17.3: أطياف النجوم (والأقزام البنية)

Last updated
Save as PDF

Page ID: 197360

\( \newcommand{\vecs}[1]{\overset { \scriptstyle \rightharpoonup} {\mathbf{#1}} } \) \( \newcommand{\vecd}[1]{\overset{-\!-\!\rightharpoonup}{\vphantom{a}\smash {#1}}} \)\(\newcommand{\id}{\mathrm{id}}\) \( \newcommand{\Span}{\mathrm{span}}\) \( \newcommand{\kernel}{\mathrm{null}\,}\) \( \newcommand{\range}{\mathrm{range}\,}\) \( \newcommand{\RealPart}{\mathrm{Re}}\) \( \newcommand{\ImaginaryPart}{\mathrm{Im}}\) \( \newcommand{\Argument}{\mathrm{Arg}}\) \( \newcommand{\norm}[1]{\| #1 \|}\) \( \newcommand{\inner}[2]{\langle #1, #2 \rangle}\) \( \newcommand{\Span}{\mathrm{span}}\) \(\newcommand{\id}{\mathrm{id}}\) \( \newcommand{\Span}{\mathrm{span}}\) \( \newcommand{\kernel}{\mathrm{null}\,}\) \( \newcommand{\range}{\mathrm{range}\,}\) \( \newcommand{\RealPart}{\mathrm{Re}}\) \( \newcommand{\ImaginaryPart}{\mathrm{Im}}\) \( \newcommand{\Argument}{\mathrm{Arg}}\) \( \newcommand{\norm}[1]{\| #1 \|}\) \( \newcommand{\inner}[2]{\langle #1, #2 \rangle}\) \( \newcommand{\Span}{\mathrm{span}}\)\(\newcommand{\AA}{\unicode[.8,0]{x212B}}\)

أهداف التعلم

في نهاية هذا القسم، ستكون قادرًا على:

وصف كيفية استخدام علماء الفلك للفئات الطيفية لتوصيف النجوم
اشرح الفرق بين النجم والقزم البني

قياس الألوان هو طريقة واحدة فقط لتحليل ضوء النجوم. هناك طريقة أخرى تتمثل في استخدام جهاز قياس الطيف لنشر الضوء إلى طيف (انظر فصول الإشعاع والأطياف والأدوات الفلكية). في عام 1814، لاحظ الفيزيائي الألماني جوزيف فراونهوفر أن طيف الشمس يُظهر خطوطًا داكنة تعبر نطاقًا مستمرًا من الألوان. في ستينيات القرن التاسع عشر، نجح علماء الفلك الإنجليز السير ويليام هاغينز وليدي مارغريت هاغينز (الشكل\(\PageIndex{1}\)) في تحديد بعض الخطوط في الأطياف النجمية مثل تلك الخاصة بالعناصر المعروفة على الأرض، مما أظهر أن نفس العناصر الكيميائية الموجودة في الشمس والكواكب موجودة في النجوم. منذ ذلك الحين، عمل علماء الفلك بجد لإتقان التقنيات التجريبية للحصول على الأطياف وقياسها، وطوروا فهمًا نظريًا لما يمكن تعلمه من الأطياف. اليوم، يعد التحليل الطيفي أحد الأركان الأساسية للبحث الفلكي.

بديل — الشكل\(\PageIndex{1}\): ويليام هاغينز (1824-1910) ومارغريت هاغينز (1848-1915). كان ويليام ومارغريت هاغينز أول من حدد الخطوط في طيف نجم آخر غير الشمس؛ كما التقطوا أول مخطط طيفي، أو صورة للطيف النجمي.

