Stellar classification

In astronomy, stellar classification is the classification of stars based on their spectral characteristics. Electromagnetic radiation from the star is analyzed by splitting it with a prism or diffraction grating into a spectrum exhibiting the rainbow of colors interspersed with spectral lines. Each line indicates a particular chemical element or molecule, with the line strength indicating the abundance of that element. The strengths of the different spectral lines vary mainly due to the temperature of the photosphere, although in some cases there are true abundance differences. The spectral class of a star is a short code primarily summarizing the ionization state, giving an objective measure of the photosphere's temperature.

Most stars are currently classified under the Morgan–Keenan (MK) system using the letters O, B, A, F, G, K, and M, a sequence from the hottest (O type) to the coolest (M type). Each letter class is then subdivided using a numeric digit with 0 being hottest and 9 being coolest (e.g., A8, A9, F0, and F1 form a sequence from hotter to cooler). The sequence has been expanded with three classes for other stars that do not fit in the classical system: W, S and C. Some non-stellar objects have also been assigned letters: D for white dwarfs and L, T and Y for Brown dwarfs.

In the MK system, a luminosity class is added to the spectral class using Roman numerals. This is based on the width of certain absorption lines in the star's spectrum, which vary with the density of the atmosphere and so distinguish giant stars from dwarfs. Luminosity class 0 or Ia+ is used for hypergiants, class I for supergiants, class II for bright giants, class III for regular giants, class IV for subgiants, class V for main-sequence stars, class sd (or VI) for subdwarfs, and class D (or VII) for white dwarfs. The full spectral class for the Sun is then G2V, indicating a main-sequence star with a surface temperature around 5,800 K.

Conventional colour description

The conventional colour description takes into account only the peak of the stellar spectrum. In actuality, however, stars radiate in all parts of the spectrum. Because all spectral colours combined appear white, the actual apparent colours the human eye would observe are far lighter than the conventional colour descriptions would suggest. This characteristic of 'lightness' indicates that the simplified assignment of colours within the spectrum can be misleading. Excluding colour-contrast effects in dim light, in typical viewing conditions there are no green, cyan, indigo, or violet stars. "Yellow" dwarfs such as the Sun are white, "red" dwarfs are a deep shade of yellow/orange, and "brown" dwarfs do not literally appear brown, but hypothetically would appear dim red or grey/black to a nearby observer.

Modern classification

The modern classification system is known as the Morgan–Keenan (MK) classification. Each star is assigned a spectral class (from the older Harvard spectral classification, which did not include luminosity^[1]) and a luminosity class using Roman numerals as explained below, forming the star's spectral type.

Other modern stellar classification systems, such as the UBV system, are based on color indices—the measured differences in three or more color magnitudes.^[2] Those numbers are given labels such as "U−V" or "B−V", which represent the colors passed by two standard filters (e.g. Ultraviolet, Blue and Visual).

Harvard spectral classification

The Harvard system is a one-dimensional classification scheme by astronomer Annie Jump Cannon, who re-ordered and simplified the prior alphabetical system by Draper (see History). Stars are grouped according to their spectral characteristics by single letters of the alphabet, optionally with numeric subdivisions. Main-sequence stars vary in surface temperature from approximately 2,000 to 50,000 K, whereas more-evolved stars can have temperatures above 100,000 K^{[citation needed]}. Physically, the classes indicate the temperature of the star's atmosphere and are normally listed from hottest to coldest.

Class	Effective temperature^[3]^[4]	Vega-relative chromaticity^[5]^[6]^[a]	Chromaticity (D65)^[7]^[8]^[5]^[b]	Main-sequence mass^[3]^[9] (solar masses)	Main-sequence radius^[3]^[9] (solar radii)	Main-sequence luminosity^[3]^[9] (bolometric)	Hydrogen lines	Fraction of all main-sequence stars^[c]^[10]
O	≥ 33,000 K	blue	blue	≥ 16 `M`_☉	≥ 6.6 `R`_☉	≥ 30,000 `L`_☉	Weak	0.00003%
B	10,000–33,000 K	bluish white	deep bluish white	2.1–16 `M`_☉	1.8–6.6 `R`_☉	25–30,000 `L`_☉	Medium	0.12%
A	7,300–10,000 K	white	bluish white	1.4–2.1 `M`_☉	1.4–1.8 `R`_☉	5–25 `L`_☉	Strong	0.61%
F	6,000–7,300 K	yellowish white	white	1.04–1.4 `M`_☉	1.15–1.4 `R`_☉	1.5–5 `L`_☉	Medium	3.0%
G	5,300–6,000 K	yellow	yellowish white	0.8–1.04 `M`_☉	0.96–1.15 `R`_☉	0.6–1.5 `L`_☉	Weak	7.6%
K	3,900–5,300 K	light orange	pale yellowish orange	0.45–0.8 `M`_☉	0.7–0.96 `R`_☉	0.08–0.6 `L`_☉	Very weak	12%
M	2,300–3,900 K	orangish red	light orangish red	0.08–0.45 `M`_☉	≤ 0.7 `R`_☉	≤ 0.08 `L`_☉	Very weak	76%

A common mnemonic for remembering the order of the spectral type letters, from hottest to coolest, is "Oh, Be A Fine Guy/Girl: Kiss Me!", or another one is "Our Bright Astronomers Frequently Generate Killer Mnemonics!" .^[11]

The spectral classes O through M, as well as other more specialized classes discussed later, are subdivided by Arabic numerals (0–9), where 0 denotes the hottest stars of a given class. For example, A0 denotes the hottest stars in class A and A9 denotes the coolest ones. Fractional numbers are allowed; for example, the star Mu Normae is classified as O9.7.^[12] The Sun is classified as G2.^[13]

The fact that the Harvard classification of a star indicated its surface or photospheric temperature (or more precisely, its effective temperature) was not fully understood until after its development, though by the time the first Hertzsprung–Russell diagram was formulated (by 1914), this was generally suspected to be true.^[14] In the 1920s, the Indian physicist Meghnad Saha derived a theory of ionization by extending well-known ideas in physical chemistry pertaining to the dissociation of molecules to the ionization of atoms. First he applied it to the solar chromosphere, then to stellar spectra.^[15]

Harvard astronomer Cecilia Payne then demonstrated that the O-B-A-F-G-K-M spectral sequence is actually a sequence in temperature.^[16] Because the classification sequence predates our understanding that it is a temperature sequence, the placement of a spectrum into a given subtype, such as B3 or A7, depends upon (largely subjective) estimates of the strengths of absorption features in stellar spectra. As a result, these subtypes are not evenly divided into any sort of mathematically representable intervals.

Yerkes spectral classification

The Yerkes spectral classification, also called the MK, or Morgan-Keenan (alternatively referred to as the MKK, or Morgan-Keenan-Kellman)^[17]^[18] system from the authors' initials, is a system of stellar spectral classification introduced in 1943 by William Wilson Morgan, Philip C. Keenan, and Edith Kellman from Yerkes Observatory.^[19] This two-dimensional (temperature and luminosity) classification scheme is based on spectral lines sensitive to stellar temperature and surface gravity, which is related to luminosity (whilst the Harvard classification is based on just surface temperature). Later, in 1953, after some revisions to the list of standard stars and classification criteria, the scheme was named the Morgan–Keenan classification, or MK,^[20] which remains in use today.

Denser stars with higher surface gravity exhibit greater pressure broadening of spectral lines. The gravity, and hence the pressure, on the surface of a giant star is much lower than for a dwarf star because the radius of the giant is much greater than a dwarf of similar mass. Therefore, differences in the spectrum can be interpreted as luminosity effects and a luminosity class can be assigned purely from examination of the spectrum.

A number of different luminosity classes are distinguished, as listed in the table below.^[21]

Yerkes luminosity classes
Luminosity class	Description	Examples
0 or Ia⁺	hypergiants or extremely luminous supergiants	Cygnus OB2#12 – B3-4Ia+^[22]
Ia	luminous supergiants	Eta Canis Majoris – B5Ia^[23]
Iab	intermediate-size luminous supergiants	Gamma Cygni – F8Iab^[24]
Ib	less luminous supergiants	Zeta Persei – B1Ib^[25]
II	bright giants	Beta Leporis – G0II^[26]
III	normal giants	Arcturus – K0III^[27]
IV	subgiants	Gamma Cassiopeiae – B0.5IVpe^[28]
V	main-sequence stars (dwarfs)	Achernar – B6Vep^[25]
sd (prefix) or VI	subdwarfs	HD 149382 – sdB5 or B5VI^[29]
D (prefix) or VII	white dwarfs^[d]	van Maanen 2 – DZ8^[30]

Marginal cases are allowed; for example, a star may be either a supergiant or a bright giant, or may be in between the subgiant and main-sequence classifications. In these cases, two special symbols are used:

A slash (/) means that a star is either one class or the other.
A dash (-) means that the star is in between the two classes.

For example, a star classified as A3-4III/IV would be in between spectral types A3 and A4, while being either a giant star or a subgiant.

Sub-dwarf classes have also been used: VI for sub-dwarfs (stars slightly less luminous than the main sequence).

Nominal luminosity class VII (and sometimes higher numerals) is now rarely used for white dwarf or "hot sub-dwarf" classes, since the temperature-letters of the main sequence and giant stars no longer apply to white dwarfs.

Occasionally, letters a and b are applied to luminosity classes other than supergiants; for example, a giant star slightly less luminous than typical may be given a luminosity class of IIIb, while a luminosity class IIIa indicates a star slightly brighter than a typical giant.^[31]

A sample of extreme V stars with strong absorption in He II λ4686 spectral lines have been given the Vz designation. An example star is HD 93129 B.^[32]

Spectral peculiarities

Additional nomenclature, in the form of lower-case letters, can follow the spectral type to indicate peculiar features of the spectrum.^[33]

Code	Spectral peculiarities for stars
:	uncertain spectral value^[21]
...	Undescribed spectral peculiarities exist
!	Special peculiarity
comp	Composite spectrum^[34]
e	Emission lines present^[34]
[e]	"Forbidden" emission lines present
er	"Reversed" center of emission lines weaker than edges
eq	Emission lines with P Cygni profile
f	N III and He II emission^[21]
f*	N IV 4058Å is stronger than the N III 4634Å, 4640Å, & 4642Å lines^[35]
f+	Si IV 4089Å & 4116Å are emitted, in addition to the N III line^[35]
f?	C III 4647–4650–4652Å emission lines with comparable strength to the N III line^[36]
(f)	N III emission, absence or weak absorption of He II
(f+)	^[37]
((f))	Displays strong He II absorption accompanied by weak N III emissions^[38]
((f*))	^[37]
h	WR stars with hydrogen emission lines.^[39]
ha	WR stars with hydrogen seen in both absorption and emission.^[39]
He wk	Weak Helium lines
k	Spectra with interstellar absorption features
m	Enhanced metal features^[34]
n	Broad ("nebulous") absorption due to spinning^[34]
nn	Very broad absorption features^[21]
neb	A nebula's spectrum mixed in^[34]
p	Unspecified peculiarity, peculiar star.^[e]^[34]
pq	Peculiar spectrum, similar to the spectra of novae
q	P Cygni profiles
s	Narrow ("sharp") absorption lines^[34]
ss	Very narrow lines
sh	Shell star features^[34]
var	Variable spectral feature^[34] (sometimes abbreviated to "v")
wl	Weak lines^[34] (also "w" & "wk")
Element symbol	Abnormally strong spectral lines of the specified element(s)^[34]
z	indicating an abnormally strong ionised helium line at 468.6 nm^[32]

For example, 59 Cygni is listed as spectral type B1.5Vnne,^[40] indicating a spectrum with the general classification B1.5V, as well as very broad absorption lines and certain emission lines.

History

The reason for the odd arrangement of letters in the Harvard classification is historical, having evolved from the earlier Secchi classes and been progressively modified as understanding improved.

Secchi classes

During the 1860s and 1870s, pioneering stellar spectroscopist Angelo Secchi created the Secchi classes in order to classify observed spectra. By 1866, he had developed three classes of stellar spectra, shown in the table below.^[41]^[42]^[43]

In the late 1890s, this classification began to be superseded by the Harvard classification, which is discussed in the remainder of this article.^[44]^[45]^[46]

Class number	Secchi class description
Secchi class I	White and blue stars with broad heavy hydrogen lines, such as Vega and Altair. This includes the modern class A and early class F.
Secchi class I (Orion subtype)	A subtype of Secchi class I with narrow lines in place of wide bands, such as Rigel and Bellatrix. In modern terms, this corresponds to early B-type stars
Secchi class II	Yellow stars – hydrogen less strong, but evident metallic lines, such as the Sun, Arcturus, and Capella. This includes the modern classes G and K as well as late class F.
Secchi class III	Orange to red stars with complex band spectra, such as Betelgeuse and Antares. This corresponds to the modern class M.
Secchi class IV	In 1868, he discovered carbon stars, which he put into a distinct group:^[47] Red stars with significant carbon bands and lines, corresponding to modern classes C and S.
Secchi class V	In 1877, he added a fifth class:^[48] Emission-line stars, such as Gamma Cassiopeiae and Sheliak, which are in modern class Be. In 1891, Edward Charles Pickering proposed that class V should correspond to the modern class O (which then included Wolf–Rayet stars) and stars within planetary nebulae.^[49]

The Roman numerals used for Secchi classes should not be confused with the completely unrelated Roman numerals used for Yerkes luminosity classes and the proposed neutron star classes.

Draper system

Classifications in the Draper Catalogue of Stellar Spectra^[50]^[51]
Secchi	Draper	Comment
I	A, B, C, D	Hydrogen lines dominant
II	E, F, G, H, I, K, L
III	M
IV	N	Did not appear in the catalogue
V	O	Included Wolf–Rayet spectra with bright lines
V	P	Planetary nebulae
	Q	Other spectra
Classes carried through into the MK system are in bold.

In the 1880s, the astronomer Edward C. Pickering began to make a survey of stellar spectra at the Harvard College Observatory, using the objective-prism method. A first result of this work was the Draper Catalogue of Stellar Spectra, published in 1890. Williamina Fleming classified most of the spectra in this catalogue and was credited with classifying over 10,000 featured stars and discovering 10 novae and more than 200 variable stars.^[52] With the help of the Harvard computers, especially Williamina Fleming, the first iteration of the Henry Draper catalogue was devised to replace the Roman-numeral scheme established by Angelo Secchi.^[53]

The catalogue used a scheme in which the previously used Secchi classes (I to V) were subdivided into more specific classes, given letters from A to P. Also, the letter Q was used for stars not fitting into any other class.^[50]^[51] Fleming worked with Pickering to differentiate 17 different classes based on the intensity of hydrogen spectral lines, which causes variation in the wavelengths emanated from stars and results in variation in color appearance. The spectra in class A tended to produce the strongest hydrogen absorption lines while spectra in class O produced virtually no visible lines. The lettering system displayed the gradual decrease in hydrogen absorption in the spectral classes when moving down the alphabet. This classification system was later modified by Annie Jump Cannon and Antonia Maury to produce the Harvard spectral classification scheme.^[52]^[54]

The old Harvard system (1897)

In 1897, another astronomer at Harvard, Antonia Maury, placed the Orion subtype of Secchi class I ahead of the remainder of Secchi class I, thus placing the modern type B ahead of the modern type A. She was the first to do so, although she did not use lettered spectral types, but rather a series of twenty-two types numbered from I–XXII.^[55]^[56]

Summary of 1897 Harvard system^[57]
Groups	Summary
I−V	included 'Orion type' stars that displayed an increasing strength in hydrogen absorption lines from group I to group V
VI	acted as an intermediate between the 'Orion type' and Secchi type I group
VII−XI	were Secchi's type 1 stars, with decreasing strength in hydrogen absorption lines from groups VII−XI
XIII−XVI	included Secchi type 2 stars with decreasing hydrogen absorption lines and increasing solar-type metallic lines
XVII−XX	included Secchi type 3 stars with increasing spectral lines
XXI	included Secchi type 4 stars
XXII	included Wolf–Rayet stars

Because the 22 Roman numeral groupings did not account for additional variations in spectra, three additional divisions were made to further specify differences: Lowercase letters were added to differentiate relative line appearance in spectra; the lines were defined as:^[57]

(a): average width
(b): hazy
(c): sharp

Antonia Maury published her own stellar classification catalogue in 1897 called "Spectra of Bright Stars Photographed with the 11 inch Draper Telescope as Part of the Henry Draper Memorial", which included 4,800 photographs and Maury's analyses of 681 bright northern stars. This was the first instance in which a woman was credited for an observatory publication.^[58]

The current Harvard system (1912)

In 1901, Annie Jump Cannon returned to the lettered types, but dropped all letters except O, B, A, F, G, K, M, and N used in that order, as well as P for planetary nebulae and Q for some peculiar spectra. She also used types such as B5A for stars halfway between types B and A, F2G for stars one fifth of the way from F to G, and so on.^[59]^[60]

Finally, by 1912, Cannon had changed the types B, A, B5A, F2G, etc. to B0, A0, B5, F2, etc.^[61]^[62] This is essentially the modern form of the Harvard classification system. This system was developed through the analysis of spectra on photographic plates, which could convert light emanated from stars into a readable spectrum.^[63]

Mount Wilson classes

A luminosity classification known as the Mount Wilson system was used to distinguish between stars of different luminosities.^[64]^[65]^[66] This notation system is still sometimes seen on modern spectra.^[67]

sd: subdwarf
d: dwarf
sg: subgiant
g: giant
c: supergiant

Spectral types

The stellar classification system is taxonomic, based on type specimens, similar to classification of species in biology: The categories are defined by one or more standard stars for each category and sub-category, with an associated description of the distinguishing features.^[68]

"Early" and "late" nomenclature

Stars are often referred to as early or late types. "Early" is a synonym for hotter, while "late" is a synonym for cooler.

