปีชีส์ในทางชีววิทยาโดยหมวดหมู่ต่างๆ ถูกกำหนดโดยดาวมาตรฐานหนึ่งดวงหรือมากกว่าสำหรับแต่ละหมวดหมู่และหมวดหมู่ย่อย โดยมีคำอธิบายที่เกี่ยวข้องกับลักษณะเด่นที่แตกต่างกัน[69]

การตั้งชื่อ "เร็ว" และ "ช้า"

ดาวฤกษ์มักถูกเรียกว่า ประเภทดาวฤกษ์ ช่วงต้นหรือช่วงปลาย "ช่วงต้น" เป็นคำพ้องความหมายกับคำว่า " ร้อนกว่า " ในขณะที่ "ช่วงปลาย" เป็นคำพ้องความหมายกับคำว่า " เย็นกว่า "

ขึ้นอยู่กับบริบท คำว่า "เร็ว" และ "ช้า" อาจเป็นคำสัมบูรณ์หรือสัมพันธ์กัน "เร็ว" ในฐานะคำสัมบูรณ์จึงหมายถึงดาว O หรือ B และอาจรวมถึงดาว A ด้วย เมื่ออ้างอิงถึงสัมพันธ์กัน คำนี้จะหมายถึงดาวที่ร้อนกว่าดวงอื่น เช่น "K เร็ว" อาจเป็น K0, K1, K2 และ K3

คำว่า "Late" ใช้ในลักษณะเดียวกัน โดยการใช้คำโดยไม่มีเงื่อนไขบ่งชี้ถึงดาวที่มีประเภทสเปกตรัมเช่น K และ M แต่ยังสามารถใช้กับดาวที่มีอุณหภูมิเย็นเมื่อเทียบกับดาวดวงอื่นๆ ได้ เช่น การใช้คำว่า "late G" เพื่ออ้างถึง G7, G8 และ G9

ในความหมายสัมพัทธ์ "เร็ว" หมายถึง ตัวเลขอาหรับที่ต่ำกว่าตามตัวอักษรคลาส และ "ช้า" หมายถึง ตัวเลขที่สูงกว่า

คำศัพท์ที่คลุมเครือนี้สืบทอดมาจากแบบจำลองวิวัฒนาการของดวงดาว ในช่วงปลายศตวรรษที่ 19 ซึ่งสันนิษฐานว่าดาวฤกษ์ได้รับพลังงานจากการหดตัวเนื่องจากแรงโน้มถ่วงผ่านกลไกเคลวิน-เฮล์มโฮลทซ์ซึ่งปัจจุบันทราบแล้วว่าไม่สามารถนำไปใช้กับดาวฤกษ์ในแถบลำดับหลักได้ หากเป็นเช่นนั้น ดาวฤกษ์จะเริ่มต้นชีวิตเป็นดาวฤกษ์ประเภท "ต้น" ที่ร้อนมาก จากนั้นจึงค่อยๆ เย็นตัวลงเป็นดาวฤกษ์ประเภท "ปลาย" กลไกนี้ทำให้ดวงอาทิตย์ มีอายุ น้อยกว่าที่สังเกตได้ในบันทึกทางธรณีวิทยา มาก และล้าสมัยไปแล้วเมื่อมีการค้นพบว่าดาวฤกษ์ได้รับพลังงานจากปฏิกิริยาฟิวชันนิวเคลียร์ [ 70]คำว่า "ต้น" และ "ปลาย" ถูกนำมาใช้ต่อ แม้ว่าแบบจำลองที่ใช้เป็นพื้นฐานจะล้มเหลวไปแล้วก็ตาม

ชั้น โอ

สเปกตรัมของดาว O5V สมมุติ

ดาวประเภท O มีความร้อนสูงมากและส่องสว่างมาก โดยส่วนใหญ่แผ่รังสีในช่วงอัลตราไวโอเลตดาวประเภทนี้เป็นดาวฤกษ์ในแถบลำดับหลักที่หายากที่สุดดาวฤกษ์ประเภท O มี ประมาณ 1 ใน 3,000,000 ดวง (0.00003%) ของดาวฤกษ์ในแถบลำดับหลักใน บริเวณดวงอาทิตย์[c] [11] ดาวฤกษ์ที่มีมวลมากที่สุดบาง ดวง อยู่ในกลุ่มสเปกตรัมนี้ ดาวฤกษ์ประเภท O มักจะมีสภาพแวดล้อมที่ซับซ้อนซึ่งทำให้การวัดสเปกตรัมทำได้ยาก

สเปกตรัมประเภท O เดิมถูกกำหนดโดยอัตราส่วนของความเข้มของHe  II λ4541 เทียบกับ He I λ4471 โดยที่ λ คือความยาวคลื่น ของรังสี สเปกตรัมประเภท O7 ถูกกำหนดให้เป็นจุดที่ความเข้มทั้งสองเท่ากัน โดยเส้น He I จะอ่อนลงเมื่อเข้าใกล้สเปกตรัมประเภทก่อนหน้า ตามคำจำกัดความ ประเภท O3 คือจุดที่เส้นดังกล่าวหายไปโดยสิ้นเชิง แม้ว่าจะสามารถมองเห็นได้เลือนลางมากด้วยเทคโนโลยีสมัยใหม่ก็ตาม ด้วยเหตุนี้ คำจำกัดความสมัยใหม่จึงใช้อัตราส่วนของ เส้น ไนโตรเจน N IV λ4058 ต่อ N III λλ4634-40-42 [71]

ดาวประเภท O มีเส้นการดูดกลืนและบางครั้งปล่อยรังสีออกมาเป็นส่วนใหญ่สำหรับ เส้น ฮีเลียม  II เส้นไอออนที่โดดเด่น ( Si  IV, O  III, N  III และC  III) และ เส้น ฮีเลียม ที่เป็นกลาง ซึ่งเพิ่มความเข้มข้นจาก O5 ถึง O9 และเส้นไฮโดรเจนบัลเมอร์ ที่โดดเด่น แม้ว่าจะไม่แข็งแกร่งเท่ากับดาวประเภทหลังๆ ดาวประเภท O ที่มีมวลมากกว่าจะไม่สามารถรักษาชั้นบรรยากาศไว้ได้มากนักเนื่องจากลมดาวฤกษ์ มีความเร็วสูงมาก ซึ่งอาจถึง 2,000 กม./วินาที เนื่องจากดาวประเภทนี้มีมวลมาก จึงมีแกนที่ร้อนมากและเผาผลาญเชื้อเพลิงไฮโดรเจนอย่างรวดเร็ว ดังนั้นดาวประเภทนี้จึงเป็นดาวกลุ่มแรกที่ออกจากลำดับ หลัก

เมื่อแผนการจำแนกประเภท MKK ถูกอธิบายครั้งแรกในปี 1943 ชนิดย่อยของคลาส O ที่ใช้มีเพียง O5 ถึง O9.5 เท่านั้น[72]แผนการ MKK ได้รับการขยายไปยัง O9.7 ในปี 1971 [73]และ O4 ในปี 1978 [74]และแผนการจำแนกประเภทใหม่ที่เพิ่มประเภท O2, O3 และ O3.5 ก็ได้ถูกนำมาใช้ในเวลาต่อมา[75]

มาตรฐานสเปกตรัม: [69]

ชั้น บี

สเปกตรัมของดาว B3V สมมุติ

ดาวประเภท B มีความสว่างมากและมีสีน้ำเงิน สเปกตรัมของดาวประเภทนี้มีเส้นฮีเลียมเป็นกลาง ซึ่งเด่นชัดที่สุดในกลุ่มย่อย B2 และเส้นไฮโดรเจนปานกลาง เนื่องจากดาวประเภท O และ Bมีพลังงานสูง จึงมีอายุการใช้งานสั้น ดังนั้น เนื่องจากความน่าจะเป็นของปฏิสัมพันธ์ทางจลนศาสตร์ในช่วงอายุขัยของดาวประเภทนี้ต่ำ จึงไม่สามารถเคลื่อนที่ไปไกลจากบริเวณที่ก่อตัวได้ ยกเว้นดาวฤกษ์ที่เคลื่อนที่หนี

การเปลี่ยนผ่านจากคลาส O ไปเป็นคลาส B เดิมทีถูกกำหนดให้เป็นจุดที่He  II λ4541 หายไป อย่างไรก็ตาม ด้วยอุปกรณ์ที่ทันสมัย ​​เส้นดังกล่าวยังคงปรากฏให้เห็นในดาวฤกษ์ประเภท B ยุคแรก ปัจจุบัน ดาวฤกษ์ในลำดับหลัก คลาส B ถูกกำหนดโดยความเข้มของสเปกตรัม He I โดยความเข้มสูงสุดสอดคล้องกับคลาส B2 สำหรับดาวฤกษ์ยักษ์ใหญ่ จะใช้เส้นซิลิกอนแทน เส้น Si IV λ4089 และ Si III λ4552 บ่งบอกถึง B ยุคแรก ในช่วงกลางของ B ความเข้มของสเปกตรัมหลังเมื่อเทียบกับความเข้มของ Si II λλ4128-30 เป็นลักษณะเฉพาะ ในขณะที่ช่วงปลายของ B ความเข้มของ Mg II λ4481 เมื่อเทียบกับความเข้มของ He I λ4471 [71]

ดาวเหล่านี้มักพบในกลุ่มดาว OB ที่เป็นต้นกำเนิด ซึ่งเกี่ยวข้องกับกลุ่มเมฆโมเลกุล ขนาดยักษ์ กลุ่มดาวนายพราน OB1 ครอบคลุมพื้นที่ส่วนใหญ่ของแขนก้นหอยของทางช้างเผือกและประกอบด้วยดาวฤกษ์ที่สว่างกว่าจำนวนมากในกลุ่มดาวนายพราน ดาวฤกษ์ในแถบลำดับหลักประมาณ 1 ใน 800 ดวง (0.125%) ในละแวกดวงอาทิตย์เป็น ดาวฤกษ์ประเภท B ใน แถบลำดับหลัก[c] [11]ดาวฤกษ์ประเภท B พบได้ค่อนข้างน้อย และดาวที่อยู่ใกล้ที่สุดคือดาวเรกูลัส ซึ่งอยู่ห่างออกไปประมาณ 80 ปีแสง[76]

ดาวฤกษ์ ขนาดใหญ่แต่ไม่ใช่ ดาวฤกษ์ ยักษ์ใหญ่ที่เรียกว่าดาว Beได้รับการสังเกตว่ามีเส้น Balmer หนึ่งเส้นหรือมากกว่า ในการแผ่รังสี โดยชุดรังสีแม่เหล็กไฟฟ้าที่เกี่ยวข้องกับไฮโดรเจนที่ฉายออกมาจากดาวฤกษ์นั้นมีความน่าสนใจเป็นพิเศษ โดยทั่วไปเชื่อกันว่าดาว Be มีลมดาวฤกษ์ ที่รุนแรงผิดปกติ อุณหภูมิพื้นผิวที่สูง และการสึกกร่อนของมวลดาว อย่างมีนัยสำคัญ เนื่องจากวัตถุหมุนด้วยอัตราเร็วที่น่าประหลาดใจ[77]

วัตถุที่เรียกว่าดาว B[e]หรือดาว B(e) ด้วยเหตุผลด้านการพิมพ์ มีเส้นการแผ่รังสี ที่เป็นกลางหรือมีไอออไนเซชันต่ำที่เป็นเอกลักษณ์ ซึ่งถือว่ามีกลไกต้องห้ามโดยดำเนินกระบวนการที่โดยปกติแล้วไม่ได้รับอนุญาตภายใต้ความเข้าใจเกี่ยวกับกลศาสตร์ควอนตัมใน ปัจจุบัน

มาตรฐานสเปกตรัม: [69]

ชั้นเอ

สเปกตรัมของดาวฤกษ์สมมุติ A5V

ดาวประเภท A เป็นดาวฤกษ์ที่พบเห็นได้ทั่วไปด้วยตาเปล่า และมีสีขาวหรือสีขาวอมฟ้า ดาวเหล่านี้มีเส้นไฮโดรเจนที่เข้มข้นมาก โดยมีค่าสูงสุดที่ A0 และยังมีเส้นโลหะที่แตกตัวเป็นไอออน ( Fe  II, Mg  II, Si  II) โดยมีค่าสูงสุดที่ A5 การมี เส้น Ca  II นั้นเพิ่มขึ้นอย่างเห็นได้ชัดในช่วงนี้ ดาวฤกษ์ในลำดับหลักประมาณ 1 ใน 160 ดวง (0.625%) ในบริเวณใกล้เคียงกับดวงอาทิตย์เป็นดาวประเภท A [c] [11]ซึ่งรวมถึงดาวฤกษ์ 9 ดวงภายในระยะ 15 พาร์เซก[78]

มาตรฐานสเปกตรัม: [69]

ชั้น เอฟ

สเปกตรัมของดาว F5V สมมุติ

ดาวประเภท F มีเส้นสเปกตรัมHและKของCa  II ที่เพิ่มขึ้น โลหะที่เป็นกลาง ( Fe  I, Cr  I) เริ่มมีมากขึ้นในเส้นสเปกตรัมโลหะที่แตกตัวเป็นไอออนในช่วงปลาย F สเปกตรัมของดาวเหล่านี้มีลักษณะเฉพาะคือเส้นไฮโดรเจนที่อ่อนกว่าและโลหะที่แตกตัวเป็นไอออน สีของดาวเหล่านี้เป็นสีขาว ดาวฤกษ์ในแถบลำดับหลักประมาณ 1 ใน 33 ดวง (3.03%) ในละแวกดวงอาทิตย์เป็นดาวประเภท F [c] [11] รวมถึงดาวฤกษ์ Procyon A 1 ดวงที่อยู่ภายใน 20 ปีแสง[79]

มาตรฐานสเปกตรัม: [69] [80] [81] [82] [83]

