View source for এস-টাইপ তারা

[[File:W Aquilae binary.jpg|thumb|upright=1.2|[[W Aquilae]] হলো একটি এস-টাইপ তারা এবং [[মিরা ভেরিয়েবল]], যার একটি নিকটবর্তী [[বাইনারি তারা|সঙ্গী]] [[হাবল স্পেস টেলিস্কোপ]] দ্বারা শনাক্ত করা হয়েছে।]]
একটি '''এস-টাইপ তারা''' (বা কেবল '''এস তারা''') হলো একটি শীতল [[দানব তারা|দানব]] তারা, যার বায়ুমণ্ডলে [[কার্বন]] এবং [[অক্সিজেন]] প্রায় সমান পরিমাণে থাকে। ১৯২২ সালে [[পল ডব্লিউ. মেরিল|পল মেরিল]] প্রথম এই শ্রেণিটিকে সংজ্ঞায়িত করেছিলেন, যেসব তারার অস্বাভাবিক [[শোষণ রেখা]] এবং [[বর্ণালী ব্যান্ড|আণবিক ব্যান্ড]] দেখা যায়, যা বর্তমানে [[এস-প্রক্রিয়া মৌল]]গুলোর কারণে ঘটে বলে পরিচিত। [[জিরকোনিয়াম#অক্সাইড, নাইট্রাইড এবং কার্বাইড|জিরকোনিয়াম মনোক্সাইড]] (ZrO)-এর ব্যান্ডগুলো এস তারার একটি সংজ্ঞায়িত বৈশিষ্ট্য।

[[কার্বন তারা]]গুলোর বায়ুমণ্ডলে অক্সিজেনের চেয়ে কার্বনের পরিমাণ বেশি থাকে। বেশিরভাগ তারায়, যেমন এম-শ্রেণির দানব তারায়, বায়ুমণ্ডলে কার্বনের চেয়ে অক্সিজেনের পরিমাণ বেশি থাকে এবং এদেরকে ''অক্সিজেন-সমৃদ্ধ তারা'' বলা হয়। এস-টাইপ তারাগুলো কার্বন তারা এবং সাধারণ দানব তারার মধ্যবর্তী অবস্থানে থাকে। এদেরকে দুটি শ্রেণিতে ভাগ করা যায়: ''অন্তর্নিহিত'' (intrinsic) এস তারা, যাদের বর্ণালী ফিউশন পণ্য এবং [[এস-প্রক্রিয়া]] মৌলগুলোর পৃষ্ঠতলে [[পরিচলন]]-এর কারণে সৃষ্টি হয়; এবং ''বহির্নিহিত'' (extrinsic) এস তারা, যেগুলো একটি [[বাইনারি তারা|বাইনারি]] সিস্টেমে [[ভর স্থানান্তর]]-এর মাধ্যমে গঠিত হয়।

অন্তর্নিহিত এস-টাইপ তারাগুলো [[অ্যাসিম্পটোটিক জায়ান্ট ব্রাঞ্চ]]-এর সবচেয়ে উজ্জ্বল অংশে অবস্থান করে, যা তাদের জীবনের এমন একটি পর্যায় যা দশ লক্ষ বছরেরও কম স্থায়ী হয়। এদের অনেকেই [[দীর্ঘ পর্যায় পরিবর্তনশীল]] তারা। বহির্নিহিত এস তারাগুলো কম উজ্জ্বল এবং দীর্ঘজীবী হয়, এগুলো প্রায়শই ছোট বিস্তারের [[সেমি-রেগুলার ভেরিয়েবল|সেমি-রেগুলার]] বা [[ধীর অনিয়মিত পরিবর্তনশীল|অনিয়মিত]] পরিবর্তনশীল তারা। এস তারা তুলনামূলকভাবে বিরল; অন্তর্নিহিত এস তারাগুলো সমতুল্য উজ্জ্বলতার [[অ্যাসিম্পটোটিক জায়ান্ট ব্রাঞ্চ]] তারার ১০%-এরও কম গঠন করে, যেখানে বহির্নিহিত এস তারাগুলো সমস্ত লাল দানব তারার আরও ক্ষুদ্র অংশ গঠন করে।

==বর্ণালীর বৈশিষ্ট্য==
শীতল তারাগুলো, বিশেষ করে [[তারার শ্রেণিবিন্যাস|এম-শ্রেণি]], আণবিক ব্যান্ড প্রদর্শন করে, যেখানে [[টাইটানিয়াম(II) অক্সাইড]] (TiO) বিশেষভাবে শক্তিশালী। এই শীতল তারাগুলোর একটি ছোট অংশ জিরকোনিয়াম অক্সাইডের (ZrO) শক্তিশালী ব্যান্ডও প্রদর্শন করে। দৃশ্যমান বর্ণালীতে স্পষ্টভাবে শনাক্তযোগ্য ZrO ব্যান্ডের উপস্থিতিই হলো এস-টাইপ তারার সংজ্ঞা।<ref name=keenan1954/>

প্রধান ZrO [[বর্ণালী সিরিজ|সিরিজগুলো]] হলো:<ref name=keenan1954/>
* α সিরিজ, নীল অঞ্চলে ৪৬৪.০৬ nm, ৪৬২.৬১ nm এবং ৪৬১.৯৮ nm-এ
* β সিরিজ, হলুদ অঞ্চলে ৫৫৫.১৭ nm এবং ৫৭১.৮১ nm-এ
* γ সিরিজ, লাল অঞ্চলে ৬৪৭.৪ nm, ৬৩৪.৫ nm এবং ৬২২.৯ nm-এ<ref name=macconnell/>

এস তারার মূল সংজ্ঞা ছিল যে ZrO ব্যান্ডগুলো কম বিচ্ছুরণযুক্ত ফটোগ্রাফিক বর্ণালী প্লেটে সহজেই শনাক্তযোগ্য হতে হবে, কিন্তু আধুনিক বর্ণালী অনেক দুর্বল ZrO যুক্ত তারাকেও শনাক্ত করতে দেয়। এমএস (MS) তারা, যা সাধারণ এম-শ্রেণির তারার সাথে মধ্যবর্তী, সেগুলোতে খুব সামান্য শনাক্তযোগ্য ZrO থাকে কিন্তু অন্যথায় সাধারণ এম-শ্রেণির বর্ণালী দেখা যায়। এসসি (SC) তারা, যা কার্বন তারার সাথে মধ্যবর্তী, সেগুলোতে দুর্বল বা শনাক্ত অযোগ্য ZrO থাকে, কিন্তু শক্তিশালী [[সোডিয়াম]] ডি রেখা এবং শনাক্তযোগ্য কিন্তু দুর্বল C<sub>2</sub> ব্যান্ড থাকে।<ref name=keenan1979/>