Depending on the context, "early" and "late" may be absolute or relative terms. "Early" as an absolute term would therefore refer to O or B, and possibly A stars. As a relative reference it relates to stars hotter than others, such as "early K" being perhaps K0, K1, K2 and K3.

"Late" is used in the same way, with an unqualified use of the term indicating stars with spectral types such as K and M, but it can also be used for stars that are cool relative to other stars, as in using "late G" to refer to G7, G8, and G9.

In the relative sense, "early" means a lower Arabic numeral following the class letter, and "late" means a higher number.

This obscure terminology is a hold-over from a late nineteenth century model of stellar evolution, which supposed that stars were powered by gravitational contraction via the Kelvin–Helmholtz mechanism, which is now known to not apply to main-sequence stars. If that were true, then stars would start their lives as very hot "early-type" stars and then gradually cool down into "late-type" stars. This mechanism provided ages of the Sun that were much smaller than what is observed in the geologic record, and was rendered obsolete by the discovery that stars are powered by nuclear fusion.^[69] The terms "early" and "late" were carried over, beyond the demise of the model they were based on.

Class O

O-type stars are very hot and extremely luminous, with most of their radiated output in the ultraviolet range. These are the rarest of all main-sequence stars. About 1 in 3,000,000 (0.00003%) of the main-sequence stars in the solar neighborhood are O-type stars.^[c]^[10] Some of the most massive stars lie within this spectral class. O-type stars frequently have complicated surroundings that make measurement of their spectra difficult.

O-type spectra formerly were defined by the ratio of the strength of the He II λ4541 relative to that of He I λ4471, where λ is the radiation wavelength. Spectral type O7 was defined to be the point at which the two intensities are equal, with the He I line weakening towards earlier types. Type O3 was, by definition, the point at which said line disappears altogether, although it can be seen very faintly with modern technology. Due to this, the modern definition uses the ratio of the nitrogen line N IV λ4058 to N III λλ4634-40-42.^[70]

O-type stars have dominant lines of absorption and sometimes emission for He II lines, prominent ionized (Si IV, O III, N III, and C III) and neutral helium lines, strengthening from O5 to O9, and prominent hydrogen Balmer lines, although not as strong as in later types. Higher-mass O-type stars do not retain extensive atmospheres due to the extreme velocity of their stellar wind, which may reach 2,000 km/s. Because they are so massive, O-type stars have very hot cores and burn through their hydrogen fuel very quickly, so they are the first stars to leave the main sequence.

When the MKK classification scheme was first described in 1943, the only subtypes of class O used were O5 to O9.5.^[71] The MKK scheme was extended to O9.7 in 1971^[72] and O4 in 1978,^[73] and new classification schemes that add types O2, O3, and O3.5 have subsequently been introduced.^[74]

Spectral standards:^[68]

O7V – S Monocerotis
O9V – 10 Lacertae

Class B

B-type stars are very luminous and blue. Their spectra have neutral helium lines, which are most prominent at the B2 subclass, and moderate hydrogen lines. As O- and B-type stars are so energetic, they only live for a relatively short time. Thus, due to the low probability of kinematic interaction during their lifetime, they are unable to stray far from the area in which they formed, apart from runaway stars.

The transition from class O to class B was originally defined to be the point at which the He II λ4541 disappears. However, with modern equipment, the line is still apparent in the early B-type stars. Today for main-sequence stars, the B class is instead defined by the intensity of the He I violet spectrum, with the maximum intensity corresponding to class B2. For supergiants, lines of silicon are used instead; the Si IV λ4089 and Si III λ4552 lines are indicative of early B. At mid-B, the intensity of the latter relative to that of Si II λλ4128-30 is the defining characteristic, while for late B, it is the intensity of Mg II λ4481 relative to that of He I λ4471.^[70]

These stars tend to be found in their originating OB associations, which are associated with giant molecular clouds. The Orion OB1 association occupies a large portion of a spiral arm of the Milky Way and contains many of the brighter stars of the constellation Orion. About 1 in 800 (0.125%) of the main-sequence stars in the solar neighborhood are B-type main-sequence stars.^[c]^[10] B-type stars are relatively uncommon and the closest is Regulus, at around 80 light years.^[75]

Massive yet non-supergiant stars known as Be stars have been observed to show one or more Balmer lines in emission, with the hydrogen-related electromagnetic radiation series projected out by the stars being of particular interest. Be stars are generally thought to feature unusually strong stellar winds, high surface temperatures, and significant attrition of stellar mass as the objects rotate at a curiously rapid rate.^[76]

Objects known as B[e] stars - or B(e) stars for typographic reasons - possess distinctive neutral or low ionisation emission lines that are considered to have forbidden mechanisms, undergoing processes not normally allowed under current understandings of quantum mechanics.

Spectral standards:^[68]

B0V – Upsilon Orionis
B0Ia – Alnilam
B2Ia – Chi² Orionis
B2Ib – 9 Cephei
B3V – Eta Ursae Majoris
B3V – Eta Aurigae
B3Ia – Omicron² Canis Majoris
B5Ia – Eta Canis Majoris
B8Ia – Rigel

Class A

A-type stars are among the more common naked eye stars, and are white or bluish-white. They have strong hydrogen lines, at a maximum by A0, and also lines of ionized metals (Fe II, Mg II, Si II) at a maximum at A5. The presence of Ca II lines is notably strengthening by this point. About 1 in 160 (0.625%) of the main-sequence stars in the solar neighborhood are A-type stars,^[c]^[10] which includes 9 stars within 15 parsecs.^[77]

Spectral standards:^[68]

A0Van – Gamma Ursae Majoris
A0Va – Vega
A0Ib – Eta Leonis
A0Ia – HD 21389
A1V – Sirius A
A2Ia – Deneb
A3Va – Fomalhaut

Class F

F-type stars have strengthening spectral lines H and K of Ca II. Neutral metals (Fe I, Cr I) beginning to gain on ionized metal lines by late F. Their spectra are characterized by the weaker hydrogen lines and ionized metals. Their color is white. About 1 in 33 (3.03%) of the main-sequence stars in the solar neighborhood are F-type stars,^[c]^[10] including 1 star Procyon A within 20 ly.^[78]

Spectral standards:^[68]^[79]^[80]^[81]^[82]

F0IIIa – Zeta Leonis
F0Ib – Alpha Leporis
F1V - 37 Ursae Majoris
F2V – 78 Ursae Majoris
F7V - Iota Piscium
F9V - Beta Virginis
F9V - HD 10647

Class G

G-type stars, including the Sun,^[13] have prominent spectral lines H and K of Ca II, which are most pronounced at G2. They have even weaker hydrogen lines than F, but along with the ionized metals, they have neutral metals. There is a prominent spike in the G band of CN molecules. Class G main-sequence stars make up about 7.5%, nearly one in thirteen, of the main-sequence stars in the solar neighborhood. There are 21 G-type stars within 10pc.^[c]^[10]

Class G contains the "Yellow Evolutionary Void".^[83] Supergiant stars often swing between O or B (blue) and K or M (red). While they do this, they do not stay for long in the unstable yellow supergiant class.

Spectral standards:^[68]

G0V – Beta Canum Venaticorum
G0IV – Eta Boötis
G0Ib – Beta Aquarii
G2V – Sun
G5V – Kappa1 Ceti
G5IV – Mu Herculis
G5Ib – 9 Pegasi
G8V – 61 Ursae Majoris
G8IV – Beta Aquilae
G8IIIa – Kappa Geminorum
G8IIIab – Epsilon Virginis
G8Ib – Epsilon Geminorum

Class K

K-type stars are orangish stars that are slightly cooler than the Sun. They make up about 12% of the main-sequence stars in the solar neighborhood.^[c]^[10] There are also giant K-type stars, which range from hypergiants like RW Cephei, to giants and supergiants, such as Arcturus, whereas orange dwarfs, like Alpha Centauri B, are main-sequence stars.

They have extremely weak hydrogen lines, if those are present at all, and mostly neutral metals (Mn I, Fe I, Si I). By late K, molecular bands of titanium oxide become present. Mainstream theories (those rooted in lower harmful radioactivity and star longevity) would thus suggest such stars have the optimal chances of heavily evolved life developing on orbiting planets (if such life is directly analogous to Earth's) due to a broad habitable zone yet much lower harmful periods of emission compared to those with the broadest such zones.^[84]^[85]

Spectral standards:^[68]

K0V – Sigma Draconis
K0III – Pollux
K0III – Epsilon Cygni
K2V – Epsilon Eridani
K2III – Kappa Ophiuchi
K3III – Rho Boötis
K5V – 61 Cygni A
K5III – Gamma Draconis

Class M

Звезды класса М, безусловно, самые распространенные. Около 76% звезд основной последовательности в Солнечном районе составляют звезды класса М. ^[c]^[f]^[10] However, class M main-sequence stars (red dwarfs) have such low luminosities that none are bright enough to be seen with the unaided eye, unless under exceptional conditions. The brightest-known M class main-sequence star is Lacaille 8760, class M0V, with magnitude 6.7 (the limiting magnitude for typical naked-eye visibility under good conditions being typically quoted as 6.5), and it is extremely unlikely that any brighter examples will be found.

Хотя большинство звезд класса М-красный карлики, большинство из крупнейших известных супергигантских звезд в Млечном Пути-это звезды класса М, такие как Vy Canis Majoris , VV Cephei , Antares и Betelgeuse . Кроме того, некоторые более крупные, более горячие коричневые карлики являются поздним классом M, обычно в диапазоне от M6,5 до M9.5.

Спектр звезды класса M содержит линии из оксидных молекул молекул (в видимом спектре , особенно TIO ) и всех нейтральных металлов, но обычно отсутствуют линии поглощения водорода. Полосы TIO могут быть сильными в звездах класса M, обычно доминируя в своем видимом спектре примерно на M5. Оксидные полосы ванадий (II) становятся присутствующими к поздним М.

Спектральные стандарты: ^{[ 68 ]}

M0iiia - Бета -Андромедэ
M2iii - кто Pegasi
M1-m2ia-bit- betlelgeuse
M2IA - MU CSPHI (" Хухтелфа ") Гранат

Расширенные спектральные типы

Был использован ряд новых спектральных типов от недавно обнаруженных типов звезд. ^{[ 86 ]}

Hot Blue Emission Star Clasess

Спектры некоторых очень горячих и голубоватых звезд демонстрируют выраженные линии излучения из углерода или азота или иногда кислорода.

Класс WR (или W): Вольф -Райет

Однажды включено в виде звезд типа O, волчьи - Rayet Stars of Class W ^{[ 88 ]} или WR примечательны для спектров, в которых отсутствуют водородные линии. Вместо этого в их спектрах преобладают широкие линии эмиссии высокоионизированного гелия, азота, углерода и иногда кислорода. Считается, что они в основном умирают супергианты с их водородными слоями, пораженными звездными ветрами , тем самым непосредственно обнажая свои горячие гелиевые раковины. Класс WR дополнительно делится на подклассы в соответствии с относительной силой линий азота и выбросов углерода в их спектрах (и внешних слоях). ^{[ 39 ]}

Диапазон спектра WR перечислен ниже: ^{[ 89 ]}^{[ 90 ]}

Wn ^{[ 39 ]} -Spectrum, в котором доминирует N III-V и он I-II Lines
- WNE (WN2 до WN5 с некоторым WN6) - горячее или «раннее»
- WNL (WN7 до WN9 с некоторым WN6) - круче или "поздно"
- Расширенные классы WN WN10 и WN11 Иногда используются для звезд OFPE/WN9 ^{[ 39 ]}
- H использовался Tag (например, WN9H) для WR с излучением водорода и HA (например, WN6HA) как для излучения водорода, так и для поглощения
WN/C - WN Stars Plus сильные линии C IV, промежуточные между WN и WC Stars ^{[ 39 ]}
Туалет ^{[ 39 ]} -Спектр с сильными линиями C II-IV
- WCE (WC4 до WC6) - горячее или "раннее"
- WCL (WC7 до WC9) - холоднее или "поздно"
WO (WO1 to WO4) - сильные линии O VI, чрезвычайно редкое, расширение класса WCE на невероятно горячие температуры (до 200 к. или более)

Хотя центральные звезды большинства планетарных туманных (CSPNE) показывают спектры O-типа, ^{[ 91 ]} Около 10% имеют дефицит водорода и показывают спектры WR. ^{[ 92 ]} Это звезды с низкой массой, и для того, чтобы отличить их от массивных звезд волков-проходов, их спектры заключены в квадратные скобки: например, [WC]. Большинство из них показывают [WC] спектры, некоторые [wo] и очень редко [wn].

Звезды Слэша

Звезды Slash -это звезды O-типа с WN-подобными линиями в их спектрах. Название «Слэш» происходит от их печатного спектрального типа, имеющего в нем суть (например, из/wnl » ^{[ 70 ]}).

В этих спектрах обнаружена второстепенная группа, более прохладная «промежуточная« группа, обозначенная »OFPE/WN9». ^{[ 70 ]} Эти звезды также назывались WN10 или WN11, но это стало менее популярным с реализацией эволюционной разницы от других звезд волков -районов. Недавние открытия даже более редких звезд расширили диапазон звезд Slash в отношении O2-3.5if ^*/WN5-7, которые даже горячее, чем оригинальные звезды "Slash". ^{[ 93 ]}

Магнитные О звезды

Это звезда с сильными магнитными полями. Обозначение? P. ^{[ 70 ]}

Классы охлаждения красного и коричневого карлика

Новые спектральные типы L, T и Y были созданы для классификации инфракрасных спектров крутых звезд. Это включает в себя как красные карлики , так и коричневые карлики , которые очень слабые в видимом спектре . ^{[ 94 ]}

Коричневые карлики , звезды, которые не подвергаются слиянию водорода , охлаждают с возрастом и, таким образом, прогрессируют до более поздних спектральных типов. Брауны-карлики начинают свою жизнь с спектра M-типа и будут остыть через классы S, T и Y-спектра, чем быстрее, чем они менее массивны; Самые высокие коричневые карлики не могут охладить до Y или даже T-карликов в эпоху вселенной. Поскольку это приводит к неразрывному перекрытию между спектральных типов эффективной температурой и светимостью для некоторых масс и возрастов разных типов LTY, никаких различных значений температуры или светимости не может быть дано. ^{[ 9 ]}

Класс L.

Гномы класса L получают свое обозначение, потому что они более круче, чем звезда M, а L - оставшаяся буква алфавитно ближе к M. Некоторые из этих объектов имеют массы, достаточно большие, чтобы поддержать слияние водорода и, следовательно, звезды, но большинство из них имеют существующую массу и, следовательно, являются коричневые карлики. Они очень темно -красный цвет и самый яркий в инфракрасном виде . Их атмосфера достаточно прохладная, чтобы металлические гидриды и щелочные металлы были заметными в их спектрах. ^{[ 95 ]}^{[ 96 ]}^{[ 97 ]}

Из -за низкой поверхностной гравитации в гигантских звездах, Tio - и Vo -носильные конденсаты никогда не образуются. Таким образом, звезды L-типа, больше, чем карлики, никогда не могут образовываться в изолированной среде. могут Тем не менее, эти супергиганты L-типа сформироваться посредством звездных столкновений, примером которого является V838 Monocerotis, в то время как в разгар его светящегося извержения красной новой .

