يمكن تحديد درجات حرارة النجوم بعدة طرق، وذلك من خلال طبيعة الطيف ودرجات التأين والإثارة المختلفة الموجودة من تحليله، حيث يمكن تحديد درجة حرارة التأين أو الإثارة، تؤدي المقارنة بين مقادير النجمية (مثل نجوم أصناف V وB) إلى إنتاج مؤشر لوني مرتبط بدرجة حرارة لون النجم، وبالتالي فإن درجة حرارة اللون هي مقياس للكميات النسبية للإشعاع في منطقتين ذات طول موجي عريض أو أقل.

 

في حين أن درجات حرارة التأين والإثارة تتعلق بدرجات حرارة الطبقات، حيث تتشكل الخطوط الطيفية، شريطة أن يمكن قياس الحجم الزاوي للنجم وأن التدفق الكلي للطاقة المتلقاة على الأرض (المصحح لانقراض الغلاف الجوي) معروف يمكن العثور على ما يسمى بدرجة حرارة السطوع.

 

كيف يتم تحديد درجات الحرارة الفعالة للنجوم؟

 

يتم تحديد درجة الحرارة الفعالة (Teff) للنجم من حيث إجمالي ناتج الطاقة ونصف قطره، وبالتالي نظراً لأن (?T4eff) هو معدل الإشعاع لكل وحدة مساحة في مجال مشع تماماً، وإذا كان (L) هو إجمالي الإشعاع (أي اللمعان) لنجم يُعتبر كرة نصف قطرها (R) فإن مثل هذا المجال (يسمى الجسم الأسود) تصدر كمية إجمالية من الطاقة تساوي مساحة سطحها، (4?R2) مضروبة في طاقتها لكل وحدة مساحة، تحدد هذه العلاقة درجة حرارة الجسم الأسود المكافئ للنجم أو درجة الحرارة الفعالة.

 

نظراً لأن الطاقة الإجمالية التي يشعها النجم لا يمكن ملاحظتها بشكل مباشر (باستثناء حالة الشمس)، فإن درجة الحرارة الفعالة هي كمية مشتقة وليست كمية ملحوظة، ومع ذلك فمن الناحية النظرية إنها درجة الحرارة الأساسية، إذا كانت التصحيحات البوليومترية معروفة فيمكن العثور على درجة الحرارة الفعالة لأي نجم يُعرف حجمه البصري المطلق ونصف قطره، ترتبط درجات الحرارة الفعالة ارتباطاً وثيقاً بالنوع الطيفي وتتراوح من حوالي 40.000 كلفن للنجوم الساخنة من النوع (O) (من خلال 5800 كلفن للنجوم مثل الشمس) إلى حوالي 300 كلفن للأقزام البنية.

 

الجماهير النجمية:

 

يمكن العثور على كتل النجوم مباشرة فقط من الأنظمة الثنائية، وفقط إذا كان حجم مدارات النجوم حول بعضها معروفاً، تنقسم النجوم الثنائية إلى ثلاث فئات اعتماداً على طريقة المراقبة المستخدمة وهي: الثنائيات المرئية والثنائيات الطيفية وثنائيات الكسوف، وفيما يلي توضيح للنجوم الثنائية:

 

الثنائيات المرئية: يمكن رؤية الثنائيات المرئية كنجوم مزدوجة باستخدام التلسكوب، الأزواج الحقيقية تختلف عن المضاعفات الظاهرة التي تسببها تأثيرات خط البصر، وتتحرك عبر الفضاء معاً وتعرض حركة فضائية مشتركة، في بعض الأحيان يمكن قياس الحركة المدارية الشائعة أيضاً بشرط أن تكون المسافة إلى الثنائي معروفة.

 

كان النجم المعروف باسم (61 Cygni) هو الأول الذي تم قياس المسافة منه (عبر اختلاف المنظر بواسطة عالم الفلك الألماني فريدريش دبليو بيسل في منتصف القرن التاسع عشر)، بصرياً (61 Cygni) هي نجمة مزدوجة مفصولة بـ 83.2 وحدة فلكية، يتحرك أعضاؤها حول بعضهم البعض لمدة 653 عام، كان من بين الأنظمة النجمية الأولى التي يُعتقد أنها تحتوي على كوكب محتمل على الرغم من أن هذا لم يتم تأكيده ويعتبر الآن غير مرجح، ومع ذلك فمنذ التسعينيات أكدت مجموعة متنوعة من تقنيات الاكتشاف وجود آلاف الكواكب التي تدور حول نجوم أخرى.

 

الثنائيات الطيفية: تم العثور على النجوم الثنائية الطيفية من خلال ملاحظات السرعة الشعاعية، على الأقل يمكن رؤية العضو الأكثر إشراقاً في مثل هذا الثنائي على أنه يتمتع بسرعة دورية متغيرة باستمرار تعمل على تغيير الأطوال الموجية لخطوطه الطيفية بطريقة إيقاعية؛ لذلك يكرر منحنى السرعة نفسه تماماً من دورة إلى أخرى، ويمكن تفسير الحركة على أنها حركة مدارية، وفي بعض الحالات يمكن قياس التغيرات الإيقاعية في خطوط كلا العضوين.