এস তারার বর্ণালী সাধারণ এম-শ্রেণির দানব তারার তুলনায় অন্যান্য পার্থক্যও প্রদর্শন করে। শীতল দানব তারার বৈশিষ্ট্যসূচক TiO ব্যান্ডগুলো এম তারার তুলনায় বেশিরভাগ এস তারায় দুর্বল থাকে এবং কিছু ক্ষেত্রে সম্পূর্ণ অনুপস্থিত থাকে। এস-প্রক্রিয়ার আইসোটোপ সম্পর্কিত বৈশিষ্ট্য যেমন [[ইট্রিয়াম|YO ব্যান্ড]], [[স্ট্রনশিয়াম|Sri রেখা]], [[বেরিয়াম|Baii রেখা]], এবং [[ল্যান্থানাম|LaO ব্যান্ড]], সেইসাথে সোডিয়াম ডি রেখাগুলো অনেক বেশি শক্তিশালী হয়। তবে, [[ভ্যানাডিয়াম|VO]] ব্যান্ডগুলো অনুপস্থিত বা খুব দুর্বল থাকে।<ref name=keenan1980/> এস-প্রক্রিয়ার নিউট্রন ক্যাপচারের ফলে [[পর্যায় ৫ মৌল]] [[টেকনেশিয়াম]] (Tc)-এর বর্ণালী রেখার উপস্থিতিও প্রত্যাশিত, কিন্তু এস তারার একটি উল্লেখযোগ্য অংশে Tc-এর কোনো চিহ্ন দেখা যায় না। শক্তিশালী Tc রেখা বিশিষ্ট তারাগুলোকে কখনও কখনও [[টেকনেশিয়াম তারা]] বলা হয় এবং এগুলো এম, এস, সি শ্রেণি বা মধ্যবর্তী এমএস এবং এসসি শ্রেণির হতে পারে।<ref name=brown/>

কিছু এস তারা, বিশেষ করে [[মিরা ভেরিয়েবল]], শক্তিশালী হাইড্রোজেন [[নির্গমন রেখা]] প্রদর্শন করে। [[এইচ-বিটা|H<sub>β</sub>]] নির্গমন প্রায়শই সাধারণ এম তারার [[বালমার সিরিজ]]-এর অন্যান্য রেখার তুলনায় অস্বাভাবিকভাবে শক্তিশালী হয়, তবে এটি TiO ব্যান্ডের দুর্বলতার কারণে ঘটে যা অন্যথায় H<sub>β</sub> নির্গমনকে লঘু করে দিত।<ref name=keenan1954/>

==শ্রেণিবিন্যাস পদ্ধতি==
[[File:The surface of the red giant star π1 Gruis from PIONIER on the VLT.jpg|thumb|VLT-এ [[PIONIER (VLTI)|PIONIER]] থেকে প্রাপ্ত লাল দানব তারা [[Pi1 Gruis|π<sup>1</sup> Gruis]]-এর পৃষ্ঠতল]]
এস বর্ণালী শ্রেণিটি প্রথম ১৯২২ সালে বেশ কয়েকটি দীর্ঘ-পর্যায় পরিবর্তনশীল (অর্থাৎ মিরা ভেরিয়েবল) এবং অনুরূপ অদ্ভুত বর্ণালী বিশিষ্ট তারাকে উপস্থাপন করার জন্য সংজ্ঞায়িত করা হয়েছিল। বর্ণালীর অনেক শোষণ রেখাকে অস্বাভাবিক হিসেবে চিহ্নিত করা হয়েছিল, কিন্তু তাদের সংশ্লিষ্ট মৌলগুলো জানা ছিল না। বর্তমানে ZrO-এর কারণে সৃষ্ট শোষণ ব্যান্ডগুলোকে এস-টাইপ বর্ণালীর প্রধান বৈশিষ্ট্য হিসেবে তালিকাভুক্ত করা হয়েছে। সেই সময়ে, এম শ্রেণিটিকে সংখ্যাসূচক উপ-শ্রেণিতে বিভক্ত করা হয়নি, বরং Ma, Mb, Mc এবং Md-এ বিভক্ত করা হয়েছিল। নতুন এস শ্রেণিটিকে নির্গমন রেখার উপস্থিতির ওপর ভিত্তি করে কেবল S বা Se হিসেবে রাখা হয়েছিল। এটি মনে করা হতো যে Se তারাগুলো সবই এলপিভি (LPV) এবং এস তারাগুলো পরিবর্তনশীল নয়,<ref name=merrill/> কিন্তু পরবর্তীতে ব্যতিক্রম পাওয়া গেছে। উদাহরণস্বরূপ, [[Pi1 Gruis|π<sup>1</sup> Gruis]] বর্তমানে একটি [[সেমি-রেগুলার পরিবর্তনশীল তারা|সেমি-রেগুলার পরিবর্তনশীল]] তারা হিসেবে পরিচিত।<ref name=gcvs/>

এস তারার শ্রেণিবিন্যাস প্রথম প্রবর্তনের পর থেকে বেশ কয়েকবার সংশোধন করা হয়েছে, যাতে উপলব্ধ বর্ণালীর রেজোলিউশনের অগ্রগতি, এস-টাইপ তারার বৃহত্তর সংখ্যা আবিষ্কার এবং বিভিন্ন শীতল উজ্জ্বল দানব বর্ণালী প্রকারের মধ্যে সম্পর্ক সম্পর্কে উন্নত বোঝাপড়াকে প্রতিফলিত করা যায়।

===কমা নোটেশন===
১৯৫৪ সালে এস তারা শ্রেণিবিন্যাসের আনুষ্ঠানিকীকরণে SX,Y আকারের একটি দ্বিমাত্রিক স্কিম প্রবর্তিত হয়। উদাহরণস্বরূপ, [[R Andromedae]]-কে S6,6e হিসেবে তালিকাভুক্ত করা হয়েছে।<ref name=keenan1954/>

X হলো ''তাপমাত্রা শ্রেণি''। এটি ১ (যদিও প্রকৃতপক্ষে তালিকাভুক্ত ক্ষুদ্রতম প্রকারটি S1.5) থেকে ৯-এর মধ্যে একটি সংখ্যা, যা এম১ থেকে এম৯ ক্রমের সাথে প্রায় সামঞ্জস্যপূর্ণ একটি তাপমাত্রা স্কেলকে উপস্থাপন করে। তাপমাত্রা শ্রেণিটি প্রকৃতপক্ষে ZrO এবং TiO ব্যান্ডের তীব্রতা অনুমান করে, তারপর বৃহত্তর তীব্রতার সাথে ক্ষুদ্রতর তীব্রতার অর্ধেক যোগ করে গণনা করা হয়।<ref name=keenan1954/>

Y হলো ''প্রাচুর্য শ্রেণি''। এটিও ১ থেকে ৯-এর মধ্যে একটি সংখ্যা, যা ZrO এবং TiO ব্যান্ডের অনুপাতকে তাপমাত্রা শ্রেণি দ্বারা গুণ করে নির্ধারিত হয়। এই গণনা সাধারণত এমন একটি সংখ্যা প্রদান করে যা প্রাচুর্য শ্রেণির সংখ্যা পেতে নিচের দিকে রাউন্ড করা যেতে পারে, তবে উচ্চতর মানগুলোর জন্য এটি পরিবর্তিত হয়:<ref name=keenan1954/>
* ৬.০ – ৭.৫ মান ৬-এর সাথে মিলে যায়
* ৭.৬ – ৯.৯ মান ৭-এর সাথে মিলে যায়
* ১০.০ – ৫০ মান ৮-এর সাথে মিলে যায়
* > ৫০ মান ৯-এর সাথে মিলে যায়

