Φασματικοί τύποι αστέρων: Διαφορά μεταξύ των αναθεωρήσεων

Όπως είναι εμπειρικά γνωστό καθώς αυξάνεται η [[θερμοκρασία]] ενός σώματος όταν αυτό [[πυράκτωση|πυρακτωθεί]] παρουσιάζει αρχικά χρώμα ερυθρό (ερυθροπύρωση), στη συνέχεια ανερχόμενη η θερμοκρασία του το χρώμα του γίνεται προοδευτικά λευκότερο μέχρι που φθάνει το κυανόχρουν (λευκοπύρωση). Κατά τον ίδιο τρόπο διαπιστώθηκε ότι και οι αστέρες παρουσιάζουν διάφορα χρώματα τα οποία και είναι συνάρτηση της θερμοκρασίας τους. Έτσι παρατηρώντας τους [[αστέρας|αστέρες]] από τους θερμότερους στους λιγότερο θερμούς, χρωματικά παρουσιάζονται ως κυανόλευκοι, λευκοί, λευκοκίτρινοι, κίτρινοι, χρυσοκίτρινοι, ερυθροί και βαθείς ερυθροί. Έτσι αποφασίστηκε οι αστέρες, με γνώμονα ακριβώς αυτή τη χρωματική διαφορά τους, να καταταχθούν σε διαφορετικούς τύπους. Μεγάλη βοήθεια σ΄ αυτό το τρόπο κατάταξης πρόσφερε στους αστρονόμους η [[φασματοσκοπία]] με συνέπεια σήμερα οι αστέρες να προσδιορίζονται σε '''φασματικούς τύπους'''.

Όλοι σχεδόν οι αστέρες παρουσιάζουν [[φάσμα|φάσμα απορρόφησης]], ενώ πολύ λίγοι [[φάσμα|φάσμα εκπομπής]]. Το φάσμα απορρόφησης αποδεικνύει ότι οι αστέρες του φάσματος αυτού είναι διάπυροι και περιβάλλονται από ατμόσφαιρα με χαμηλή θερμοκρασία ως προς εκείνη της επιφάνειάς τους. Η ατμόσφαιρά τους προκαλεί απορρόφηση του συνεχούς φάσματος της επιφανείας τους έτσι ώστε αυτό να διακόπτεται από πολλές σκοτεινές γραμμές. Αλλά και το φάσμα εκπομπής με φωτεινές γραμμές που παρουσιάζουν ελάχιστοι αστέρες, αποδεικνύει επίσης ότι και αυτοί βρίσκονται σε διάπυρη κατάσταση και ότι περιβάλλονται από ατμόσφαιρα, με θερμοκρασία όμως υψηλότερη της επιφανειακής τους.

Επίσης από το φάσμα των αστέρων προκύπτει ότι η "χημική σύνθεση" αυτών είναι ανάλογη αυτής του Ηλίου μας και ακόμη πως τα συχνότερα [[χημικό στοιχείο|χημικά στοιχεία]] που ανιχνεύονται (απαντώνται) σ΄ αυτούς είναι το [[υδρογόνο]] και το [[ήλιο]]. Τέλος από το φάσμα τους αλλά και με άλλες μεθόδους είναι δυνατόν να προσδιορισθεί η θερμοκρασία της επιφανείας τους που κυμαίνεται από 5000050.000° μέχρι 30003.000° Κ.

Αν και το πλήθος των αστέρων είναι μεγάλο εντούτοις οι ποικιλίες των φασμάτων τους δεν είναι πολλές με συνέπεια να μπορούν να καταταγούν όλα τα αστρικά φάσματα και ασφαλώς και όλοι οι παρατηρούμενοι αστέρες σε δώδεκα φασματικούς τύπους, οι οποίοι και ονομάζονται κατά σειρά με τα λατινικά γράμματα '''Q''', '''W''', '''O''', '''B''', '''A''', '''F''', '''G''', '''K''', '''M''', '''N''', '''R''' '''S'''. Εξ όλων αυτών σημαντικότεροι είναι μόνο οι εξής έξι7:

Με δεδομένα τις φασματοσκοπικές παρατηρήσεις των αστέρων προκύπτουν τα εξής γενικά συμπεράσματα.:

* Τον τρόπο αυτό ταξινόμησης των αστέρων σε φασματικούς τύπους διατύπωσε για πρώτη φορά στα τέλη του περασμένου αιώνα ο [[Εδουάρδος Πίκερινγκ]] ([[1846]]-[[1919]]) και οι συνεργάτες του στο [[αστεροσκοπείο του Χάρβαρντ]].