تكوين أطياف النجوم

عندما تمت ملاحظة أطياف النجوم المختلفة لأول مرة، وجد علماء الفلك أنها ليست كلها متطابقة. نظرًا لأن الخطوط المظلمة تنتجها العناصر الكيميائية الموجودة في النجوم، اعتقد علماء الفلك أولاً أن الأطياف تختلف عن بعضها البعض لأن النجوم ليست كلها مصنوعة من نفس العناصر الكيميائية. تبين أن هذه الفرضية خاطئة. السبب الرئيسي وراء اختلاف الأطياف النجمية هو أن النجوم لها درجات حرارة مختلفة. معظم النجوم لها نفس تركيبة الشمس تقريبًا، مع استثناءات قليلة فقط.

الهيدروجين، على سبيل المثال، هو إلى حد بعيد العنصر الأكثر وفرة في معظم النجوم. ومع ذلك، لا تظهر خطوط الهيدروجين في أطياف النجوم الأكثر سخونة وأروع النجوم. في أجواء النجوم الأكثر سخونة، تتأين ذرات الهيدروجين تمامًا. نظرًا لفصل الإلكترون والبروتون، لا يمكن للهيدروجين المؤين إنتاج خطوط امتصاص. (تذكر من قسم تكوين الخطوط الطيفية أن الخطوط هي نتيجة الإلكترونات في المدار حول نواة متغيرة مستويات الطاقة.)

في أجواء أروع النجوم، يتم توصيل إلكترونات ذرات الهيدروجين ويمكنها تبديل مستويات الطاقة لإنتاج خطوط. ومع ذلك، فإن جميع ذرات الهيدروجين تقريبًا في أدنى حالة طاقة (غير متحمسة) في هذه النجوم، وبالتالي يمكنها فقط امتصاص تلك الفوتونات القادرة على رفع الإلكترون من مستوى الطاقة الأول إلى مستوى أعلى. تكمن الفوتونات ذات الطاقة الكافية للقيام بذلك في الجزء فوق البنفسجي من الطيف الكهرومغناطيسي، وهناك عدد قليل جدًا من الفوتونات فوق البنفسجية في الإشعاع الصادر من نجم بارد. ما يعنيه هذا هو أنك إذا لاحظت طيف نجم حار جدًا أو بارد جدًا مع تلسكوب نموذجي على سطح الأرض، فإن العنصر الأكثر شيوعًا في هذا النجم، الهيدروجين، سيظهر خطوطًا طيفية ضعيفة جدًا أو لا شيء على الإطلاق.

تكون خطوط الهيدروجين في الجزء المرئي من الطيف (تسمى خطوط بالمر) أقوى في النجوم ذات درجات الحرارة المتوسطة - ليست ساخنة جدًا وليست باردة جدًا. تظهر الحسابات أن درجة الحرارة المثلى لإنتاج خطوط الهيدروجين المرئية هي حوالي 10000 K. عند درجة الحرارة هذه، يتم تحريك عدد كبير من ذرات الهيدروجين إلى مستوى الطاقة الثاني. ويمكنها بعد ذلك امتصاص فوتونات إضافية، والارتقاء إلى مستويات أعلى من الإثارة، وإنتاج خط امتصاص مظلم. وبالمثل، فإن كل عنصر كيميائي آخر، في كل مرحلة من مراحل التأين المحتملة، له درجة حرارة مميزة يكون فيها أكثر فعالية في إنتاج خطوط الامتصاص في أي جزء معين من الطيف.

تصنيف الأطياف النجمية

يستخدم علماء الفلك أنماط الخطوط المرصودة في الأطياف النجمية لفرز النجوم إلى فئة طيفية. نظرًا لأن درجة حرارة النجم تحدد خطوط الامتصاص الموجودة في طيفه، فإن هذه الفئات الطيفية هي مقياس لدرجة حرارة سطحه. هناك سبع فئات طيفية قياسية. من الأكثر حرارة إلى أبرد، تم تصنيف هذه الفئات الطيفية السبعة O و B و A و F و G و K و M. مؤخرًا، أضاف علماء الفلك ثلاث فئات إضافية حتى للأجسام الأكثر برودة - L و T و Y.