Класс T.

Гномы класса T - это прохладные коричневые карлики с температурой поверхности примерно от 550 до 1300 К (277 и 1027 ° C; 530 и 1 880 ° F). Их пики выбросов в инфракрасном виде . Метан заметен в своих спектрах. ^{[ 95 ]}^{[ 96 ]}

Изучение количества пролидов (протопланетарные диски, комки газа в туманных , из которых образуются звезды и планетные системы), указывает на то, что количество звезд в галактике должно быть на несколько порядков выше, чем то, что было предполагалось ранее. Теоретизируется, что эти Proplyds находятся в гонке друг с другом. Первый, кто образует, станет протостаром , который является очень насильственным объектом и разрушит другие пролиды поблизости, лишив их газа. Затем жертва, вероятно, станет звездами основной последовательности или коричневыми карликами классов L и T, которые довольно невидимы для нас. ^{[ 98 ]}

Класс Y.

Коричневые карлики спектрального класса Y прохладнее, чем у спектрального класса T, и имеют от них качественно разные спектры. В общей сложности 17 объектов были размещены в классе Y по состоянию на август 2013 года. ^{[ 99 ]} Хотя такие карлики были смоделированы ^{[ 100 ]} и обнаружен в течение сорока световых лет широкополевым инфракрасным исследователем (WISE) ^{[ 86 ]}^{[ 101 ]}^{[ 102 ]}^{[ 103 ]}^{[ 104 ]} Пока нет четко определенной спектральной последовательности и нет прототипов. Тем не менее, несколько объектов были предложены в качестве спектральных классов Y0, Y1 и Y2. ^{[ 105 ]}

Спектры этих проспективных объектов Y отображают поглощение около 1,55 микрометров . ^{[ 106 ]} Delorme et al. предположили, что эта функция обусловлена поглощением от аммиака , и что это следует воспринимать в качестве показательной особенности для перехода TY. ^{[ 106 ]}^{[ 107 ]} Фактически, эта функция поглощения аммиака является основным критерием, который был принят для определения этого класса. ^{[ 105 ]} Однако эту особенность трудно отличить от поглощения водой и метаном , ^{[ 106 ]} и другие авторы заявили, что назначение класса Y0 является преждевременным. ^{[ 108 ]}

Последний коричневый карлик, предложенный для спектрального типа Y, Wise 1828+2650 , представляет собой карлику с> y2 с эффективной температурой, первоначально оцениваемой около 300 К , температуру человеческого тела. ^{[ 101 ]}^{[ 102 ]}^{[ 109 ]} Измерения параллакса , однако, с тех пор показали, что его светимость не согласована с тем, что он холоднее ~ 400 К. Самый крутой Y -карлик в настоящее время известен 0855–0714 с приблизительной температурой 250 К и массой всего в семь раз больше, чем в Юпитере Полем ^{[ 110 ]}

Диапазон массы для карликов Y составляет 9–25 масс Юпитера , но молодые объекты могут достигать одной массы Юпитера (хотя они круто становятся планетами), что означает, что объекты Y -класса ограничивают 13 -м ютерие -сидзиус . Разделение МАУ между коричневыми карликами и планетами. ^{[ 105 ]}

Специальные коричневые карлики

Символы, используемые для особых коричневых карликов
пеленка	Этот суффикс означает «своеобразный» (например, L2PEC). ^{[ 111 ]}
сд	Этот префикс (например, SDL0) обозначает Subdwarf и указывает на низкую металличность и синий цвет ^{[ 112 ]}
$беременный$	Объекты с суффиксом бета ( $β$ ) (например, L4 $β$ ) имеют промежуточную поверхностную гравитацию. ^{[ 113 ]}
$в$	Объекты с суффиксом гамма ( $γ$ ) (например, L5 $γ$ ) имеют низкую поверхностную гравитацию. ^{[ 113 ]}
красный	Красный суффикс (например, L0RD) указывает на объекты без признаков молодежи, но высокое содержание пыли. ^{[ 114 ]}
синий	Синий суффикс (например, l3blue) указывает на необычные голубые цвета вблизи инфракрасных для L-бортов без очевидной низкой металличности. ^{[ 115 ]}

Молодые коричневые карлики имеют низкую поверхностную гравитацию, потому что они имеют большие радиусы и более низкие массы по сравнению с полевыми звездами аналогичного спектрального типа. Эти источники отмечены буквой бета ( $β$ ) для промежуточной поверхностной гравитации и гамма ( $γ$ ) для низкой поверхностной гравитации. Индикация для низкой поверхностной гравитации являются слабыми CAH, k ^я и с ^я Линии, а также сильная линия VO. ^{[ 113 ]} Альфа ( $α$ ) означает нормальную поверхностную гравитацию и обычно сбрасывается. Иногда чрезвычайно низкая поверхностная гравитация обозначается дельтой ( $δ$ ). ^{[ 115 ]} Суффикс "pec" означает своеобразные. Специальный суффикс по -прежнему используется для других особенностей, которые являются необычными и суммируют различные свойства, что указывает на низкую поверхностную гравитацию, подпрограммы и неразрешенные двоичные файлы. ^{[ 116 ]} Prefix SD означает Subdwarf и включает только прохладные подпрокаты. Этот префикс указывает на низкую металличность и кинематические свойства, которые более похожи на гало звезды , чем на дисковые звезды. ^{[ 112 ]} Подразделения выглядят годюще, чем дисковые объекты. ^{[ 117 ]} Красный суффикс описывает объекты с красным цветом, но старший возраст. Это не интерпретируется как низкая поверхностная гравитация, а как высокое содержание пыли. ^{[ 114 ]}^{[ 115 ]} Синий суффикс описывает объекты с синими цветами вблизи инфракрасных изделий , которые нельзя объяснить с низкой металличностью. Некоторые из них объясняются как двоичные файлы L+T, другие не являются двоичными файлами, такие как 2Mass J11263991–5003550 и объясняются тонкими и/или крупнозернистыми облаками. ^{[ 115 ]}

Поздние гигантские классы углеродного звезда

Углеродные звезды-это звезды, чьи спектры указывают на производство углерода-побочный продукт с тройным альфами слияния гелия . С увеличением численности углерода и некоторой параллельной производства тяжелых элементов S-процесса , спектры этих звезд становятся все более девиантными от обычных поздних спектральных классов G, K и M. Эквивалентные классы для звэк-звезд, составляющие S и C.

Предполагается, что гиганты среди этих звезд сами производят этот углерод, но некоторые звезды в этом классе-двойные звезды, чья странная атмосфера подозревается в том, что ее переводя Полем

Класс c

Первоначально классифицированные как R и N Stars, они также известны как углеродные звезды . Это красные гиганты, ближе к концу их жизни, в которых в атмосфере наблюдается избыток углерода. Старые классы R и N проходили параллельно нормальной системе классификации с примерно с середины G до позднего M. Они в последнее время были перенесены в унифицированный углеродный классификатор C с N0, начиная примерно с C6. Другой подмножеством звезд Cool Carbon-это звезды C-J-типа, которые характеризуются сильным присутствием молекул ¹³ CN в дополнение к таковым ¹² CN . ^{[ 118 ]} Несколько звезд углеродной последовательности известны, но подавляющее большинство известных углеродных звезд-гиганты или супергиганты. Есть несколько подклассов:

CR- ранее свой собственный класс ( R ), представляющий углеродную звезду, эквивалент поздним G- и ранним звездам K-типа.
CN- ранее его собственный класс, представляющий углеродную звезду, эквивалент поздним K- до M-типа.
CJ - подтип крутых звезд C с высоким содержанием ¹³В
CH - популяция II Аналоги звезд CR.
C-HD-водород-дефицитные звезды углерода, похожие на поздние супергианты G с добавлением полос CH и C ₂ .

Класс с

Звезды класса S образуют континуум между звездами класса M и звездами углерода. Те, кто наиболее похож на звезды класса M, имеют сильные ZRO полосы поглощения, аналогичные полосам TIO звезд класса M, тогда как те, которые наиболее похожи на звезды углерода, имеют сильные натрия линии D и слабые полосы C ₂ . ^{[ 119 ]} Звезды класса S имеют избыточное количество циркония и других элементов, производимых S-Process , и имеют более сходное содержание углерода и кислорода для звезд класса M или углерода. Как и звезды углерода, почти все известные звезды класса S -асимптотические звезды-гигантские звезды.

Спектральный тип образуется буквой S и числом от нуля до десяти. Это число соответствует температуре звезды и приблизительно следует по шкале температуры, используемой для гигантов класса М. Наиболее распространенными типами являются S3 до S5. Нестандартное обозначение S10 использовалось только для звездного чигни, когда на крайнем минимуме.

Основная классификация обычно сопровождается индикацией изобилия, после одной из нескольких схем: S2,5; S2/5; S2 Zr4 Ti2; или S2*5. Число после запятой - это шкала от 1 до 9 на основе соотношения ZRO и TIO. Число, следующее за чертой, является более важной, но менее сообщающейся схемой, предназначенной для представления соотношения углерода к кислороду по шкале от 1 до 10, где 0 будет звездой MS. Интенсивность циркония и титана может быть явно указана. Также иногда можно увидеть число после звездочки, которое представляет силу ZRO -полос в масштабе от 1 до 5.

Классы MS и SC: промежуточные классы, связанные с углеродом

В промежутке между классами M и S пограничные чехлы называются MS Stars. Аналогичным образом, пограничные случаи между классами S и CN называются SC или CS. Предполагается, что последовательность M → MS → S → SC → CN является последовательности повышенного содержания углерода с возрастом для звезд углерода в асимптотической гигантской ветви .

Белые карликовые классификации

Класс D (для дегенерации )-это современная классификация, используемая для белых карликов-звездами, которые больше не подвергаются ядерному слиянию и сокращаются до планетарных размеров, медленно охлаждая. Класс D далее делится на спектральные типы DA, DB, DC, DO, DQ, DX и DZ. Буквы не связаны с буквами, используемыми в классификации других звезд, но вместо этого указывают на состав видимого внешнего слоя или атмосферы белого карлика.

Типы белых карликов являются следующими: ^{[ 120 ]}^{[ 121 ]}

DA -водородная атмосфера или наружный слой, обозначенный сильным спектральным водородным водородным линий .
DB -атмосфера гелия , обозначенная нейтральным гелием, он I , спектральные линии.
DO-Богатая гелиевая атмосфера, обозначенная ионизированным гелием, HE II , спектральные линии.
DQ -атмосфера , рим , обозначенная атомными или молекулярными углеродными линиями.
DZ -атмосфера металла , обозначенная спектральными линиями металла (слияние устаревших спектральных типов белого карлика, DG, DK и DM).
DC - нет сильных спектральных линий, указывающих одну из вышеуказанных категорий.
DX - спектральные линии недостаточно ясны, чтобы классифицировать в одну из вышеуказанных категорий.

За этим типом следует число, дающее температуру поверхности белого карлика. Это число представляет собой округлую форму 50400/ T _EFF , где t _eff является эффективной температурой поверхности , измеренной в келвинах . Первоначально это число было округлено до одной из цифр с 1 по 9, но в последнее время начались дробные значения, а также значения ниже 1 и выше 9. (например, DA1.5 для IK Pegasi B) ^{[ 120 ]}^{[ 122 ]}

Две или более букв типа могут использоваться для обозначения белого карлика, который отображает более чем одну из спектральных функций выше. ^{[ 120 ]}

Расширенные спектральные типы белого карлика

DAB- богатый водородом и гелием белый карлик, демонстрирующий нейтральные линии гелия.
DAO- богатый водородно-гелием белый карлик, демонстрирующий ионизированные гелиевые линии
Daz-богатый водородом металлический белый карлик
DBZ-богатый гелием металлический белый карлик

Для белых карликов используется другой набор символов спектральной особенности, чем для других типов звезд: ^{[ 120 ]}

Код	Спектральные особенности для звезд
П	Магнитный белый карлик с обнаруживаемой поляризацией
И	Линии выбросов присутствуют
ЧАС	Магнитный белый карлик без обнаруживаемой поляризации
V	Переменная
Пеленка	Существуют спектральные особенности

Незвездочные спектральные типы: классы P и Q

Наконец, классы P и Q остались из системы, разработанной Cannon для каталога Генри Дрейпера . Иногда они используются для определенных нес-звездных объектов: объекты типа P-это звезды внутри планетарных туманных (как правило, молодые белые карлики или гиганты с бедными водородом); Объекты типа Q являются novae . ^{[ Цитация необходима ]}

Звездные остатки

Звездные остатки - это объекты, связанные со смертью звезд. В категорию включены белые карлики , и, как видно из радикально различной схемы классификации для класса D, нестажные объекты трудно вписать в систему MK.

Диаграмма Hertzsprung -Russell, на которой основана система MK, носит наблюдательную природу, поэтому эти остатки не могут быть легко построены на диаграмме или не могут быть помещены вообще. Старые нейтронные звезды относительно маленькие и холодные и падают на правую правую сторону диаграммы. Планетарные туманности динамичны и, как правило, быстро исчезают в яркости, поскольку звезда -предшественники переходят в белую ветвь. Если показано, планетарная туманность будет построена справа от верхнего правого квадранта диаграммы. Черная дыра не излучает собственного видимого света и, следовательно, не будет появляться на диаграмме. ^{[ 123 ]}

Была предложена система классификации для нейтронных звезд, использующих римские цифры: тип I для менее массивных нейтронных звезд с низкими скоростями охлаждения, типа II для более массивных нейтронных звезд с более высокими скоростями охлаждения и предлагаемого типа III для более массивных нейтронных звезд (возможный экзотический звездные кандидаты) с более высокими показателями охлаждения. ^{[ 124 ]} Чем более массивная нейтронная звезда, более высокий поток нейтрино, который он несет. Эти нейтрино уносят столько тепловой энергии, что через несколько лет температура изолированной нейтронной звезды падает с порядка миллиардов до примерно миллиона Кельвина. Эта предложенная система классификации нейтронной звезды не должна быть запутана с более ранними спектральными классами Secchi и классами светимости Yerkes.

Заменили спектральные классы

Несколько спектральных типов, которые ранее использовались для нестандартных звезд в середине 20-го века, были заменены во время пересмотров звездной системы классификации. Они все еще могут быть найдены в старых изданиях звездных каталогов: R и N были включены в новый класс C как CR и CN.

Звездная классификация, обитаемость и поиск жизни

Хотя люди могут в конечном итоге колонизировать любую звездную среду обитания, в этом разделе будет рассматриваться вероятность возникновения жизни вокруг других звезд.

Стабильность, светимость и продолжительность жизни - все это факторы в звездной обитаемости. Люди знают только одну звезду, в которой есть жизнь, солнце G-класса, звезду с обилием тяжелых элементов и низкой изменчивостью яркости. Солнечная система также отличается от многих звездных систем в том смысле, что она содержит только одну звезду (см. Наборкубильность бинарных звездных систем ).

Работая с этими ограничениями и проблемами наличия эмпирического набора выборки только одного, диапазон звезд, которые, как предсказывают, могут поддерживать жизнь, ограничен несколькими факторами. Из типов главной последовательности звезд звезды, более массивные, чем в 1,5 раза больше, чем у солнца (спектральные типы O, B и A) возраст слишком быстро, чтобы развиваться развивающиеся жизни (используя Землю в качестве руководства). С другой стороны, карлики менее половины массы солнца (спектрального типа M), вероятно, будут фиксировать планеты в их обитаемой зоне, наряду с другими проблемами (см. Настраиваемость систем красных карликов ). ^{[ 125 ]} Хотя есть много проблем, сталкивающихся с жизнью на красных карликах, многие астрономы продолжают моделировать эти системы из -за их огромных чисел и долголетия.