ชั้น จี

สเปกตรัมของดาว G5V สมมุติ

ดาวฤกษ์ประเภท G รวมถึงดวงอาทิตย์[14]มีเส้นสเปกตรัมHและKของCa  II เด่นชัด ซึ่งเด่นชัดที่สุดที่ G2 พวกมันมีเส้นไฮโดรเจนที่อ่อนกว่า F ด้วยซ้ำ แต่ร่วมกับโลหะที่แตกตัวเป็นไอออน พวกมันก็มีโลหะที่เป็นกลาง มีการพุ่งสูงอย่างเด่นชัดในแถบ G ของ โมเลกุล CNดาวฤกษ์ในแถบลำดับหลักคลาส G คิดเป็นประมาณ 7.5% หรือเกือบ 1 ใน 13 ของดาวฤกษ์ในแถบลำดับหลักในบริเวณดวงอาทิตย์ มีดาวฤกษ์ประเภท G จำนวน 21 ดวงภายใน 10% [c] [11]

ชั้น G มี "ช่องว่างวิวัฒนาการสีเหลือง" [84]ดาวฤกษ์ยักษ์ใหญ่มักจะโคจรไปมาระหว่าง O หรือ B (สีน้ำเงิน) และ K หรือ M (สีแดง) ในขณะที่ดาวฤกษ์เหล่านี้โคจรไปมา พวกมันจะไม่คงอยู่ในชั้น ดาวฤกษ์ยักษ์ใหญ่สีเหลือง ที่ไม่เสถียรได้นานนัก

มาตรฐานสเปกตรัม: [69]

ชั้นเรียน K

สเปกตรัมของดาว K5V สมมุติ

ดาวประเภท K เป็นดาวสีส้มที่เย็นกว่าดวงอาทิตย์เล็กน้อย พวกมันคิดเป็นประมาณ 12% ของดาวฤกษ์ในแถบลำดับหลักในบริเวณดวงอาทิตย์[c] [11]นอกจากนี้ยังมีดาวฤกษ์ประเภท K ซึ่งมีตั้งแต่ดาวฤกษ์ ยักษ์ใหญ่ เช่นRW Cepheiไปจนถึงดาวฤกษ์ยักษ์ใหญ่และดาวฤกษ์ยักษ์ใหญ่มากเช่นArcturusในขณะที่ดาวแคระสีส้มเช่นAlpha Centauri  B เป็นดาวฤกษ์ในแถบลำดับหลัก

พวกมันมีเส้นไฮโดรเจนที่อ่อนมาก หากมีอยู่เลย และส่วนใหญ่เป็นโลหะที่เป็นกลาง ( Mn  I, Fe  I, Si  I) ในช่วงปลายยุค K แถบโมเลกุลของไททาเนียมออกไซด์จะปรากฏขึ้น ทฤษฎีกระแสหลัก (ที่หยั่งรากลึกในกัมมันตภาพรังสีที่เป็นอันตรายต่ำและอายุขัยของดาวฤกษ์) จึงแนะนำว่าดาวฤกษ์ดังกล่าวมีโอกาสสูงสุดที่สิ่งมีชีวิตที่วิวัฒนาการมาอย่างหนักจะพัฒนาบนดาวเคราะห์ที่โคจรรอบ (หากสิ่งมีชีวิตดังกล่าวคล้ายคลึงกับโลกโดยตรง) เนื่องจากมีเขตที่อยู่อาศัยได้กว้าง แต่มีช่วงเวลาการปล่อยมลพิษที่เป็นอันตรายน้อยกว่ามากเมื่อเทียบกับดาวเคราะห์ที่มีเขตดังกล่าวกว้างที่สุด[85] [86]

มาตรฐานสเปกตรัม: [69]

ชั้น เอ็ม

สเปกตรัมของดาว M5V สมมุติ

ดาวฤกษ์ประเภท M เป็นดาวฤกษ์ที่พบได้ทั่วไปมากที่สุด โดยดาวฤกษ์ประเภท M คิดเป็นร้อยละ 76 ของดาวฤกษ์ในแถบลำดับหลักในบริเวณดวงอาทิตย์[c] [f] [11]อย่างไรก็ตาม ดาวฤกษ์ประเภท M ( ดาวแคระแดง ) มีความส่องสว่างต่ำมากจนไม่สามารถมองเห็นได้ด้วยตาเปล่า เว้นแต่จะอยู่ในสภาวะพิเศษ ดาวฤกษ์ประเภท M ที่สว่างที่สุดที่ทราบในแถบลำดับหลักคือLacaille 8760ซึ่งเป็นดาวฤกษ์ประเภท M0V โดยมีความสว่าง  6.7 (ความสว่างจำกัดสำหรับการมองเห็นด้วยตาเปล่าทั่วไปภายใต้สภาวะที่ดีโดยทั่วไปจะอยู่ที่ 6.5) และแทบจะเป็นไปไม่ได้เลยที่จะพบดาวฤกษ์ที่สว่างกว่านี้

แม้ว่าดาวฤกษ์คลาส M ส่วนใหญ่จะเป็นดาวแคระแดง แต่ดาวฤกษ์ซูเปอร์ไจแอนท์ขนาดใหญ่ที่สุดที่รู้จักในทางช้างเผือกส่วนใหญ่เป็นดาวฤกษ์คลาส M เช่นVY Canis Majoris , VV Cephei , AntaresและBetelgeuse นอกจากนี้ ดาวฤกษ์น้ำตาลที่ใหญ่กว่าและร้อนกว่าบางดวงก็เป็นดาวฤกษ์คลาส M ตอนปลาย ซึ่งโดยปกติจะอยู่ในช่วง M6.5 ถึง M9.5

สเปกตรัมของดาวคลาส M ประกอบด้วยเส้นจากโมเลกุลออกไซด์ (ในสเปกตรัมที่มองเห็นได้โดยเฉพาะTiO ) และโลหะที่เป็นกลางทั้งหมด แต่เส้นการดูดกลืนของไฮโดรเจนมักจะไม่มี แถบ TiO อาจเข้มในดาวคลาส M โดยมักจะครอบงำสเปกตรัมที่มองเห็นได้ประมาณ M5 แถบ ออกไซด์วาเนเดียม(II)จะปรากฏขึ้นเมื่อ M เข้ามาในภายหลัง

มาตรฐานสเปกตรัม: [69]

ประเภทสเปกตรัมขยาย

มีการนำสเปกตรัมประเภทใหม่จำนวนหนึ่งมาใช้จากประเภทของดาวที่เพิ่งค้นพบ[87]

คลาสดาวปล่อยรังสีสีฟ้าร้อน

UGC 5797 กาแล็กซีเส้นการแผ่รังสีซึ่งก่อตัวเป็นดาวสีน้ำเงินสดใสขนาดใหญ่[88]

สเปกตรัมของดาวฤกษ์บางดวงที่ร้อนจัดและเป็นสีน้ำเงินจะแสดงเส้นการปลดปล่อยที่ชัดเจนจากคาร์บอนหรือไนโตรเจน หรือบางครั้งก็เป็นออกซิเจน

คลาส WR (หรือ W): Wolf–Rayet

ภาพเนบิวลา M1-67 และดาว Wolf–Rayet WR 124 จาก กล้องโทรทรรศน์อวกาศฮับเบิลที่อยู่ตรงกลาง

เมื่อรวมเข้าเป็นดาวประเภท O แล้วดาว Wolf–Rayetของคลาส W [89]หรือ WR ก็มีสเปกตรัมที่ขาดเส้นไฮโดรเจน สเปกตรัมของดาวเหล่านี้กลับถูกครอบงำด้วยเส้นการแผ่รังสีที่กว้างของฮีเลียมที่แตกตัวเป็นไอออนสูง ไนโตรเจน คาร์บอน และบางครั้งก็เป็นออกซิเจน ดาวเหล่านี้เชื่อกันว่าส่วนใหญ่เป็นดาวยักษ์ใหญ่ที่กำลังจะตายโดยมีชั้นไฮโดรเจนที่ถูกลมดาว พัดพาไป ทำให้เปลือกฮีเลียมร้อนของดาวเหล่านี้ถูกเปิดเผยโดยตรง คลาส WR ยังแบ่งย่อยออกเป็นชั้นย่อยตามความแรงสัมพันธ์ของเส้นการแผ่รังสีไนโตรเจนและคาร์บอนในสเปกตรัม (และชั้นนอก) ของดาว[40]

สเปกตรัม WR มีดังต่อไปนี้: [90] [91]

  • WN [40] – สเปกตรัมที่ถูกครอบงำโดยสาย N III-V และ He I-II
    • WNE (WN2 ถึง WN5 พร้อม WN6 บางส่วน) – ร้อนกว่าหรือ “เร็ว”
    • WNL (WN7 ถึง WN9 พร้อม WN6 บางส่วน) – อากาศเย็นกว่าหรือ “สาย”
    • คลาส WN ที่ขยาย WN10 และ WN11 บางครั้งก็ใช้สำหรับดาว Ofpe/WN9 [40]
    • แท็ก h ที่ใช้ (เช่น WN9h) สำหรับ WR ที่มีการปล่อยไฮโดรเจนและ ha (เช่น WN6ha) สำหรับทั้งการปล่อยไฮโดรเจนและการดูดซับ
  • ดาว WN/C – WN บวกกับเส้น C IV ที่รุนแรง ซึ่งอยู่ระหว่างดาว WN และ WC [40]
  • WC [40] – สเปกตรัมที่มีเส้น C II-IV ที่แข็งแกร่ง
    • WCE (WC4 ถึง WC6) – ร้อนกว่าหรือ “เร็ว”
    • WCL (WC7 ถึง WC9) – อากาศเย็นกว่าหรือ “เย็นกว่า”
  • WO (WO1 ถึง WO4) – สาย O VI ที่แข็งแกร่ง หายากมาก ขยายคลาส WCE เข้าสู่สภาวะอุณหภูมิที่ร้อนจัดอย่างเหลือเชื่อ (สูงถึง 200 kK หรือมากกว่านั้น)

แม้ว่าดาวฤกษ์ใจกลางเนบิวลาดาวเคราะห์ส่วนใหญ่ (CSPNe) จะแสดงสเปกตรัมประเภท O [92]ประมาณ 10% ขาดไฮโดรเจนและแสดงสเปกตรัม WR [93]ดาวฤกษ์เหล่านี้เป็นดาวที่มีมวลน้อย และเพื่อแยกความแตกต่างจากดาว Wolf–Rayet ที่มีมวลมาก สเปกตรัมของดาวฤกษ์เหล่านี้จึงอยู่ในวงเล็บเหลี่ยม เช่น [WC] ดาวฤกษ์ส่วนใหญ่แสดงสเปกตรัม [WC] บางส่วน [WO] และพบได้น้อยมาก [WN]

สแลชสตาร์

ดาวที่มีเครื่องหมายทับคือดาวประเภท O ที่มีเส้นคล้าย WN ในสเปกตรัม ชื่อ "เครื่องหมายทับ" มาจากประเภทสเปกตรัมที่พิมพ์ออกมาซึ่งมีเครื่องหมายทับ (เช่น "Of/WNL") [71] )

มีการค้นพบกลุ่มรองร่วมกับสเปกตรัมเหล่านี้ กลุ่ม "ระดับกลาง" ที่เย็นกว่า เรียกว่า "Ofpe/WN9" [71]ดาวเหล่านี้ยังถูกเรียกว่า WN10 หรือ WN11 แต่สิ่งนี้ไม่เป็นที่นิยมอีกต่อไปเมื่อมีการค้นพบความแตกต่างทางวิวัฒนาการจากดาว Wolf–Rayet ดวงอื่นๆ การค้นพบดาวที่หายากยิ่งขึ้นในช่วงไม่นานมานี้ทำให้ระยะของดาวที่มีแถบเฉียงขยายออกไปไกลถึง O2-3.5If * /WN5-7 ซึ่งร้อนกว่าดาวที่มีแถบเฉียงเดิมเสียอีก[94]

ดาวแม่เหล็ก O

พวกมันคือดาว O ที่มีสนามแม่เหล็กแรงสูง ชื่อเรียกคือ Of?p. [71]

ดาวแคระแดงและดาวแคระน้ำตาลเย็น

สเปกตรัมประเภทใหม่ L, T และ Y ถูกสร้างขึ้นเพื่อจำแนกสเปกตรัมอินฟราเรดของดาวฤกษ์เย็น ซึ่งรวมถึงดาวแคระแดงและดาวแคระน้ำตาลที่จางมากในสเปกตรัมที่มองเห็นได้ [ 95]

ดาวแคระน้ำตาลซึ่งเป็นดาวฤกษ์ที่ไม่เกิดปฏิกิริยาฟิวชันไฮโดรเจนจะเย็นตัวลงเมื่ออายุมากขึ้น และจะค่อยๆ พัฒนาไปเป็นสเปกตรัมประเภทอื่นในภายหลัง ดาวแคระน้ำตาลเริ่มต้นชีวิตด้วยสเปกตรัมประเภท M และจะเย็นตัวลงผ่านสเปกตรัมประเภท L, T และ Y ยิ่งมีมวลน้อยลงเท่าไร ดาวแคระน้ำตาลที่มีมวลมากที่สุดจะไม่สามารถเย็นตัวลงเป็นดาวแคระ Y หรือแม้กระทั่ง T ได้ภายในอายุของจักรวาล เนื่องจากสิ่งนี้ทำให้เกิดการเหลื่อมซ้อนกันอย่างไม่สามารถระบุได้ระหว่างอุณหภูมิและความสว่าง ที่มีประสิทธิภาพ ของ สเปกตรัมประเภท ต่างๆ สำหรับมวลและอายุบางประเภทที่มีประเภท LTY ต่างกัน จึงไม่สามารถระบุค่าอุณหภูมิหรือความสว่าง ที่ชัดเจนได้ [10]