 

على عكس الثنائيات المرئية لا يمكن العثور على المحاور شبه الرئيسية أو الكتل الفردية لمعظم الثنائيات الطيفية، حيث لا يمكن تحديد الزاوية بين مستوى المدار ومستوى السماء، إذا لوحظت أطياف من كلا العضوين يمكن العثور على نسب الكتلة، إذا لوحظ طيف واحد فقط فإنه يمكن اشتقاق كمية تسمى وظيفة الكتلة، والتي يتم حساب الحد الأدنى منها للكتل النجمية، إذا لوحظ أيضاً أن النظام الثنائي الطيفي هو نظام خسوف فيمكن التأكد من ميل المدار وغالباً ما تكون قيم الكتل الفردية.

 

كسوف الثنائيات: يتكون ثنائي الكسوف من نجمين قريبين يتحركان في مدار موضوعاً في الفضاء بالنسبة للأرض بحيث يمكن إخفاء ضوء أحدهما في بعض الأحيان خلف الآخر، اعتماداً على اتجاه مدار النجوم وأحجامها يمكن أن يكون الخسوف كلياً أو حلقياً (في الأخير تظهر حلقة من نجمة واحدة خلف الأخرى عند الحد الأقصى للكسوف) أو يمكن أن يكون كلا الخسوفين جزئياً.

 

أفضل مثال معروف للكسوف الثنائي هو (Algol Beta Persei) والذي تبلغ مدته (الفاصل الزمني بين الكسوف) 2.9 يوم، يساهم النجم الأكثر إشراقاً (من النوع B8) بحوالي 92 بالمائة من ضوء النظام، بينما يوفر النجم المكسوف أقل من 8 بالمائة، يحتوي النظام على نجمة ثالثة غير مكسوفة تظهر بالعين المجردة حوالي 20 من ثنائيات الكسوف.

 

يعرض منحنى الضوء للكسوف الثنائي قياسات الحجم للنظام على مدار دورة ضوء كاملة، عادةً ما يُقارن ضوء النجم المتغير بضوء نجم قريب (مقارنة) يُعتقد أنه ثابت في السطوع، في كثير من الأحيان يتم إنتاج حد أدنى عميق أو أساسي عندما يتم خسوف المكون الذي يحتوي على سطوع أعلى للسطح يمثل الكسوف الكلي ويتميز بقاع مسطح، يحدث الكسوف الثانوي الضحل عندما يمر المكون الأكثر إشراقاً أمام الآخر.

 

الثنائيات وأنظمة الكواكب خارج المجموعة الشمسية: بالقرب من الشمس تكون معظم النجوم أعضاء في ثنائيات ويشتبه في أن العديد من أقرب النجوم الفردية لها رفقاء، على الرغم من أن بعض الأعضاء الثنائية مفصولة بمئات من الوحدات الفلكية والبعض الآخر عبارة عن ثنائيات اتصال (نجوم قريبة بما يكفي لتمرير المواد بينها)، وغالباً ما يتم بناء الأنظمة الثنائية على نفس مقياس النظام الشمسي، أي حسب الترتيب حوالي 10 وحدات فلكية.

 

يبدو أن الانقسام في الكتلة بين مكونين من ثنائي عشوائي تقريباً، يمكن أن تحدث نسبة كتلة صغيرة مثل حوالي 1:20 في حوالي 5 في المائة من الوقت، وفي ظل هذه الظروف يمكن أن يتشكل نظام كوكبي مماثل للنظام الشمسي، ويبدو أن تكوين النجوم المزدوجة والمتعددة من ناحية وتكوين أنظمة الكواكب من ناحية أخرى هما وجهان مختلفان للعملية نفسها، من المحتمل أن تكون الكواكب نتاجاً ثانوياً طبيعياً لتكوين النجوم، ومن المحتمل أن يتم الاحتفاظ بجزء صغير فقط من مادة السديم الأصلية في الكواكب.

 

التطرف الشامل: تقع كتلة معظم النجوم في نطاق 0.3 إلى 3 كتل شمسية، النجم ذو الكتلة الأكبر التي تم تحديدها حتى الآن هو (R136a1) وهو عملاق من حوالي 265 كتلة شمسية كان لديه ما يصل إلى 320 كتلة شمسية عند تكوينه، هناك حد نظري أعلى لكتل ??النجوم التي تحترق نووياً (حد إدينجتون) والذي يحد من النجوم إلى ما لا يزيد عن بضع مئات من الكتل الشمسية.

 

من ناحية الكتلة المنخفضة يبدو أن معظم النجوم تمتلك على الأقل 0.1 كتلة شمسية، الحد الأدنى النظري للكتلة لنجم عادي هو حوالي 0.075 كتلة شمسية؛ لأنه أقل من هذه القيمة لا يمكن لجسم أن يصل إلى درجة حرارة مركزية عالية بما يكفي لتمكينه من التألق بالطاقة النووية.