НАСА По этим причинам миссия Кеплер ищет обитаемые планеты на близлежащих звезд основной последовательности, которые менее массивны, чем спектральный тип А, но более массивный, чем тип М, что делает наиболее вероятные звезды для размещения жизни. Полем ^{[ 125 ]}

Смотрите также

Астрограф - тип телескопа
Приглашенная звезда - древнее китайское название для катастрофических переменных звезд
Спектральная подпись - изменение отражательной способности или извержения материала по отношению к длине волн
Количество звезд - бухгалтерский обзор , обзор звезд
Звездная динамика - ветвь астрофизики

Примечания

^ Это относительный цвет звезды, если Вега , как правило, считается голубоватой звездой, используется в качестве стандарта для «белого».
^ Хроматическая способность может значительно различаться в классе; Например, солнце (звезда G2) белое, а звезда G9 желтая.
^ Jump up to: ^а ^{беременный} ^в ^{дюймовый} ^и ^фон ^глин ^час Эти пропорции являются фракциями звезд ярче абсолютной величины 16; Снижение этого предела приведет к более ранним типам еще более реже, тогда как обычно добавляет только к классу M. Пропорции рассчитываются, игнорируя значение 800 в общем столбце, поскольку фактические числа составляют до 824.
^ Технически, белые карлики больше не «живые» звезды, а, скорее, «мертвые» останки погашенных звезд. В их классификации используется другой набор спектральных типов из звезд «живых» сжигающих элементов.
^ При использовании со звездами A-типа это вместо этого относится к аномально сильным металлическим спектральным линиям
^ Это поднимается до 78,6%, если мы включим все звезды. (См. Приведенное выше примечание.)