ชั้น ล

ผลงานจินตนาการของศิลปินคนแคระตัวแอล

ดาวแคระคลาส L ได้รับการกำหนดชื่อเนื่องจากเย็นกว่าดาว M และ L คือตัวอักษรที่เหลือที่ใกล้เคียงกับ M มากที่สุด วัตถุบางชิ้นมีมวลมากพอที่จะรองรับปฏิกิริยาฟิวชันไฮโดรเจนและจึงจัดเป็นดาวฤกษ์ แต่ส่วนใหญ่มีมวลน้อยกว่าดาวฤกษ์และจึงจัดเป็นดาวแคระน้ำตาล วัตถุเหล่านี้มีสีแดงเข้มมากและสว่างที่สุดในช่วงอินฟราเรดชั้นบรรยากาศของวัตถุเหล่านี้เย็นเพียงพอที่จะทำให้ไฮไดรด์ของโลหะและโลหะอัลคาไลปรากฏเด่นชัดในสเปกตรัมของวัตถุเหล่านี้[96] [97] [98]

เนื่องจากแรงโน้มถ่วงพื้นผิวของดาวฤกษ์ขนาดใหญ่ต่ำ จึง ไม่เกิดการควบแน่นของ TiO2และVO2ดังนั้น ดาวฤกษ์ประเภท L ที่มีขนาดใหญ่กว่าดาวแคระจึงไม่สามารถก่อตัวในสภาพแวดล้อมที่แยกตัวได้ อย่างไรก็ตาม อาจเป็นไปได้ที่ซูเปอร์ไจแอนท์ประเภท L เหล่านี้ จะก่อตัวขึ้นได้จากการชนกันของดาวฤกษ์ เช่นV838 Monocerotisในช่วงที่โนวาสีแดงส่องสว่าง กำลัง ปะทุ

ชั้น ท

ผลงานจินตนาการของศิลปินคนแคระตัว T

ดาวแคระคลาส T เป็นดาวแคระน้ำตาล เย็นที่มีอุณหภูมิพื้นผิวอยู่ระหว่างประมาณ 550 ถึง 1,300 K (277 ถึง 1,027 °C; 530 ถึง 1,880 °F) โดยปล่อยรังสีอินฟราเรดสูงสุดมีเทนเป็นองค์ประกอบหลักในสเปกตรัม[96] [97]

การศึกษาจำนวนพรอพลายด์ (จานดาวเคราะห์ก่อนเกิด กลุ่มก๊าซในเนบิวลาที่ดาวฤกษ์และระบบดาวเคราะห์ก่อตัวขึ้น) บ่งชี้ว่าจำนวนดาวในกาแล็กซีน่าจะมีมากกว่าที่คาดไว้ก่อนหน้านี้หลายเท่าตัวมีทฤษฎีว่าพรอพลายด์เหล่านี้จะแข่งขันกันเอง พรอพลายด์ที่ก่อตัวเป็นดาวดวงแรกจะกลายเป็นดาวฤกษ์ ก่อนเกิด ซึ่งเป็นวัตถุที่มีความรุนแรงมากและจะรบกวนพรอพลายด์ดวงอื่นๆ ในบริเวณใกล้เคียง โดยดึงก๊าซออกจากพรอพลายด์เหล่านั้น พรอพลายด์ที่ตกเป็นเหยื่ออาจกลายเป็นดาวฤกษ์ในลำดับหลักหรือดาวแคระน้ำตาลในกลุ่ม L และ T ซึ่งเรามองไม่เห็นเลย[99]

ชั้น ม.2

ผลงานจินตนาการของศิลปินคนแคระ Y

ดาวแคระน้ำตาลที่มีสเปกตรัมคลาส Y นั้นเย็นกว่าดาวแคระน้ำตาลที่มีสเปกตรัมคลาส T และมีสเปกตรัมที่ต่างจากดาวแคระน้ำตาลอย่างเห็นได้ชัด ณ เดือนสิงหาคม 2013 มีวัตถุทั้งหมด 17 ชิ้นที่ถูกจัดให้อยู่ในคลาส Y [100]แม้ว่าจะมีการจำลองดาวแคระเหล่านี้[101]และตรวจพบภายในระยะ 40 ปีแสงโดยWide-field Infrared Survey Explorer (WISE) [87] [102] [103] [104] [105]แต่ยังไม่มีลำดับสเปกตรัมที่ชัดเจนและไม่มีต้นแบบ อย่างไรก็ตาม วัตถุหลายชิ้นได้รับการเสนอให้เป็นสเปกตรัมคลาส Y0, Y1 และ Y2 [106]

สเปกตรัมของวัตถุ Y ที่มีแนวโน้มเหล่านี้แสดงการดูดกลืนที่ประมาณ 1.55  ไมโครเมตร[ 107] Delorme และคณะได้แนะนำว่าลักษณะนี้เกิดจากการดูดกลืนจากแอมโมเนียและควรใช้เป็นลักษณะบ่งชี้การเปลี่ยนผ่าน TY [107] [108]อันที่จริง ลักษณะการดูดกลืนแอมโมเนียนี้เป็นเกณฑ์หลักที่ได้รับการนำมาใช้เพื่อกำหนดคลาสนี้[106]อย่างไรก็ตาม ลักษณะนี้แยกแยะจากการดูดกลืนโดยน้ำและมีเทน ได้ ยาก[107]และผู้เขียนรายอื่นได้ระบุว่าการกำหนดคลาส Y0 นั้นยังเร็วเกินไป[109]

ดาวแคระน้ำตาลล่าสุดที่เสนอให้เป็นประเภทสเปกตรัม Y คือ WISE 1828+2650ซึ่งเป็นดาวแคระน้ำตาล > Y2 ที่มีอุณหภูมิจริงซึ่งเดิมประมาณไว้ที่ 300  Kซึ่งเป็นอุณหภูมิของร่างกายมนุษย์[102] [103] [110] อย่างไรก็ตาม การวัด พารัลแลกซ์ได้แสดงให้เห็นว่าความส่องสว่างของดาวนี้ไม่สอดคล้องกัน โดยมีค่าเย็นกว่า ~400 K ดาวแคระน้ำตาลที่เย็นที่สุดที่รู้จักในปัจจุบันคือWISE 0855−0714ซึ่งมีอุณหภูมิประมาณ 250 K และมีมวลเพียง 7 เท่าของดาวพฤหัสบดี[111]

ช่วงมวลของดาวแคระ Y อยู่ที่ 9–25 เท่า  ของมวล ดาวพฤหัสบดีแต่วัตถุที่อายุน้อยอาจมีมวลต่ำกว่า 1 เท่าของมวลดาวพฤหัสบดี (ถึงแม้ว่าจะเย็นตัวลงจนกลายเป็นดาวเคราะห์ก็ตาม) ซึ่งหมายความว่าวัตถุในกลุ่ม Y จะอยู่ระหว่าง ขีดจำกัด การหลอมรวมของดิวที เรียมที่มีมวล 13 เท่าของดาวพฤหัสบดี ซึ่งเป็นเครื่องหมายการแบ่ง IAUในปัจจุบันระหว่างดาวแคระน้ำตาลและดาวเคราะห์[106]

ดาวแคระน้ำตาลประหลาด

สัญลักษณ์ที่ใช้สำหรับดาวแคระน้ำตาลชนิดพิเศษ
หน้าอกคำต่อท้ายนี้หมายถึง "แปลก" (เช่น L2pec) [112]
เอสดีคำนำหน้านี้ (เช่น sdL0) หมายถึงsubdwarfและบ่งบอกถึงความเป็นโลหะต่ำและสีน้ำเงิน[113]
เบต้าวัตถุที่มีคำต่อท้ายเป็นเบตา ( β ) (เช่น L4 β ) จะมีแรงโน้มถ่วงพื้นผิวปานกลาง[114]
γวัตถุที่มีคำต่อท้ายด้วยแกมมา ( γ ) (เช่น L5 γ ) จะมีแรงโน้มถ่วงพื้นผิวต่ำ[114]
สีแดงคำต่อท้ายสีแดง (เช่น L0red) แสดงถึงวัตถุที่ไม่มีสัญญาณของความเยาว์วัย แต่มีปริมาณฝุ่นสูง[115]
สีฟ้าคำต่อท้ายสีน้ำเงิน (เช่น L3blue) แสดงถึงสีอินฟราเรดใกล้สีน้ำเงินที่ไม่ปกติสำหรับดาวแคระ L โดยไม่มีความเป็นโลหะต่ำที่ชัดเจน[116]

ดาวแคระน้ำตาลอายุน้อยมี แรงโน้มถ่วงพื้นผิวต่ำเนื่องจากมีรัศมีใหญ่กว่าและมีมวลน้อยกว่าเมื่อเปรียบเทียบกับดาวฤกษ์ในสนามที่มีประเภทสเปกตรัมคล้ายกัน แหล่งกำเนิดเหล่านี้มีตัวอักษรเบตา ( β ) สำหรับแรงโน้มถ่วงพื้นผิวระดับกลางและแกมมา ( γ ) สำหรับแรงโน้มถ่วงพื้นผิวต่ำ แรงโน้มถ่วงพื้นผิวต่ำมักบ่งชี้ด้วยเส้น CaH, K Iและ Na I ที่อ่อน รวมถึงเส้น VO ที่แรง[114]อัลฟา ( α ) ย่อมาจากแรงโน้มถ่วงพื้นผิวปกติและมักจะลดลง บางครั้งแรงโน้มถ่วงพื้นผิวที่ต่ำมากจะแสดงด้วยเดลต้า ( δ ) [116]คำต่อท้าย "pec" ย่อมาจาก peculiar คำต่อท้าย peculiar ยังคงใช้สำหรับคุณสมบัติอื่นๆ ที่ไม่ธรรมดาและสรุปคุณสมบัติที่แตกต่างกัน ซึ่งบ่งบอกถึงแรงโน้มถ่วงพื้นผิวต่ำ ดาวแคระรอง และระบบดาวคู่ที่ยังไม่ได้รับการแก้ไข[117] คำนำหน้า sd ย่อมาจากsubdwarfและรวมเฉพาะ subdwarf เย็นเท่านั้น คำนำหน้าบ่งชี้ถึง คุณสมบัติ ความเป็นโลหะและจลนศาสตร์ต่ำซึ่งคล้ายกับดาวฤกษ์ฮาโลมาก กว่า ดาวฤกษ์จาน[113]ดาวแคระจะมีลักษณะเป็นสีน้ำเงินมากกว่าวัตถุจาน[118] คำต่อท้ายสีแดงอธิบายถึงวัตถุที่มีสีแดง แต่มีอายุมากกว่า ซึ่งไม่ได้ตีความว่ามีแรงโน้มถ่วงพื้นผิวต่ำ แต่ตีความว่ามีปริมาณฝุ่นสูง[115] [116]คำต่อท้ายสีน้ำเงินอธิบายถึงวัตถุที่มี สี อินฟราเรดใกล้ สีน้ำเงิน ซึ่งไม่สามารถอธิบายได้ด้วยความเป็นโลหะต่ำ วัตถุบางชิ้นอธิบายว่าเป็นระบบดาวคู่ L+T ส่วนวัตถุอื่นๆ ไม่ใช่ระบบดาวคู่ เช่น2MASS J11263991−5003550และอธิบายได้ด้วยเมฆบางและ/หรือเม็ดใหญ่[116]

คลาสดาวคาร์บอนยักษ์ปลายยุค

ดาวคาร์บอนคือดาวที่มีสเปกตรัมที่บ่งบอกถึงการผลิตคาร์บอน ซึ่งเป็นผลพลอยได้จาก การหลอมรวมของฮีเลียม อัลฟาสามตัวเมื่อมีคาร์บอนมากขึ้นและมี การผลิตธาตุหนัก แบบ s-process ขนานกัน สเปกตรัมของดาวเหล่านี้จะเบี่ยงเบนไปจากสเปกตรัมคลาส G, K และ M ตามปกติมากขึ้นเรื่อยๆ คลาสที่เทียบเท่ากันสำหรับดาวที่มีคาร์บอนสูงคือคลาส S และ C

เชื่อกันว่าดวงดาวยักษ์ใหญ่ในบรรดาดาวฤกษ์เหล่านี้จะสร้างคาร์บอนขึ้นมาเอง แต่ดาวฤกษ์บางดวงในกลุ่มนี้เป็นดาวคู่ซึ่งมีบรรยากาศแปลกประหลาดที่คาดว่าน่าจะถูกถ่ายทอดมาจากดาวคู่ที่ปัจจุบันเป็นดาวแคระขาว ในขณะที่ดาวคู่นั้นเป็นดาวคาร์บอน

คลาส ซี

ภาพของดาวคาร์บอนR Sculptorisและโครงสร้างเกลียวอันโดดเด่น

เดิมจัดอยู่ในกลุ่มดาว R และ N ซึ่งเรียกอีกชื่อหนึ่งว่าดาวคาร์บอนดาวเหล่านี้เป็นดาวยักษ์แดงที่ใกล้จะสิ้นอายุขัย ซึ่งมีคาร์บอนส่วนเกินในชั้นบรรยากาศ กลุ่มดาว R และ N เดิมจัดอยู่ในกลุ่มดาวคู่ขนานกับระบบการจำแนกประเภทปกติตั้งแต่ช่วงกลาง G ไปจนถึงช่วงปลาย M ล่าสุด กลุ่มดาวเหล่านี้ได้รับการจัดประเภทใหม่เป็นตัวจำแนกประเภทคาร์บอนแบบรวม C โดยมี N0 เริ่มต้นที่ประมาณ C6 กลุ่มดาวคาร์บอนเย็นอีกกลุ่มหนึ่งคือ ดาวประเภท C–J ซึ่งมีลักษณะเฉพาะคือมีโมเลกุล13 CN อยู่มาก นอกเหนือจากโมเลกุล12 CN [ 119]มีดาวคาร์บอนในลำดับหลักอยู่ไม่กี่ดวง แต่ดาวคาร์บอนที่รู้จักส่วนใหญ่นั้นเป็นดาวยักษ์หรือดาวยักษ์ใหญ่ มีกลุ่มดาวหลายกลุ่มย่อย:

  • CR – เดิมเป็นคลาสของตนเอง ( R ) ซึ่งแสดงถึงดาวคาร์บอนเทียบเท่ากับดาวประเภท G ในช่วงปลายจนถึง K ในช่วงต้น
  • CN – เดิมเป็นคลาสของตัวเองซึ่งแสดงถึงดาวคาร์บอนเทียบเท่ากับดาวประเภท K ถึง M ในช่วงหลัง
  • CJ – ดาวฤกษ์ประเภท C เย็นชนิดหนึ่ง มีปริมาณC สูงถึง 13
  • CH – ประชากร IIที่คล้ายคลึงกับดาว CR
  • C-Hd – ดาวที่มีคาร์บอนขาดไฮโดรเจน คล้ายกับดาวยักษ์ใหญ่ G รุ่นหลังที่มีแถบCHและC 2 เพิ่มเข้ามา

ชั้น S

ดาวคลาส S ก่อตัวต่อเนื่องระหว่างดาวคลาส M และดาวคาร์บอน ดาวที่คล้ายกับคลาส M มากที่สุดจะมีแถบการดูดกลืนZrO ที่แข็งแกร่ง ซึ่งคล้ายกับ แถบ TiOของดาวคลาส M ในขณะที่ดาวคาร์บอนที่คล้ายกับดาวมากที่สุดจะมี เส้น โซเดียม D ที่แข็งแกร่งและแถบC 2 ที่อ่อนแอ [120]ดาวคลาส S มีเซอร์โคเนียมและธาตุอื่นๆ ในปริมาณมากเกินไปที่เกิดจากกระบวนการ sและมีคาร์บอนและออกซิเจนในปริมาณที่ใกล้เคียงกับดาวคลาส M หรือดาวคาร์บอนมากกว่า เช่นเดียวกับดาวคาร์บอน ดาวคลาส S ที่รู้จักเกือบทั้งหมดเป็นดาว ที่มีกิ่งยักษ์แบบอะซิมโทติก

ประเภทสเปกตรัมประกอบด้วยตัวอักษร S และตัวเลขระหว่างศูนย์ถึงสิบ ตัวเลขนี้สอดคล้องกับอุณหภูมิของดาวและโดยประมาณจะสอดคล้องกับมาตราส่วนอุณหภูมิที่ใช้สำหรับดาวฤกษ์ขนาดใหญ่ประเภท M ประเภทที่พบมากที่สุดคือ S3 ถึง S5 ชื่อเรียกนอกมาตรฐาน S10 ถูกใช้สำหรับดาวฤกษ์Chi Cygni เฉพาะ ในกรณีที่มีอุณหภูมิต่ำสุด เท่านั้น

การจำแนกประเภทพื้นฐานมักจะตามด้วยการระบุความอุดมสมบูรณ์ โดยทำตามรูปแบบใดรูปแบบหนึ่งจากหลายรูปแบบ ได้แก่ S2,5; S2/5; S2 Zr4 Ti2; หรือ S2*5 ตัวเลขที่ตามหลังเครื่องหมายจุลภาคเป็นมาตราส่วนระหว่าง 1 ถึง 9 โดยอิงตามอัตราส่วนของ ZrO และ TiO ตัวเลขที่ตามหลังเครื่องหมายทับเป็นมาตราส่วนใหม่แต่ไม่ค่อยพบเห็นบ่อยนัก ซึ่งออกแบบมาเพื่อแสดงอัตราส่วนของคาร์บอนต่อออกซิเจนในมาตราส่วน 1 ถึง 10 โดยที่ 0 จะเป็นดาวฤกษ์ MS ความเข้มของเซอร์โคเนียมและไททาเนียมอาจระบุได้อย่างชัดเจน นอกจากนี้ ยังพบตัวเลขที่ตามหลังเครื่องหมายดอกจันเป็นครั้งคราว ซึ่งแสดงถึงความเข้มของแถบ ZrO ในมาตราส่วนตั้งแต่ 1 ถึง 5

ระหว่างคลาส M และ S ลำดับขอบเรียกว่าดาว MS ในทำนองเดียวกัน ลำดับขอบระหว่างคลาส S และ CN เรียกว่า SC หรือ CS ลำดับ M → MS → S → SC → CN สันนิษฐานว่าเป็นลำดับของความอุดมสมบูรณ์ของคาร์บอนที่เพิ่มขึ้นตามอายุของดาวคาร์บอนในสาขายักษ์อะซิมโทติก

การจำแนกประเภทดาวแคระขาว

คลาส D (สำหรับDegenerate ) คือการจำแนกประเภทสมัยใหม่ที่ใช้กับดาวแคระขาว ซึ่งเป็นดาวที่มีมวลน้อยซึ่งไม่เกิดปฏิกิริยาฟิวชันนิวเคลียร์ อีกต่อไป และหดตัวจนมีขนาดเท่ากับดาวเคราะห์และเย็นตัวลงอย่างช้าๆ คลาส D แบ่งย่อยได้อีกเป็นประเภทสเปกตรัม ได้แก่ DA, DB, DC, DO, DQ, DX และ DZ ตัวอักษรเหล่านี้ไม่เกี่ยวข้องกับตัวอักษรที่ใช้ในการจำแนกประเภทดาวดวงอื่น แต่ระบุองค์ประกอบของชั้นนอกหรือชั้นบรรยากาศที่มองเห็นได้ของดาวแคระขาวแทน

ประเภทดาวแคระขาวมีดังนี้: [121] [122]

  • DA – บรรยากาศหรือชั้นนอกที่อุดมด้วย ไฮโดรเจนแสดงด้วยเส้นสเปกตรัม ไฮโดรเจน ของ บัลเมอร์ที่เข้มข้น
  • DB – บรรยากาศที่อุดมด้วย ฮีเลียมแสดงด้วยฮีเลียมที่เป็นกลางHe Iเส้นสเปกตรัม
  • DO – บรรยากาศที่มีฮีเลียมเป็นจำนวนมาก แสดงด้วยฮีเลียมที่แตกตัวเป็นไอออนHe IIเส้นสเปกตรัม
  • DQ – บรรยากาศที่อุดมด้วย คาร์บอนแสดงด้วยเส้นคาร์บอนอะตอมหรือโมเลกุล
  • DZ – บรรยากาศที่อุดมด้วย โลหะแสดงด้วยเส้นสเปกตรัมโลหะ (การรวมตัวของประเภทสเปกตรัมดาวแคระขาวที่ล้าสมัย ได้แก่ DG, DK และ DM)
  • DC – ไม่มีเส้นสเปกตรัมที่ชัดเจนซึ่งบ่งชี้ถึงหนึ่งในหมวดหมู่ข้างต้น
  • DX – เส้นสเปกตรัมไม่ชัดเจนเพียงพอที่จะจัดอยู่ในหมวดหมู่ข้างต้นได้

ประเภทจะตามด้วยตัวเลขที่ระบุอุณหภูมิพื้นผิวของดาวแคระขาว ตัวเลขนี้เป็นรูปแบบปัดเศษของ 50400/ T effโดยที่T effคืออุณหภูมิพื้นผิวที่มีประสิทธิภาพซึ่งวัดเป็นหน่วยเคลวินเดิมที ตัวเลขนี้ปัดเศษเป็นเลข 1 ถึง 9 แต่เมื่อไม่นานมานี้ เริ่มมีการใช้ค่าเศษส่วน รวมถึงค่าต่ำกว่า 1 และสูงกว่า 9 (ตัวอย่างเช่น DA1.5 สำหรับ IK Pegasi B) [121] [123]

อาจใช้ตัวอักษรชนิดเดียวกันสองตัวขึ้นไปเพื่อระบุดาวแคระขาวที่แสดงคุณลักษณะสเปกตรัมข้างต้นมากกว่าหนึ่งอย่าง[121]

ประเภทสเปกตรัมของดาวแคระขาวขยาย

ดาวซิริอุสเอ และ บี ( ดาวแคระขาวประเภท DA2) แยกได้ด้วยกล้องโทรทรรศน์ฮับเบิล
  • DAB – ดาวแคระขาวที่มีไฮโดรเจนและฮีเลียมจำนวนมากซึ่งแสดงเส้นฮีเลียมที่เป็นกลาง
  • DAO – ดาวแคระขาวที่มีไฮโดรเจนและฮีเลียมจำนวนมากซึ่งแสดงเส้นฮีเลียมที่แตกตัวเป็นไอออน
  • DAZ – ดาวแคระขาวโลหะที่อุดมด้วยไฮโดรเจน
  • DBZ – ดาวแคระขาวเมทัลลิกที่มีฮีเลียมสูง

มีการใช้ชุดสัญลักษณ์ลักษณะเฉพาะของสเปกตรัมที่แตกต่างกันสำหรับดาวแคระขาวมากกว่าดาวประเภทอื่น: [121]

รหัสลักษณะเฉพาะของสเปกตรัมของดวงดาว
พีดาวแคระขาวแม่เหล็กที่มีโพลาไรเซชันที่ตรวจจับได้
อีเส้นการปล่อยมลพิษที่ปรากฏ
ชมดาวแคระขาวแม่เหล็กที่ไม่มีโพลาไรเซชันที่ตรวจจับได้
วีตัวแปร
พีอีซีมีลักษณะพิเศษของสเปกตรัมอยู่

ตัวแปรสีน้ำเงินเรืองแสง

ดาวแปรแสงสีน้ำเงินส่องสว่าง (Luminous blue variables หรือ LBV) เป็นดาวฤกษ์ที่มีมวลมากหายากและวิวัฒนาการมาแล้ว ซึ่งมีการเปลี่ยนแปลงสเปกตรัมและความสว่างที่คาดเดาไม่ได้และบางครั้งรุนแรง ในสถานะ "สงบนิ่ง" ดาวฤกษ์เหล่านี้มักจะคล้ายกับดาวฤกษ์ประเภท B แม้ว่าจะมีเส้นสเปกตรัมที่ผิดปกติก็ตาม ในระหว่างการปะทุ ดาวฤกษ์เหล่านี้จะคล้ายกับดาวฤกษ์ประเภท F มากกว่า โดยมีอุณหภูมิที่ต่ำกว่าอย่างเห็นได้ชัด งานวิจัยหลายชิ้นถือว่า LBV เป็นประเภทสเปกตรัมของตัวเอง[124] [125]

ประเภทสเปกตรัมที่ไม่ใช่ดวงดาว: คลาส P และ Q

ในที่สุด คลาสPและQก็เหลือมาจากระบบที่Cannon พัฒนา สำหรับHenry Draper Catalogueโดยคลาสเหล่านี้มักใช้กับวัตถุที่ไม่ใช่ดาวบางประเภท วัตถุประเภท P คือดาวฤกษ์ภายในเนบิวลาดาวเคราะห์ (โดยทั่วไปคือดาวแคระขาวอายุน้อยหรือดาวฤกษ์ยักษ์ M ที่มีไฮโดรเจนน้อย) วัตถุประเภท Q คือโนวา [ จำเป็นต้องอ้างอิง ]

ซากดาวฤกษ์

เศษซากดาวฤกษ์เป็นวัตถุที่เกี่ยวข้องกับการตายของดวงดาวดาวแคระขาว ก็รวมอยู่ในหมวดหมู่นี้ ด้วย และจากรูปแบบการจำแนกประเภทที่แตกต่างกันอย่างสิ้นเชิงสำหรับคลาส D จะเห็นได้ว่าวัตถุที่ไม่ใช่ดาวฤกษ์นั้นยากที่จะจัดอยู่ในระบบ MK

แผนภาพเฮิร์ตสปรัง–รัสเซลล์ ซึ่งระบบ MK ใช้เป็นพื้นฐานนั้นมีลักษณะเป็นการสังเกต ดังนั้นเศษซากเหล่านี้จึงไม่สามารถวาดลงในแผนภาพได้ง่าย หรือไม่สามารถวางได้เลย ดาวนิวตรอนเก่ามีขนาดค่อนข้างเล็กและเย็น และจะตกอยู่ทางด้านขวาสุดของแผนภาพเนบิวลาดาวเคราะห์เป็นแบบไดนามิกและมีแนวโน้มที่จะลดความสว่างลงอย่างรวดเร็วเมื่อดาวต้นกำเนิดเปลี่ยนผ่านไปยังสาขาดาวแคระขาว หากแสดง เนบิวลาดาวเคราะห์จะถูกวาดไว้ทางขวาของควอดแรนต์บนขวาของแผนภาพ หลุมดำไม่ปล่อยแสงที่มองเห็นได้ของตัวเอง ดังนั้นจึงจะไม่ปรากฏบนแผนภาพ[126]

มีการเสนอระบบการจำแนกดาวนิวตรอนโดยใช้เลขโรมัน ได้แก่ ประเภท I สำหรับดาวนิวตรอนที่มีมวลน้อยกว่าและมีอัตราการเย็นตัวต่ำ ประเภท II สำหรับดาวนิวตรอนที่มีมวลมากกว่าและมีอัตราการเย็นตัวสูงกว่า และประเภท III ที่เสนอสำหรับดาวนิวตรอนที่มีมวลมากกว่า (อาจเป็นดาวฤกษ์หายาก) ซึ่งมีอัตราการเย็นตัวสูงกว่า[127]ดาวนิวตรอนยิ่งมีมวลมากเท่าใด ฟลักซ์ นิวตรอนที่ดาวนิวตรอนพาไปก็จะยิ่งสูงขึ้นเท่านั้น นิวตรอนเหล่านี้พาพลังงานความร้อนออกไปมากจนหลังจากผ่านไปเพียงไม่กี่ปี อุณหภูมิของดาวนิวตรอนที่แยกตัวออกมาจะลดลงจากระดับพันล้านเหลือเพียงประมาณหนึ่งล้านเคลวินเท่านั้น ระบบการจำแนกดาวนิวตรอนที่เสนอนี้ไม่ควรสับสนกับคลาสสเปกตรัมเซคชีก่อนหน้านี้และคลาสความส่องสว่างเยอร์เคส