في هذه المرحلة، قد تنظر إلى هذه الحروف بدهشة وتسأل نفسك لماذا لم يسمي علماء الفلك الأنواع الطيفية A و B و C وما إلى ذلك. سترى، كما نخبرك بالتاريخ، أنه مثال فازت فيه التقاليد على الفطرة السليمة.

في ثمانينيات القرن التاسع عشر، ابتكرت ويليامينا فليمينغ نظامًا لتصنيف النجوم استنادًا إلى قوة خطوط امتصاص الهيدروجين. تم تصنيف الأطياف ذات الخطوط الأقوى على أنها نجوم «A»، تليها الأقوى «B»، وهكذا نزولًا إلى نجوم «O»، حيث كانت خطوط الهيدروجين ضعيفة جدًا. لكننا رأينا أعلاه أن خطوط الهيدروجين وحدها ليست مؤشرًا جيدًا لتصنيف النجوم، حيث تختفي خطوطها من طيف الضوء المرئي عندما تصبح النجوم ساخنة جدًا أو باردة جدًا.

في تسعينيات القرن التاسع عشر، قامت آني جامب كانون بمراجعة نظام التصنيف هذا، مع التركيز على بضعة أحرف فقط من النظام الأصلي: A و B و F و G و K و M و O. بدلاً من البدء من جديد، أعاد كانون أيضًا ترتيب الفئات الحالية - بترتيب خفض درجة الحرارة - في التسلسل الذي تعلمناه: O، B، A، F، G، K، M. As يمكنك أن تقرأ في الميزة على آني كانون: مصنف النجوم لاحقًا في هذا القسم، صنفت حوالي 500,000 نجمة على مدى حياتها، وصنفت ما يصل إلى ثلاث نجوم في الدقيقة من خلال النظر إلى الأطياف النجمية.

مسح سلون الرقمي للسماء

للتعمق في الأنواع الطيفية، استكشف المشروع التفاعلي في Sloan Digital Sky Survey حيث يمكنك التدرب على تصنيف النجوم بنفسك.

لمساعدة علماء الفلك على تذكر هذا الترتيب المجنون من الحروف، ابتكر كانون قصيدة ذاكري، «أوه كن فتاة جميلة، قبلني». (إذا كنت تفضل ذلك، يمكنك بسهولة استبدال كلمة «Guy» بـ «Girl».) تتضمن أدوات فن الإستذكار الأخرى، التي نأمل ألا تكون مناسبة لك، «يا أخي، كثيرًا ما يعطي علماء الفلك اختبارات منتصف العام القاتلة» و «أوه بوي، درجة F تقتلني!» مع الفصول الطيفية الجديدة L و T و Y، قد يتم توسيع ذاكري الذاكرة إلى «أوه كن فتاة جميلة (شاب)، قبلني هكذا، أنت!»

يتم تقسيم كل فئة من هذه الفئات الطيفية، باستثناء ربما فئة Y التي لا تزال قيد التعريف، إلى 10 فئات فرعية تحددها الأرقام من 0 إلى 9. نجمة B0 هي أهم أنواع نجمة B؛ نجمة B9 هي أروع نوع من نجمة B وهي أكثر سخونة قليلاً من نجمة A0.

وهناك عنصر آخر من المفردات: لأسباب تاريخية، يسمي علماء الفلك جميع العناصر بأنها أثقل من معادن الهيليوم، على الرغم من أن معظمها لا يُظهر خصائص معدنية. (إذا كنت تشعر بالانزعاج من المصطلحات الغريبة التي يستخدمها علماء الفلك، فضع في اعتبارك أن كل مجال من مجالات النشاط البشري يميل إلى تطوير مفرداته المتخصصة. ما عليك سوى محاولة قراءة بطاقة ائتمان أو نموذج اتفاقية وسائل التواصل الاجتماعي هذه الأيام دون تدريب في القانون!)