Ссылки

^ "Morgan-Keenan Luminosity Class | Cosmos" . Astronomy.swin.edu.au . Получено 31 августа 2022 года .
^ О'Коннелл (27 марта 2023 г.). «Системы величины и цвета» (PDF) . Caltech Astr 511 . Архивировано (PDF) из оригинала 28 марта 2023 года . Получено 27 марта 2023 года .
^ Jump up to: ^а ^{беременный} ^в ^{дюймовый} Habets, Gmhj; Heinze, JRW (ноябрь 1981). «Эмпирические болометрические исправления для основной последовательности». Серия добавок астрономии и астрофизики . 46 : 193–237 (таблицы VII и VIII). Bibcode : 1981a & as ... 46..193H . - Luminosities получены из _Mal Figures, используя M _Bol (☉) = 4,75.
^ Вейднер, Карстен; Vink, Jorick S. (декабрь 2010 г.). «Массы и массовое расхождение звезд О-типа». Астрономия и астрофизика . 524 . A98. Arxiv : 1010.2204 . Bibcode : 2010a & A ... 524a..98w . doi : 10.1051/0004-6361/201014491 . S2CID 118836634 .
^ Jump up to: ^а ^{беременный} Благотворительность, Митчелл. "Какого цвета звезды?" Полем Vendian.org . Получено 13 мая 2006 года .
^ «Цвет звезд» . Австралийский телескоп национальный объект. 17 октября 2018 года.
^ Мур, Патрик (1992). Книга астрономии Гиннесса: Факты и подвиги (4 -е изд.). Гиннесс. ISBN 978-0-85112-940-2 .
^ «Цвет звезд» . Австралийский телескоп и образование. 21 декабря 2004 года. Архивировано с оригинала 3 декабря 2013 года . Получено 26 сентября 2007 года . - объясняет причину разницы в восприятии цвета.
^ Jump up to: ^а ^{беременный} ^в ^{дюймовый} Бараффе, я.; Chabrier, G.; Бармен, Т.С.; Аллард, Ф.; Hauschildt, PH (май 2003 г.). «Эволюционные модели для прохладных коричневых карликов и экстразолярных гигантских планет. Случай HD 209458». Астрономия и астрофизика . 402 (2): 701–712. Arxiv : Astro-ph/0302293 . Bibcode : 2003a & A ... 402..701b . doi : 10.1051/0004-6361: 20030252 . S2CID 15838318 .
^ Jump up to: ^а ^{беременный} ^в ^{дюймовый} ^и ^фон ^глин ^час Ледрю, Гленн (февраль 2001 г.). «Настоящее звездное небо». Журнал Королевского астрономического общества Канады . 95 : 32. Bibcode : 2001jrasc..95 ... 32L .
^ «Спектральная классификация звезд (obafgkm)» . www.eudesign.com . Получено 6 апреля 2019 года .
^ Sota, A.; Maíz Apellániz, J.; Моррелл, Ни; Барба, RH; Walborn, NR; и др. (Март 2014 г.). «Спектроскопическая спектроскопическая обследование галактического O-Star (Gosss). II. Яркие южные звезды». Астрофизическая серия дополнений . 211 (1). 10. arxiv : 1312.6222 . Bibcode : 2014Apjs..211 ... 10S . doi : 10.1088/0067-0049/211/1/10 . S2CID 118847528 .
^ Jump up to: ^а ^{беременный} Филлипс, Кеннет Дж. Х. (1995). Руководство по солнцу . Издательство Кембриджского университета . С. 47–53. ISBN 978-0-521-39788-9 .
^ Рассел, Генри Норрис (март 1914 г.). «Отношения между спектрами и другими характеристиками звезд». Популярная астрономия . Тол. 22. С. 275–294. Bibcode : 1914pa ..... 22..275r .
^ Саха, Миннесота (май 1921). «О физической теории звездных спектров» . Труды Королевского общества Лондона. Серия а . 99 (697): 135–153. Bibcode : 1921rspsa..99..135s . doi : 10.1098/rspa.1921.0029 .
^ Пейн, Сесилия Хелена (1925). Звездная атмосфера; Вклад в наблюдательное исследование высокой температуры в реверсирующих слоях звезд (кандидатская наука). Рэдклифф Колледж. Bibcode : 1925phdt ......... 1p .
^ Вселенная, физика и (14 июня 2013 г.). «Спектральная классификация Yerkes» . Физика и вселенная . Получено 31 августа 2022 года .
^ UCL (30 ноября 2018 г.). «МКК и пересмотренный МК Атлас» . UCL Обсерватория (UCLO) . Получено 31 августа 2022 года .
^ Морган, Уильям Уилсон; Кинан, Филипп Чайлдс; Келлман, Эдит (1943). Атлас звездных спектров, с контуром спектральной классификации . Университет Чикагской Прессы. Bibcode : 1943assw.book ..... m . OCLC 1806249 .
^ Морган, Уильям Уилсон; Кинан, Филип Чайлдс (1973). «Спектральная классификация». Ежегодный обзор астрономии и астрофизики . 11 : 29–50. Bibcode : 1973ara & A..11 ... 29м . doi : 10.1146/annurev.aa.11.090173.000333 .
^ Jump up to: ^а ^{беременный} ^в ^{дюймовый} «Примечание на спектральном атласе и спектральной классификации» . Страсбургский астрономический центр обработки данных . Получено 2 января 2015 года .
^ Caballero-Nieves, SM; Нелан, EP; Гис, доктор; Уоллес, DJ; Degioia-Eastwood, K . ; и др. (Февраль 2014 г.). «Обследование высокого углового разрешения массивных звезд в Cygnus ob2: результаты из -за космического телескопа Хаббла». Астрономический журнал . 147 (2). 40. Arxiv : 1311.5087 . Bibcode : 2014aj .... 147 ... 40с . doi : 10.1088/0004-6256/147/2/40 . S2CID 22036552 .
^ Принжа, RK; Масса, DL (октябрь 2010 г.). «Подпись широко распространенного комки на духовых ветрах B». Астрономия и астрофизика . 521 . L55. Arxiv : 1007.2744 . Bibcode : 2010a & A ... 521L..55p . doi : 10.1051/0004-6361/201015252 . S2CID 59151633 .
^ Грей, Дэвид Ф. (ноябрь 2010 г.). «Фотосферные вариации супергиантного γ -циг» . Астрономический журнал . 140 (5): 1329–1336. Bibcode : 2010aj .... 140.1329g . doi : 10.1088/0004-6256/140/5/1329 .
^ Jump up to: ^а ^{беременный} Назе, Ю. (ноябрь 2009 г.). «Горячие звезды, наблюдаемые XMM-Newton. I. Каталог и свойства звезд OB». Астрономия и астрофизика . 506 (2): 1055–1064. Arxiv : 0908.1461 . Bibcode : 2009a & A ... 506.1055n . doi : 10.1051/0004-6361/200912659 . S2CID 17317459 .
^ Lyubimkov, Leonid S.; Ламберт, Дэвид Л.; Rostopchin, Sergey I.; Рэйчковская, Тамара М.; Poklad, Dmitry B. (февраль 2010 г.). «Точные фундаментальные параметры для супергиантов A-, F- и G-типа в солнечном районе» . Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 402 (2): 1369–1379. Arxiv : 0911.1335 . Bibcode : 2010mnras.402.1369L . doi : 10.1111/j.1365-2966.2009.15979.x . S2CID 119096173 .
^ Серый, ro; Corbally, CJ; Гарнизон, РФ; McFadden, MT; Робинсон, PE (октябрь 2003 г.). «Вклад в проект близлежащих звезд (NSTARS): спектроскопия звезд раньше, чем M0 в пределах 40 PARSEC: северный образец. I». Астрономический журнал . 126 (4): 2048–2059. Arxiv : Astro-ph/0308182 . Bibcode : 2003aj .... 126.2048G . doi : 10.1086/378365 . S2CID 119417105 .
^ Shenavrin, VI; Таранова, Ог; Nadzhip, AE (январь 2011 г.). «Поиск и изучение горячих обстановленных пылевых конвертов». Астрономия отчеты . 55 (1): 31–81. Bibcode : 2011Arep ... 55 ... 31 . doi : 10.1134/s1063772911010070 . S2CID 122700080 .
^ Cenarro, AJ; Peletier, RF; Санчес-Блацкес, P.; Selam, так; Toloba, E.; Cardiel, N.; Falcon-Barroso, J.; Горгас, Дж.; Jimenez-Vidente, J.; Ваздекис, А. (январь 2007 г.). "Библиотека телескопа Среднего разрешения Исаака Ньютона Эмирического Спектра - II. Стелальные параметры атмосферы " Ежемесячные уведомления о Королевском астрономическом обществе 374 (2): 664–6 Arxiv : Astro-ph/ 061161 Bibda : 2007mnras.374..664c Doi : 10.1111/j.1365-2966.2006.2006.11196.x . S2CID 119428437
^ Сион, Эдвард М.; Холберг, JB; Освальт, Терри Д.; МакКук, Джордж П.; Васатоник, Ричард (декабрь 2009 г.). «Белые карлики в пределах 20 парсеков от солнца: кинематика и статистика». Астрономический журнал . 138 (6): 1681–1689. Arxiv : 0910.1288 . Bibcode : 2009aj .... 138.1681s . doi : 10.1088/0004-6256/138/6/1681 . S2CID 119284418 .
^ Д.С. Хейс; Le Pasinetti; А.Г. Дэвис Филип (6 декабря 2012 г.). Калибровка фундаментальных звездных величин: Материалы 111 -го симпозиума Международного астрономического союза, состоявшегося на Вилле Олмо, Комо, Италия, 24–29 мая 1984 года . Springer Science & Business Media. С. 129 -. ISBN 978-94-009-5456-4 .
^ Jump up to: ^а ^{беременный} Ариас, Джулия I.; и др. (Август 2016 г.). «Спектральная классификация и свойства звезд OVZ в спектроскопическом исследовании Galactic O (Gosss)» . Астрономический журнал . 152 (2): 31. Arxiv : 1604.03842 . Bibcode : 2016aj .... 152 ... 31a . doi : 10.3847/0004-6256/152/2/11 . S2CID 119259952 .
^ Macrobert, Alan (1 августа 2006 г.). «Спектральные типы звезд» . Sky & Telescope .
^ Jump up to: ^а ^{беременный} ^в ^{дюймовый} ^и ^фон ^глин ^час ^я ^Дж ^k Аллен, JS «Классификация звездных спектров» . UCL Отдел физики и астрономии : группа астрофизики . Получено 1 января 2014 года .
^ Jump up to: ^а ^{беременный} Maíz Apellániz, J.; Уолборн, Нолан Р.; Моррелл, Ни; Niemela, VS; Нелан, EP (2007). «Pismis 24-1: Звездный предел верхней массы сохранился». Астрофизический журнал . 660 (2): 1480–1485. Arxiv : Astro-ph/0612012 . Bibcode : 2007Apj ... 660.1480M . doi : 10.1086/513098 . S2CID 15936535 .
^ Уолборн, Нолан Р.; Сота, Альфредо; Maíz Apellániz, Иисус; Альфаро, Эмилио Дж.; Моррелл, Нидия I.; Барба, Родольфо Х.; Ариас, Джулия I.; Гамен, Роберто С. (2010). C IIIII III III IIIII III Астрофизические журнальные буквы 711 (2): L143. Arxiv : 1002.3293 . Bibcode : 2010 APJ ... 711L.143W doi : 10.1088/2041-8205/711/2/ l1 119122481S2CID
^ Jump up to: ^а ^{беременный} Фаринья, Сесилия; Bosch, Guillermo L.; Моррелл, Нидия I.; Барба, Родольфо Х.; Уолборн, Нолан Р. (2009). «Спектроскопическое исследование комплекса N159/N160 в большом магеллановом облаке». Астрономический журнал . 138 (2): 510–516. Arxiv : 0907.1033 . Bibcode : 2009aj .... 138..510f . doi : 10.1088/0004-6256/138/2/510 . S2CID 18844754 .
^ Rauw, G.; Manfroid, J.; Gosset, E.; Назе, у.; Sana, H.; Де Беккер, М.; Foellmi, C.; Moffat, AFJ (2007). «Звезды раннего типа в ядре молодого открытого кластера Westerlund 2». Астрономия и астрофизика . 463 (3): 981–991. Arxiv : Astro-ph/0612622 . Bibcode : 2007a & A ... 463..981r . doi : 10.1051/0004-6361: 20066495 . S2CID 17776145 .
^ Jump up to: ^а ^{беременный} ^в ^{дюймовый} ^и ^фон ^глин Кроутер, Пол А. (2007). «Физические свойства звезд волков-райета». Ежегодный обзор астрономии и астрофизики . 45 (1): 177–219. Arxiv : Astro-ph/0610356 . Bibcode : 2007ara & A..45..177c . doi : 10.1146/annurev.astro.45.051806.110615 . S2CID 1076292 .
^ Rountree Lesh, J. (1968). "Кинематика пояса Гулда: расширяющаяся группа?" Полем Астрофизическая серия дополнений . 17 : 371. Bibcode : 1968Apjs ... 17..371L . doi : 10.1086/190179 .
^ Спектральный анализ света некоторых звезд и новые наблюдения на солнечных местах , П. Секки, Отчеты о сессиях Академии наук 63 (июль - декабрь 1866 г.), стр. 364–368.
^ Новое исследование спектрального анализа света звезд , П. Секки, отчеты о сессиях Академии наук 63 (июль - декабрь 1866 г.), стр. 621–628.
^ Херншоу, JB (1986). Анализ Starlight: сто пятьдесят лет астрономической спектроскопии . Кембридж, Великобритания: издательство Кембриджского университета. стр. 60, 134. ISBN 978-0-521-25548-6 .
^ «Классификация звездных спектров: некоторая история» .
^ Калер, Джеймс Б. (1997). Звезды и их спектры: введение в спектральную последовательность . Кембридж: издательство Кембриджского университета. С. 62–63 . ISBN 978-0-521-58570-5 .
^ р. 60–63, Хирншоу 1986; Стр. 623–625, Secchi 1866.
^ pp. 62–63, Hearnshaw 1986.
^ р. 60, Хирншоу 1986.
^ Летующие света: забытые жизни мужчин и женщин, которые впервые сфотографировали небеса Стефана Хьюза.
^ Jump up to: ^а ^{беременный} Пикеринг, Эдвард С. (1890). «Каталог Draper Stellar Spectra, сфотографированный с 8-дюймовым телескопом Bache как часть мемориала Генри Дрейпера». Анналы Обсерватории Гарвардского колледжа . 27 : 1. Bibcode : 1890anhar..27 .... 1p .
^ Jump up to: ^а ^{беременный} С. 106–108, Хирншоу 1986.
^ Jump up to: ^а ^{беременный} «Уильямина Флеминг» . Оксфордская ссылка . Получено 10 июня 2020 года .
^ «Уильямина Патон Флеминг -» . www.projectcontinua.org . Получено 10 июня 2020 года .
^ «Классификация звездных спектров» . spiff.rit.edu . Получено 10 июня 2020 года .
^ Хирншоу (1986) с. 111–112
^ Maury, Antonia C.; Пикеринг, Эдвард С. (1897). «Спектры ярких звезд сфотографированы с 11 -дюймовым телескопом Draper как часть мемориала Генри Дрейпера». Анналы Обсерватории Гарвардского колледжа . 28 : 1. Bibcode : 1897anhar..28 .... 1m .
^ Jump up to: ^а ^{беременный} «Антония Мори» . www.projectcontinua.org . Получено 10 июня 2020 года .
Херншоу, JB (17 марта 2014 г.). Анализ Starlight: два столетия астрономической спектроскопии (2 -е изд.). Нью -Йорк, Нью -Йорк. ISBN 978-1-107-03174-6 Полем OCLC 85909920 . {{cite book}}: CS1 Maint: местоположение отсутствует издатель ( ссылка )
Грей, Ричард О.; Корбалли, Кристофер Дж.; Бургассер, Адам Дж. (2009). Звездная спектральная классификация . Принстон, Нью -Джерси: издательство Принстонского университета. ISBN 978-0-691-12510-7 Полем OCLC 276340686 .
^ Джонс, Бесси Забан; Бойд, Лайл Гиффорд (1971). Обсерватория Гарвардского колледжа: первые четыре директора, 1839-1919 (1-е изд.). Кембридж: Ma Belknap Press of Harvard University Press. ISBN 978-0-674-41880-6 Полем OCLC 1013948519 .
^ Кэннон, Энни Дж.; Пикеринг, Эдвард С. (1901). «Спектры ярких южных звезд сфотографированы с 13 -дюймовым телескопом Бойдена как часть мемориала Генри Дрейпера». Анналы Обсерватории Гарвардского колледжа . 28 : 129. Bibcode : 1901anhar..28..129c .
^ Хирншоу (1986) с. 117–119,
^ Кэннон, Энни Джамп; Пикеринг, Эдвард Чарльз (1912). «Классификация 1688 южных звезд с помощью их спектра». Анналы астрономической обсерватории Гарвардского колледжа . 56 (5): 115. Bibcode : 1912anhar..56..115c .
^ Хирншоу (1986) с. 121–122
^ "Энни Джамп Кэннон" . www.projectcontinua.org . Получено 10 июня 2020 года .
^ Нассау, JJ; Сейферт, Карл К. (март 1946 г.). «Спектры звезд BD в пределах пяти градусов от северного полюса». Астрофизический журнал . 103 : 117. Bibcode : 1946apj ... 103..117n . doi : 10.1086/144796 .
^ Фицджеральд, М. Пим (октябрь 1969 г.). «Сравнение между классами спектральной и люмины в системах классификации Маунт-Уилсон и Морган-Кенан». Журнал Королевского астрономического общества Канады . 63 : 251. Bibcode : 1969jrasc..63..251p .
^ Сандаж, А. (декабрь 1969 г.). «Новые поддобы. II. Радиальные скорости, фотометрия и предварительные пространственные движения для 112 звезд с большим правильным движением» . Астрофизический журнал . 158 : 1115. Bibcode : 1969Apj ... 158.1115S . doi : 10.1086/150271 .
^ Норрис, Джексон М.; Райт, Джейсон Т.; Уэйд, Ричард А.; Махадеван, внедорожник ; Геттел, Сара (декабрь 2011 г.). «Не обнаружение предполагаемого субстандарного спутника в HD 149382». Астрофизический журнал . 743 (1). 88. Arxiv : 1110.1384 . Bibcode : 2011Apj ... 743 ... 88n . doi : 10.1088/0004-637x/743/1/88 . S2CID 118337277 .
^ Jump up to: ^а ^{беременный} ^в ^{дюймовый} ^и ^фон ^глин ^час Гаррисон, RF (1994). «Иерархия стандартов для процесса MK» (PDF) . В Корбалли, CJ; Серый, ro; Гаррисон, RF (ред.). Процесс MK за 50 лет: мощный инструмент для астрофизического понимания . Астрономическое общество серии Тихоокеанской конференции. Тол. 60. Сан -Франциско: Астрономическое общество Тихого океана. С. 3–14. ISBN 978-1-58381-396-6 Полем OCLC 680222523 .
^ Дорогая, Дэвид. "Звезда позднего типа" . Интернет -энциклопедия науки . Получено 14 октября 2007 года .
^ Jump up to: ^а ^{беременный} ^в ^{дюймовый} ^и Walborn, NR (2008). «Многоволновая систематика OB -спектры». Массовые звезды: фундаментальные параметры и обезжиренные взаимодействия (Eds. P. Benaglia . 33 : 5. Bibcode : 2008rmxac..33 .... 5w .
^ Атлас звездных спектров, с контуром спектральной классификации , WW Morgan, PC Keenan и E. Kellman, Chicago: The Chicago Press, 1943.
^ Walborn, NR (1971). «Некоторые спектроскопические характеристики звезд OB: исследование пространственного распределения определенных звезд OB и эталонной рамки классификации» . Астрофизическая серия дополнений . 23 : 257. Bibcode : 1971apjs ... 23..257W . doi : 10.1086/190239 .
^ Морган, WW; Abt, Helmut A.; TAPSCOTT, JW (1978). «Пересмотренные MK Spectral Atlas для звезд раньше, чем солнце». Уильямс Бэй: Обсерватория Йеркса . Bibcode : 1978rmsa.book ..... m .
^ Уолборн, Нолан Р.; Ховарт, Ян Д.; Леннон, Даниэль Дж.; Масси, Филипп; Oey, ms; Моффат, Энтони Ф.Дж.; Skalkowski, Gwen; Моррелл, Нидия I.; Дриссен, Лоран; Паркер, Джоэл Вм. (2002). «Новая система спектральной классификации для самых ранних звезд O: определение типа O2» (PDF) . Астрономический журнал . 123 (5): 2754–2771. Bibcode : 2002aj .... 123.2754W . doi : 10.1086/339831 . S2CID 122127697 .
^ Элизабет Хауэлл (21 сентября 2013 г.). «Регулус: королевская звезда» . Space.com . Получено 13 апреля 2022 года .
^ Слитбак, Арне (июль 1988 г.). "Будь звезды" . Публикации Астрономического общества Тихого океана . 100 : 770–784. Bibcode : 1988pasp..100..770s . doi : 10.1086/132234 .
^ «100 ближайших звездных систем» . www.astro.gsu.edu . Получено 13 апреля 2022 года .
^ «Звезды в течение 20 световых лет» .
^ Морган, WW; Keenan, PC (1973). «Спектральная классификация». Ежегодный обзор астрономии и астрофизики . 11 : 29. Bibcode : 1973ara & A..11 ... 29м . doi : 10.1146/annurev.aa.11.090173.000333 .
^ Морган, WW; Abt, Helmut A.; TAPSCOTT, JW (1978). Пересмотренный MK Spectral Atlas для звезд раньше, чем солнце . Обсерватория Йеркса, Чикагский университет. Bibcode : 1978rmsa.book ..... m . {{cite book}}: CS1 Maint: местоположение отсутствует издатель ( ссылка )
^ Грей, Р. О; Гаррисон, Р. Ф. (1989). «Ранние звезды F -типа - утонченная классификация, конфронтация с фотометрией Stromgren и эффекты вращения». Серия астрофизических дневников . 69 : 301. Bibcode : 1989Apjs ... 69..301G . doi : 10.1086/191315 .
^ Кинан, Филипп С.; McNeil, Raymond C. (1989). «Каталог Перкинса пересмотренных типов MK для более прохладных звезд». Серия астрофизических дневников . 71 : 245. Bibcode : 1989Apjs ... 71..245K . doi : 10.1086/191373 . S2CID 123149047 .
^ Nieuwenhuijzen, H.; De Jager, C. (2000). «Проверка желтой эволюционной пустоты. Три эволюционных критических гипергианта: HD 33579, HR 8752 & IRC +10420». Астрономия и астрофизика . 353 : 163. BIBCODE : 2000A & A ... 353..163N .
^ «В космологическом масштабе временной шкалы период обитаемости Земли почти закончен между международным космическим стипендией» . SpaceFellowship.com . Получено 22 мая 2012 года .
^ « Звезды Златовласка» могут быть «просто правы» для поиска обитаемых миров » . NASA.com. 7 марта 2019 года . Получено 26 августа 2021 года .
^ Jump up to: ^а ^{беременный} «Обнаружено: звезды столь же крутые, как человеческое тело | Управление научной миссии» . Science.nasa.gov . Архивировано из оригинала 7 октября 2011 года . Получено 12 июля 2017 года .
^ «Галактическая реконструкция» . www.spacetelescope.org . ESA/Hubble . Получено 29 апреля 2015 года .
^ Пейн, Сесилия Х. (1930). «Классификация звезд О». Бюллетень обсерватории Гарвардского колледжа . 878 : 1. Бибкод : 1930bharo.878 .... 1p .
^ Figer, Дональд Ф.; Маклин, Ян С.; Наджарро, Франциско (1997). «Спектральный атлас AK-диапазон звезд Вольф-Райе» . Астрофизический журнал . 486 (1): 420–434. Bibcode : 1997Apj ... 486..420f . doi : 10.1086/304488 .
^ Кингсбург, RL; Барлоу, MJ; Стори, PJ (1995). «Свойства звезд Wo Wolf-Rayet». Астрономия и астрофизика . 295 : 75. Bibcode : 1995a & A ... 295 ... 75K .
^ Тинклер, CM; Lamers, HJGLM (2002). "Массовые показатели, богатые H, центральные звезды планетарных туманных как индикаторы расстояния?" Полем Астрономия и астрофизика . 384 (3): 987–998. Bibcode : 2002a & A ... 384..987t . doi : 10.1051/0004-6361: 20020061 .
^ Miszalski, B.; Кроутер, Пенсильвания; Де Марко, О.; Köppen, J.; Моффат, AFJ; Акер, А.; Hillwig, TC (2012). «IC 4663: первая однозначная звезда Wolf-Rayet Central планетарной туманности» . Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 423 (1): 934–947. Arxiv : 1203.3303 . Bibcode : 2012mnras.423..934M . doi : 10.1111/j.1365-2966.2012.20929.x . S2CID 10264296 .
^ Кроутер, Пенсильвания; Walborn, NR (2011). «Спектральная классификация O2-3.5, если*/wn5-7 звезд» . Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 416 (2): 1311–1323. Arxiv : 1105.4757 . Bibcode : 2011mnras.416.1311c . doi : 10.1111/j.1365-2966.2011.19129.x . S2CID 118455138 .
^ Киркпатрик, JD (2008). «Выдающиеся проблемы в нашем понимании L, T и Y -карликов». 14 -я Кембриджская мастерская на прохладных звездах . 384 : 85. Arxiv : 0704.1522 . Bibcode : 2008aspc..384 ... 85K .
^ Jump up to: ^а ^{беременный} Киркпатрик, Дж. Дэви; Рейд, И. Нил; Либерт, Джеймс; Cutri, Roc M.; Нельсон, Брант; Бейхман, Чарльз А.; Дан, Конард С.; Моне, Дэвид Дж.; Gizis, John E.; Skrutskie, Michael F. (10 июля 1999 г.). «Гномых холоднее, чем M: определение спектрального типа L с использованием обнаружения из обследования 2 мкм в All-Sky (2Mass)» . Астрофизический журнал . 519 (2): 802–833. Bibcode : 1999Apj ... 519..802K . doi : 10.1086/307414 .
^ Jump up to: ^а ^{беременный} Киркпатрик, Дж. Дэви (2005). «Новые спектральные типы L и T» (PDF) . Ежегодный обзор астрономии и астрофизики . 43 (1): 195–246. Bibcode : 2005ara & A..43..195K . doi : 10.1146/annurev.astro.42.053102.134017 . S2CID 122318616 .
^ Киркпатрик, Дж. Дэви; Бармен, Трэвис С.; Бургассер, Адам Дж.; Макговерн, Марк Р.; Маклин, Ян С.; Тинни, Кристофер Г.; Лоуранс, Патрик Дж. (2006). «Обнаружение очень молодого поля L Dwarf, 2Mass J01415823 - 4633574». Астрофизический журнал . 639 (2): 1120–1128. Arxiv : Astro-ph/0511462 . Bibcode : 2006Apj ... 639.1120K . doi : 10.1086/499622 . S2CID 13075577 .
^ Каменцинд, Макс (27 сентября 2006 г.). «Классификация звездных спектров и его физической интерпретации» (PDF) . Astro Lab Landessernwarte Königstuhl : 6 - через Университет Гейдельберга.
^ Киркпатрик, Дж. Дэви; Кушинг, Майкл С.; Гелино, Кристофер Р.; Бейхман, Чарльз А.; Тинни, CG; Фахерти, Жаклин К . ; Шнайдер, Адам; Мейс, Грегори Н. (2013). "Открытие карлика Y1 wise J064723.23-623235.5". Астрофизический журнал . 776 (2): 128. Arxiv : 1308.5372 . Bibcode : 2013Apj ... 776..128K . doi : 10.1088/0004-637x/776/2/128 . S2CID 6230841 .
^ Дикон, Н.Р.; Hambly, NC (2006). «Y-спектральный класс для ультра-крутых гномов» . Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 371 : 1722–1730. Arxiv : Astro-ph/0607305 . doi : 10.1111/j.1365-2966.2006.10795.x . S2CID 14081778 .
^ Jump up to: ^а ^{беременный} Уэнер, Майк (24 августа 2011 г.). «НАСА замечает охлажденные звезды, холодные, чем человеческое тело | Блог технологических новостей-Yahoo! News Canada» . Ca.news.yahoo.com . Получено 22 мая 2012 года .
^ Jump up to: ^а ^{беременный} Вентон, Даниэль (23 августа 2011 г.). «Спутник НАСА находит самые холодные, самые темные звезды» . Wired - через www.wired.com.
^ «НАСА - Мудрая миссия НАСА обнаруживает самый крутой класс звезд» . www.nasa.gov . Архивировано из оригинала 14 февраля 2021 года . Получено 1 ноября 2019 года .
^ Цукерман, Б.; Сонг, И. (2009). «Минимальная масса джинсов, коричневая карликовая спутница МВФ и прогнозы для обнаружения гномов Y-типа». Астрономия и астрофизика . 493 (3): 1149–1154. Arxiv : 0811.0429 . Bibcode : 2009a & A ... 493.1149Z . doi : 10.1051/0004-6361: 200810038 . S2CID 18147550 .
^ Jump up to: ^а ^{беременный} ^в Dupuy, TJ; Краус, Ал (2013). «Расстояния, яркости и температура самых холодных известных субстандартных объектов». Наука . 341 (6153): 1492–5. Arxiv : 1309.1422 . Bibcode : 2013sci ... 341.1492d . doi : 10.1126/science.1241917 . PMID 24009359 . S2CID 30379513 .
^ Jump up to: ^а ^{беременный} ^в Леггетт, Сэнди К.; Кушинг, Майкл С.; Самон, Дидье; Марли, Марк С.; Roellig, Thomas L.; Уоррен, Стивен Дж.; Бернингем, Бен; Джонс, Хью Ра; Киркпатрик, Дж. Дэви; Лоди, Николас; Лукас, Филипп.; Mainzer, Эми К.; Martín, Eduardo L.; McCaughrean, Mark J.; Пинфилд, Дэвид Дж.; Слоан, Грегори С.; Smart, Richard L.; Тамура, Мотохид; Ван Клив, Джеффри Э. (2009). «Физические свойства четырех ~ 600 кт гномов». Астрофизический журнал . 695 (2): 1517–1526. Arxiv : 0901.4093 . Bibcode : 2009Apj ... 695.1517L . doi : 10.1088/0004-637x/695/2/1517 . S2CID 44050900 .
^ Делорме, Филипп; Дельфос, Ксавье; Альберт, Лоик; Артау, Этьенн; Форвейль, Тьерри; Рейле, Селин; Аллард, Франция; Homeier, Дерек; Робин, Энни С.; Уиллотт, Крис Дж.; Лю, Майкл С.; Dupuy, Trent J. (2008). «CFBDS J005910.90-011401.3: достижение перехода Ty Brown Dwarf?». Астрономия и астрофизика . 482 (3): 961–971. Arxiv : 0802.4387 . Bibcode : 2008a & A ... 482..961d . Doi : 10.1051/0004-6361: 20079317 . S2CID 847552 .
^ Бернингем, Бен; Pinfield, DJ; Geleggett, SK; Тамура, М.; Люк, PW; Homeier, D.; Day-Jones, A.; Джонс, Хра; Кларк, младший; Ishii, M.; Kuzumhara, M.; Lodieu, N.; Запатеро-Осорио, Мария Роза; Венементы, BP; Mortlock, DJ; Barrado y Navascués, D.; Martin, Eduardo L.; Gazzù, Antonio (2008). «Изучение режима субстандартного температуры до ~ 550 К » Ежемесячные уведомления о Королевском астрономическом обществе 391 (1): 320–3 Arxiv : 0806.0 Bibcode : 2008mnras.391..320b . Doi : 10.1111/j.1365-2966.2008.13885.x . S2CID 1438322
^ Европейская южная обсерватория . «Очень крутая пара коричневых карликов» , 23 марта 2011 г.
^ Luhman, Kevin L.; Эсплин, Таран Л. (май 2016 г.). «Распределение спектральной энергии самого холодного коричневого карлика» . Астрономический журнал . 152 (3): 78. Arxiv : 1605.06655 . Bibcode : 2016aj .... 152 ... 78L . doi : 10.3847/0004-6256/152/3/78 . S2CID 118577918 .
^ «Коды спектральных типов» . simbad.u-strasbg.fr . Получено 6 марта 2020 года .
^ Jump up to: ^а ^{беременный} Бернингем, Бен; Смит, Л.; Cardoso, CV; Лукас, PW; Бургассер, Адам Дж.; Джонс, Хра; Smart, RL (май 2014). «Обнаружение T6.5 Subdwarf» . Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 440 (1): 359–364. Arxiv : 1401.5982 . Bibcode : 2014mnras.440..359b . doi : 10.1093/mnras/stu184 . ISSN 0035-8711 . S2CID 119283917 .
^ Jump up to: ^а ^{беременный} ^в Cruz, Kelle L.; Киркпатрик, Дж. Дэви; Бургассер, Адам Дж. (Февраль 2009 г.). «Молодые карлики, идентифицированные в поле: предварительная низкая гравитация, оптическая спектральная последовательность от L0 до L5». Астрономический журнал . 137 (2): 3345–3357. Arxiv : 0812.0364 . Bibcode : 2009aj .... 137.3345c . doi : 10.1088/0004-6256/137/2/3345 . ISSN 0004-6256 . S2CID 15376964 .
^ Jump up to: ^а ^{беременный} Looper, Dagny L.; Киркпатрик, Дж. Дэви; Cutri, Roc M.; Бармен, Трэвис; Бургассер, Адам Дж.; Кушинг, Майкл С.; Рэллиг, Томас; Макговерн, Марк Р.; Маклин, Ян С.; Райс, Эмили; Свифт, Брэндон Дж. (Октябрь 2008 г.). «Открытие двух близлежащих специфических гномов L из 2-массического обзора надлежащего движения: молодые или богатые металлом?». Астрофизический журнал . 686 (1): 528–541. Arxiv : 0806.1059 . Bibcode : 2008Apj ... 686..528L . doi : 10.1086/591025 . ISSN 0004-637X . S2CID 18381182 .
^ Jump up to: ^а ^{беременный} ^в ^{дюймовый} Киркпатрик, Дж. Дэви; Looper, Dagny L.; Бургассер, Адам Дж.; Шурр, Стивен Д.; Cutri, Roc M.; Кушинг, Майкл С.; Cruz, Kelle L.; Сладкая, Энн С.; Кнапп, Джиллиан Р.; Бармен, Трэвис С.; Бочански, Джон Дж. (Сентябрь 2010 г.). «Открытия из правильного обследования движения почти инфракрасного с использованием многоэпочских данных об исследовании с двумя микронами». Серия астрофизических дневников . 190 (1): 100–146. Arxiv : 1008.3591 . Bibcode : 2010Apjs..190..100K . doi : 10.1088/0067-0049/190/1/100 . ISSN 0067-0049 . S2CID 118435904 .
^ Фахерти, Жаклин К.; Ридель, Адрик Р.; Cruz, Kelle L.; Гань, Джонатан; Филиппаццо, Джозеф С.; Lambrides, Эрини; Фика, Хейли; Вайнбергер, Алисия; Торстенсен, Джон Р.; Тинни, CG; Baldassare, Vivienne (июль 2016 г.). «Свойства популяции коричневого карлика аналогов для экзопланет» . Серия астрофизических дневников . 225 (1): 10. Arxiv : 1605.07927 . Bibcode : 2016Apjs..225 ... 10f . doi : 10.3847/0067-0049/225/1/10 . ISSN 0067-0049 . S2CID 118446190 .
^ «Данные о цветах» . Научный институт космического телескопа (www.stsci.edu) . Получено 6 марта 2020 года .
^ Bouigue, R. (1954). Анналы астрофизики, вып. 17, с. 104
^ Кинан, ПК (1954). «Классификация звезд S-типа». Астрофизический журнал . 120 : 484. Bibcode : 1954Apj ... 120..484K . doi : 10.1086/145937 .
^ Jump up to: ^а ^{беременный} ^в ^{дюймовый} Сион, Эм; Гринштейн, JL; Landstreet, JD; Либерт, Джеймс; Shipman, HL; Wegner, GA (1983). «Предложенная новая система спектральной классификации белого карлика» . Астрофизический журнал . 269 : 253. Bibcode : 1983apj ... 269..253s . doi : 10.1086/161036 .
^ Córsico, ах; Althaus, LG (2004). «Изменение периода периода пульсирующих звезд DB-белых карликов». Астрономия и астрофизика . 428 : 159–170. Arxiv : Astro-ph/0408237 . Bibcode : 2004a & A ... 428..159c . doi : 10.1051/0004-6361: 20041372 . S2CID 14653913 .
^ МакКук, Джордж П.; Сион, Эдвард М. (1999). «Каталог спектроскопически идентифицированных белых карликов». Астрофизическая серия дополнений . 121 (1): 1–130. Bibcode : 1999Apjs..121 .... 1M . Citeseerx 10.1.1.565.5507 . doi : 10.1086/313186 . S2CID 122286998 .
^ «Пульсирующие переменные звезды и диаграмма Hertzsprung-Russell (HR)» . Центр астрофизики | Гарвард и Смитсоновский институт. 9 марта 2015 года . Получено 23 июля 2016 года .
^ Яковлев, DG; Каминкер, AD; Haensel, P.; GNEDIN, OY (2002). «Охлаждающая нейтронная звезда в 3C 58». Астрономия и астрофизика . 389 : L24 - L27. Arxiv : Astro-ph/0204233 . Bibcode : 2002a & A ... 389L..24y . doi : 10.1051/0004-6361: 20020699 . S2CID 6247160 .
^ Jump up to: ^а ^{беременный} «Звезды и обитаемые планеты» . www.solstation.com .