แทนที่คลาสสเปกตรัม

สเปกตรัมหลายประเภทที่เคยใช้สำหรับดาวฤกษ์นอกมาตรฐานเมื่อกลางศตวรรษที่ 20 ได้รับการแทนที่ระหว่างการแก้ไขระบบการจำแนกดาวฤกษ์ สเปกตรัมเหล่านี้ยังคงพบเห็นได้ในแคตตาล็อกดาวฤกษ์ฉบับเก่า โดย R และ N ได้ถูกจัดรวมเข้าในคลาส C ใหม่เป็น CR และ CN

การจำแนกประเภทดาว ความสามารถในการอยู่อาศัย และการค้นหาสิ่งมีชีวิต

แม้ว่าในที่สุดมนุษย์อาจจะสามารถตั้งอาณานิคมในแหล่งที่อยู่อาศัยบนดวงดาวประเภทใดก็ได้ แต่ในหัวข้อนี้จะกล่าวถึงความเป็นไปได้ที่สิ่งมีชีวิตจะเกิดขึ้นรอบดวงดาวอื่นๆ

เสถียรภาพ ความส่องสว่าง และอายุขัย ล้วนเป็นปัจจัยที่มีผลต่อความสามารถในการอยู่อาศัยของดาวฤกษ์ มนุษย์รู้จักดาวฤกษ์เพียงดวงเดียวเท่านั้นที่มีชีวิต นั่นก็คือดวงอาทิตย์ประเภท G ซึ่งเป็นดาวฤกษ์ที่มีธาตุหนักอยู่มากมายและความสว่างผันผวนต่ำ นอกจากนี้ ระบบสุริยะยังแตกต่างจากระบบดาวฤกษ์ อื่นๆ ตรงที่มีดาวฤกษ์เพียงดวงเดียว (ดูความสามารถในการอยู่อาศัยของระบบดาวคู่ )

จากข้อจำกัดเหล่านี้และปัญหาของการมีกลุ่มตัวอย่างเชิงประจักษ์เพียงกลุ่มเดียว ทำให้ช่วงของดาวฤกษ์ที่คาดว่าจะสามารถรองรับชีวิตได้นั้นถูกจำกัดด้วยปัจจัยบางประการ สำหรับดาวฤกษ์ประเภทลำดับหลัก ดาวฤกษ์ที่มีมวลมากกว่า 1.5 เท่าของดวงอาทิตย์ (ประเภทสเปกตรัม O, B และ A) มีอายุเร็วเกินกว่าที่สิ่งมีชีวิตขั้นสูงจะพัฒนาได้ (โดยใช้โลกเป็นแนวทาง) ในทางกลับกัน ดาวฤกษ์ที่มีมวลน้อยกว่าครึ่งหนึ่งของดวงอาทิตย์ (ประเภทสเปกตรัม M) มีแนวโน้มที่จะถูกกักขังด้วยแรงน้ำขึ้นน้ำลงภายในเขตที่อยู่อาศัยได้ รวมถึงปัญหาอื่นๆ ด้วย (ดูความสามารถในการอยู่อาศัยของระบบดาวฤกษ์แดง ) [128]แม้ว่าจะมีปัญหาต่างๆ มากมายที่สิ่งมีชีวิตบนดาวฤกษ์แดงเผชิญอยู่ นักดาราศาสตร์หลายคนยังคงสร้างแบบจำลองของระบบเหล่านี้เนื่องจากจำนวนมหาศาลและอายุขัยที่ยาวนาน

ด้วยเหตุผลเหล่านี้ ภารกิจเคปเลอร์ของ NASA จึงได้ค้นหาดาวเคราะห์ที่อยู่อาศัยได้ในดาวฤกษ์ในแถบลำดับหลักใกล้เคียงซึ่งมีมวลน้อยกว่าสเปกตรัมประเภท A แต่มีมวลมากกว่าประเภท M ซึ่งทำให้เป็นดาวฤกษ์ที่มีโอกาสเป็นไปได้มากที่สุดที่จะเป็นที่อยู่อาศัยของดาวแคระที่มีชีวิตประเภท F, G และ K [128]

ดูเพิ่มเติม

  • แอสโตรกราฟ  – ประเภทของกล้องโทรทรรศน์
  • ดาวรับเชิญ  – ชื่อจีนโบราณสำหรับดาวแปรแสงที่เกิดหายนะ
  • ลายเซ็นสเปกตรัม  – การเปลี่ยนแปลงของการสะท้อนแสงหรือการแผ่รังสีของวัสดุเมื่อเทียบกับความยาวคลื่น
  • การนับดาว  – การสำรวจทางบัญชีของดาวหน้าที่แสดงคำอธิบายวิกิดาต้าเป็นทางเลือกสำรองการสำรวจดาว
  • พลวัตของ ดวงดาว  – สาขาหนึ่งของฟิสิกส์ดาราศาสตร์

หมายเหตุ

  1. ^ นี่คือสีสัมพันธ์ของดาวฤกษ์ หาก ใช้ สีเวกาซึ่งโดยทั่วไปถือว่าเป็นดาวฤกษ์สีน้ำเงิน เป็นมาตรฐานสำหรับ "สีขาว"
  2. ^ ความเป็นสีสามารถแตกต่างกันได้อย่างมีนัยสำคัญภายในคลาสหนึ่งๆ ตัวอย่างเช่นดวงอาทิตย์ (ดาวฤกษ์ G2) เป็นสีขาว ในขณะที่ดาวฤกษ์ G9 เป็นสีเหลือง
  3. ^ abcdefgh สัดส่วนเหล่านี้คือเศษส่วนของดาวที่สว่างกว่าค่าความสว่างสัมบูรณ์ 16 การลดขีดจำกัดนี้จะทำให้ดาวประเภทที่สว่างกว่านั้นหายากยิ่งขึ้น ในขณะที่โดยทั่วไปแล้วจะเพิ่มเฉพาะระดับ M เท่านั้น สัดส่วนเหล่านี้คำนวณโดยไม่คำนึงถึงค่า 800 ในคอลัมน์รวม เนื่องจากตัวเลขจริงรวมกันเป็น 824
  4. ^ ในทางเทคนิคแล้ว ดาวแคระขาวไม่ถือเป็นดาวฤกษ์ "ที่ยังมีชีวิต" อีกต่อไป แต่เป็นซากของดาวฤกษ์ที่ "ตายแล้ว" การจำแนกประเภทดาวแคระขาวใช้สเปกตรัมประเภทอื่นจากดาวฤกษ์ "ที่ยังมีชีวิต" ที่ถูกเผาไหม้ด้วยธาตุต่างๆ
  5. ^ เมื่อใช้กับดาวประเภท Aหมายถึงเส้นสเปกตรัมโลหะที่มีความเข้มผิดปกติ
  6. ^ ซึ่งจะเพิ่มขึ้นเป็น 78.6% หากรวมดาวทั้งหมด (ดูหมายเหตุข้างต้น)