বাস্তবে, নতুন তারার জন্য বর্ণালী প্রকারগুলো স্ট্যান্ডার্ড তারাগুলোর সাথে তুলনা করে নির্ধারণ করা হতো, কারণ তীব্রতার মানগুলো বিষয়ভিত্তিক এবং বিভিন্ন পরিস্থিতিতে নেওয়া বর্ণালী থেকে পুনরুৎপাদন করা অসম্ভব।<ref name=keenan1954/>

এস তারাগুলো আরও নিবিড়ভাবে অধ্যয়ন করার সাথে সাথে এবং বর্ণালীর পেছনের প্রক্রিয়াগুলো বোঝা শুরু হলে বেশ কিছু ত্রুটি সামনে আসে। ZrO এবং TiO-এর শক্তি তাপমাত্রা এবং প্রকৃত প্রাচুর্য উভয় দ্বারাই প্রভাবিত হয়। এস তারাগুলো কার্বনের চেয়ে অক্সিজেন সামান্য বেশি থাকা থেকে শুরু করে অক্সিজেনের চেয়ে কার্বন সামান্য বেশি থাকা পর্যন্ত একটি ধারাবাহিকতা উপস্থাপন করে। যখন কার্বন অক্সিজেনের চেয়ে বেশি হয়ে যায়, তখন মুক্ত অক্সিজেন দ্রুত [[কার্বন মনোক্সাইড|CO]]-তে আবদ্ধ হয়ে যায় এবং ZrO ও TiO-এর প্রাচুর্য নাটকীয়ভাবে হ্রাস পায়, যা তাদের কিছু তারায় একটি দুর্বল নির্দেশক করে তোলে। ''প্রাচুর্য শ্রেণি'' বায়ুমণ্ডলে অক্সিজেনের চেয়ে কার্বন বেশি থাকা তারাগুলোর জন্য অব্যবহারযোগ্য হয়ে পড়ে।<ref name=ake/>

বর্ণালী প্রকারের এই রূপটি এস তারার জন্য একটি সাধারণ ধরন, সম্ভবত এখনও সবচেয়ে সাধারণ রূপ।<ref name=mk/>

===মৌলিক তীব্রতা===
এস তারার শ্রেণিবিন্যাসের প্রথম বড় সংশোধনে Zr এবং Ti-এর জন্য স্পষ্ট প্রাচুর্য তীব্রতার পক্ষে একক-সংখ্যার প্রাচুর্য শ্রেণিটি সম্পূর্ণ পরিত্যাগ করা হয়।<ref name=keenan1977/> তাই R And-কে, স্বাভাবিক সর্বোচ্চ অবস্থায়, S5e Zr5 Ti2 বর্ণালী প্রকারের সাথে তালিকাভুক্ত করা হয়।<ref name=mk/>

১৯৭৯ সালে একে (Ake) ZrO, TiO এবং YO ব্যান্ড তীব্রতার ওপর ভিত্তি করে একটি ''প্রাচুর্য সূচক'' সংজ্ঞায়িত করেন। ১ থেকে ৭-এর মধ্যে এই একক সংখ্যাটি এমএস (MS) তারা থেকে ক্রমবর্ধমান C/O অনুপাত হয়ে এসসি (SC) তারা পর্যন্ত রূপান্তরকে উপস্থাপন করার উদ্দেশ্যে ছিল। বর্ণালী প্রকারগুলো এখনও স্পষ্ট Zr এবং Ti তীব্রতার মানসহ তালিকাভুক্ত ছিল এবং প্রাচুর্য সূচকটি স্ট্যান্ডার্ড তারাগুলোর তালিকায় আলাদাভাবে অন্তর্ভুক্ত ছিল।<ref name=ake/>

{| class="wikitable"
|+প্রাচুর্য সূচকের মানদণ্ড এবং আনুমানিক C/O অনুপাত<ref name=ake/>
! প্রাচুর্য সূচক
! মানদণ্ড
! C/O অনুপাত
|-
| ১
| TiO ≫ ZrO এবং YO
|
{|style="width: 100px; border-collapse: collapse"
|style="text-align: right"|< ০||style="width: 25%;"|.৯০
|}
|-
| ২
| TiO ≥ ZrO ≥ ২×YO
|
{|style="width: 100px; border-collapse: collapse"
|style="text-align: right"|০||style="width: 25%;"|.৯০
|}
|-
| ৩
| ২×YO ≥ ZrO ≥ TiO
|
{|style="width: 100px; border-collapse: collapse"
|style="text-align: right"|০||style="width: 25%;"|.৯৩
|}
|-
| ৪
| ZrO ≥ ২×YO > TiO
|
{|style="width: 100px; border-collapse: collapse"
|style="text-align: right"|০||style="width: 25%;"|.৯৫
|}
|-
| ৫
| ZrO ≥ ২×YO, TiO = ০
|
{|style="width: 100px; border-collapse: collapse"
|style="text-align: right"|> ০||style="width: 25%;"|.৯৫
|}
|-----
| ৬
| ZrO দুর্বল, YO এবং TiO = ০
|
{|style="width: 100px; border-collapse: collapse"
|style="text-align: right"|~ ১||style="width: 25%;"|
|}
|-----
| ৭
| CS এবং কার্বন তারা
|
{|style="width: 100px; border-collapse: collapse"
|style="text-align: right"|> ১||style="width: 25%;"|
|}
|}

===স্ল্যাশ নোটেশন===
''প্রাচুর্য সূচক'' অবিলম্বে গৃহীত হয় এবং ১ থেকে ১০ পর্যন্ত প্রসারিত করা হয়, যা এসসি তারাগুলোর প্রাচুর্যকে পৃথক করে। এটি এখন আলাদা Zr এবং Ti প্রাচুর্যের পরিবর্তে বর্ণালী প্রকারের অংশ হিসেবে উদ্ধৃত করা হয়। আগে পরিত্যক্ত প্রাচুর্য শ্রেণি থেকে এটিকে আলাদা করতে তাপমাত্রা শ্রেণির পরে একটি স্ল্যাশ চিহ্ন ব্যবহার করা হয়, যাতে R And-এর বর্ণালী শ্রেণি S5/4.5e হয়ে যায়।<ref name=keenan1979/>

