Звездная классификация

В астрономии звездная классификация - это классификация звезд на основе их спектральных характеристик. Электромагнитное излучение от звезды анализируется путем разделения его с призмой или дифракционной решеткой на спектр , демонстрирующий радугу цветов, перемежающихся спектральными линиями . Каждая строка указывает конкретный химический элемент или молекулу , причем прочность линии указывает на изобилие этого элемента. Сильные стороны различных спектральных линий варьируются в основном из -за температуры фотосферы , хотя в некоторых случаях существуют истинные различия в изобилии. Спектральный класс звезды представляет собой короткий код, в первую очередь, обобщающий состояние ионизации , что дает объективную меру температуры фотосессии.

Большинство звезд в настоящее время классифицируются в рамках системы Morgan -Keenan (MK), используя буквы O , B , A , F , G , K и M , последовательность от самой горячей ( тип O ) до самого крутого ( M -тип). Каждый буквенный класс затем подразделяется с использованием числовой цифры, а 0 - самая горячая, а 9 - самая крутая (например, A8, A9, F0 и F1 образуют последовательность от горячей до холодильника). Последовательность была расширена с тремя классами для других звезд, которые не вписываются в классическую систему W , S и C. : Некоторым не звездным объектам также были назначены буквы: D для белых карликов и L , T и Y для коричневых карликов .

В системе MK класс светимости в спектральный класс добавляется с использованием римских цифр . Это основано на ширине определенных линий поглощения в спектре звезды, что варьируется в зависимости от плотности атмосферы и таким образом отличает гигантские звезды от карликов. Luminosity Class 0 или IA+ используется для гипергиантов , класс I для супергиантов , класс II для ярких гигантов , класс III для обычных гигантов , класс IV для субгиантов , класс V для основной последовательности звезд , класс SD (или VI ) для поддонов и Класс D (или VII ) для белых карликов . Полный спектральный класс для солнца затем G2V, указывающий на звезду основной последовательности с температурой поверхности около 5800 К.

Обычное описание цвета

Обычное описание цвета учитывает только пик звездного спектра. На самом деле, однако, звезды излучают во всех частях спектра. Поскольку все комбинированные спектральные цвета кажутся белыми, фактические кажущиеся цвета, которые смотрел бы человеческий глаз, намного легче, чем предполагают обычные описания цвета. Эта характеристика «Легкость» указывает на то, что упрощенное назначение цветов в спектре может вводить в заблуждение. За исключением эффектов, связанных с цветом, в тусклом свете, в типичных условиях просмотра нет зеленых, голубого, индиго или фиолетовых звезд. «Желтые» карлики, такие как солнце , белые, «красные» карлики - это глубокий оттенок желтого/оранжевого цвета, а «коричневые» гномы буквально не кажутся коричневыми, но гипотетически казались бы тускло -красными или серыми/черными для близлежащего наблюдателя.

Современная классификация

Современная система классификации известна как классификация Morgan -Keenan (MK). Каждой звезде присваивается спектральный класс (из старой спектральной классификации Гарварда, которая не включала светимость ^{[ 1 ]}) и класс светимости с использованием римских цифр, как описано ниже, образуя спектральный тип звезды.

Другие современные звездные системы классификации , такие как система UBV , основаны на цветовых показателях - измеренные различия в трех или более величинах цветов . ^{[ 2 ]} Эти цифры приведены, такие как «U -V» или «B -V», которые представляют цвета, передаваемые двумя стандартными фильтрами (например, U LTRAVIOLET, B LUE и V ISUAL).

Гарвардская спектральная классификация

Гарвардская система представляет собой одномерную схему классификации астронома Энни Джамп Кэннон , который переупорядочил и упростил предыдущую алфавитную систему от Draper (см. Историю ). Звезды сгруппированы в соответствии с их спектральными характеристиками с помощью отдельных букв алфавита, опционально с числовыми подразделениями. Звезды основной последовательности варьируются по температуре поверхности примерно от 2000 до 50 000 К , тогда как более развитые звезды могут иметь температуру выше 100 000 К ^{[ Цитация необходима ]}Полем Физически классы указывают температуру атмосферы звезды и обычно перечислены от самой горячей до самой холодной.