อ้างอิง

  1. ^ "Morgan-Keenan Luminosity Class | COSMOS". geology.swin.edu.au . สืบค้นเมื่อ31 สิงหาคม 2022 .
  2. ^ O'Connell (27 มีนาคม 2023). "MAGNITUDE AND COLOR SYSTEMS" (PDF) . Caltech ASTR 511 . เก็บถาวร(PDF)จากแหล่งเดิมเมื่อ 28 มีนาคม 2023 . สืบค้นเมื่อ27 มีนาคม 2023 .
  3. ^ Jeffery, CS; Werner, K.; Kilkenny, D.; Miszalski, B.; Monageng, I.; Snowdon, EJ (2023). "ดาวแคระขาวร้อนและดาวแคระขาวก่อนยุคขาวค้นพบด้วยเกลือ" Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 519 (2): 2321–2330. doi : 10.1093/mnras/stac3531 .
  4. ^ abcd Habets, GMHJ; Heinze, JRW (พฤศจิกายน 1981). "การแก้ไขโบโลเมตริกเชิงประจักษ์สำหรับลำดับหลัก" Astronomy and Astrophysics Supplement Series . 46 : 193–237 (ตาราง VII และ VIII). Bibcode :1981A&AS...46..193H. – ค่าความส่องสว่างได้มาจากตัวเลข M bol โดยใช้ M bol (☉)=4.75
  5. ^ Weidner, Carsten; Vink, Jorick S. (ธันวาคม 2010). "มวลและความคลาดเคลื่อนของมวลของดาวประเภท O". ดาราศาสตร์และฟิสิกส์ดาราศาสตร์ . 524 . A98. arXiv : 1010.2204 . Bibcode :2010A&A...524A..98W. doi :10.1051/0004-6361/201014491. S2CID  118836634.
  6. ^ โดย Charity , Mitchell. "ดวงดาวมีสีอะไร?". Vendian.org . สืบค้นเมื่อ13 พฤษภาคม 2549
  7. ^ "สีของดวงดาว". กล้องโทรทรรศน์แห่งชาติออสเตรเลีย 17 ตุลาคม 2018
  8. ^ มัวร์, แพทริก (1992). หนังสือกินเนสบุ๊คเรื่องดาราศาสตร์: ข้อเท็จจริงและความสำเร็จ (พิมพ์ครั้งที่ 4) กินเนสส์ISBN 978-0-85112-940-2-
  9. ^ "The Colour of Stars". Australia Telescope Outreach and Education. 21 ธันวาคม 2004. เก็บถาวรจากแหล่งเดิมเมื่อ 3 ธันวาคม 2013 . สืบค้นเมื่อ26 กันยายน 2007 .— อธิบายถึงสาเหตุของความแตกต่างในการรับรู้สี
  10. ^ abcd Baraffe, I.; Chabrier, G.; Barman, TS; Allard, F.; Hauschildt, PH (พฤษภาคม 2003). "แบบจำลองวิวัฒนาการสำหรับดาวแคระน้ำตาลเย็นและดาวเคราะห์ยักษ์นอกระบบสุริยะ กรณีของ HD 209458" ดาราศาสตร์และฟิสิกส์ดาราศาสตร์ 402 ( 2): 701–712. arXiv : astro-ph/0302293 . Bibcode :2003A&A...402..701B. doi :10.1051/0004-6361:20030252. S2CID  15838318
  11. ^ abcdefgh Ledrew, Glenn (กุมภาพันธ์ 2001). "The Real Starry Sky". Journal of the Royal Astronomical Society of Canada . 95 : 32. Bibcode :2001JRASC..95...32L.
  12. ^ "การจำแนกประเภทสเปกตรัมของดาวฤกษ์ (OBAFGKM)". www.eudesign.com . สืบค้นเมื่อ6 เมษายน 2562 .
  13. ^ Sota, A.; Maíz Apellániz, J.; Morrell, NI; Barbá, RH; Walborn, NR; et al. (มีนาคม 2014). "การสำรวจสเปกตรัม Galactic O-Star (GOSSS). II. ดาวฤกษ์ทางตอนใต้ที่สว่าง". The Astrophysical Journal Supplement Series . 211 (1). 10. arXiv : 1312.6222 . Bibcode :2014ApJS..211...10S. doi :10.1088/0067-0049/211/1/10. S2CID  118847528.
  14. ^ ab Phillips, Kenneth JH (1995). Guide to the Sun. สำนักพิมพ์มหาวิทยาลัยเคมบริดจ์ . หน้า 47–53 ISBN 978-0-521-39788-9-
  15. ^ รัสเซลล์, เฮนรี่ นอร์ริส (มีนาคม 1914). "ความสัมพันธ์ระหว่างสเปกตรัมและลักษณะอื่น ๆ ของดวงดาว" ดาราศาสตร์ยอดนิยมเล่ม 22 หน้า 275–294 Bibcode :1914PA.....22..275R
  16. ^ Saha, MN (พฤษภาคม 1921). "On a Physical Theory of Stellar Spectra". Proceedings of the Royal Society of London. Series A . 99 (697): 135–153. Bibcode :1921RSPSA..99..135S. doi : 10.1098/rspa.1921.0029 .
  17. ^ Payne, Cecilia Helena (1925). Stellar Atmospheres; a Contribution to the Observational Study of High Temperature in the Reversing Layers of Stars (Ph.D). Radcliffe College. Bibcode :1925PhDT.........1P.
  18. ^ จักรวาล ฟิสิกส์และ (14 มิถุนายน 2013). "การจำแนกสเปกตรัม Yerkes". ฟิสิกส์และจักรวาล. สืบค้นเมื่อ31 สิงหาคม 2022 .
  19. ^ UCL (30 พฤศจิกายน 2018). "MK และแผนที่ MK ที่ปรับปรุงใหม่". หอสังเกตการณ์ UCL (UCLO) . สืบค้นเมื่อ31 สิงหาคม 2022 .
  20. ^ มอร์แกน, วิลเลียม วิลสัน; คีแนน, ฟิลิป ไชลด์ส; เคลล์แมน, เอดิธ (1943). แอตลาสของสเปกตรัมดาวฤกษ์ พร้อมโครงร่างของการจำแนกสเปกตรัมสำนักพิมพ์มหาวิทยาลัยชิคาโกBibcode :1943assw.book.....M. OCLC  1806249
  21. ^ มอร์แกน, วิลเลียม วิลสัน; คีแนน, ฟิลิป ไชลด์ส (1973). "การจำแนกประเภทสเปกตรัม". Annual Review of Astronomy and Astrophysics . 11 : 29–50. Bibcode :1973ARA&A..11...29M. doi :10.1146/annurev.aa.11.090173.000333.
  22. ↑ abcd "หมายเหตุเกี่ยวกับแผนที่สเปกตรัมและการจำแนกสเปกตรัม" ศูนย์ดาราศาสตร์ดอนเนส์แห่งสตราสบูร์ก สืบค้นเมื่อ2 มกราคม 2558 .
  23. ^ Caballero-Nieves, SM; Nelan, EP; Gies, DR; Wallace, DJ; DeGioia-Eastwood, K. ; et al. (กุมภาพันธ์ 2014). "การสำรวจความละเอียดสูงเชิงมุมของดาวมวลมากใน Cygnus OB2: ผลลัพธ์จากเซ็นเซอร์นำทางละเอียดของกล้องโทรทรรศน์อวกาศฮับเบิล". The Astronomical Journal . 147 (2). 40. arXiv : 1311.5087 . Bibcode :2014AJ....147...40C. doi :10.1088/0004-6256/147/2/40. S2CID  22036552.
  24. ^ Prinja, RK; Massa, DL (ตุลาคม 2010). "Signature of wide-spread clumping in B supergiant winds". Astronomy and Astrophysics . 521. L55. arXiv : 1007.2744 . Bibcode :2010A&A...521L..55P. doi :10.1051/0004-6361/201015252. S2CID  59151633.
  25. ^ Gray, David F. (พฤศจิกายน 2010). "Photospheric Variations of the Supergiant γ Cyg". The Astronomical Journal . 140 (5): 1329–1336. Bibcode :2010AJ....140.1329G. doi : 10.1088/0004-6256/140/5/1329 .
  26. ^ ab Nazé, Y. (พฤศจิกายน 2009). "ดาวร้อนที่สังเกตโดย XMM-Newton. I. แคตตาล็อกและคุณสมบัติของดาว OB". ดาราศาสตร์และฟิสิกส์ดาราศาสตร์ . 506 (2): 1055–1064. arXiv : 0908.1461 . Bibcode :2009A&A...506.1055N. doi :10.1051/0004-6361/200912659. S2CID  17317459.
  27. ^ Lyubimkov, Leonid S.; Lambert, David L.; Rostopchin, Sergey I.; Rachkovskaya, Tamara M.; Poklad, Dmitry B. (กุมภาพันธ์ 2010). "พารามิเตอร์พื้นฐานที่แม่นยำสำหรับ Supergiants ประเภท A, F และ G ในบริเวณใกล้เคียงดวงอาทิตย์" Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 402 (2): 1369–1379. arXiv : 0911.1335 . Bibcode :2010MNRAS.402.1369L. doi : 10.1111/j.1365-2966.2009.15979.x . S2CID  119096173
  28. ^ Gray, RO; Corbally, CJ; Garrison, RF; McFadden, MT; Robinson, PE (ตุลาคม 2003). "Contributions to the Nearby Stars (NStars) Project: Spectroscopy of Stars Before than M0 within 40 Parsecs: The Northern Sample. I". The Astronomical Journal . 126 (4): 2048–2059. arXiv : astro-ph/0308182 . Bibcode :2003AJ....126.2048G. doi :10.1086/378365. S2CID  119417105.
  29. ^ Shenavrin, VI; Taranova, OG; Nadzhip, AE (มกราคม 2011). "การค้นหาและศึกษาซองฝุ่นรอบดาวฤกษ์ร้อน". Astronomy Reports . 55 (1): 31–81. Bibcode :2011ARep...55...31S. doi :10.1134/S1063772911010070. S2CID  122700080.
  30. ↑ เซนาร์โร, เอเจ; เปเลเทียร์ RF; ซานเชซ-บลาซเกซ, ป.; เซลาม SO; โทโลบา อี.; คาร์เดียล น.; ฟอลคอน-บาร์โรโซ เจ.; กอร์กัส เจ.; ฮิเมเนซ-วิเซนเต้ เจ.; Vazdekis, A. (มกราคม 2550). ห้องสมุดกล้องโทรทรรศน์ไอแซกนิวตันความละเอียดปานกลางสเปกตรัมเชิงประจักษ์ - II พารามิเตอร์บรรยากาศของดาวฤกษ์ประกาศรายเดือนของ Royal Astronomical Society 374 (2): 664–690. arXiv : astro-ph/0611618 . Bibcode :2007MNRAS.374..664C. ดอย : 10.1111/j.1365-2966.2006.11196.x . หมายเลข S2CID  119428437
  31. ^ Sion, Edward M.; Holberg, JB; Oswalt, Terry D.; McCook, George P.; Wasatonic, Richard (ธันวาคม 2009). "The White Dwarfs Within 20 Parsecs of the Sun: Kinematics and Statistics". The Astronomical Journal . 138 (6): 1681–1689. arXiv : 0910.1288 . Bibcode :2009AJ....138.1681S. doi :10.1088/0004-6256/138/6/1681. S2CID  119284418.
  32. ^ DS Hayes; LE Pasinetti; AG Davis Philip (6 ธันวาคม 2012) การสอบเทียบปริมาณดาวพื้นฐาน: รายงานการประชุมวิชาการครั้งที่ 111 ของสหพันธ์ดาราศาสตร์สากลที่จัดขึ้นที่ Villa Olmo เมืองโคโม ประเทศอิตาลี ระหว่างวันที่ 24–29 พฤษภาคม 1984 Springer Science & Business Media หน้า 129– ISBN 978-94-009-5456-4-
  33. ^ ab Arias, Julia I.; et al. (สิงหาคม 2016). "การจำแนกสเปกตรัมและคุณสมบัติของดาว OVz ในการสำรวจสเปกตรัมดาว O ของกาแล็กซี (GOSSS)". The Astronomical Journal . 152 (2): 31. arXiv : 1604.03842 . Bibcode :2016AJ....152...31A. doi : 10.3847/0004-6256/152/2/31 . S2CID  119259952.
  34. ^ MacRobert, Alan (1 สิงหาคม 2549). "ประเภทสเปกตรัมของดวงดาว" Sky & Telescope
  35. ^ abcdefghijk Allen, JS "การจำแนกสเปกตรัมของดาวฤกษ์". ภาควิชาฟิสิกส์และดาราศาสตร์UCL : Astrophysics Group . สืบค้นเมื่อ1 มกราคม 2014 .
  36. ^ โดย Maíz Apellániz, J.; Walborn, Nolan R.; Morrell, NI; Niemela, VS; Nelan, EP (2007). "Pismis 24-1: ขีดจำกัดมวลบนของดาวฤกษ์ที่เก็บรักษาไว้". The Astrophysical Journal . 660 (2): 1480–1485. arXiv : astro-ph/0612012 . Bibcode :2007ApJ...660.1480M. doi :10.1086/513098. S2CID  15936535.
  37. ↑ วอลบอร์น, โนแลน อาร์.; โซตะ, อัลเฟรโด; ไมซ์ อาเปลลานิซ, เฆซุส; อัลฟาโร, เอมิลิโอ เจ.; มอร์เรลล์ นิเดีย ไอ.; บาร์บา, โรดอลโฟ เอช.; อาเรียส, จูเลียที่ 1.; กาเมน, โรแบร์โต ซี. (2010) "ผลลัพธ์เบื้องต้นจากการสำรวจทางสเปกโทรสโกปีโอสตาร์ทางช้างเผือก: เส้นการปล่อยก๊าซ C III ในสเปกตรัม" จดหมายวารสารดาราศาสตร์ฟิสิกส์711 (2): L143. arXiv : 1002.3293 . Bibcode :2010ApJ...711L.143W. ดอย :10.1088/2041-8205/711/2/L143. S2CID  119122481.
  38. ^ โดย Fariña, Cecilia; Bosch, Guillermo L.; Morrell, Nidia I.; Barbá, Rodolfo H.; Walborn, Nolan R. (2009). "การศึกษาสเปกตรัมของ N159/N160 Complex in the Large Magellanic Cloud". The Astronomical Journal . 138 (2): 510–516. arXiv : 0907.1033 . Bibcode :2009AJ....138..510F. doi :10.1088/0004-6256/138/2/510. S2CID  18844754.
  39. ^ Rauw, G.; Manfroid, J.; Gosset, E.; Nazé, Y.; Sana, H.; De Becker, M.; Foellmi, C.; Moffat, AFJ (2007). "ดาวฤกษ์ประเภทแรกในแกนกลางของกระจุกดาวเปิดอายุน้อย Westerlund 2". Astronomy and Astrophysics . 463 (3): 981–991. arXiv : astro-ph/0612622 . Bibcode :2007A&A...463..981R. doi :10.1051/0004-6361:20066495. S2CID  17776145.
  40. ^ abcdefg Crowther, Paul A. (2007). "คุณสมบัติทางกายภาพของดาว Wolf-Rayet". Annual Review of Astronomy & Astrophysics . 45 (1): 177–219. arXiv : astro-ph/0610356 . Bibcode :2007ARA&A..45..177C. doi :10.1146/annurev.astro.45.051806.110615. S2CID  1076292.
  41. ^ Rountree Lesh, J. (1968). "จลนศาสตร์ของแถบกูลด์: กลุ่มที่กำลังขยายตัวหรือไม่?". The Astrophysical Journal Supplement Series . 17 : 371. Bibcode :1968ApJS...17..371L. doi : 10.1086/190179 .
  42. ↑ Analyze spectrale de la lumière de quelques étoiles, et nouvelles Observation sur les taches solaires, P. Secchi, Comptes Rendus des Séances de l'Académie des Sciences 63 (กรกฎาคม–ธันวาคม 1866), หน้า 364–368
  43. ↑ Nouvelles recherches sur l'analyse spectrale de la lumière des étoiles, P. Secchi, Comptes Rendus des Séances de l'Académie des Sciences 63 (กรกฎาคม–ธันวาคม 1866), หน้า 621–628
  44. ^ Hearnshaw, JB (1986). การวิเคราะห์แสงดาว: หนึ่งร้อยห้าสิบปีของสเปกโตรสโคปีดาราศาสตร์ . เคมบริดจ์ สหราชอาณาจักร: สำนักพิมพ์มหาวิทยาลัยเคมบริดจ์ หน้า 60, 134 ISBN 978-0-521-25548-6-
  45. ^ "การจำแนกสเปกตรัมของดาวฤกษ์: ประวัติบางส่วน"
  46. ^ Kaler, James B. (1997). Stars and Their Spectra: An Introduction to the Spectral Sequence. เคมบริดจ์: สำนักพิมพ์มหาวิทยาลัยเคมบริดจ์ หน้า 62–63 ISBN 978-0-521-58570-5-
  47. ^ หน้า 60–63, เฮิร์นชอว์ 1986; หน้า 623–625, Secchi 1866.
  48. ^ หน้า 62–63, Hearnshaw 1986
  49. ^ หน้า 60, Hearnshaw 1986
  50. ^ Catchers of the Light: The Forgotten Lives of the Men and Women Who First Photographed the Heavensโดย Stefan Hughes
  51. ^ ab Pickering, Edward C. (1890). "The Draper Catalogue of stellar spectra photographed with the 8-inch Bache telescope as a part of the Henry Draper memorial". Annals of Harvard College Observatory . 27 : 1. Bibcode :1890AnHar..27.....1P.
  52. ^ หน้า 106–108, Hearnshaw 1986
  53. ^ ab "Williamina Fleming". Oxford Reference . สืบค้นเมื่อ10 มิถุนายน 2020 .
  54. ^ "วิลเลียมา แพตัน เฟลมมิ่ง -". www.projectcontinua.org . สืบค้นเมื่อ10 มิถุนายน 2020 .
  55. ^ "การจำแนกสเปกตรัมของดาวฤกษ์". spiff.rit.edu . สืบค้นเมื่อ10 มิถุนายน 2020 .
  56. ^ เฮิร์นชอว์ (1986) หน้า 111–112
  57. ^ Maury, Antonia C.; Pickering, Edward C. (1897). "สเปกตรัมของดวงดาวสว่างที่ถ่ายภาพด้วยกล้องโทรทรรศน์ Draper ขนาด 11 นิ้ว ซึ่งเป็นส่วนหนึ่งของอนุสรณ์สถาน Henry Draper". วารสารหอดูดาวของวิทยาลัยฮาร์วาร์ด . 28 : 1. Bibcode :1897AnHar..28.....1M.
  58. ^ ab "Antonia Maury". www.projectcontinua.org . สืบค้นเมื่อ10 มิถุนายน 2020 .
    Hearnshaw, JB (17 มีนาคม 2014). การวิเคราะห์แสงดาว: สเปกโตรสโคปีดาราศาสตร์สองศตวรรษ (ฉบับที่ 2) นิวยอร์ก, นิวยอร์กISBN 978-1-107-03174-6.OCLC 855909920  .{{cite book}}: CS1 maint: ตำแหน่งขาดผู้จัดพิมพ์ ( ลิงค์ )
    Gray, Richard O.; Corbally, Christopher J.; Burgasser, Adam J. (2009). Stellar spectral classification. พรินซ์ตัน, นิวเจอร์ซีย์: สำนักพิมพ์มหาวิทยาลัยพรินซ์ตันISBN 978-0-691-12510-7.OCLC 276340686  .
  59. ^ โจนส์, เบสซี ซาบัน; บอยด์, ไลล์ กิฟฟอร์ด (1971). หอสังเกตการณ์วิทยาลัยฮาร์วาร์ด: ตำแหน่งผู้อำนวยการสี่คนแรก 1839-1919 (พิมพ์ครั้งที่ 1) เคมบริดจ์: สำนักพิมพ์ MA Belknap ของสำนักพิมพ์มหาวิทยาลัยฮาร์วาร์ดISBN 978-0-674-41880-6.OCLC1013948519  . เลขที่
  60. ^ Cannon, Annie J.; Pickering, Edward C. (1901). "Spectra of bright southern stars photographed with the 13 inch Boyden telescope as part of the Henry Draper Memorial". Annals of Harvard College Observatory . 28 : 129. Bibcode :1901AnHar..28..129C.
  61. ^ Hearnshaw (1986) หน้า 117–119,
  62. ^ Cannon, Annie Jump; Pickering, Edward Charles (1912). "การจำแนกดาวฤกษ์ทางทิศใต้ 1,688 ดวงโดยใช้สเปกตรัม". Annals of the Astronomical Observatory of Harvard College . 56 (5): 115. Bibcode :1912AnHar..56..115C.
  63. ^ เฮิร์นชอว์ (1986) หน้า 121–122
  64. ^ "Annie Jump Cannon". www.projectcontinua.org . สืบค้นเมื่อ10 มิถุนายน 2020 .
  65. ^ แนสซอ, เจเจ; เซย์เฟิร์ต, คาร์ล เค. (มีนาคม 1946). "สเปกตรัมของดาว BD ภายในห้าองศาของขั้วโลกเหนือ". Astrophysical Journal . 103 : 117. Bibcode :1946ApJ...103..117N. doi :10.1086/144796.
  66. ^ FitzGerald, M. Pim (ตุลาคม 1969). "การเปรียบเทียบระหว่างคลาสสเปกตรัม-ความส่องสว่างบนระบบการจำแนกประเภท Mount Wilson และ Morgan–Keenan" วารสารของ Royal Astronomical Society of Canada . 63 : 251. Bibcode :1969JRASC..63..251P.
  67. ^ Sandage, A. (ธันวาคม 1969). "ดาวแคระใหม่ II. ความเร็วเชิงรัศมี โฟโตเมตรี และการเคลื่อนที่เบื้องต้นในอวกาศสำหรับดาวฤกษ์ 112 ดวงที่มีการเคลื่อนที่เฉพาะขนาดใหญ่" Astrophysical Journal . 158 : 1115. Bibcode :1969ApJ...158.1115S. doi : 10.1086/150271 .
  68. ^ Norris, Jackson M.; Wright, Jason T.; Wade, Richard A.; Mahadevan, Suvrath ; Gettel, Sara (ธันวาคม 2011). "การไม่พบดาวเคราะห์น้อยคู่หู HD 149382". The Astrophysical Journal . 743 (1). 88. arXiv : 1110.1384 . Bibcode :2011ApJ...743...88N. doi :10.1088/0004-637X/743/1/88. S2CID  118337277.
  69. ^ abcdefgh Garrison, RF (1994). "ลำดับชั้นมาตรฐานสำหรับกระบวนการ MK" (PDF) . ใน Corbally, CJ; Gray, RO; Garrison, RF (บรรณาธิการ). กระบวนการ MK เมื่อ 50 ปีที่แล้ว: เครื่องมือทรงพลังสำหรับข้อมูลเชิงลึกทางดาราศาสตร์ชุดการประชุม Astronomical Society of the Pacific เล่มที่ 60 ซานฟรานซิสโก: Astronomical Society of the Pacific หน้า 3–14 ISBN 978-1-58381-396-6.OCLC 680222523  .