নতুন প্রাচুর্য সূচকটি সরাসরি গণনা করা হয় না, বরং বেশ কয়েকটি বর্ণালী বৈশিষ্ট্যের আপেক্ষিক শক্তির ওপর ভিত্তি করে নির্ধারিত হয়। এটি ০.৯৫-এর নিচ থেকে প্রায় ১.১ পর্যন্ত C/O অনুপাতের ক্রমকে ঘনিষ্ঠভাবে নির্দেশ করার জন্য ডিজাইন করা হয়েছে। মূলত ZrO এবং TiO ব্যান্ডের আপেক্ষিক শক্তি এমএস তারা থেকে প্রাচুর্য সূচক ১ থেকে ৬ পর্যন্ত একটি ক্রম গঠন করে। প্রাচুর্য সূচক ৭ থেকে ১০ হলো এসসি তারা এবং ZrO দুর্বল বা অনুপস্থিত, তাই সোডিয়াম ডি রেখা এবং C<sub>s</sub> ব্যান্ডের আপেক্ষিক শক্তি ব্যবহার করা হয়। প্রাচুর্য সূচক ০ ব্যবহৃত হয় না এবং প্রাচুর্য সূচক ১০ একটি কার্বন তারা Cx,2-এর সমতুল্য, তাই এটিও কখনও দেখা যায় না।<ref name=keenan1980/>

{| class="wikitable"
|+প্রাচুর্য সূচকের মানদণ্ড এবং আনুমানিক C/O অনুপাত<ref name=keenan1980/>
! প্রাচুর্য সূচক
! মানদণ্ড
! C/O অনুপাত
|-
| MS
| শক্তিশালী YO এবং ZrO ব্যান্ড সবে দৃশ্যমান
|
|-
| ১
| TiO ≫ ZrO এবং YO
|
{|style="width: 100px; border-collapse: collapse"
|style="text-align: right"|< ০||style="width: 25%;"|.৯৫
|}
|-
| ২
| TiO > ZrO
|
{|style="width: 100px; border-collapse: collapse"
|style="text-align: right"|০||style="width: 25%;"|.৯৫:
|}
|-
| ৩
| ZrO = TiO, YO শক্তিশালী
|
{|style="width: 100px; border-collapse: collapse"
|style="text-align: right"|০||style="width: 25%;"|.৯৬
|}
|-
| ৪
| ZrO > TiO
|
{|style="width: 100px; border-collapse: collapse"
|style="text-align: right"|০||style="width: 25%;"|.৯৭
|}
|-
| ৫
| ZrO ≫ TiO
|
{|style="width: 100px; border-collapse: collapse"
|style="text-align: right"|০||style="width: 25%;"|.৯৭
|}
|-----
| ৬
| ZrO শক্তিশালী, TiO = ০
|
{|style="width: 100px; border-collapse: collapse"
|style="text-align: right"|০||style="width: 25%;"|.৯৮
|}
|-----
| ৭ (SC)
| ZrO দুর্বল, ডি রেখা শক্তিশালী
|
{|style="width: 100px; border-collapse: collapse"
|style="text-align: right"|০||style="width: 25%;"|.৯৯
|}
|-----
| ৮ (SC)
| ZrO বা C<sub>2</sub> নেই, ডি রেখা খুব শক্তিশালী
|
{|style="width: 100px; border-collapse: collapse"
|style="text-align: right"|১||style="width: 25%;"|.০০
|}
|-----
| ৯ (SC)
| C<sub>2</sub> খুব দুর্বল, ডি রেখা খুব শক্তিশালী
|
{|style="width: 100px; border-collapse: collapse"
|style="text-align: right"|১||style="width: 25%;"|.০২
|}
|-----
| ১০ (SC)
| C<sub>2</sub> দুর্বল, ডি রেখা শক্তিশালী
|
{|style="width: 100px; border-collapse: collapse"
|style="text-align: right"|১||style="width: 25%;"|.১:
|}
|}

তাপমাত্রা শ্রেণির উদ্ভবও পরিমার্জিত হয়েছে, যাতে মোট ZrO এবং TiO শক্তির পাশাপাশি রেখার অনুপাত ব্যবহার করা যায়। এমএস তারা এবং প্রাচুর্য সূচক ১ বা ২ যুক্ত তারাগুলোর জন্য, এম তারার মতো একই TiO ব্যান্ড শক্তির মানদণ্ড প্রয়োগ করা যেতে পারে। ৫৩০.৫ nm এবং ৫৫৫.১ nm-এ বিভিন্ন ZrO ব্যান্ডের অনুপাত প্রাচুর্য সূচক ৩ এবং ৪-এর সাথে এবং শীতল তাপমাত্রায় LaO ব্যান্ডের হঠাৎ উপস্থিতির সাথে কার্যকর। Baii এবং Sri রেখার অনুপাত একই সূচকে এবং প্রাচুর্য সূচক ৭ থেকে ৯ যুক্ত কার্বন-সমৃদ্ধ তারার জন্য কার্যকর। যেখানে ZrO এবং TiO দুর্বল বা অনুপস্থিত, সেখানে ৬৪৫.৬ nm এবং ৬৪৫.০ nm-এ মিশ্রিত বৈশিষ্ট্যগুলোর অনুপাত তাপমাত্রা শ্রেণি নির্ধারণের জন্য ব্যবহার করা যেতে পারে।<ref name=keenan1980/>

===অ্যাস্টেরিস্ক নোটেশন===
বিভিন্ন শ্রেণিবিন্যাস পদ্ধতি এবং এমএস, এস এবং এসসি তারাগুলোর পুরো পরিসরে একটি সামঞ্জস্যপূর্ণ শ্রেণি নির্ধারণের অসুবিধার কারণে, অন্যান্য স্কিম কখনও কখনও ব্যবহৃত হয়। উদাহরণস্বরূপ, নতুন এস/এমএস, কার্বন এবং এসসি তারার একটি জরিপে অ্যাস্টেরিস্ক দ্বারা নির্দেশিত একটি দ্বিমাত্রিক স্কিম ব্যবহার করা হয়, যেমন S5*3। প্রথম সংখ্যাটি এম শ্রেণি ক্রমের কাছাকাছি আসার জন্য TiO শক্তির ওপর ভিত্তি করে এবং দ্বিতীয়টি শুধুমাত্র ZrO শক্তির ওপর ভিত্তি করে।<ref name=macconnell/>

===স্ট্যান্ডার্ড তারা===
এই সারণীটি বেশ কয়েকটি সুপরিচিত এস তারার বর্ণালী প্রকার দেখায় যেভাবে সেগুলোকে বিভিন্ন সময়ে শ্রেণিবদ্ধ করা হয়েছিল। বেশিরভাগ তারা পরিবর্তনশীল, সাধারণত মিরা ধরনের। যেখানে সম্ভব সারণীটি সর্বোচ্চ উজ্জ্বলতায় প্রকারটি দেখায়, তবে বিশেষ করে বেশ কয়েকটি একে (Ake) প্রকার সর্বোচ্চ উজ্জ্বলতায় নেই এবং তাই পরবর্তী প্রকারের। ZrO এবং TiO ব্যান্ডের তীব্রতাও দেখানো হয়েছে যদি সেগুলো প্রকাশিত হয় (একটি x নির্দেশ করে যে কোনো ব্যান্ড পাওয়া যায়নি)। যদি প্রাচুর্যগুলো আনুষ্ঠানিক বর্ণালী প্রকারের অংশ হয় তবে প্রাচুর্য সূচক দেখানো হয়েছে।