Дальнейшее чтение

Харре, Ян-Винсент; Хеллер, Рене (2021). Цифровые цветные коды звезд " Астронономизы Начарт . 342 (3) (3): 578–587. Arxiv : 2101.06254 . Bibcode : 2021 .... 342..578H doi : 10.1002/asna . S2CID 231627588 .

Внешние ссылки

Библиотеки звездных спектров D. montes, UCM
Спектральные типы для записей каталога Hipparcos
Звездная спектральная классификация архивировала 31 октября 2010 года на машине Wayback Ричарда О. Грея и Кристофера Дж. Корбалли
Спектральные модели звезд П. Коэльо
Меррифилд, Майкл; Бауэр, Аманда; Häußler, Boris (2010). "Star Classification" . Шестьдесят символов . Брэди Харан для Университета Ноттингема .
Звездная классификационная таблица

[7] Это относительный цвет звезды, если Вега , как правило, считается голубоватой звездой, используется в качестве стандарта для «белого».

[10] Хроматическая способность может значительно различаться в классе; Например, солнце (звезда G2) белое, а звезда G9 желтая.

[proportions-12] Jump up to: ^а ^{беременный} ^в ^{дюймовый} ^и ^фон ^глин ^час Эти пропорции являются фракциями звезд ярче абсолютной величины 16; Снижение этого предела приведет к более ранним типам еще более реже, тогда как обычно добавляет только к классу M. Пропорции рассчитываются, игнорируя значение 800 в общем столбце, поскольку фактические числа составляют до 824.

[33] Технически, белые карлики больше не «живые» звезды, а, скорее, «мертвые» останки погашенных звезд. В их классификации используется другой набор спектральных типов из звезд «живых» сжигающих элементов.

[44] При использовании со звездами A-типа это вместо этого относится к аномально сильным металлическим спектральным линиям

[91] Это поднимается до 78,6%, если мы включим все звезды. (См. Приведенное выше примечание.)

[1] "Morgan-Keenan Luminosity Class | Cosmos" . Astronomy.swin.edu.au . Получено 31 августа 2022 года .

[2] О'Коннелл (27 марта 2023 г.). «Системы величины и цвета» (PDF) . Caltech Astr 511 . Архивировано (PDF) из оригинала 28 марта 2023 года . Получено 27 марта 2023 года .

[calib-3] Jump up to: ^а ^{беременный} ^в ^{дюймовый} Habets, Gmhj; Heinze, JRW (ноябрь 1981). «Эмпирические болометрические исправления для основной последовательности». Серия добавок астрономии и астрофизики . 46 : 193–237 (таблицы VII и VIII). Bibcode : 1981a & as ... 46..193H . - Luminosities получены из _Mal Figures, используя M _Bol (☉) = 4,75.

[weidner-4] Вейднер, Карстен; Vink, Jorick S. (декабрь 2010 г.). «Массы и массовое расхождение звезд О-типа». Астрономия и астрофизика . 524 . A98. Arxiv : 1010.2204 . Bibcode : 2010a & A ... 524a..98w . doi : 10.1051/0004-6361/201014491 . S2CID 118836634 .

[Charity-5] Jump up to: ^а ^{беременный} Благотворительность, Митчелл. "Какого цвета звезды?" Полем Vendian.org . Получено 13 мая 2006 года .

[ATNFcolor-6] «Цвет звезд» . Австралийский телескоп национальный объект. 17 октября 2018 года.

[möre-8] Мур, Патрик (1992). Книга астрономии Гиннесса: Факты и подвиги (4 -е изд.). Гиннесс. ISBN 978-0-85112-940-2 .

[9] «Цвет звезд» . Австралийский телескоп и образование. 21 декабря 2004 года. Архивировано с оригинала 3 декабря 2013 года . Получено 26 сентября 2007 года . - объясняет причину разницы в восприятии цвета.

[bdevol-11] Jump up to: ^а ^{беременный} ^в ^{дюймовый} Бараффе, я.; Chabrier, G.; Бармен, Т.С.; Аллард, Ф.; Hauschildt, PH (май 2003 г.). «Эволюционные модели для прохладных коричневых карликов и экстразолярных гигантских планет. Случай HD 209458». Астрономия и астрофизика . 402 (2): 701–712. Arxiv : Astro-ph/0302293 . Bibcode : 2003a & A ... 402..701b . doi : 10.1051/0004-6361: 20030252 . S2CID 15838318 .

[LeDrew2001-13] Jump up to: ^а ^{беременный} ^в ^{дюймовый} ^и ^фон ^глин ^час Ледрю, Гленн (февраль 2001 г.). «Настоящее звездное небо». Журнал Королевского астрономического общества Канады . 95 : 32. Bibcode : 2001jrasc..95 ... 32L .

[mnem-14] «Спектральная классификация звезд (obafgkm)» . www.eudesign.com . Получено 6 апреля 2019 года .

[UpsOriType-15] Sota, A.; Maíz Apellániz, J.; Моррелл, Ни; Барба, RH; Walborn, NR; и др. (Март 2014 г.). «Спектроскопическая спектроскопическая обследование галактического O-Star (Gosss). II. Яркие южные звезды». Астрофизическая серия дополнений . 211 (1). 10. arxiv : 1312.6222 . Bibcode : 2014Apjs..211 ... 10S . doi : 10.1088/0067-0049/211/1/10 . S2CID 118847528 .

[SunSpectrum-16] Jump up to: ^а ^{беременный} Филлипс, Кеннет Дж. Х. (1995). Руководство по солнцу . Издательство Кембриджского университета . С. 47–53. ISBN 978-0-521-39788-9 .

[17] Рассел, Генри Норрис (март 1914 г.). «Отношения между спектрами и другими характеристиками звезд». Популярная астрономия . Тол. 22. С. 275–294. Bibcode : 1914pa ..... 22..275r .

[18] Саха, Миннесота (май 1921). «О физической теории звездных спектров» . Труды Королевского общества Лондона. Серия а . 99 (697): 135–153. Bibcode : 1921rspsa..99..135s . doi : 10.1098/rspa.1921.0029 .

[19] Пейн, Сесилия Хелена (1925). Звездная атмосфера; Вклад в наблюдательное исследование высокой температуры в реверсирующих слоях звезд (кандидатская наука). Рэдклифф Колледж. Bibcode : 1925phdt ......... 1p .

[20] Вселенная, физика и (14 июня 2013 г.). «Спектральная классификация Yerkes» . Физика и вселенная . Получено 31 августа 2022 года .

[21] UCL (30 ноября 2018 г.). «МКК и пересмотренный МК Атлас» . UCL Обсерватория (UCLO) . Получено 31 августа 2022 года .

[22] Морган, Уильям Уилсон; Кинан, Филипп Чайлдс; Келлман, Эдит (1943). Атлас звездных спектров, с контуром спектральной классификации . Университет Чикагской Прессы. Bibcode : 1943assw.book ..... m . OCLC 1806249 .

[ref_MK-23] Морган, Уильям Уилсон; Кинан, Филип Чайлдс (1973). «Спектральная классификация». Ежегодный обзор астрономии и астрофизики . 11 : 29–50. Bibcode : 1973ara & A..11 ... 29м . doi : 10.1146/annurev.aa.11.090173.000333 .

[CDS-24] Jump up to: ^а ^{беременный} ^в ^{дюймовый} «Примечание на спектральном атласе и спектральной классификации» . Страсбургский астрономический центр обработки данных . Получено 2 января 2015 года .

[Caballero-Nieves-25] Caballero-Nieves, SM; Нелан, EP; Гис, доктор; Уоллес, DJ; Degioia-Eastwood, K . ; и др. (Февраль 2014 г.). «Обследование высокого углового разрешения массивных звезд в Cygnus ob2: результаты из -за космического телескопа Хаббла». Астрономический журнал . 147 (2). 40. Arxiv : 1311.5087 . Bibcode : 2014aj .... 147 ... 40с . doi : 10.1088/0004-6256/147/2/40 . S2CID 22036552 .

[Prinja-26] Принжа, RK; Масса, DL (октябрь 2010 г.). «Подпись широко распространенного комки на духовых ветрах B». Астрономия и астрофизика . 521 . L55. Arxiv : 1007.2744 . Bibcode : 2010a & A ... 521L..55p . doi : 10.1051/0004-6361/201015252 . S2CID 59151633 .

[GrayDF-27] Грей, Дэвид Ф. (ноябрь 2010 г.). «Фотосферные вариации супергиантного γ -циг» . Астрономический журнал . 140 (5): 1329–1336. Bibcode : 2010aj .... 140.1329g . doi : 10.1088/0004-6256/140/5/1329 .

[Nazé-28] Jump up to: ^а ^{беременный} Назе, Ю. (ноябрь 2009 г.). «Горячие звезды, наблюдаемые XMM-Newton. I. Каталог и свойства звезд OB». Астрономия и астрофизика . 506 (2): 1055–1064. Arxiv : 0908.1461 . Bibcode : 2009a & A ... 506.1055n . doi : 10.1051/0004-6361/200912659 . S2CID 17317459 .

[Lyubimkov-29] Lyubimkov, Leonid S.; Ламберт, Дэвид Л.; Rostopchin, Sergey I.; Рэйчковская, Тамара М.; Poklad, Dmitry B. (февраль 2010 г.). «Точные фундаментальные параметры для супергиантов A-, F- и G-типа в солнечном районе» . Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 402 (2): 1369–1379. Arxiv : 0911.1335 . Bibcode : 2010mnras.402.1369L . doi : 10.1111/j.1365-2966.2009.15979.x . S2CID 119096173 .