Сорт	Эффективная температура ^{[ 3 ]}^{[ 4 ]}	Вегетативная хроматность ^{[ 5 ]}^{[ 6 ]}^{[ А ]}	Хромальность ( D65 ) ^{[ 7 ]}^{[ 8 ]}^{[ 5 ]}^{[ B ]}	Основная последовательность масса ^{[ 3 ]}^{[ 9 ]} ( Солнечные массы )	Радиус основной последовательности ^{[ 3 ]}^{[ 9 ]} ( Солнечный Риди )	Светимость основной последовательности ^{[ 3 ]}^{[ 9 ]} ( Болометрический )	Водород линии	Доля всех Звезды основной последовательности ^{[ C ]}^{[ 10 ]}
А	≥ 33 000 к	синий	синий	≥ 16 `M` _☉	≥ 6.6 `R` _☉	≥ 30,000 `L` _☉	Слабый	0.00003%
Беременный	10 000–33 000 к	голубоватый белый	Глубокий голубоватый белый	2.1–16 `M` _☉	1.8–6.6 `R` _☉	25–30,000 `L` _☉	Середина	0.12%
А	7 300–10 000 к	белый	голубоватый белый	1.4–2.1 `M` _☉	1.4–1.8 `R` _☉	5–25 `L` _☉	Сильный	0.61%
Фон	6000–7 300 К.	желтоватый белый	белый	1.04–1.4 `M` _☉	1.15–1.4 `R` _☉	1.5–5 `L` _☉	Середина	3.0%
Глин	5 300–6000 К.	желтый	желтоватый белый	0.8–1.04 `M` _☉	0.96–1.15 `R` _☉	0.6–1.5 `L` _☉	Слабый	7.6%
K	3900–5 300 К.	светло -оранжевый	бледно -желтоватый апельсин	0.45–0.8 `M` _☉	0.7–0.96 `R` _☉	0.08–0.6 `L` _☉	Очень слабый	12%
М	2300–3900 К.	оранжевый красный	легкий оранжевый красный	0.08–0.45 `M` _☉	≤ 0.7 `R` _☉	≤ 0.08 `L` _☉	Очень слабый	76%

Обычная мнемоника для запоминания порядок букв спектрального типа, от самых горячих до самых крутых, - это « o h, b e a f ine g yy/ g irl: k iss m e!», Или другой « o ur b wright Строномы , который F , как правило, K Enhate Iller M Nemonics ! " Полем ^{[ 11 ]}

Спектральные классы o до M, а также другие более специализированные классы, обсуждаемые позже, подразделяются арабскими цифрами (0–9), где 0 обозначает самые горячие звезды данного класса. Например, A0 обозначает самые горячие звезды в классе A и A9 обозначает самые крутые. Дробные числа разрешены; Например, звезда Mu Normae классифицируется как O9.7. ^{[ 12 ]} Солнце . классифицируется как G2 ^{[ 13 ]}

Тот факт, что классификация Гарварда звезды указывала на ее поверхностную или фотосферную температуру (или, точнее, ее эффективную температуру ) не была до конца понятна до тех пор, пока ее развитие, хотя к тому времени, когда была разработана первая диаграмма Герцспрон -Русселя (к 1914 году), Как правило, это было подозревается, что это правда. ^{[ 14 ]} В 1920-х годах индийский физик Мегнад Саха получил теорию ионизации, расширив хорошо известные идеи в физической химии, относящейся к диссоциации молекул, до ионизации атомов. Сначала он применил его к солнечной хромосфере, а затем к звездным спектрам. ^{[ 15 ]}

Затем астроном Гарварда Сесилия Пейн продемонстрировала, что спектральная последовательность obafgkm на самом деле является последовательности в температуре. ^{[ 16 ]} Поскольку последовательность классификации предшествует наше понимание того, что это температурная последовательность, размещение спектра в заданный подтип, такой как B3 или A7, зависит от (в значительной степени субъективных) оценок сильных сторон поглощения в звездных спектрах. В результате эти подтипы не равномерно разделены на какие -либо математически представительные интервалы.

Спектральная классификация Yerkes

, Спектральная классификация Yerkes также называемая MK или Morgan-Keenan (альтернативно называется MKK, или Морган-Кенан-Келлман) ^{[ 17 ]}^{[ 18 ]} Система из инициалов авторов - это система звездной спектральной классификации, представленной в 1943 году Уильямом Уилсоном Морганом , Филиппом С. Кинаном и Эдит Келлман из Обсерватории Йеркса . ^{[ 19 ]} Эта двумерная схема классификации ( температура и светимости ) основана на спектральных линиях , чувствительных к звездной температуре и поверхностной гравитации , что связано с светимостью (в то время как классификация Гарварда основана на температуре только поверхности). Позже, в 1953 году, после некоторых изменений в списке стандартных звезд и критериев классификации, схема была названа классификацией Морган -Кенана или MK , ^{[ 20 ]} который остается в использовании сегодня.