{| class="wikitable sortable" style="width:95%; text-align:right;"
|+বিভিন্ন শ্রেণিবিন্যাস পদ্ধতির অধীনে বর্ণালী প্রকারের তুলনা
!style="width:20%"|তারা
!colspan=2;style="width:20%"|কীনান<br />(১৯৫৪)<ref name=keenan1954/>
!style="width:15%"|কীনান প্রমুখ<br />(১৯৭৪)<ref name=keenan1974/>
!colspan=2;style="width:20%"|একে<br />(১৯৭৯)<ref name=ake/>
!colspan=2;style="width:20%"|কীনান-বোশার<br />(১৯৮০)<ref name=keenan1980/>
|-----
| style="text-align:left"|[[R Andromedae]]
| S6,6e:
| Zr4 Ti3
| S4,6e
| S8e Zr6
| ৪
| S5/4.5e
| Zr5 Ti2
|-----
| style="text-align:left"|[[X Andromedae]]
| S3,9e
| Zr3 Ti0
| S2,9e:
| S5.5e Zr4
| ৫
| S5/4.5e
| Zr2.5 Tix
|-----
| style="text-align:left"|[[RR Andromedae]]
| S7,2e:
| Zr2 Ti6.5
| S6,2e:
| S6.5e Zr3 Ti6
| ২
| S6/3.5e
| Zr4+ Ti4
|-----
| style="text-align:left"|[[W Aquilae]]
| S4,9:
| Zr4 Ti0
| S3,9e:
|
|
| S6/6e
| Zr6 Ti0
|-----
| style="text-align:left"|[[BD Camelopardalis]]
| S5,3
| Zr2.5 Ti4
|
| S3.5 Zr2.5 Ti3
| ২
| S3.5/2
| Zr2+ Ti3
|-----
| style="text-align:left"|[[BH Crucis]]
|
|
| SC8,6:<ref name=keenan1973/>
|
|
| SC4.5/8-e
| Zr0 Tix Na10:
|-----
| style="text-align:left"|[[Chi Cygni]]
| S7,1e:
| Zr0-2 Ti7
| S7,2e
| S9.5 Zr3 Ti9
| ১
| S6+/1e = Ms6+
| Zr2 Ti6
|-----
| style="text-align:left"|[[R Cygni]]
| S3.5,9e:
| Zr3.5 Ti0
| S3,9e
| S8e Zr7 Ti3:
| ৪
| S5/6e
| Zr4 Tix
|-----
| style="text-align:left"|[[R Geminorum]]
| S3,9e:
| Zr3 Ti0
| S3,9e
| S8e Zr5
| ৫
| S4/6e
| Zr3.5 Tix
|}

==গঠন==
এস-টাইপ তারার দুটি স্বতন্ত্র শ্রেণি রয়েছে: অন্তর্নিহিত এস তারা; এবং বহির্নিহিত এস তারা। [[টেকনেশিয়াম]]-এর উপস্থিতি দুটি শ্রেণিকে আলাদা করতে ব্যবহৃত হয়, যা কেবল অন্তর্নিহিত এস-টাইপ তারায় পাওয়া যায়।

===অন্তর্নিহিত এস তারা===
[[File:Evolution on the TP-AGB.png|thumb|একটি 2 সৌর-ধাতবতা বিশিষ্ট [[লাল দানব]] যখন [[অ্যাসিম্পটোটিক জায়ান্ট ব্রাঞ্চ|TP-AGB]] বরাবর বিবর্তিত হয়ে এস তারা এবং তারপর একটি [[কার্বন তারা]]-তে পরিণত হয় তখন তারার বৈশিষ্ট্যগুলো<ref name=weiss/>]]
অন্তর্নিহিত এস-টাইপ তারা হলো থার্মাল পালসিং [[অ্যাসিম্পটোটিক জায়ান্ট ব্রাঞ্চ]] (TP-AGB) তারা। এজিবি (AGB) তারাগুলোর নিষ্ক্রিয় কার্বন-অক্সিজেন কোর থাকে এবং তারা অভ্যন্তরীণ হিলিয়াম শেল এবং বাইরের হাইড্রোজেন শেল উভয়টিতেই ফিউশন ঘটায়। এগুলো বড় শীতল এম-শ্রেণির দানব তারা। হিলিয়াম শেল থেকে [[হিলিয়াম ফ্ল্যাশ|ফ্ল্যাশ]] দ্বারা সৃষ্ট থার্মাল পালসগুলো তারার উপরের স্তরে শক্তিশালী পরিচলন ঘটায়। তারাটি বিবর্তিত হওয়ার সাথে সাথে এই পালসগুলো শক্তিশালী হয় এবং যথেষ্ট বিশাল তারায় পরিচলন এত গভীর হয় যে তা শেল দুটির মধ্যবর্তী অঞ্চল থেকে পৃষ্ঠতলে ফিউশন পণ্যগুলোকে [[ড্রেজ-আপ|ড্রেজ আপ]] করতে পারে। এই ফিউশন পণ্যগুলোর মধ্যে রয়েছে [[কার্বন]] এবং [[এস-প্রক্রিয়া]] মৌল।<ref name=gallino/> এস-প্রক্রিয়া মৌলগুলোর মধ্যে রয়েছে [[জিরকোনিয়াম]] (Zr), [[ইট্রিয়াম]] (Y), [[ল্যান্থানাম]] (La), টেকনেশিয়াম (Tc), [[বেরিয়াম]] (Ba), এবং [[স্ট্রনশিয়াম]] (Sr), যা ZrO, YO এবং LaO ব্যান্ডসহ এস শ্রেণির বৈশিষ্ট্যসূচক বর্ণালী গঠন করে, সেইসাথে Tc, Sr এবং Ba রেখা গঠন করে। এস তারার বায়ুমণ্ডলে কার্বন থেকে অক্সিজেনের অনুপাত ০.৫ থেকে < ১ পরিসরে থাকে।<ref name=shetye/> কার্বন সমৃদ্ধকরণ পরবর্তী থার্মাল পালসগুলোর সাথে চলতে থাকে যতক্ষণ না কার্বনের প্রাচুর্য অক্সিজেনের প্রাচুর্যকে ছাড়িয়ে যায়, সেই বিন্দুতে বায়ুমণ্ডলের অক্সিজেন দ্রুত [[কার্বন মনোক্সাইড|CO]]-তে আবদ্ধ হয়ে যায় এবং অক্সাইডের গঠন হ্রাস পায়। এই তারাগুলো মধ্যবর্তী এসসি বর্ণালী প্রদর্শন করে এবং আরও কার্বন সমৃদ্ধকরণ একটি [[কার্বন তারা]]-র দিকে নিয়ে যায়।<ref name=vaneck/>