[GrayRO-30] Серый, ro; Corbally, CJ; Гарнизон, РФ; McFadden, MT; Робинсон, PE (октябрь 2003 г.). «Вклад в проект близлежащих звезд (NSTARS): спектроскопия звезд раньше, чем M0 в пределах 40 PARSEC: северный образец. I». Астрономический журнал . 126 (4): 2048–2059. Arxiv : Astro-ph/0308182 . Bibcode : 2003aj .... 126.2048G . doi : 10.1086/378365 . S2CID 119417105 .

[Shenavrin-31] Shenavrin, VI; Таранова, Ог; Nadzhip, AE (январь 2011 г.). «Поиск и изучение горячих обстановленных пылевых конвертов». Астрономия отчеты . 55 (1): 31–81. Bibcode : 2011Arep ... 55 ... 31 . doi : 10.1134/s1063772911010070 . S2CID 122700080 .

[Cenarro-32] Cenarro, AJ; Peletier, RF; Санчес-Блацкес, P.; Selam, так; Toloba, E.; Cardiel, N.; Falcon-Barroso, J.; Горгас, Дж.; Jimenez-Vidente, J.; Ваздекис, А. (январь 2007 г.). "Библиотека телескопа Среднего разрешения Исаака Ньютона Эмирического Спектра - II. Стелальные параметры атмосферы " Ежемесячные уведомления о Королевском астрономическом обществе 374 (2): 664–6 Arxiv : Astro-ph/ 061161 Bibda : 2007mnras.374..664c Doi : 10.1111/j.1365-2966.2006.2006.11196.x . S2CID 119428437

[Sion-34] Сион, Эдвард М.; Холберг, JB; Освальт, Терри Д.; МакКук, Джордж П.; Васатоник, Ричард (декабрь 2009 г.). «Белые карлики в пределах 20 парсеков от солнца: кинематика и статистика». Астрономический журнал . 138 (6): 1681–1689. Arxiv : 0910.1288 . Bibcode : 2009aj .... 138.1681s . doi : 10.1088/0004-6256/138/6/1681 . S2CID 119284418 .

[HayesPasinetti2012-35] Д.С. Хейс; Le Pasinetti; А.Г. Дэвис Филип (6 декабря 2012 г.). Калибровка фундаментальных звездных величин: Материалы 111 -го симпозиума Международного астрономического союза, состоявшегося на Вилле Олмо, Комо, Италия, 24–29 мая 1984 года . Springer Science & Business Media. С. 129 -. ISBN 978-94-009-5456-4 .

[arias-36] Jump up to: ^а ^{беременный} Ариас, Джулия I.; и др. (Август 2016 г.). «Спектральная классификация и свойства звезд OVZ в спектроскопическом исследовании Galactic O (Gosss)» . Астрономический журнал . 152 (2): 31. Arxiv : 1604.03842 . Bibcode : 2016aj .... 152 ... 31a . doi : 10.3847/0004-6256/152/2/11 . S2CID 119259952 .

[37] Macrobert, Alan (1 августа 2006 г.). «Спектральные типы звезд» . Sky & Telescope .

[Allen-38] Jump up to: ^а ^{беременный} ^в ^{дюймовый} ^и ^фон ^глин ^час ^я ^Дж ^k Аллен, JS «Классификация звездных спектров» . UCL Отдел физики и астрономии : группа астрофизики . Получено 1 января 2014 года .

[JMA-39] Jump up to: ^а ^{беременный} Maíz Apellániz, J.; Уолборн, Нолан Р.; Моррелл, Ни; Niemela, VS; Нелан, EP (2007). «Pismis 24-1: Звездный предел верхней массы сохранился». Астрофизический журнал . 660 (2): 1480–1485. Arxiv : Astro-ph/0612012 . Bibcode : 2007Apj ... 660.1480M . doi : 10.1086/513098 . S2CID 15936535 .

[walborn2010-40] Уолборн, Нолан Р.; Сота, Альфредо; Maíz Apellániz, Иисус; Альфаро, Эмилио Дж.; Моррелл, Нидия I.; Барба, Родольфо Х.; Ариас, Джулия I.; Гамен, Роберто С. (2010). C IIIII III III IIIII III Астрофизические журнальные буквы 711 (2): L143. Arxiv : 1002.3293 . Bibcode : 2010 APJ ... 711L.143W doi : 10.1088/2041-8205/711/2/ l1 119122481S2CID

[Cecilia-41] Jump up to: ^а ^{беременный} Фаринья, Сесилия; Bosch, Guillermo L.; Моррелл, Нидия I.; Барба, Родольфо Х.; Уолборн, Нолан Р. (2009). «Спектроскопическое исследование комплекса N159/N160 в большом магеллановом облаке». Астрономический журнал . 138 (2): 510–516. Arxiv : 0907.1033 . Bibcode : 2009aj .... 138..510f . doi : 10.1088/0004-6256/138/2/510 . S2CID 18844754 .

[GRauw-42] Rauw, G.; Manfroid, J.; Gosset, E.; Назе, у.; Sana, H.; Де Беккер, М.; Foellmi, C.; Moffat, AFJ (2007). «Звезды раннего типа в ядре молодого открытого кластера Westerlund 2». Астрономия и астрофизика . 463 (3): 981–991. Arxiv : Astro-ph/0612622 . Bibcode : 2007a & A ... 463..981r . doi : 10.1051/0004-6361: 20066495 . S2CID 17776145 .

[WR-43] Jump up to: ^а ^{беременный} ^в ^{дюймовый} ^и ^фон ^глин Кроутер, Пол А. (2007). «Физические свойства звезд волков-райета». Ежегодный обзор астрономии и астрофизики . 45 (1): 177–219. Arxiv : Astro-ph/0610356 . Bibcode : 2007ara & A..45..177c . doi : 10.1146/annurev.astro.45.051806.110615 . S2CID 1076292 .

[Lesh-45] Rountree Lesh, J. (1968). "Кинематика пояса Гулда: расширяющаяся группа?" Полем Астрофизическая серия дополнений . 17 : 371. Bibcode : 1968Apjs ... 17..371L . doi : 10.1086/190179 .

[46] Спектральный анализ света некоторых звезд и новые наблюдения на солнечных местах , П. Секки, Отчеты о сессиях Академии наук 63 (июль - декабрь 1866 г.), стр. 364–368.

[47] Новое исследование спектрального анализа света звезд , П. Секки, отчеты о сессиях Академии наук 63 (июль - декабрь 1866 г.), стр. 621–628.

[48] Херншоу, JB (1986). Анализ Starlight: сто пятьдесят лет астрономической спектроскопии . Кембридж, Великобритания: издательство Кембриджского университета. стр. 60, 134. ISBN 978-0-521-25548-6 .

[49] «Классификация звездных спектров: некоторая история» .

[50] Калер, Джеймс Б. (1997). Звезды и их спектры: введение в спектральную последовательность . Кембридж: издательство Кембриджского университета. С. 62–63 . ISBN 978-0-521-58570-5 .

[51] р. 60–63, Хирншоу 1986; Стр. 623–625, Secchi 1866.

[52] . 62–63, Hearnshaw 1986.

[53] р. 60, Хирншоу 1986.

[54] Летующие света: забытые жизни мужчин и женщин, которые впервые сфотографировали небеса Стефана Хьюза.

[drapera-55] Jump up to: ^а ^{беременный} Пикеринг, Эдвард С. (1890). «Каталог Draper Stellar Spectra, сфотографированный с 8-дюймовым телескопом Bache как часть мемориала Генри Дрейпера». Анналы Обсерватории Гарвардского колледжа . 27 : 1. Bibcode : 1890anhar..27 .... 1p .

[draperb-56] Jump up to: ^а ^{беременный} С. 106–108, Хирншоу 1986.

[Williamina_Fleming-57] Jump up to: ^а ^{беременный} «Уильямина Флеминг» . Оксфордская ссылка . Получено 10 июня 2020 года .

[58] «Уильямина Патон Флеминг -» . www.projectcontinua.org . Получено 10 июня 2020 года .

[59] «Классификация звездных спектров» . spiff.rit.edu . Получено 10 июня 2020 года .

[60] Хирншоу (1986) с. 111–112

[61] Maury, Antonia C.; Пикеринг, Эдвард С. (1897). «Спектры ярких звезд сфотографированы с 11 -дюймовым телескопом Draper как часть мемориала Генри Дрейпера». Анналы Обсерватории Гарвардского колледжа . 28 : 1. Bibcode : 1897anhar..28 .... 1m .

[spectroscopists-62] Jump up to: ^а ^{беременный} «Антония Мори» . www.projectcontinua.org . Получено 10 июня 2020 года .
Херншоу, JB (17 марта 2014 г.). Анализ Starlight: два столетия астрономической спектроскопии (2 -е изд.). Нью -Йорк, Нью -Йорк. ISBN 978-1-107-03174-6 Полем OCLC 85909920 . {{cite book}}: CS1 Maint: местоположение отсутствует издатель ( ссылка )
Грей, Ричард О.; Корбалли, Кристофер Дж.; Бургассер, Адам Дж. (2009). Звездная спектральная классификация . Принстон, Нью -Джерси: издательство Принстонского университета. ISBN 978-0-691-12510-7 Полем OCLC 276340686 .

[63] Джонс, Бесси Забан; Бойд, Лайл Гиффорд (1971). Обсерватория Гарвардского колледжа: первые четыре директора, 1839-1919 (1-е изд.). Кембридж: Ma Belknap Press of Harvard University Press. ISBN 978-0-674-41880-6 Полем OCLC 1013948519 .

[64] Кэннон, Энни Дж.; Пикеринг, Эдвард С. (1901). «Спектры ярких южных звезд сфотографированы с 13 -дюймовым телескопом Бойдена как часть мемориала Генри Дрейпера». Анналы Обсерватории Гарвардского колледжа . 28 : 129. Bibcode : 1901anhar..28..129c .

[65] Хирншоу (1986) с. 117–119,

[66] Кэннон, Энни Джамп; Пикеринг, Эдвард Чарльз (1912). «Классификация 1688 южных звезд с помощью их спектра». Анналы астрономической обсерватории Гарвардского колледжа . 56 (5): 115. Bibcode : 1912anhar..56..115c .

[67] Хирншоу (1986) с. 121–122

[68] "Энни Джамп Кэннон" . www.projectcontinua.org . Получено 10 июня 2020 года .

[Nassau1946-69] Нассау, JJ; Сейферт, Карл К. (март 1946 г.). «Спектры звезд BD в пределах пяти градусов от северного полюса». Астрофизический журнал . 103 : 117. Bibcode : 1946apj ... 103..117n . doi : 10.1086/144796 .

[FitzGerald1969-70] Фицджеральд, М. Пим (октябрь 1969 г.). «Сравнение между классами спектральной и люмины в системах классификации Маунт-Уилсон и Морган-Кенан». Журнал Королевского астрономического общества Канады . 63 : 251. Bibcode : 1969jrasc..63..251p .

[Sandage1969-71] Сандаж, А. (декабрь 1969 г.). «Новые поддобы. II. Радиальные скорости, фотометрия и предварительные пространственные движения для 112 звезд с большим правильным движением» . Астрофизический журнал . 158 : 1115. Bibcode : 1969Apj ... 158.1115S . doi : 10.1086/150271 .

[Norris2011-72] Норрис, Джексон М.; Райт, Джейсон Т.; Уэйд, Ричард А.; Махадеван, внедорожник ; Геттел, Сара (декабрь 2011 г.). «Не обнаружение предполагаемого субстандарного спутника в HD 149382». Астрофизический журнал . 743 (1). 88. Arxiv : 1110.1384 . Bibcode : 2011Apj ... 743 ... 88n . doi : 10.1088/0004-637x/743/1/88 . S2CID 118337277 .

[Garrison-73] Jump up to: ^а ^{беременный} ^в ^{дюймовый} ^и ^фон ^глин ^час Гаррисон, RF (1994). «Иерархия стандартов для процесса MK» (PDF) . В Корбалли, CJ; Серый, ro; Гаррисон, RF (ред.). Процесс MK за 50 лет: мощный инструмент для астрофизического понимания . Астрономическое общество серии Тихоокеанской конференции. Тол. 60. Сан -Франциско: Астрономическое общество Тихого океана. С. 3–14. ISBN 978-1-58381-396-6 Полем OCLC 680222523 .

[74] Дорогая, Дэвид. "Звезда позднего типа" . Интернет -энциклопедия науки . Получено 14 октября 2007 года .

[Walborn-75] Jump up to: ^а ^{беременный} ^в ^{дюймовый} ^и Walborn, NR (2008). «Многоволновая систематика OB -спектры». Массовые звезды: фундаментальные параметры и обезжиренные взаимодействия (Eds. P. Benaglia . 33 : 5. Bibcode : 2008rmxac..33 .... 5w .

[76] Атлас звездных спектров, с контуром спектральной классификации , WW Morgan, PC Keenan и E. Kellman, Chicago: The Chicago Press, 1943.

[walborn-77] Walborn, NR (1971). «Некоторые спектроскопические характеристики звезд OB: исследование пространственного распределения определенных звезд OB и эталонной рамки классификации» . Астрофизическая серия дополнений . 23 : 257. Bibcode : 1971apjs ... 23..257W . doi : 10.1086/190239 .

[78] Морган, WW; Abt, Helmut A.; TAPSCOTT, JW (1978). «Пересмотренные MK Spectral Atlas для звезд раньше, чем солнце». Уильямс Бэй: Обсерватория Йеркса . Bibcode : 1978rmsa.book ..... m .

[79] Уолборн, Нолан Р.; Ховарт, Ян Д.; Леннон, Даниэль Дж.; Масси, Филипп; Oey, ms; Моффат, Энтони Ф.Дж.; Skalkowski, Gwen; Моррелл, Нидия I.; Дриссен, Лоран; Паркер, Джоэл Вм. (2002). «Новая система спектральной классификации для самых ранних звезд O: определение типа O2» (PDF) . Астрономический журнал . 123 (5): 2754–2771. Bibcode : 2002aj .... 123.2754W . doi : 10.1086/339831 . S2CID 122127697 .

[80] Элизабет Хауэлл (21 сентября 2013 г.). «Регулус: королевская звезда» . Space.com . Получено 13 апреля 2022 года .

[Slettebak1988-81] Слитбак, Арне (июль 1988 г.). "Будь звезды" . Публикации Астрономического общества Тихого океана . 100 : 770–784. Bibcode : 1988pasp..100..770s . doi : 10.1086/132234 .

[82] «100 ближайших звездных систем» . www.astro.gsu.edu . Получено 13 апреля 2022 года .

[83] «Звезды в течение 20 световых лет» .

[MK73-84] Морган, WW; Keenan, PC (1973). «Спектральная классификация». Ежегодный обзор астрономии и астрофизики . 11 : 29. Bibcode : 1973ara & A..11 ... 29м . doi : 10.1146/annurev.aa.11.090173.000333 .

[MK78-85] Морган, WW; Abt, Helmut A.; TAPSCOTT, JW (1978). Пересмотренный MK Spectral Atlas для звезд раньше, чем солнце . Обсерватория Йеркса, Чикагский университет. Bibcode : 1978rmsa.book ..... m . {{cite book}}: CS1 Maint: местоположение отсутствует издатель ( ссылка )

[Gray89-86] Грей, Р. О; Гаррисон, Р. Ф. (1989). «Ранние звезды F -типа - утонченная классификация, конфронтация с фотометрией Stromgren и эффекты вращения». Серия астрофизических дневников . 69 : 301. Bibcode : 1989Apjs ... 69..301G . doi : 10.1086/191315 .

[Keenan89-87] Кинан, Филипп С.; McNeil, Raymond C. (1989). «Каталог Перкинса пересмотренных типов MK для более прохладных звезд». Серия астрофизических дневников . 71 : 245. Bibcode : 1989Apjs ... 71..245K . doi : 10.1086/191373 . S2CID 123149047 .

[88] Nieuwenhuijzen, H.; De Jager, C. (2000). «Проверка желтой эволюционной пустоты. Три эволюционных критических гипергианта: HD 33579, HR 8752 & IRC +10420». Астрономия и астрофизика . 353 : 163. BIBCODE : 2000A & A ... 353..163N .

[89] «В космологическом масштабе временной шкалы период обитаемости Земли почти закончен между международным космическим стипендией» . SpaceFellowship.com . Получено 22 мая 2012 года .

[90] « Звезды Златовласка» могут быть «просто правы» для поиска обитаемых миров » . NASA.com. 7 марта 2019 года . Получено 26 августа 2021 года .