دعونا نلقي نظرة على بعض التفاصيل حول كيفية تغير أطياف النجوم مع درجة الحرارة. (هذه التفاصيل هي التي سمحت لـ Annie Cannon بتحديد الأنواع الطيفية للنجوم بسرعة تصل إلى ثلاثة في الدقيقة!) كما\(\PageIndex{2}\) يوضح الشكل، في أكثر نجوم O سخونة (تلك التي تزيد درجات حرارتها عن 28000 كلفن)، تظهر فقط خطوط الهيليوم المؤين وذرات شديدة التأين لعناصر أخرى. تكون خطوط الهيدروجين أقوى في النجوم A حيث تبلغ درجات حرارة الغلاف الجوي حوالي 10000 K. توفر المعادن المؤينة الخطوط الأكثر وضوحًا في النجوم بدرجات حرارة من 6000 إلى 7500 K (النوع الطيفي F). في أروع نجوم M (أقل من 3500 K)، تكون نطاقات امتصاص أكسيد التيتانيوم والجزيئات الأخرى قوية جدًا. بالمناسبة، الفئة الطيفية المخصصة للشمس هي G2. يتم تلخيص تسلسل الفئات الطيفية في الجدول\(\PageIndex{1}\).

30000»، «10,000—30000»، «7500—10,000»، «6000—7500"، «5200-6000»، «3700-5200"، «2400-3700»، «1300-2400»، «700—1300"، «<700". يحتوي العمود المسمى «الميزات الرئيسية» على قيم «خطوط الهيليوم المحايدة والمؤينة، وخطوط الهيدروجين الضعيفة»، و «خطوط الهيليوم المحايدة، وخطوط الهيدروجين القوية»، و «أقوى خطوط الهيدروجين، وخطوط الكالسيوم المؤينة الضعيفة، وخطوط المعادن المؤينة الضعيفة (الحديد والمغنيسيوم، وما إلى ذلك)»، و «خطوط الهيدروجين القوية، والكالسيوم المؤين القوي» الخطوط، خطوط الصوديوم الضعيفة، العديد من المعادن المؤينة»، «الهيدروجين الأضعف، الكالسيوم المتأين القوي، الصوديوم القوي، العديد من خطوط المعادن المتأينة والمحايدة»، «الهيدروجين الضعيف جدًا، الكالسيوم المتأين القوي، الصوديوم القوي، العديد من خطوط المعادن المحايدة»، «خطوط قوية من المعادن المحايدة والنطاقات الجزيئية لأكسيد التيتانيوم تهيمن.»، «هيدريد المعادن، الفلزات القلوية (مثل الصوديوم والبوتاسيوم والروبيديوم).»، «خطوط الميثان»، و «خطوط الأمونيا». يحتوي العمود المسمى «أمثلة» على القيم التالية: «10 لاسيرتي»، و «ريجيل سبيكا»، و «سيريوس فيغا»، و «كانوب بروسيون»، و «صن كابيلا»، و «أركتوروس ألدباران»، و «بيتلجيوز أنتاريس»، و «تيد 1"، و «جليز 229B»، و «وايز 1828+2650".">