===বহির্নিহিত এস তারা===
এস-প্রক্রিয়ায় নিউট্রন ক্যাপচারের মাধ্যমে উৎপাদিত টেকনেশিয়াম আইসোটোপ হলো <sup>99</sup>Tc এবং তারার বায়ুমণ্ডলে এর অর্ধায়ু প্রায় ২,০০,০০০ বছর। তারা গঠনের সময় উপস্থিত যেকোনো আইসোটোপ দানব তারায় পরিণত হওয়ার আগেই সম্পূর্ণ ক্ষয় হয়ে যেত এবং এজিবি তারায় ড্রেজ-আপ হওয়া যেকোনো নতুন গঠিত <sup>99</sup>Tc এজিবি পর্যায়ের শেষ পর্যন্ত টিকে থাকত, যা টেকনেশিয়াম ছাড়া অন্য এস-প্রক্রিয়া মৌলগুলো বায়ুমণ্ডলে থাকা একটি লাল দানব তারার জন্য কঠিন করে তোলে। টেকনেশিয়ামহীন এস-টাইপ তারাগুলো একটি বাইনারি সিস্টেমে অন্তর্নিহিত এস তারা থেকে টেকনেশিয়াম-সমৃদ্ধ পদার্থ, সেইসাথে অন্যান্য ড্রেজ-আপ হওয়া মৌলগুলো একটি ছোট কম-বিবর্তিত সঙ্গীর ওপর [[ভর স্থানান্তর|স্থানান্তর]]-এর মাধ্যমে গঠিত হয়। কয়েক লক্ষ বছর পর, <sup>99</sup>Tc ক্ষয় হয়ে যাবে এবং কার্বন ও অন্যান্য এস-প্রক্রিয়া মৌল দ্বারা সমৃদ্ধ একটি টেকনেশিয়াম-মুক্ত তারা অবশিষ্ট থাকবে। যখন এই তারাটি একটি জি (G) বা কে (K) শ্রেণির লাল দানব হয় বা হয়, তখন এটিকে একটি [[বেরিয়াম তারা]] হিসেবে শ্রেণিবদ্ধ করা হবে। যখন এটি এমন তাপমাত্রায় বিবর্তিত হয় যা ZrO শোষণ ব্যান্ডগুলো বর্ণালীতে দেখানোর জন্য যথেষ্ট শীতল, প্রায় এম শ্রেণি, তখন এটিকে একটি এস-টাইপ তারা হিসেবে শ্রেণিবদ্ধ করা হবে। এই তারাগুলোকে বহির্নিহিত এস তারা বলা হয়।<ref name=vaneck/><ref name=jorissen/>

==বিতরণ এবং সংখ্যা==
এস বর্ণালী শ্রেণি বিশিষ্ট তারাগুলো কেবল সংকীর্ণ পরিসরের পরিস্থিতিতে গঠিত হয় এবং এগুলো অস্বাভাবিক। অন্তর্নিহিত এবং বহির্নিহিত এস তারার বিতরণ এবং বৈশিষ্ট্যগুলো ভিন্ন, যা তাদের গঠনের ভিন্ন পদ্ধতিকে প্রতিফলিত করে।

টিপি-এজিবি (TP-AGB) তারাগুলোকে বড় জরিপে নির্ভরযোগ্যভাবে শনাক্ত করা কঠিন, কিন্তু সাধারণ এম-শ্রেণির উজ্জ্বল এজিবি তারা এবং অনুরূপ এস-টাইপ ও কার্বন তারার গণনা গ্যালাক্সিতে ভিন্ন বিতরণ দেখিয়েছে। এস তারাগুলো কার্বন তারার মতো একইভাবে বিতরণ করা হয়, কিন্তু কার্বন তারার তুলনায় এদের সংখ্যা মাত্র এক-তৃতীয়াংশ। উভয় ধরনের কার্বন-সমৃদ্ধ তারা [[গ্যালাকটিক সেন্টার]]-এর কাছাকাছি খুব বিরল, কিন্তু সৌর প্রতিবেশে সমস্ত উজ্জ্বল এজিবি তারার ১০% – ২০% গঠন করে, যাতে এস তারাগুলো এজিবি তারার প্রায় ৫% হয়। কার্বন-সমৃদ্ধ তারাগুলো [[গ্যালাকটিক প্লেন]]-এ আরও নিবিড়ভাবে ঘনীভূত। এস-টাইপ তারাগুলো [[মিরা ভেরিয়েবল]]-এর একটি অসামঞ্জস্যপূর্ণ সংখ্যা গঠন করে, একটি জরিপে ৭%, যেখানে সমস্ত এজিবি তারার ৩%।<ref name=iau/>

বহির্নিহিত এস তারাগুলো টিপি-এজিবি-তে নেই, বরং এগুলো [[রেড জায়ান্ট ব্রাঞ্চ]] তারা বা প্রাথমিক এজিবি তারা। তাদের সংখ্যা এবং বিতরণ অনিশ্চিত। অনুমান করা হয়েছে যে এগুলো সমস্ত এস-টাইপ তারার ৩০% থেকে ৭০% গঠন করে, যদিও সমস্ত রেড জায়ান্ট ব্রাঞ্চ তারার একটি ক্ষুদ্র অংশ মাত্র। এগুলো গ্যালাকটিক ডিস্কে কম দৃঢ়ভাবে ঘনীভূত, যা নির্দেশ করে যে এগুলো অন্তর্নিহিত গোষ্ঠীর তুলনায় তারার একটি পুরোনো জনসংখ্যা থেকে এসেছে।<ref name=vaneck/>

==বৈশিষ্ট্য==
খুব কম অন্তর্নিহিত এস তারার ভর সরাসরি বাইনারি কক্ষপথ ব্যবহার করে পরিমাপ করা হয়েছে, যদিও তাদের ভর মিরা পর্যায়-ভর সম্পর্ক বা স্পন্দন বৈশিষ্ট্য ব্যবহার করে অনুমান করা হয়েছে। পর্যবেক্ষিত ভরগুলো প্রায় 1.5 – 5<ref name=vaneck/> পাওয়া গিয়েছিল, যতক্ষণ না খুব সম্প্রতি [[গাইয়া (মহাকাশযান)|গাইয়া]] প্যারাল্যাক্স সৌর-সদৃশ ভর এবং [[ধাতবতা|ধাতবতা]] বিশিষ্ট অন্তর্নিহিত এস তারা আবিষ্কার করতে সাহায্য করেছে।<ref name=shetye/> টিপি-এজিবি বিবর্তনের মডেলগুলো দেখায় যে শেলগুলো পৃষ্ঠের দিকে সরে যাওয়ার সাথে সাথে তৃতীয় ড্রেজ-আপ বৃহত্তর হয় এবং কম বিশাল তারা এজিবি ত্যাগ করার আগে কম ড্রেজ-আপ অনুভব করে। 1.5 – 2.0 ভরের তারাগুলো কার্বন তারা হওয়ার জন্য যথেষ্ট ড্রেজ-আপ অনুভব করবে, কিন্তু এগুলো বড় ঘটনা হবে এবং তারাটি সাধারণত এস-টাইপ তারা না হয়েই ১-এর কাছাকাছি গুরুত্বপূর্ণ C/O অনুপাতটি সরাসরি এড়িয়ে যাবে। আরও বিশাল তারা বেশ কয়েকটি ছোট ড্রেজ-আপের সময় ধীরে ধীরে কার্বন এবং অক্সিজেনের সমান স্তরে পৌঁছায়। প্রায় 4-এর বেশি তারা [[হট বটম বার্নিং]] (পরিচলন খামের গোড়ায় কার্বনের দহন) অনুভব করে যা তাদের কার্বন তারা হতে বাধা দেয়, কিন্তু তারা অক্সিজেন-সমৃদ্ধ অবস্থায় ফিরে আসার আগে এস-টাইপ তারা হতে পারে।<ref name=groenewegen/> বহির্নিহিত এস তারাগুলো সর্বদা বাইনারি সিস্টেমে থাকে এবং তাদের গণনা করা ভর প্রায় 1.6 – 2.0। এটি আরজিবি (RGB) তারা বা প্রাথমিক এজিবি তারার সাথে সামঞ্জস্যপূর্ণ।<ref name=jorissen/>