[nasa1010-92] Jump up to: ^а ^{беременный} «Обнаружено: звезды столь же крутые, как человеческое тело | Управление научной миссии» . Science.nasa.gov . Архивировано из оригинала 7 октября 2011 года . Получено 12 июля 2017 года .

[93] «Галактическая реконструкция» . www.spacetelescope.org . ESA/Hubble . Получено 29 апреля 2015 года .

[payne-94] Пейн, Сесилия Х. (1930). «Классификация звезд О». Бюллетень обсерватории Гарвардского колледжа . 878 : 1. Бибкод : 1930bharo.878 .... 1p .

[95] Figer, Дональд Ф.; Маклин, Ян С.; Наджарро, Франциско (1997). «Спектральный атлас AK-диапазон звезд Вольф-Райе» . Астрофизический журнал . 486 (1): 420–434. Bibcode : 1997Apj ... 486..420f . doi : 10.1086/304488 .

[96] Кингсбург, RL; Барлоу, MJ; Стори, PJ (1995). «Свойства звезд Wo Wolf-Rayet». Астрономия и астрофизика . 295 : 75. Bibcode : 1995a & A ... 295 ... 75K .

[tinkler-97] Тинклер, CM; Lamers, HJGLM (2002). "Массовые показатели, богатые H, центральные звезды планетарных туманных как индикаторы расстояния?" Полем Астрономия и астрофизика . 384 (3): 987–998. Bibcode : 2002a & A ... 384..987t . doi : 10.1051/0004-6361: 20020061 .

[mizsalski-98] Miszalski, B.; Кроутер, Пенсильвания; Де Марко, О.; Köppen, J.; Моффат, AFJ; Акер, А.; Hillwig, TC (2012). «IC 4663: первая однозначная звезда Wolf-Rayet Central планетарной туманности» . Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 423 (1): 934–947. Arxiv : 1203.3303 . Bibcode : 2012mnras.423..934M . doi : 10.1111/j.1365-2966.2012.20929.x . S2CID 10264296 .

[99] Кроутер, Пенсильвания; Walborn, NR (2011). «Спектральная классификация O2-3.5, если*/wn5-7 звезд» . Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 416 (2): 1311–1323. Arxiv : 1105.4757 . Bibcode : 2011mnras.416.1311c . doi : 10.1111/j.1365-2966.2011.19129.x . S2CID 118455138 .

[100] Киркпатрик, JD (2008). «Выдающиеся проблемы в нашем понимании L, T и Y -карликов». 14 -я Кембриджская мастерская на прохладных звездах . 384 : 85. Arxiv : 0704.1522 . Bibcode : 2008aspc..384 ... 85K .

[kirk_ARAA-101] Jump up to: ^а ^{беременный} Киркпатрик, Дж. Дэви; Рейд, И. Нил; Либерт, Джеймс; Cutri, Roc M.; Нельсон, Брант; Бейхман, Чарльз А.; Дан, Конард С.; Моне, Дэвид Дж.; Gizis, John E.; Skrutskie, Michael F. (10 июля 1999 г.). «Гномых холоднее, чем M: определение спектрального типа L с использованием обнаружения из обследования 2 мкм в All-Sky (2Mass)» . Астрофизический журнал . 519 (2): 802–833. Bibcode : 1999Apj ... 519..802K . doi : 10.1086/307414 .

[kirk_ApJ-102] Jump up to: ^а ^{беременный} Киркпатрик, Дж. Дэви (2005). «Новые спектральные типы L и T» (PDF) . Ежегодный обзор астрономии и астрофизики . 43 (1): 195–246. Bibcode : 2005ara & A..43..195K . doi : 10.1146/annurev.astro.42.053102.134017 . S2CID 122318616 .

[103] Киркпатрик, Дж. Дэви; Бармен, Трэвис С.; Бургассер, Адам Дж.; Макговерн, Марк Р.; Маклин, Ян С.; Тинни, Кристофер Г.; Лоуранс, Патрик Дж. (2006). «Обнаружение очень молодого поля L Dwarf, 2Mass J01415823 - 4633574». Астрофизический журнал . 639 (2): 1120–1128. Arxiv : Astro-ph/0511462 . Bibcode : 2006Apj ... 639.1120K . doi : 10.1086/499622 . S2CID 13075577 .

[104] Каменцинд, Макс (27 сентября 2006 г.). «Классификация звездных спектров и его физической интерпретации» (PDF) . Astro Lab Landessernwarte Königstuhl : 6 - через Университет Гейдельберга.

[105] Киркпатрик, Дж. Дэви; Кушинг, Майкл С.; Гелино, Кристофер Р.; Бейхман, Чарльз А.; Тинни, CG; Фахерти, Жаклин К . ; Шнайдер, Адам; Мейс, Грегори Н. (2013). "Открытие карлика Y1 wise J064723.23-623235.5". Астрофизический журнал . 776 (2): 128. Arxiv : 1308.5372 . Bibcode : 2013Apj ... 776..128K . doi : 10.1088/0004-637x/776/2/128 . S2CID 6230841 .

[106] Дикон, Н.Р.; Hambly, NC (2006). «Y-спектральный класс для ультра-крутых гномов» . Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 371 : 1722–1730. Arxiv : Astro-ph/0607305 . doi : 10.1111/j.1365-2966.2006.10795.x . S2CID 14081778 .

[stars-cooler-than-body-107] Jump up to: ^а ^{беременный} Уэнер, Майк (24 августа 2011 г.). «НАСА замечает охлажденные звезды, холодные, чем человеческое тело | Блог технологических новостей-Yahoo! News Canada» . Ca.news.yahoo.com . Получено 22 мая 2012 года .

[cool-y-dwarf-108] Jump up to: ^а ^{беременный} Вентон, Даниэль (23 августа 2011 г.). «Спутник НАСА находит самые холодные, самые темные звезды» . Wired - через www.wired.com.

[109] «НАСА - Мудрая миссия НАСА обнаруживает самый крутой класс звезд» . www.nasa.gov . Архивировано из оригинала 14 февраля 2021 года . Получено 1 ноября 2019 года .

[110] Цукерман, Б.; Сонг, И. (2009). «Минимальная масса джинсов, коричневая карликовая спутница МВФ и прогнозы для обнаружения гномов Y-типа». Астрономия и астрофизика . 493 (3): 1149–1154. Arxiv : 0811.0429 . Bibcode : 2009a & A ... 493.1149Z . doi : 10.1051/0004-6361: 200810038 . S2CID 18147550 .

[ydwarfsurvey-111] Jump up to: ^а ^{беременный} ^в Dupuy, TJ; Краус, Ал (2013). «Расстояния, яркости и температура самых холодных известных субстандартных объектов». Наука . 341 (6153): 1492–5. Arxiv : 1309.1422 . Bibcode : 2013sci ... 341.1492d . doi : 10.1126/science.1241917 . PMID 24009359 . S2CID 30379513 .

[four600k-112] Jump up to: ^а ^{беременный} ^в Леггетт, Сэнди К.; Кушинг, Майкл С.; Самон, Дидье; Марли, Марк С.; Roellig, Thomas L.; Уоррен, Стивен Дж.; Бернингем, Бен; Джонс, Хью Ра; Киркпатрик, Дж. Дэви; Лоди, Николас; Лукас, Филипп.; Mainzer, Эми К.; Martín, Eduardo L.; McCaughrean, Mark J.; Пинфилд, Дэвид Дж.; Слоан, Грегори С.; Smart, Richard L.; Тамура, Мотохид; Ван Клив, Джеффри Э. (2009). «Физические свойства четырех ~ 600 кт гномов». Астрофизический журнал . 695 (2): 1517–1526. Arxiv : 0901.4093 . Bibcode : 2009Apj ... 695.1517L . doi : 10.1088/0004-637x/695/2/1517 . S2CID 44050900 .

[tytrans-113] Делорме, Филипп; Дельфос, Ксавье; Альберт, Лоик; Артау, Этьенн; Форвейль, Тьерри; Рейле, Селин; Аллард, Франция; Homeier, Дерек; Робин, Энни С.; Уиллотт, Крис Дж.; Лю, Майкл С.; Dupuy, Trent J. (2008). «CFBDS J005910.90-011401.3: достижение перехода Ty Brown Dwarf?». Астрономия и астрофизика . 482 (3): 961–971. Arxiv : 0802.4387 . Bibcode : 2008a & A ... 482..961d . Doi : 10.1051/0004-6361: 20079317 . S2CID 847552 .

[114] Бернингем, Бен; Pinfield, DJ; Geleggett, SK; Тамура, М.; Люк, PW; Homeier, D.; Day-Jones, A.; Джонс, Хра; Кларк, младший; Ishii, M.; Kuzumhara, M.; Lodieu, N.; Запатеро-Осорио, Мария Роза; Венементы, BP; Mortlock, DJ; Barrado y Navascués, D.; Martin, Eduardo L.; Gazzù, Antonio (2008). «Изучение режима субстандартного температуры до ~ 550 К » Ежемесячные уведомления о Королевском астрономическом обществе 391 (1): 320–3 Arxiv : 0806.0 Bibcode : 2008mnras.391..320b . Doi : 10.1111/j.1365-2966.2008.13885.x . S2CID 1438322

[eso1110-115] Европейская южная обсерватория . «Очень крутая пара коричневых карликов» , 23 марта 2011 г.

[Luhman2016-116] Luhman, Kevin L.; Эсплин, Таран Л. (май 2016 г.). «Распределение спектральной энергии самого холодного коричневого карлика» . Астрономический журнал . 152 (3): 78. Arxiv : 1605.06655 . Bibcode : 2016aj .... 152 ... 78L . doi : 10.3847/0004-6256/152/3/78 . S2CID 118577918 .

[117] «Коды спектральных типов» . simbad.u-strasbg.fr . Получено 6 марта 2020 года .

[:5-118] Jump up to: ^а ^{беременный} Бернингем, Бен; Смит, Л.; Cardoso, CV; Лукас, PW; Бургассер, Адам Дж.; Джонс, Хра; Smart, RL (май 2014). «Обнаружение T6.5 Subdwarf» . Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 440 (1): 359–364. Arxiv : 1401.5982 . Bibcode : 2014mnras.440..359b . doi : 10.1093/mnras/stu184 . ISSN 0035-8711 . S2CID 119283917 .

[:6-119] Jump up to: ^а ^{беременный} ^в Cruz, Kelle L.; Киркпатрик, Дж. Дэви; Бургассер, Адам Дж. (Февраль 2009 г.). «Молодые карлики, идентифицированные в поле: предварительная низкая гравитация, оптическая спектральная последовательность от L0 до L5». Астрономический журнал . 137 (2): 3345–3357. Arxiv : 0812.0364 . Bibcode : 2009aj .... 137.3345c . doi : 10.1088/0004-6256/137/2/3345 . ISSN 0004-6256 . S2CID 15376964 .

[:7-120] Jump up to: ^а ^{беременный} Looper, Dagny L.; Киркпатрик, Дж. Дэви; Cutri, Roc M.; Бармен, Трэвис; Бургассер, Адам Дж.; Кушинг, Майкл С.; Рэллиг, Томас; Макговерн, Марк Р.; Маклин, Ян С.; Райс, Эмили; Свифт, Брэндон Дж. (Октябрь 2008 г.). «Открытие двух близлежащих специфических гномов L из 2-массического обзора надлежащего движения: молодые или богатые металлом?». Астрофизический журнал . 686 (1): 528–541. Arxiv : 0806.1059 . Bibcode : 2008Apj ... 686..528L . doi : 10.1086/591025 . ISSN 0004-637X . S2CID 18381182 .

[:8-121] Jump up to: ^а ^{беременный} ^в ^{дюймовый} Киркпатрик, Дж. Дэви; Looper, Dagny L.; Бургассер, Адам Дж.; Шурр, Стивен Д.; Cutri, Roc M.; Кушинг, Майкл С.; Cruz, Kelle L.; Сладкая, Энн С.; Кнапп, Джиллиан Р.; Бармен, Трэвис С.; Бочански, Джон Дж. (Сентябрь 2010 г.). «Открытия из правильного обследования движения почти инфракрасного с использованием многоэпочских данных об исследовании с двумя микронами». Серия астрофизических дневников . 190 (1): 100–146. Arxiv : 1008.3591 . Bibcode : 2010Apjs..190..100K . doi : 10.1088/0067-0049/190/1/100 . ISSN 0067-0049 . S2CID 118435904 .

[122] Фахерти, Жаклин К.; Ридель, Адрик Р.; Cruz, Kelle L.; Гань, Джонатан; Филиппаццо, Джозеф С.; Lambrides, Эрини; Фика, Хейли; Вайнбергер, Алисия; Торстенсен, Джон Р.; Тинни, CG; Baldassare, Vivienne (июль 2016 г.). «Свойства популяции коричневого карлика аналогов для экзопланет» . Серия астрофизических дневников . 225 (1): 10. Arxiv : 1605.07927 . Bibcode : 2016Apjs..225 ... 10f . doi : 10.3847/0067-0049/225/1/10 . ISSN 0067-0049 . S2CID 118446190 .

[123] «Данные о цветах» . Научный институт космического телескопа (www.stsci.edu) . Получено 6 марта 2020 года .

[124] Bouigue, R. (1954). Анналы астрофизики, вып. 17, с. 104

[125] Кинан, ПК (1954). «Классификация звезд S-типа». Астрофизический журнал . 120 : 484. Bibcode : 1954Apj ... 120..484K . doi : 10.1086/145937 .

[sionspectra-126] Jump up to: ^а ^{беременный} ^в ^{дюймовый} Сион, Эм; Гринштейн, JL; Landstreet, JD; Либерт, Джеймс; Shipman, HL; Wegner, GA (1983). «Предложенная новая система спектральной классификации белого карлика» . Астрофизический журнал . 269 : 253. Bibcode : 1983apj ... 269..253s . doi : 10.1086/161036 .

[127] Córsico, ах; Althaus, LG (2004). «Изменение периода периода пульсирующих звезд DB-белых карликов». Астрономия и астрофизика . 428 : 159–170. Arxiv : Astro-ph/0408237 . Bibcode : 2004a & A ... 428..159c . doi : 10.1051/0004-6361: 20041372 . S2CID 14653913 .

[villanovar4-128] МакКук, Джордж П.; Сион, Эдвард М. (1999). «Каталог спектроскопически идентифицированных белых карликов». Астрофизическая серия дополнений . 121 (1): 1–130. Bibcode : 1999Apjs..121 .... 1M . Citeseerx 10.1.1.565.5507 . doi : 10.1086/313186 . S2CID 122286998 .

[chan-var-hr-129] «Пульсирующие переменные звезды и диаграмма Hertzsprung-Russell (HR)» . Центр астрофизики | Гарвард и Смитсоновский институт. 9 марта 2015 года . Получено 23 июля 2016 года .

[130] Яковлев, DG; Каминкер, AD; Haensel, P.; GNEDIN, OY (2002). «Охлаждающая нейтронная звезда в 3C 58». Астрономия и астрофизика . 389 : L24 - L27. Arxiv : Astro-ph/0204233 . Bibcode : 2002a & A ... 389L..24y . doi : 10.1051/0004-6361: 20020699 . S2CID 6247160 .

[auto-131] Jump up to: ^а ^{беременный} «Звезды и обитаемые планеты» . www.solstation.com .

[1]

[2]

[3]

[4]

[5]

[6]

[a]

[7]

[8]

[b]

[9]

[c]

[10]

[11]

[12]

[13]

[14]

[15]

[16]

[17]

[18]

[19]

[20]

[21]

[22]

[23]

[24]

[25]

[26]

[27]

[28]

[29]

[d]

[30]

[31]

[32]

[33]

[34]

[35]

[36]

[37]

[38]

[39]

[e]

[40]

[41]

[42]

[43]

[44]

[45]

[46]

[47]

[48]

[49]

[50]

[51]

[52]

[53]

[54]

[55]

[56]

[57]

[58]

[59]

[60]

[61]

[62]

[63]

[64]

[65]

[66]

[67]

[68]

[69]

[70]

[71]

[72]

[73]

[74]

[75]

[76]

[77]

[78]

[79]

[80]

[81]

[82]

[83]

[84]

[85]

[f]

[ 86 ]

[ 87 ]

[ 88 ]

[ 89 ]

[ 90 ]

[ 91 ]

[ 92 ]

[ 93 ]

[ 94 ]

Базы данных управления авторитетом
Международный	БЫСТРЫЙ 2
Национальный	Германия Соединенные Штаты Израиль