الجدول\(\PageIndex{1}\): الفصول الطيفية للنجوم
فئة طيفية	اللون	درجة الحرارة التقريبية (K)	الميزات الرئيسية	أمثلة
O	أزرق	> 30,000	خطوط هيليوم محايدة ومتأينة، خطوط هيدروجين ضعيفة	10 لاسيرتات
ب	أزرق - أبيض	10,000 — 30,000	خطوط هيليوم محايدة، خطوط هيدروجين قوية	ريجل، سبيكا
أ	أبيض	7500—10,000	أقوى خطوط الهيدروجين وخطوط الكالسيوم المؤينة الضعيفة وخطوط المعادن المؤينة الضعيفة (مثل الحديد والمغنيسيوم)	سيريوس، فيغا
و	الأصفر-الأبيض	6000—7500	خطوط الهيدروجين القوية، خطوط الكالسيوم المؤينة القوية، خطوط الصوديوم الضعيفة، العديد من الخطوط المعدنية المؤينة	كانوب، بروسيون
ز	أصفر	5200-6000	خطوط الهيدروجين الضعيفة، خطوط الكالسيوم المؤينة القوية، خطوط الصوديوم القوية، العديد من خطوط المعادن المؤينة والمحايدة	صن، كابيلا
ك	شركة أورانج	3700-5200	خطوط هيدروجين ضعيفة جدًا، وخطوط الكالسيوم المؤينة القوية، وخطوط الصوديوم القوية، والعديد من خطوط المعادن المحايدة	ألديباران أركتوروس
م	أحمر	2400 — 3700	تهيمن الخطوط القوية من المعادن المحايدة والنطاقات الجزيئية لأكسيد التيتانيوم	زنبق البحر، أنتاريس
ل	أحمر	1300-2400	خطوط هيدريد المعادن، خطوط الفلزات القلوية (مثل الصوديوم والبوتاسيوم والروبيديوم)	تيد 1
إلى	أرجواني	700—1300	خطوط الميثان	جليز 229B
ص	الأشعة تحت الحمراء ¹	< 700	خطوط الأمونيا	الحكيم 1828+2650

لنرى كيف يعمل التصنيف الطيفي، دعونا نستخدم الشكل\(\PageIndex{2}\). لنفترض أن لديك طيفًا تكون فيه خطوط الهيدروجين حوالي نصف قوة تلك التي تظهر في نجمة A. بالنظر إلى الخطوط في الشكل الخاص بنا، ترى أن النجم يمكن أن يكون إما نجمة B أو نجمة G. ولكن إذا كان الطيف يحتوي أيضًا على خطوط هيليوم، فهو نجم B، بينما إذا كان يحتوي على خطوط من الحديد المؤين ومعادن أخرى، فيجب أن يكون نجم G.

إذا نظرت إلى الشكل\(\PageIndex{3}\)، يمكنك أن ترى أنه يمكنك أيضًا تعيين فئة طيفية لنجم لم يكن نوعه معروفًا بالفعل. كل ما عليك فعله هو مطابقة نمط الخطوط الطيفية بنجمة قياسية (مثل تلك الموضحة في الشكل) تم تحديد نوعها بالفعل.

يمكن استخدام كل من الألوان والفئات الطيفية لتقدير درجة حرارة النجم. يصعب قياس الأطياف لأن الضوء يجب أن يكون ساطعًا بما يكفي لينتشر في جميع ألوان قوس قزح، ويجب أن تكون أجهزة الكشف حساسة بما يكفي للاستجابة للأطوال الموجية الفردية. من أجل قياس الألوان، تحتاج أجهزة الكشف فقط إلى الاستجابة للأطوال الموجية العديدة التي تمر في وقت واحد من خلال المرشحات الملونة التي تم اختيارها - أي لكل الضوء الأزرق أو كل الضوء الأصفر والأخضر.

آني كانون: مصنف النجوم

ولدت آني جامب كانون في ولاية ديلاوير عام 1863 (الشكل\(\PageIndex{4}\)). في عام 1880، التحقت بكلية ويليسلي، وهي واحدة من السلالات الجديدة من الكليات الأمريكية التي فتحت أبوابها لتعليم الشابات. كان لدى ويليسلي، الذي كان يبلغ من العمر 5 سنوات فقط في ذلك الوقت، مختبر الفيزياء الثاني للطلاب في البلاد وقدم تدريبًا ممتازًا في العلوم الأساسية. بعد الكلية، أمضت كانون عقدًا من الزمن مع والديها لكنها كانت غير راضية جدًا، وكانت تتوق إلى القيام بعمل علمي. بعد وفاة والدتها في عام 1893، عادت إلى ويليسلي كمساعد تدريس وأيضًا لأخذ دورات في رادكليف، كلية النساء المرتبطة بجامعة هارفارد.