  70. ^ ดาร์ลิ่ง, เดวิด. "ดาวประเภทปลายยุค". สารานุกรมวิทยาศาสตร์ทางอินเทอร์เน็ต. สืบค้นเมื่อ14 ตุลาคม 2550 .
  71. ^ abcde Walborn, NR (2008). "ระบบความยาวคลื่นหลายช่วงของสเปกตรัม OB". ดาวมวลมาก: พารามิเตอร์พื้นฐานและปฏิสัมพันธ์รอบดาว (บรรณาธิการ P. Benaglia . 33 : 5. Bibcode :2008RMxAC..33.....5W.
  72. ^ แผนภูมิสเปกตรัมของดาวฤกษ์พร้อมโครงร่างของการจำแนกสเปกตรัม WW Morgan, PC Keenan และ E. Kellman, Chicago: The University of Chicago Press, 1943
  73. ^ Walborn, NR (1971). "ลักษณะทางสเปกโตรสโคปีบางประการของดาว OB: การตรวจสอบการกระจายในอวกาศของดาว OB บางดวงและกรอบอ้างอิงของการจำแนกประเภท". The Astrophysical Journal Supplement Series . 23 : 257. Bibcode :1971ApJS...23..257W. doi : 10.1086/190239 .
  74. ^ Morgan, WW; Abt, Helmut A.; Tapscott, JW (1978). "Revised MK Spectral Atlas for stars earlier than the sun". Williams Bay: Yerkes Observatory . Bibcode :1978rmsa.book.....M.
  75. ^ Walborn, Nolan R.; Howarth, Ian D.; Lennon, Daniel J.; Massey, Philip; Oey, MS; Moffat, Anthony FJ; Skalkowski, Gwen; Morrell, Nidia I.; Drissen, Laurent; Parker, Joel Wm. (2002). "ระบบการจำแนกสเปกตรัมแบบใหม่สำหรับดาว O ดวงแรก: คำจำกัดความของประเภท O2" (PDF) . วารสารดาราศาสตร์ . 123 (5): 2754–2771. Bibcode :2002AJ....123.2754W. doi :10.1086/339831. S2CID  122127697
  76. ^ Elizabeth Howell (21 กันยายน 2013). "Regulus: The Kingly Star". Space.com . สืบค้นเมื่อ13 เมษายน 2022 .
  77. ^ Slettebak, Arne (กรกฎาคม 1988). "The Be Stars". สิ่งพิมพ์ของสมาคมดาราศาสตร์แห่งแปซิฟิก . 100 : 770–784. Bibcode :1988PASP..100..770S. doi : 10.1086/132234 .
  78. ^ "ระบบดาวฤกษ์ที่ใกล้ที่สุด 100 ดวง". www.astro.gsu.edu . สืบค้นเมื่อ13 เมษายน 2022 .
  79. ^ "ดวงดาวในระยะ 20 ปีแสง"
  80. ^ Morgan, WW; Keenan, PC (1973). "Spectral Classification". Annual Review of Astronomy and Astrophysics . 11 : 29. Bibcode :1973ARA&A..11...29M. doi :10.1146/annurev.aa.11.090173.000333.
  81. ^ Morgan, WW; Abt, Helmut A.; Tapscott, JW (1978). Revised MK Spectral Atlas for stars earlier than the sun . หอสังเกตการณ์เยอร์เกส มหาวิทยาลัยชิคาโกBibcode :1978rmsa.book.....M.{{cite book}}: CS1 maint: ตำแหน่งขาดผู้จัดพิมพ์ ( ลิงค์ )
  82. ^ Gray, R. O; Garrison, R. F (1989). "ดาวฤกษ์ประเภท F ยุคแรก - การจำแนกประเภทที่ปรับปรุง การเผชิญหน้ากับการถ่ายภาพด้วยแสงของ Stromgren และผลกระทบของการหมุน" Astrophysical Journal Supplement Series . 69 : 301. Bibcode :1989ApJS...69..301G. doi :10.1086/191315
  83. ^ Keenan, Philip C.; McNeil, Raymond C. (1989). "The Perkins catalog of revised MK types for the cooler stars". Astrophysical Journal Supplement Series . 71 : 245. Bibcode :1989ApJS...71..245K. doi :10.1086/191373. S2CID  123149047.
  84. ^ Nieuwenhuijzen, H.; De Jager, C. (2000). "การตรวจสอบช่องว่างวิวัฒนาการสีเหลือง สามดาวยักษ์ใหญ่วิกฤตวิวัฒนาการ: HD 33579, HR 8752 และ IRC +10420" ดาราศาสตร์และฟิสิกส์ดาราศาสตร์ . 353 : 163. Bibcode :2000A&A...353..163N.
  85. ^ "ในขอบเวลาจักรวาลวิทยา ช่วงเวลาแห่งการอยู่อาศัยของโลกใกล้จะสิ้นสุดลงแล้ว | International Space Fellowship". Spacefellowship.com . สืบค้นเมื่อ22 พฤษภาคม 2012
  86. ^ ""Goldilocks" Stars May Be "Just Right" for Finding Habitable Worlds". NASA.com. 7 มีนาคม 2019 . สืบค้นเมื่อ26 สิงหาคม 2021 .
  87. ^ ab "ค้นพบ: ดวงดาวที่เย็นสบายเท่ากับร่างกายมนุษย์ | สำนักภารกิจวิทยาศาสตร์". science.nasa.gov . เก็บถาวรจากแหล่งเดิมเมื่อ 7 ตุลาคม 2011 . สืบค้นเมื่อ12 กรกฎาคม 2017 .
  88. ^ "การปรับปรุงกาแลคซี". www.spacetelescope.org . ESA/Hubble . สืบค้นเมื่อ29 เมษายน 2558 .
  89. ^ เพย์น เซซิเลีย เอช. (1930). "การจำแนกประเภทดาว O". วารสารหอดูดาววิทยาลัยฮาร์วาร์ด . 878 : 1. Bibcode :1930BHarO.878....1P.
  90. ^ Figer, Donald F.; McLean, Ian S.; Najarro, Francisco (1997). "AK-Band Spectral Atlas of Wolf-Rayet Stars". The Astrophysical Journal . 486 (1): 420–434. Bibcode :1997ApJ...486..420F. doi : 10.1086/304488 .
  91. ^ Kingsburgh, RL; Barlow, MJ; Storey, PJ (1995). "คุณสมบัติของดาว WO Wolf-Rayet". Astronomy and Astrophysics . 295 : 75. Bibcode :1995A&A...295...75K.
  92. ^ Tinkler, CM; Lamers, HJGLM (2002). "อัตราการสูญเสียมวลของดาวฤกษ์ศูนย์กลางที่อุดมด้วยไฮโดรเจนของเนบิวลาดาวเคราะห์ในฐานะตัวบ่งชี้ระยะทาง?" ดาราศาสตร์และฟิสิกส์ดาราศาสตร์ . 384 (3): 987–998. Bibcode :2002A&A...384..987T. doi : 10.1051/0004-6361:20020061 .
  93. ^ Miszalski, B.; Crowther, PA; De Marco, O.; Köppen, J.; Moffat, AFJ; Acker, A.; Hillwig, TC (2012). "IC 4663: The first unambiguous [WN] Wolf-Rayet central star of a planetary nebula". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 423 (1): 934–947. arXiv : 1203.3303 . Bibcode :2012MNRAS.423..934M. doi : 10.1111/j.1365-2966.2012.20929.x . S2CID  10264296.
  94. ^ Crowther, PA; Walborn, NR (2011). "การจำแนกประเภทสเปกตรัมของดาว O2-3.5 If*/WN5-7". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 416 (2): 1311–1323. arXiv : 1105.4757 . Bibcode :2011MNRAS.416.1311C. doi : 10.1111/j.1365-2966.2011.19129.x . S2CID  118455138.
  95. ^ Kirkpatrick, JD (2008). "ประเด็นที่โดดเด่นในการทำความเข้าใจของเราเกี่ยวกับดาวแคระ L, T และ Y" การประชุมเชิงปฏิบัติการเคมบริดจ์ครั้งที่ 14 เกี่ยวกับดาวฤกษ์เย็น . 384 : 85. arXiv : 0704.1522 . Bibcode :2008ASPC..384...85K.
  96. ^ โดย Kirkpatrick, J. Davy; Reid, I. Neill; Liebert, James; Cutri, Roc M.; Nelson, Brant; Beichman, Charles A.; Dahn, Conard C.; Monet, David G.; Gizis, John E.; Skrutskie, Michael F. (10 กรกฎาคม 1999). "ดาวแคระที่เย็นกว่า M: คำจำกัดความของสเปกตรัมชนิด L โดยใช้การค้นพบจากการสำรวจ 2-µ ALL-SKY (2MASS)". The Astrophysical Journal . 519 (2): 802–833. Bibcode :1999ApJ...519..802K. doi : 10.1086/307414 .
  97. ^ โดย Kirkpatrick, J. Davy (2005). "New Spectral Types L and T" (PDF) . Annual Review of Astronomy and Astrophysics . 43 (1): 195–246. Bibcode :2005ARA&A..43..195K. doi :10.1146/annurev.astro.42.053102.134017. S2CID  122318616
  98. ^ Kirkpatrick, J. Davy; Barman, Travis S.; Burgasser, Adam J.; McGovern, Mark R.; McLean, Ian S.; Tinney, Christopher G.; Lowrance, Patrick J. (2006). "การค้นพบดาวแคระสนาม L ที่อายุน้อยมาก 2MASS J01415823−4633574". The Astrophysical Journal . 639 (2): 1120–1128. arXiv : astro-ph/0511462 . Bibcode :2006ApJ...639.1120K. doi :10.1086/499622. S2CID  13075577.
  99. ^ Camenzind, Max (27 กันยายน 2549). "การจำแนกสเปกตรัมของดาวฤกษ์และการตีความทางกายภาพ" (PDF) . Astro Lab Landessternwarte Königstuhl : 6 – ผ่านทางมหาวิทยาลัยไฮเดลเบิร์ก
  100. ^ Kirkpatrick, J. Davy; Cushing, Michael C.; Gelino, Christopher R.; Beichman, Charles A.; Tinney, CG; Faherty, Jacqueline K. ; Schneider, Adam; Mace, Gregory N. (2013). "การค้นพบดาวแคระ Y1 WISE J064723.23-623235.5". The Astrophysical Journal . 776 (2): 128. arXiv : 1308.5372 . Bibcode :2013ApJ...776..128K. doi :10.1088/0004-637X/776/2/128. S2CID  6230841
  101. ^ Deacon, NR; Hambly, NC (2006). "Y-Spectral class for Ultra-Cool Dwarfs". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 371 : 1722–1730. arXiv : astro-ph/0607305 . doi : 10.1111/j.1365-2966.2006.10795.x . S2CID  14081778.
  102. ^ โดย Wehner, Mike (24 สิงหาคม 2011). "NASA พบดาวฤกษ์ที่เย็นจัดกว่าร่างกายมนุษย์ | บล็อกข่าวเทคโนโลยี – Yahoo! News Canada". Ca.news.yahoo.com . สืบค้นเมื่อ22 พฤษภาคม 2012 .
  103. ^ โดย Venton, Danielle (23 สิงหาคม 2011). "NASA Satellite Finds Coldest, Darkest Stars Yet". Wired – ผ่านทาง www.wired.com
  104. ^ "NASA - ภารกิจอันชาญฉลาดของ NASA ค้นพบดาวฤกษ์ประเภทที่เย็นที่สุด". www.nasa.gov . เก็บถาวรจากแหล่งเดิมเมื่อ 14 กุมภาพันธ์ 2021 . สืบค้นเมื่อ 1 พฤศจิกายน 2019 .
  105. ^ Zuckerman, B.; Song, I. (2009). "มวลต่ำสุดของยีนส์, ดาวแคระน้ำตาลคู่หู IMF และการคาดการณ์สำหรับการตรวจจับดาวแคระประเภท Y". Astronomy and Astrophysics . 493 (3): 1149–1154. arXiv : 0811.0429 . Bibcode :2009A&A...493.1149Z. doi :10.1051/0004-6361:200810038. S2CID  18147550.
  106. ^ abc Dupuy, TJ; Kraus, AL (2013). "ระยะทาง ความส่องสว่าง และอุณหภูมิของวัตถุท้องฟ้าใต้ดวงดาวที่เย็นที่สุดที่รู้จัก" Science . 341 (6153): 1492–5. arXiv : 1309.1422 . Bibcode :2013Sci...341.1492D. doi :10.1126/science.1241917. PMID  24009359. S2CID  30379513.
  107. ^ abc Leggett, Sandy K.; Cushing, Michael C.; Saumon, Didier; Marley, Mark S.; Roellig, Thomas L.; Warren, Stephen J.; Burningham, Ben; Jones, Hugh RA; Kirkpatrick, J. Davy; Lodieu, Nicolas; Lucas, Philip W.; Mainzer, Amy K.; Martín, Eduardo L.; McCaughrean, Mark J.; Pinfield, David J.; Sloan, Gregory C.; Smart, Richard L.; Tamura, Motohide; Van Cleve, Jeffrey E. (2009). "คุณสมบัติทางกายภาพของดาวแคระสี่ดวงที่โคจรรอบดวงอาทิตย์ประมาณ 600 KT". The Astrophysical Journal . 695 (2): 1517–1526. arXiv : 0901.4093 . Bibcode :2009ApJ...695.1517L. ดอย :10.1088/0004-637X/695/2/1517. S2CID  44050900.
  108. ↑ เดลอร์เม, ฟิลิปป์; เดลฟอสส์, ซาเวียร์; อัลเบิร์ต, โลอิก; อาร์ติเกา, เอเตียน; ฟอร์เวลล์, เธียร์รี; เรย์เล่, เซลีน; อัลลาร์ด, ฝรั่งเศส; โฮเมียร์, เดเร็ก; โรบิน, แอนนี่ ซี.; วิลลอตต์, คริส เจ.; หลิว ไมเคิล ซี.; ดูปุย, เทรนท์ เจ. (2008) "CFBDS J005910.90-011401.3: บรรลุถึงการเปลี่ยนผ่านของดาวแคระน้ำตาล TY แล้วหรือยัง" ดาราศาสตร์และฟิสิกส์ดาราศาสตร์ . 482 (3): 961–971. arXiv : 0802.4387 . รหัสสินค้า :2008A&A...482..961D. ดอย :10.1051/0004-6361:20079317. S2CID  847552.
  109. ↑ เบิร์นนิงแฮม, เบน; พินฟิลด์ ดีเจ; เลกเก็ตต์, SK; ทามูระ ม.; ลูคัส PW; โฮเมียร์ ด.; เดย์-โจนส์, อ.; โจนส์, เอชอาร์เอ; คลาร์ก เจอาร์เอ; อิชิอิ ม.; คุซึฮาระ ม.; โลดิเยอ น.; ซาปาเตโร-โอโซริโอ, มาเรีย โรซา; เวเนแมนส์, BP; มอร์ทล็อค ดีเจ; บาร์ราโดและนาวาสคูเอส, D.; มาร์ติน, เอดูอาร์โด แอล.; มากัซซู, อันโตนิโอ (2008) "การสำรวจระบบอุณหภูมิใต้ดาวฤกษ์จนถึง ~550 K" ประกาศรายเดือนของ Royal Astronomical Society 391 (1): 320–333. arXiv : 0806.0067 . Bibcode :2008MNRAS.391..320B. ดอย : 10.1111/j.1365-2966.2008.13885.x . S2CID  1438322.
  110. ^ หอสังเกตการณ์ทางตอนใต้ของยุโรป "ดาวแคระน้ำตาลคู่หนึ่งที่เจ๋งมาก" 23 มีนาคม 2554
  111. ^ Luhman, Kevin L.; Esplin, Taran L. (พฤษภาคม 2016). "การกระจายพลังงานสเปกตรัมของดาวแคระน้ำตาลที่เย็นที่สุดที่รู้จัก". The Astronomical Journal . 152 (3): 78. arXiv : 1605.06655 . Bibcode :2016AJ....152...78L. doi : 10.3847/0004-6256/152/3/78 . S2CID  118577918.
  112. ^ "รหัสชนิดสเปกตรัม". simbad.u-strasbg.fr . สืบค้นเมื่อ6 มีนาคม 2020 .
  113. ^ ab Burningham, Ben; Smith, L.; Cardoso, CV; Lucas, PW; Burgasser, Adam J.; Jones, HRA; Smart, RL (พฤษภาคม 2014). "การค้นพบดาวแคระ T6.5" Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 440 (1): 359–364. arXiv : 1401.5982 . Bibcode :2014MNRAS.440..359B. doi : 10.1093/mnras/stu184 . ISSN  0035-8711. S2CID  119283917
  114. ^ abc Cruz, Kelle L.; Kirkpatrick, J. Davy; Burgasser, Adam J. (กุมภาพันธ์ 2009). "ระบุดาวแคระ L รุ่นเยาว์ในสนาม: ลำดับสเปกตรัมแสงแรงโน้มถ่วงต่ำเบื้องต้นจาก L0 ถึง L5". The Astronomical Journal . 137 (2): 3345–3357. arXiv : 0812.0364 . Bibcode :2009AJ....137.3345C. doi :10.1088/0004-6256/137/2/3345. ISSN  0004-6256. S2CID  15376964.
  115. ^ ab Looper, Dagny L.; Kirkpatrick, J. Davy; Cutri, Roc M.; Barman, Travis; Burgasser, Adam J.; Cushing, Michael C.; Roellig, Thomas; McGovern, Mark R.; McLean, Ian S.; Rice, Emily; Swift, Brandon J. (ตุลาคม 2008). "การค้นพบดาวแคระ L ประหลาดสองดวงที่อยู่ใกล้ๆ จากการสำรวจการเคลื่อนที่ตรงของมวล 2MASS: อายุน้อยหรือมีโลหะมาก?" Astrophysical Journal . 686 (1): 528–541. arXiv : 0806.1059 . Bibcode :2008ApJ...686..528L. doi :10.1086/591025. ISSN  0004-637X. S2CID  18381182.
  116. ^ abcd Kirkpatrick, J. Davy; Looper, Dagny L.; Burgasser, Adam J.; Schurr, Steven D.; Cutri, Roc M.; Cushing, Michael C.; Cruz, Kelle L.; Sweet, Anne C.; Knapp, Gillian R.; Barman, Travis S.; Bochanski, John J. (กันยายน 2010). "การค้นพบจากการสำรวจการเคลื่อนที่เฉพาะอินฟราเรดใกล้โดยใช้ข้อมูลการสำรวจท้องฟ้าสองไมครอนหลายยุค" Astrophysical Journal Supplement Series . 190 (1): 100–146. arXiv : 1008.3591 . Bibcode :2010ApJS..190..100K. doi :10.1088/0067-0049/190/1/100. ISSN  0067-0049 S2CID  118435904.
  117. ^ Faherty, Jacqueline K.; Riedel, Adric R.; Cruz, Kelle L.; Gagne, Jonathan; Filippazzo, Joseph C.; Lambrides, Erini; Fica, Haley; Weinberger, Alycia; Thorstensen, John R.; Tinney, CG; Baldassare, Vivienne (กรกฎาคม 2016). "Population properties of brown dwarf analogs to exoplanets". Astrophysical Journal Supplement Series . 225 (1): 10. arXiv : 1605.07927 . Bibcode :2016ApJS..225...10F. doi : 10.3847/0067-0049/225/1/10 . ISSN  0067-0049. S2CID  118446190.
  118. ^ "ข้อมูลสี-ขนาด". Space Telescope Science Institute (www.stsci.edu) สืบค้นเมื่อ6มีนาคม2020
  119. ↑ บูอิก, อาร์. (1954) Annales d'Astrophysique เล่มที่ 17 น. 104
  120. ^ Keenan, PC (1954). "การจำแนกประเภทดาวฤกษ์ประเภท S". Astrophysical Journal . 120 : 484. Bibcode :1954ApJ...120..484K. doi :10.1086/145937.
  121. ^ abcd Sion, EM; Greenstein, JL; Landstreet, JD; Liebert, James; Shipman, HL; Wegner, GA (1983). "ระบบการจำแนกสเปกตรัมดาวแคระขาวใหม่ที่เสนอ". Astrophysical Journal . 269 : 253. Bibcode :1983ApJ...269..253S. doi : 10.1086/161036 .
  122. ^ Córsico, AH; Althaus, LG (2004). "อัตราการเปลี่ยนแปลงของคาบในดาวแคระขาว DB ที่เต้นเป็นจังหวะ". Astronomy and Astrophysics . 428 : 159–170. arXiv : astro-ph/0408237 . Bibcode :2004A&A...428..159C. doi :10.1051/0004-6361:20041372. S2CID  14653913.
  123. ^ McCook, George P.; Sion, Edward M. (1999). "A Catalog of Spectroscopically Identified White Dwarfs". The Astrophysical Journal Supplement Series . 121 (1): 1–130. Bibcode :1999ApJS..121.....1M. CiteSeerX 10.1.1.565.5507 . doi :10.1086/313186. S2CID  122286998. 
  124. ↑ อาเปลลานิซ, เจ. ไมซ; บาร์บา, RH; อารันดา, อาร์. เฟอร์นันเดซ; กอนซาเลซ, เอ็ม. ปันตาเลโอนี; เบลลิโด้, พี. เครสโป; โสต, อ.; อัลฟาโร อีเจ (1 มกราคม 2565) "แคตตาล็อก Villafranca ของกลุ่ม Galactic OB - II จาก Gaia DR2 ถึง EDR3 และระบบใหม่สิบดวงที่มีดาว O" ดาราศาสตร์และฟิสิกส์ดาราศาสตร์657 : A131. arXiv : 2110.01464 . Bibcode :2022A&A...657A.131M. ดอย :10.1051/0004-6361/202142364. ISSN  0004-6361.
  125. ^ Massey, Philip; Neugent, Kathryn F.; Smart, Brianna M. (1 กันยายน 2016). "การสำรวจสเปกตรัมของดาวฤกษ์ขนาดใหญ่ใน M31 และ M33*". The Astronomical Journal . 152 (3): 62. arXiv : 1604.00112 . Bibcode :2016AJ....152...62M. doi : 10.3847/0004-6256/152/3/62 . ISSN  0004-6256.
  126. ^ "Pulsating Variable Stars and the Hertzsprung-Russell (HR) Diagram". ศูนย์ดาราศาสตร์ฟิสิกส์ | ฮาร์วาร์ดและสมิธโซเนียน 9 มีนาคม 2015 . สืบค้นเมื่อ23 กรกฎาคม 2016 .
  127. ^ Yakovlev, DG; Kaminker, AD; Haensel, P.; Gnedin, OY (2002). "ดาวนิวตรอนเย็นตัวใน 3C 58". ดาราศาสตร์และฟิสิกส์ดาราศาสตร์ . 389 : L24–L27. arXiv : astro-ph/0204233 . Bibcode :2002A&A...389L..24Y. doi :10.1051/0004-6361:20020699. S2CID  6247160
  128. ^ ab "ดวงดาว และดาวเคราะห์ที่อยู่อาศัยได้" www.solstation.com