অন্তর্নিহিত এস তারার উজ্জ্বলতা প্রায় 5,000 – 10,000,<ref name=ramstedt2009/><ref name=ferrarottii/> যদিও এগুলো সাধারণত পরিবর্তনশীল।<ref name=vaneck/> তাদের তাপমাত্রা মিরা এস তারার জন্য গড়ে প্রায় ২,৩০০ K এবং অ-মিরা এস তারার জন্য ৩,১০০ K, যা অক্সিজেন-সমৃদ্ধ এজিবি তারার চেয়ে কয়েকশ K উষ্ণ এবং কার্বন তারার চেয়ে কয়েকশ K শীতল। তাদের ব্যাসার্ধ মিরাগুলোর জন্য গড়ে প্রায় 526 এবং অ-মিরাগুলোর জন্য 270, যা অক্সিজেন-সমৃদ্ধ তারার চেয়ে বড় এবং কার্বন তারার চেয়ে ছোট।<ref name=vanbelle/> বহির্নিহিত এস তারার উজ্জ্বলতা সাধারণত প্রায় 2,000, তাপমাত্রা ৩,১৫০ এবং ৪,০০০ K-এর মধ্যে এবং ব্যাসার্ধ 150-এর কম। এর মানে হলো এগুলো লাল দানব টিপের নিচে থাকে এবং সাধারণত এজিবি তারার পরিবর্তে আরজিবি তারা হবে।<ref name=vaneck1997/>

==ভর হ্রাস এবং ধূলিকণা==
বহির্নিহিত এস তারা তাদের [[স্টেলার উইন্ড]]-এর মাধ্যমে উল্লেখযোগ্য ভর হারায়, যা অক্সিজেন-সমৃদ্ধ টিপি-এজিবি তারা এবং কার্বন তারার অনুরূপ। সাধারণত হারগুলো প্রতি বছর সূর্যের ভরের ১/১,০০,০০,০০০ ভাগ, যদিও [[W Aquilae]]-এর মতো চরম ক্ষেত্রে এগুলো দশ গুণেরও বেশি হতে পারে।<ref name=ramstedt2009/>

এটি প্রত্যাশিত যে ধূলিকণার অস্তিত্ব শীতল তারায় ভর হ্রাসকে চালিত করে, কিন্তু এটি অস্পষ্ট যে এস তারার বায়ুমণ্ডলে কী ধরনের ধূলিকণা তৈরি হতে পারে যেখানে বেশিরভাগ কার্বন এবং অক্সিজেন CO গ্যাসে আবদ্ধ। এস তারার [[স্টেলার উইন্ড]] অনুরূপ ভৌত বৈশিষ্ট্যযুক্ত অক্সিজেন-সমৃদ্ধ এবং কার্বন-সমৃদ্ধ তারার সাথে তুলনীয়। এস তারার চারপাশের সারকামস্টেলার পদার্থে ধূলিকণার চেয়ে প্রায় ৩০০ গুণ বেশি গ্যাস দেখা যায়। এটি ধাতব [[লোহা]], FeSi, [[সিলিকন কার্বাইড]] এবং [[ফর্স্টেরাইট]] দ্বারা গঠিত বলে বিশ্বাস করা হয়। [[সিলিকেট]] এবং [[কার্বন]] ছাড়া, এটি বিশ্বাস করা হয় যে নিউক্লিয়েশন [[টাইটানিয়াম কার্বাইড|TiC]], [[জিরকোনিয়াম কার্বাইড|ZrC]] এবং [[টাইটানিয়াম ডাই অক্সাইড|TiO<sub>2</sub>]] দ্বারা ট্রিগার হয়।<ref name=ferrarottii/>

বেশ কয়েকটি কার্বন তারার চারপাশে বিচ্ছিন্ন ধূলিকণার শেল দেখা যায়, কিন্তু এস-টাইপ তারার চারপাশে নয়। [[ইনফ্রারেড এক্সেস]] নির্দেশ করে যে বেশিরভাগ অন্তর্নিহিত এস তারার চারপাশে ধূলিকণা রয়েছে, কিন্তু বহিঃপ্রবাহ একটি দৃশ্যমান বিচ্ছিন্ন শেল তৈরি করার জন্য যথেষ্ট এবং দীর্ঘস্থায়ী হয়নি। শেলগুলো এজিবি বিবর্তনের খুব দেরিতে একটি সুপারউইন্ড পর্যায়ের সময় গঠিত হয় বলে মনে করা হয়।<ref name=ramstedt2009/>

==উদাহরণ==
[[BD Camelopardalis]] হলো একটি বহির্নিহিত এস তারার খালি চোখে দৃশ্যমান উদাহরণ। এটি একটি [[ধীর অনিয়মিত পরিবর্তনশীল]] তারা, যা একটি উষ্ণ সঙ্গীর সাথে [[সিম্বিওটিক বাইনারি]] সিস্টেমে রয়েছে, যা নিজেও পরিবর্তনশীল হতে পারে।<ref name=ake1988/>

[[মিরা ভেরিয়েবল]] [[Chi Cygni]] একটি অন্তর্নিহিত এস তারা। সর্বোচ্চ আলোর কাছাকাছি থাকলে, এটি আকাশের উজ্জ্বলতম এস-টাইপ তারা।<ref name=stepehnson/> এটির একটি পরিবর্তনশীল দেরিতে বর্ণালী প্রকার প্রায় S6 থেকে S10, জিরকোনিয়াম, টাইটানিয়াম এবং ভ্যানাডিয়াম অক্সাইডের বৈশিষ্ট্যসহ, কখনও কখনও মধ্যবর্তী এমএস প্রকারের কাছাকাছি।<ref name=keenan1980/> [[R Andromedae]] এবং [[R Cygni]]-এর মতো অন্যান্য বিশিষ্ট মিরা ভেরিয়েবলগুলোও এস-টাইপ তারা, সেইসাথে অদ্ভুত [[সেমি-রেগুলার পরিবর্তনশীল]] [[Pi1 Gruis|π<sup>1</sup> Gruis]]।<ref name=stepehnson/>