Τα άστρα με φασματικό τύπο '''Ο''' είναι πολύ καυτά και φωτεινά άστρα και έχουν μπλε χρώμα, ενώ το περισσότερο φως το εκπέμπουν στην [[υπέρυθρη ακτινοβολία]]. Είναι τα σπανιότερα άστρα Κύριας Ακολουθίας, μόλις το 1 στα 3 εκατομμύρια, ενώ τα περισσότερα από τα πιοπλέον ογκώδη άστρα ανήκουν σε αυτό το φασματικό τύπο. Εξαιτίας της τεράστιας μάζας τους το υδρογόνο καταναλώνεται πολύ γρήγορα στον πυρήνα τους και είναι τα πρώτα άστρα που εγκαταλείπουν την κύρια ακολουθία.

[[Αρχείο:Pleiades large.jpg|thumb|left|Οι [[Πλειάδες (αστρονομία)|Πλειάδες]] αποτελούνται από πολλά άστρα τύπου Β.]]

[[Αρχείο:Sun920607.jpg|thumb|left|Ο [[Ήλιος]] είναι το πιο σημαντικό άστρο τύπου G στηνγια την ανθρωπότητα.]]

Οι αστέρες αυτοί είναι οι σπανιότεροι και αντιστοιχούν μόλις στο 3% του συνόλου των αστέρων που έχουν παρατηρηθεί [[φασματοσκοπία|φασματοσκοπικά]]. Όμως αποτελούν το 76% των γειτονικών άστρων Κύριας Ακολουθίας και είναι με μεγάλη διαφορά η αφθονότερη τάξη αστέρων.<ref name="LeDrew2001">[[Glenn LeDrew|LeDrew, G.]]; ''[http://adsabs.harvard.edu/abs/2001JRASC..95...32L 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</ref> Αν και τα περισσότερα άστρα αυτού του τύπου είναι [[ερυθρός νάνος|ερυθροί νάνοι]], σε αυτό τον τύπο κατατάσσονται οι [[ερυθρός γίγαντας|ερυθροί γίγαντες]], όπως ο [[Αντάρης]], και οι [[μεταβλητός Μίρα|Μεταβλητοί τύπου Μίρα]].

Ο τύπος W ή WR αντιπροσωπεύει τους υπέρλαμπρους [[αστέραςΑστέρας Βολφ-Ραγιέ|αστέρες Wolf-Rayet]], αξιοσημείωτα ασυνήθιστοι επειδή η ατμόσφαιρά τους αποτελείται από ήλιο και όχι υδρογόνο. Θεωρείται ότι είναι υπεργίγαντες οι οποίοι έχασαν το εξωτερικό κάλυμμα υδρογόνου λόγω της υψηλής θερμοκρασίας τους και των αστρικών ανέμων. Ο τύπος W χωρίζεται σε φασματικό τύπο WN, WC, και τον πιο εκτεταμένο WO, ανάλογα με την κυριαρχία αζώτου και άνθρακα στο φάσμα τους. Η επιφανειακή θερμοκρασία τους αγγίζει τους 70.000° K.<ref name=WR>[http://adsabs.harvard.edu//abs/2007ARA%26A..45..177C Physical Properties of Wolf-Rayet Stars], Crowther, Paul A., 2007</ref>

Ο φασματικός τύπος D είναι η σύγχρονη ταξινόμηση που χρησιμοποιείται για τους [[λευκός νάνος|λευκούς νάνους]], δηλαδή αστέρια χαμηλής μάζας με μέγεθος πλανήτη στα οποία δεν λαμβάνει χώρα πλέον [[πυρηνική σύντηξη]]. Η τάξη D χωρίζεται σε στις υποκατηγορίες DA, DB, DC, DO, DQ, DX και DZ. Τα γράμματα δεν έχουν κάποια σχέση με τους προηγούμενους τύπους, αλλά με τη σύσταση του εξωτερικού στρώματος της ατμόσφαιρας των λευκών νάνων.