Более плотные звезды с более высокой поверхностной гравитацией демонстрируют большее расширение давления спектральных линий. Гравитация и, следовательно, давление, на поверхности гигантской звезды намного ниже, чем для карликовой звезды, потому что радиус гиганта намного больше, чем карлик аналогичной массы. Следовательно, различия в спектре можно интерпретировать как эффекты светимости , а класс светимости может быть назначен исключительно из изучения спектра.

ряд различных классов светимости , как указано в таблице ниже. Различируется ^{[ 21 ]}

Экспенсионы
Класс светимости	Описание	Примеры
0 или ia ⁺	гипергианты или чрезвычайно светящиеся супергианты	Cygenus ob2#12 -b3-4ia+ ^{[ 22 ]}
Это	Светящиеся супергианты	ETA Major - B5IA ^{[ 23 ]}
Горький	Промежуточный размер светящихся супергиантов	Gamma Cygni - f8iab ^{[ 24 ]}
Одинокий	Менее светящиеся супергианты	Zeta Perseus - b1ib ^{[ 25 ]}
II	Яркие гиганты	Бета -кролик - G0II ^{[ 26 ]}
Iii	Нормальные гиганты	Артур - K0II ^{[ 27 ]}
IV	субгианты	Gamma Cassiopeiae - b0.5ivpe ^{[ 28 ]}
V	Звезды основной последовательности (гномы)	Achernar - B6Vep ^{[ 25 ]}
SD ( префикс ) или VI	Подразделение	HD 149382 - SDB5 или B5VI ^{[ 29 ]}
D ( префикс ) или VII	Белые карлики ^{[ D ]}	Ван Маанен 2 - DZ8 ^{[ 30 ]}

Печальные случаи допускаются; Например, звезда может быть либо супергиантом, либо ярким гигантом, либо может находиться между классификациями субгианта и основной последовательности. В этих случаях используются два специальных символа:

Слэш ( / ) означает, что звезда - это один или другой класс.
Приборная ( - ) означает, что звезда находится между двумя классами.

Например, звезда, классифицированная как A3-4III/IV, будет между спектральными типами A3 и A4, будучи либо гигантской звездой, либо подгистом.

Также были использованы классы подрадования: VI для подданных (звезды немного менее светящиеся, чем основная последовательность).

Номинальная светимость класса VII (а иногда и более высокие цифры) в настоящее время редко используется для белого карлика или классов «горячих подданных», поскольку температурные буквы основной последовательности и гигантских звезд больше не применяются к белым карлам.

Иногда буквы A и B применяются к классам светимости, кроме Supergiants; Например, гигантская звезда, немного менее светящаяся, чем типичная, может быть дана класс Luminosity IIIB, в то время как яркости класса IIIA указывает на звезду, немного ярче, чем типичный гигант. ^{[ 31 ]}

Образец экстремальных V звезд с сильным поглощением в спектральных линиях HE II λ4686 получила обозначение VZ . Примером звезды является HD 93129 б . ^{[ 32 ]}

Спектральные особенности

Дополнительная номенклатура в виде букв с низким содержанием может следовать за спектральным типом, чтобы указать особые особенности спектра. ^{[ 33 ]}