খালি চোখে দৃশ্যমান তারা [[Omicron1 Orionis|ο<sup>1</sup> Ori]] একটি মধ্যবর্তী এমএস তারা এবং ছোট বিস্তারের সেমি-রেগুলার পরিবর্তনশীল<ref name=gcvs/>, যার একটি DA3 সাদা বামন সঙ্গী রয়েছে।<ref name=akehollis/> বর্ণালী প্রকারটি S3.5/1-,<ref name=keenan1980/> M3III(BaII),<ref name=sato/> বা M3.2IIIaS হিসেবে দেওয়া হয়েছে।<ref name=gcvs/>

==তথ্যসূত্র==
<ref name=shetye>(2019). "Observational evidence of third dredge-up occurrence in S-type stars with initial masses around 1 M<SUB>☉</SUB>". ''Astronomy and Astrophysics''. 625 L1. doi:[https://doi.org/10.1051/0004-6361/201935296 10.1051/0004-6361/201935296].</ref>

<ref name=sato>(1990). "MK classification and photometry of stars used for time and latitude observations at Mizusawa and Washington". ''Astronomy and Astrophysics Supplement Series''. 85 1069.</ref>

<ref name=akehollis>(1988). "A white dwarf companion to the main-sequence star 4 Omicron(1) Orionis and the binary hypothesis for the origin of peculiar red giants". ''Astrophysical Journal''. 327 214. doi:[https://doi.org/10.1086/166183 10.1086/166183].</ref>

<ref name=gcvs>(2009). "VizieR Online Data Catalog: General Catalogue of Variable Stars (Samus+ 2007–2013)". ''VizieR On-line Data Catalog: B/GCVS. Originally Published in: 2009yCat....102025S''. 1.</ref>

<ref name=stepehnson>(1984). "A General Catalogue of Galactic S-Stars – ED.2". ''Publications of the Warner and Swasey Observatory''. 3 1.</ref>

<ref name=ake1988>(1988). "Companions to peculiar red giants: HR 363 and HR 1105". ''In ESA''. 281 245.</ref>

<ref name=ramstedt2009>(2009). "Circumstellar molecular line emission from S-type AGB stars: Mass-loss rates and SiO abundances". ''Astronomy and Astrophysics''. 499 (2) 515. doi:[https://doi.org/10.1051/0004-6361/200911730 10.1051/0004-6361/200911730].</ref>

<ref name=ferrarottii>(2002). "Mineral formation in stellar winds". ''Astronomy and Astrophysics''. 382 256–281. doi:[https://doi.org/10.1051/0004-6361:20011580 10.1051/0004-6361:20011580].</ref>

<ref name=vanbelle>(1997). "Angular Size Measurements of Carbon Miras and S-Type Stars". ''Astronomical Journal''. 114 2150. doi:[https://doi.org/10.1086/118635 10.1086/118635].</ref>

<ref name=vaneck1997>(1998). "The HIPPARCOS Hertzsprung-Russell diagram of S stars: Probing nucleosynthesis and dredge-up". ''Astronomy and Astrophysics''. 329 971.</ref>

<ref name=groenewegen>(1995). "The evolution of galactic carbon stars". ''Astronomy and Astrophysics''. 293 381.</ref>

<ref name=jorissen>(1998). "Insights into the formation of barium and Tc-poor S stars from an extended sample of orbital elements". ''Astronomy and Astrophysics''. 332 877.</ref>

<ref name=merrill>(1922). "Stellar spectra of class S". ''Astrophysical Journal''. 56 457. doi:[https://doi.org/10.1086/142716 10.1086/142716].</ref>

<ref name=brown>(1990). "S stars without technetium – the binary star connection". ''Astronomical Journal''. 99 1930. doi:[https://doi.org/10.1086/115475 10.1086/115475].</ref>

<ref name=keenan1954>(1954). "Classification of the S-Type Stars". ''Astrophysical Journal''. 120 484. doi:[https://doi.org/10.1086/145937 10.1086/145937].</ref>

<ref name=keenan1973>(1973). "Spectral Classification and Multicolour Photometry". 50 3.</ref>

<ref name=keenan1974>(1974). "Revised Catalog of Spectra of Mira Variables of Types ME and Se". ''Astrophysical Journal Supplement''. 28 271. doi:[https://doi.org/10.1086/190318 10.1086/190318].</ref>

<ref name=keenan1977>(1977). "An atlas of spectra of the cooler stars : Types G, K, M, S and C". ''Obs''. 97 178.</ref>

<ref name=keenan1979>(1979). "Spectral Classification of the Future". 9 39.</ref>

<ref name=keenan1980>(1980). "Spectral types of S and SC stars on the revised MK system". ''Astrophysical Journal Supplement Series''. 43 379. doi:[https://doi.org/10.1086/190673 10.1086/190673].</ref>

<ref name=ake>(1979). "A revised spectral classification system in the red for S stars". ''Astrophysical Journal''. 234 538. doi:[https://doi.org/10.1086/157527 10.1086/157527].</ref>

<ref name=macconnell>(1979). "Discoveries on Southern Red-Sensitive Objective-Prism Plates – Part Two – New Ms-Stars Carbon-Stars and Sc-Stars". ''Astronomy and Astrophysics Supplement''. 38 335.</ref>

<ref name=mk>(2014). "VizieR Online Data Catalog: Catalogue of Stellar Spectral Classifications (Skiff, 2009–2016)". ''VizieR On-line Data Catalog: B/Mk. Originally Published in: Lowell Observatory (October 2014)''. 1.</ref>

<ref name=vaneck>(1999). "The Henize sample of S stars. I. The technetium dichotomy". ''Astronomy and Astrophysics''. 345 127–136.</ref>

<ref name=gallino>(1998). "Evolution and Nucleosynthesis in Low-Mass Asymptotic Giant Branch Stars. II. Neutron Capture and the S-Process". ''The Astrophysical Journal''. 497 (1) 388. doi:[https://doi.org/10.1086/305437 10.1086/305437].</ref>

<ref name=iau>(22 June 1989). [https://books.google.com/books?id=Anzqhzrbey0C&pg=PA342 Evolution of Peculiar Red Giant Stars]. 106 342–. Cambridge University Press. ISBN 978-0-521-36617-5.</ref>

<ref name=weiss>(2009). "New asymptotic giant branch models for a range of metallicities". ''Astronomy and Astrophysics''. 508 (3) 1343. doi:[https://doi.org/10.1051/0004-6361/200912043 10.1051/0004-6361/200912043].</ref>
<references />

[[Category:নক্ষত্রের প্রকারভেদ]]
[[Category:এস-টাইপ নক্ষত্র| ]]

----
''উৎস:'' ইংরেজি উইকিপিডিয়ার “S-type star” নিবন্ধের অনুবাদ।
''মূল নিবন্ধ:'' https://en.wikipedia.org/wiki/S-type_star
''এই অনুবাদটি স্বয়ংক্রিয়ভাবে প্রস্তুত করা হয়েছে।''