في أواخر القرن التاسع عشر، احتاج مدير مرصد هارفارد، إدوارد سي بيكرينغ، إلى الكثير من المساعدة في برنامجه الطموح لتصنيف الأطياف النجمية. كان أساس هذه الدراسات هو مجموعة ضخمة من ما يقرب من مليون طيف فوتوغرافي للنجوم، تم الحصول عليها من سنوات عديدة من الملاحظات التي أجريت في مرصد كلية هارفارد في ماساتشوستس وكذلك في محطات المراقبة عن بعد في أمريكا الجنوبية وجنوب إفريقيا. سرعان ما اكتشفت بيكرينغ أنه يمكن توظيف الشابات المتعلمات كمساعدات مقابل ثلث أو ربع الراتب المدفوع للرجال، وغالبًا ما يتحملون ظروف العمل والمهام المتكررة التي لا يتحملها الرجال الذين حصلوا على نفس التعليم. أصبحت هؤلاء النساء معروفات باسم أجهزة كمبيوتر هارفارد. (يجب أن نؤكد أن علماء الفلك لم يكونوا وحدهم في التوصل إلى مثل هذه الاستنتاجات حول الفكرة الجديدة نسبيًا لنساء الطبقة العليا المتعلمات اللائي يعملن خارج المنزل: تم استغلال النساء والتقليل من قدرهن في العديد من المجالات. هذا هو الإرث الذي بدأ مجتمعنا للتو في الخروج منه.)

تم التعاقد مع Cannon من قبل Pickering كأحد «أجهزة الكمبيوتر» للمساعدة في تصنيف الأطياف. أصبحت جيدة جدًا في ذلك لدرجة أنها تمكنت من فحص الأنواع الطيفية لعدة مئات من النجوم في الساعة وتحديدها بصريًا (تملي استنتاجاتها على أحد المساعدين). قامت بالعديد من الاكتشافات أثناء التحقيق في لوحات هارفارد الفوتوغرافية، بما في ذلك 300 نجمة متغيرة (نجوم يتغير لمعانها بشكل دوري). لكن إرثها الرئيسي هو كتالوج رائع للأنواع الطيفية لمئات الآلاف من النجوم، والذي كان بمثابة الأساس لكثير من علم الفلك في القرن العشرين.

في عام 1911، ذكرت لجنة زائرة من علماء الفلك أنها «الشخص الوحيد في العالم الذي يمكنه القيام بهذا العمل بسرعة ودقة» وحثت هارفارد على منح كانون موعدًا رسميًا بما يتماشى مع مهارتها وشهرتها. ومع ذلك، لم تعينها هارفارد عالمة فلك في الجامعة حتى عام 1938؛ وكانت حينها تبلغ من العمر 75 عامًا.

حصلت كانون على أول درجة فخرية تمنحها أكسفورد لامرأة، وأصبحت أول امرأة يتم انتخابها ضابطة في الجمعية الفلكية الأمريكية، المنظمة المهنية الرئيسية لعلماء الفلك في الولايات المتحدة. تبرعت بسخاء بالمال من إحدى الجوائز الكبرى التي فازت بها لتأسيس جائزة خاصة للنساء في علم الفلك، تُعرف الآن باسم جائزة Annie Jump Cannon. ووفقًا لتشكيلها، واصلت تصنيف الأطياف النجمية حتى نهاية حياتها تقريبًا في عام 1941.