Код	Спектральные особенности для звезд
:	неопределенное спектральное значение ^{[ 21 ]}
...	Существуют неписанные спектральные особенности
!	Особая особенность
компонент	Составной спектр ^{[ 34 ]}
и	Линии выбросов присутствуют ^{[ 34 ]}
[и]	«Запретные» линии выбросов присутствуют
является	«Обратный» центр линий излучения слабее края
уравнение	Линии эмиссии с профилем P Cygni
фон	N III и HE II выбросы ^{[ 21 ]}
f*	N IV 4058Å сильнее, чем NII III 4634Å, 4640Å и 4642Å линии ^{[ 35 ]}
F+	SI IV 4089Å и 4116Å излучаются, в дополнение к линии N III ^{[ 35 ]}
f?	C III 4647–4650–4652Å Линии излучения с сопоставимой силой по линии N III ^{[ 36 ]}
(F)	N III излучение, отсутствие или слабое поглощение HE II
(F+)	^{[ 37 ]}
((f))	Показывает сильное поглощение HE II в сопровождении слабых выбросов N III ^{[ 38 ]}
((f*))	^{[ 37 ]}
час	WR Звезды с линиями излучения водорода. ^{[ 39 ]}
ха	WR звезд с водородом, наблюдаемые как в поглощении, так и в излучении. ^{[ 39 ]}
Он WK	Слабые гелиевые линии
k	Спектры с функциями поглощения межзвездного
м	Усовершенствованные металлические особенности ^{[ 34 ]}
не	Широкое («туманно -туманное») поглощение из -за вращения ^{[ 34 ]}
нн	Очень широкие особенности поглощения ^{[ 21 ]}
неб	Спектр туманности смешан в ^{[ 34 ]}
п	Неуказанная особенность, своеобразная звезда . ^{[ E ]}^{[ 34 ]}
пк	Специальный спектр, похожий на спектры Novae
Q.	P -Cygni Profiles
с	Узкие ("острые") линии поглощения ^{[ 34 ]}
SS	Очень узкие линии
шнур	Shell Star Особенности ^{[ 34 ]}
наш	Переменная спектральная функция ^{[ 34 ]} (Иногда сокращено «V»)
wl	Слабые линии ^{[ 34 ]} (также "W" и "WK")
Элемент символ	Ненормально сильные спектральные линии указанных элементов (ы) ^{[ 34 ]}
С	указывает на аномально сильную линию ионизированного гелия при 468,6 нм. ^{[ 32 ]}

Например, 59 Cygni указан как спектральный тип B1.5Vnne, ^{[ 40 ]} Указывая спектр с общей классификацией B1.5V, а также очень широкие линии поглощения и определенные линии излучения.

История

Причиной странного расположения букв в классификации Гарварда является историческая, развивалась из более ранних классов Secchi и постепенно модифицируется как понимание улучшения.

Сухой классы

В 1860 -х и 1870 -х годах новаторский звездный спектроскопист Анджело Секки создал классы SECCHI , чтобы классифицировать наблюдаемые спектры. К 1866 году он разработал три класса звездных спектров, показанных в таблице ниже. ^{[ 41 ]}^{[ 42 ]}^{[ 43 ]}

В конце 1890 -х годов эта классификация стала заменена классификацией Гарварда, которая обсуждается в оставшейся части этой статьи. ^{[ 44 ]}^{[ 45 ]}^{[ 46 ]}

Номер класса	Описание класса SECCHI
Сухой класс i	Белые и голубые звезды с широкими тяжелыми водородными линиями , такими как Вега и Альтаир . Это включает в себя современный класс А и ранний класс Ф.
Сухой класс i (Подтип Orion)	Подтип IS SECCHI класса I с узкими линиями вместо широких полос, такими как Ригель и Беллатрикс . В современных терминах это соответствует ранним звездам B-типа
Secchi Class II	Желтые звезды - водород менее сильный, но очевидные металлические линии, такие как Солнце , Арктурус и Капелла . Это включает в себя современные классы G и K, а также поздний класс F.
Secchi Class III	Оранжевые до красных звезд со сложными диапазонами полос, такими как Betelgeuse и Antares . Это соответствует современному классу М.
Сухой класс IV	В 1868 году он обнаружил карбоновые звезды , которые он вложил в отдельную группу: ^{[ 47 ]} Красные звезды со значительными углеродными полосами и линиями, соответствующие современным классам C и S.
Secchi class V	В 1877 году он добавил пятый класс: ^{[ 48 ]} Звезды линии эмиссии , такие как Gamma Cassiopeiae и Sheliak , которые находятся в современном классе. В 1891 году Эдвард Чарльз Пикеринг предложил, чтобы класс V должен соответствовать современному классу O (который затем включал волчьи звезда ) и звездам в планетарных туманных туманах. ^{[ 49 ]}

Римские цифры, используемые для классов SECCHI, не следует путать с совершенно не связанными римскими цифрами, используемыми для классов Lekes Luminosity, и предлагаемыми классами Neutron Star.