อ่านเพิ่มเติม

  • แฮร์เร, แจน-วินเซนต์; เฮลเลอร์, เรเน่ (2021) "รหัสสีดิจิทัลของดวงดาว" นักดาราศาสตร์ นาคริชเทน342 (3): 578–587. arXiv : 2101.06254 . Bibcode :2021AN....342..578H. ดอย :10.1002/asna.202113868. S2CID  231627588.
ค้นหาดาวประเภทปลาย  หรือดาวประเภทต้นในวิกิพจนานุกรม พจนานุกรมเสรี
  • ห้องสมุดสเปกตรัมของดาวฤกษ์โดย D. Montes, UCM
  • ประเภทสเปกตรัมสำหรับรายการแค็ตตาล็อกของฮิปปาร์คอส
  • การจำแนกประเภทสเปกตรัมของดาวฤกษ์ เก็บถาวรเมื่อวันที่ 31 ตุลาคม 2010 ที่ เวย์แบ็กแมชชีนโดย Richard O. Gray และ Christopher J. Corbally
  • แบบจำลองสเปกตรัมของดาวโดย P. Coelho
  • Merrifield, Michael; Bauer, Amanda; Häußler, Boris (2010). "Star Classification". Sixty Symbols . Brady Haranสำหรับมหาวิทยาลัยนอตติงแฮม
  • ตารางการจำแนกดาวฤกษ์
Retrieved from "https://en.wikipedia.org/w/index.php?title=Stellar_classification&oldid=1252823902#Spectral_types"