الفئات الطيفية L و T و Y

نجح المخطط الذي ابتكره كانون جيدًا حتى عام 1988، عندما بدأ علماء الفلك في اكتشاف أشياء أكثر برودة من النجوم من نوع M9. نحن نستخدم كلمة كائن لأن العديد من الاكتشافات الجديدة ليست نجومًا حقيقية. يُعرَّف النجم بأنه جسم يستمد خلال جزء من حياته 100٪ من طاقته من نفس العملية التي تجعل الشمس مشرقة - دمج نوى الهيدروجين (البروتونات) في الهيليوم. لا تصبح الأجسام التي تقل كتلتها عن حوالي 7.5٪ من كتلة شمسنا (حوالي 0.075 م من الشمس) ساخنة بدرجة كافية حتى يحدث اندماج الهيدروجين. حتى قبل العثور على «النجم الفاشل» الأول من هذا القبيل، أُطلق على هذه الفئة من الأجسام، ذات الكتل المتوسطة بين النجوم والكواكب، اسم الأقزام البنية.

من الصعب جدًا ملاحظة الأقزام البنية لأنها خافتة للغاية وباردة، وتطفئ معظم ضوءها في جزء الأشعة تحت الحمراء من الطيف. لم ينجح البحث عن الأقزام البنية إلا بعد بناء تلسكوبات كبيرة جدًا، مثل تلسكوبات Keck في هاواي، وتطوير أجهزة كشف الأشعة تحت الحمراء الحساسة جدًا. تم اكتشاف أول قزم بني في عام 1988، واعتبارًا من صيف عام 2015، هناك أكثر من 2200 قزم بني معروف.

في البداية، تم إعطاء الأقزام البنية فئات طيفية مثل ^M10+ أو «أكثر برودة من M9"، ولكن الكثير منهم معروف الآن أنه من الممكن البدء في تخصيص أنواع طيفية. تُعطى الأقزام البنية الأكثر سخونة الأنواع L0-L9 (درجات حرارة تتراوح بين 2400 و 1300 كلفن)، بينما تُعطى الكائنات التي لا تزال أكثر برودة (1300-700 كلفن) الأنواع T0-T9 (الشكل\(\PageIndex{5}\)). في الأقزام البنية من الفئة L، اختفت خطوط أكسيد التيتانيوم القوية في نجوم M. هذا لأن الأقزام L باردة جدًا بحيث يمكن للذرات والجزيئات أن تتجمع معًا في جزيئات الغبار في الغلاف الجوي؛ يتم حبس التيتانيوم في حبيبات الغبار بدلاً من أن يكون متاحًا لتكوين جزيئات من أكسيد التيتانيوم. توجد خطوط البخار (بخار الماء الساخن)، إلى جانب خطوط أول أكسيد الكربون والصوديوم المحايد والبوتاسيوم والسيزيوم والروبيديوم. خطوط الميثان (CH4) قوية في الأقزام البنية من الفئة T، حيث يوجد الميثان في الغلاف الجوي للكواكب العملاقة في نظامنا الشمسي.

في عام 2009، اكتشف علماء الفلك أقزامًا بنية فائقة البرودة بدرجات حرارة تتراوح بين 500 و 600 كلفن، وأظهرت هذه الأجسام خطوط امتصاص بسبب الأمونيا (NH3)، والتي لا تظهر في أقزام T. تم إنشاء فئة طيفية جديدة، Y، لهذه الكائنات. اعتبارًا من عام 2015، تم اكتشاف أكثر من عشرين قزمًا بنيًا تنتمي إلى الفئة الطيفية Y، بعضها بدرجات حرارة مماثلة لدرجة حرارة جسم الإنسان (حوالي 300 كلفن).