Система драпировки

Классификации в каталоге драпировки звездных спектров ^{[ 50 ]}^{[ 51 ]}
Ведро	Дрэпер	Комментарий
я	A , B , C, D	Водородные линии доминируют
II	E, F , G , H, I, K , L
Iii	М
IV	Не	Не появился в каталоге
V	А	Включены спектры волков -районов с яркими линиями
V	П	Планетарные туманности
	Q.	Другие спектры
Занятия, проведенные в системе MK, смелы* .*

В 1880-х годах астроном Эдвард С. Пикеринг начал проводить обзор звездных спектров в Обсерватории Гарвардского колледжа , используя метод объективного ипзма. Первым результатом этой работы стал каталог Draper Stellar Spectra , опубликованный в 1890 году. Уильямина Флеминг классифицировала большую часть спектров в этом каталоге и была приписана классификации более 10 000 показателей звезд и обнаружение 10 Novae и более 200 переменных звезд. ^{[ 52 ]} С помощью Гарвардских компьютеров , особенно Уильямины Флеминг , была разработана первая итерация каталога Генри Дрейпера, чтобы заменить римско-ненумерную схему, созданную Анджело Секки. ^{[ 53 ]}

В каталоге использовалась схема, в которой ранее используемые классы SECCHI (I до V) были подразделены на более конкретные классы, учитывая буквы от A до P. Также буква Q использовалась для звезд, не вписывающихся в какой -либо другой класс. ^{[ 50 ]}^{[ 51 ]} Флеминг работал с Пикеринг, чтобы дифференцировать 17 различных классов на основе интенсивности спектральных линий водорода, что вызывает различия в длинах волн, исходящих от звезд и приводит к изменению цвета цвета. Спектры в классе A имели тенденцию производить самые сильные линии поглощения водорода, в то время как спектры в классе o давали практически нет видимых линий. Система надписей показала постепенное снижение поглощения водорода в спектральных классах при перемещении вниз по алфавиту. Эта система классификации была позже изменена Энни Джамп Кэннон и Антония Мори для производства спектральной схемы классификации Гарварда. ^{[ 52 ]}^{[ 54 ]}

Старая Гарвардская система (1897)

В 1897 году еще один астроном в Гарварде, Антония Маури , поместил подтип Ориона секунского класса I опередить оставшуюся часть секунского класса I, тем самым поставив современный тип B перед современным типом A. Она была первой, кто сделал это, хотя Она не использовала буквальные спектральные типы, а скорее серия из двадцати двух типов, пронумерованных от I-XXII. ^{[ 55 ]}^{[ 56 ]}

Резюме 1897 г. Гарвардская система ^{[ 57 ]}
Группа	Краткое содержание
I−V	Включены звезды «Орион типа», которые демонстрировали растущую силу в линии поглощения водорода от группы I до группы V
МЫ	действовал как промежуточное соединение между группой «тип Orion» и Secchi Type I
VII - XI	Были звезды Secchi типа 1, с уменьшением прочности в линиях поглощения водорода из групп VII -XI
Xiii -xvi	Включенные звезды Secchi типа 2 с уменьшением линий поглощения водорода и увеличением металлических линий солнечного типа
Xvii-xx	Включены звезды Secchi типа 3 с увеличением спектральных линий
XXI	Включены звезды Secchi Type 4
XXII	Включены звезды Волка - Райет

Поскольку 22 римские цифровые группировки не учитывали дополнительные различия в спектрах, было сделано три дополнительных подразделения для дальнейшего определения различий: были добавлены строчные буквы для дифференциации относительного внешнего вида в спектрах; Линии были определены как: ^{[ 57 ]}

(а): средняя ширина
(б): туман
(C): Sharp

Антония Мори опубликовала свой собственный каталог звездного классификации в 1897 году под названием «Спектры ярких звезд, сфотографированных с 11 -дюймовым телескопом Draper в рамках Мемориала Генри Дрейпера», который включал 4800 фотографий и анализ Маури из 681 ярких северных звезд. Это был первый случай, когда женщине были приписаны на обсерваторию. ^{[ 58 ]}

Текущая Гарвардская система (1912)

В 1901 году Энни Джамп Кэннон вернулась к типам букв, но сбросила все буквы, кроме O, B, A, F, G, K, M и N, использованных в этом порядке, а также P для планетарных туманных и Q для некоторых своеобразных спектры. Она также использовала такие типы, как B5A для звезд на полпути между типами B и A, F2G для звезд на одном пятом пути от F до G и так далее. ^{[ 59 ]}^{[ 60 ]}

Наконец, к 1912 году Cannon изменила типы B, A, B5A, F2G и т. Д. на B0, A0, B5, F2 и т. Д. ^{[ 61 ]}^{[ 62 ]} По сути, это современная форма системы классификации Гарварда. Эта система была разработана с помощью анализа спектров на фотографических пластинах, которые могли преобразовать свет, исходящий из звезд в читаемый спектр. ^{[ 63 ]}

