Ածխածնային աստղերի կլանման շերտերի քանակական վերլուծությունը

Ցածր ջերմաստիճանի հսկա և գերհսկա աստղերի միջև հանդիպում են անոմալ քիմիական բաղադրության աստղեր։ Նման անոմալիան արտահայտվում է նրանց մթնոլորտում այս կամ այն քիմիական տարրի առատությամբ։ Այդպիսի աստղերից են ածխածնային աստղերը, որոնց սպեկտրներին բնորոշ են ՝ C₂, CN և CH ածխածնային միացությունների մոլեկուլային կլանման շերտերի առկայությունը։

Ածխածնային աստղերի, որպես առանձին դասի ուսումնասիրության սկիզբ կարելի է համարել Սեկիի (1868) աշխատանքը, որում առաջին անգամ այդ աստղերը առանձնացվեցին որպես IV տեսակի աստղեր։ Այնուհետև այդ աստղերից Պիկերինգը առանձնացրեց R և N սպեկտրային դասերը։ Եվ միայն դրանից հետո ածխածնային աստղերի ուսումնասիրությամբ զբաղվող գիտնականները դիտարկեցին այդ օբյեկտներում սպեկտրի տեսանելի տիրույթում ատոմային գծեր և մոլեկուլային շերտեր։ Ավելի ուշ կատարված աշխատանքներում, օգտագործելով բարձր դիսպերսիայի սպեկտրոգիրներ ուսումնասիրվել են ածխածնային աստղերի սպեկտրների մի շարք հետաքրքիր առանձնահատկություններ։ Ինֆրակարմիր տեխնիկայի ի հայտ գալը և գրանցած հաջողությունները հնարավորություն տվեցին ուսումնասիրել այդ աստղերի սպեկտրների երկարալիք հատվածները։

Վերոնշյալ աշխատանքներից հետո, որոնք կատարվել էին Սեկիի և Պիկերինգի կողմից C₂ և CN մոլեկուլային շերտերի բնութագրական նկարագրության հիման վրա, իրագործվեց R, N դասակարգման համակարգը, որն անվանվեց Հարվարդյան։ Ըստ դրա R ատղերը դասակարգվեցին տասնյակ ենթադասերի, իսկ N աստղերը դասակարգվել են երեք խմբի․ N_a, N_b և N_c ։ Ավելի ուշ Շեյնը 1928 թվականին կատարեց Հարվարդյան դասակարգման չափորոշիչների հստակեցում և կատարեց N դասի բաժանում տասնյակ ենթադասերի։ Դրանից հետո շատ հետազոտողների կողմից իրականացվեց պայծառ ածխածնային աստղերի մեծաթիվ դասակարգում R և N դասերի։ Մասնավորապես Սանֆորդը կատարեց R և N դասակարգում 283 և 59 աստղերի։ Նասաուն և Բլանկոն ի տարբերություն նշված աշխատանքների փորձ կատարեցին իրականացնել մոտական ինֆրակարմիր տիրույթում R և N դասակարգում։ Սակայն, ինչպես ցույց տրվեց Ստիվենսոնի, Օզոլինի աշխատանքներում, տվյալ դասակարգումը չի համընկնում այլ հեղինակների տվյալների հետ, որոնք կատարվել են կարճալիք տիրույթում։