تبدأ معظم الأقزام البنية بدرجات حرارة وأطياف الغلاف الجوي مثل تلك الخاصة بالنجوم الحقيقية مع فئات طيفية من M6.5 وما بعدها، على الرغم من أن الأقزام البنية ليست ساخنة وكثيفة بما يكفي في تصميماتها الداخلية لدمج الهيدروجين. في الواقع، تتشابه أطياف الأقزام البنية والنجوم الحقيقية كثيرًا بين الأنواع الطيفية من أواخر M إلى L بحيث لا يمكن التمييز بين نوعي الأجسام بناءً على الأطياف وحدها. يلزم إجراء قياس مستقل للكتلة لتحديد ما إذا كان جسم معين قزمًا بنيًا أو نجمًا منخفض الكتلة جدًا. نظرًا لأن الأقزام البنية تبرد بثبات طوال حياتها، فإن النوع الطيفي لقزم بني معين يتغير بمرور الوقت على مدى مليار سنة أو أكثر من الأنواع الطيفية المتأخرة M إلى L و T و Y.

الأقزام البنية منخفضة الكتلة مقابل الكواكب ذات الكتلة العالية

من الخصائص المثيرة للاهتمام للأقزام البنية أنها كلها تقريبًا في نفس نصف قطر كوكب المشتري، بغض النظر عن كتلتها. ومن المثير للدهشة أن هذا يغطي نطاقًا من الكتل يتراوح من حوالي 13 إلى 80 مرة من كتلة المشتري (M _J). هذا يمكن أن يجعل التمييز بين القزم البني منخفض الكتلة والكواكب ذات الكتلة العالية أمرًا صعبًا للغاية.

إذن، ما الفرق بين القزم البني منخفض الكتلة والكوكب عالي الكتلة؟ يعتبر الاتحاد الفلكي الدولي السمة المميزة هي اندماج الديوتيريوم. على الرغم من أن الأقزام البنية لا تحافظ على اندماج الهيدروجين المنتظم (بروتون-بروتون)، إلا أنها قادرة على دمج الديوتيريوم (شكل نادر من الهيدروجين مع بروتون واحد ونيوترون واحد في نواته). يمكن أن يحدث اندماج الديوتيريوم عند درجة حرارة أقل من اندماج الهيدروجين. إذا كان الجسم يحتوي على كتلة كافية لدمج الديوتريوم (حوالي 13 M _J أو 0.012 M _Sun)، فهو قزم بني. الأجسام التي يقل طولها عن 13 م _J لا تدمج الديوتريوم وعادة ما تعتبر كواكب.

ملخص

ترجع الاختلافات في أطياف النجوم بشكل أساسي إلى الاختلافات في درجة الحرارة وليس التكوين. يتم وصف أطياف النجوم من حيث الفئات الطيفية. من أجل خفض درجة الحرارة، تكون هذه الفئات الطيفية هي O و B و A و F و G و K و M و L و T و Y. وتنقسم هذه الفئات أيضًا إلى فئات فرعية مرقمة من 0 إلى 9. تمت إضافة الفئات L و T و Y مؤخرًا لوصف الأجسام الشبيهة بالنجوم المكتشفة حديثًا - الأقزام البنية بشكل أساسي - والتي تكون أكثر برودة من M9. تمتلك شمسنا النوع الطيفي G2.

الحواشي

¹ الامتصاص بواسطة ذرات الصوديوم والبوتاسيوم يجعل أقزام Y تبدو أقل حمرًا قليلاً من الأقزام L.

مسرد المصطلحات

قزم بني: جسم متوسط الحجم بين كوكب ونجم؛ يتراوح نطاق الكتلة التقريبي من حوالي 1/100 من كتلة الشمس حتى الحد الأدنى للكتلة للتفاعلات النووية المكتفية ذاتيًا، وهو حوالي 0.075 من كتلة الشمس؛ الأقزام البنية قادرة على اندماج الديوتيريوم، ولكن ليس اندماج الهيدروجين

فئة طيفية: (أو النوع الطيفي) تصنيف النجوم وفقًا لدرجات حرارتها باستخدام خصائص أطيافها؛ الأنواع هي O و B و A و F و G و K و M مع L و T و Y التي تمت إضافتها مؤخرًا للأجسام الشبيهة بالنجوم الأكثر برودة التي كشفها المسح الأخير