Маунт Уилсон классы

Классификация светимости, известная как система Маунт -Уилсон, была использована для различения звезд разной светимости. ^{[ 64 ]}^{[ 65 ]}^{[ 66 ]} Эта система нотации все еще иногда наблюдается на современных спектрах. ^{[ 67 ]}

SD: Subdwarf
D: карликовая
С.Г.: Субгиант
G: Гигант
C: Supergiant

Спектральные типы

Звездная система классификации является таксономической , основанной на образцах типа , аналогично классификации видов в биологии : категории определяются одной или несколькими стандартными звездами для каждой категории и подкатегории, с соответствующим описанием различающихся признаков. ^{[ 68 ]}

«Раннее» и «поздняя» номенклатура

Звезды часто упоминаются как ранние или поздние типы. «Раннее» является синонимом горячего , а «поздно» - синоним Cooler .

В зависимости от контекста, «ранние» и «поздние» могут быть абсолютными или относительными терминами. «Раннее», как абсолютный термин, будет относиться к O или B, и, возможно, звезды. Как относительная ссылка, это связано со звездами, горячими, чем другие, например, «ранний K», возможно, K0, K1, K2 и K3.

«Позднее» используется таким же образом, с неквалифицированным использованием термина, указывающего на звезды со спектральными типами, такими как K и M, но его также можно использовать для звезд, которые являются крутыми по сравнению с другими звездами, как при использовании »позднего G "Обращаться к G7, G8 и G9.

В относительном смысле «Раннее» означает более низкий арабский цифру после письма класса, а «поздно» означает большее число.

Эта неясная терминология является удержанием из модели звездной эволюции в конце девятнадцатого века , которая предполагала, что звезды были прикреплены к гравитационному сокращению с помощью механизма Кельвина-Хельмгольца , который в настоящее время не применяется к звездам основной последовательности . Если бы это было правдой, то звезды начали бы свою жизнь очень горячими «звездами раннего типа», а затем постепенно охлаждали звезды «позднего типа». Этот механизм предоставил возраст солнца , которые были намного меньше, чем наблюдается в геологической записи , и был устарел от открытия, что звезды приводят в действие ядерным слиянием . ^{[ 69 ]} Термины «ранние» и «поздние» были перенесены, помимо кончины модели, на которой они были основаны.

Класс o

Звезды O-типа очень горячие и чрезвычайно светящиеся, с большей частью их излучаемой мощности в ультрафиолетовом диапазоне. Это самые редкие из всех звезд основной последовательности. Около 1 из 3 000 000 (0,00003%) звезд основной последовательности в солнечном районе -звезды O-типа. ^{[ C ]}^{[ 10 ]} Некоторые из самых массивных звезд находятся в этом спектральном классе. Звезды O-типа часто имеют сложное окружение, которое затрудняет измерение их спектра.

Спектры O-типа раньше были определены соотношением силы HE II λ4541 по сравнению с его I I λ4471, где λ- длина волны излучения . Спектральный тип O7 был определен как точка, в которой две интенсивности равны, а линия HE I ослабляет в направлении более ранних типов. Тип O3 был, по определению, точка, в которой указанная линия вообще исчезает, хотя ее можно увидеть очень слабо с современными технологиями. Благодаря этому современное определение использует отношение азотной линии n IV λ4058 к N III λλ4634-40-42. ^{[ 70 ]}

Звезды O-типа имеют доминирующие линии поглощения, а иногда и выбросы для HE линий II, выдающихся ионизированных ( SI IV, O III, N III и C III) и нейтральных линий гелия , линии водорода , укрепляя от O5 до O9, и выдающиеся линии водородного балмер, линии водородного балмера, линии водородного балмера, линии водорода, линии водорода, линии Balmer, линии водорода, линии водорода, линии водорода, линии Balmer, линии водорода, линии водорода, линии водорода, линии Balmer . Хотя не так сильны, как в более поздних типах. Звезды с более высокой массой O-типа не сохраняют обширные атмосферы из-за крайней скорости их звездного ветра , который может достигать 2000 км/с. Поскольку они настолько массивные, звезды O-типа имеют очень горячие ядра и очень быстро сжигают свое водородное топливо, поэтому они являются первыми звездами, которые оставляют основную последовательность .

Когда схема классификации MKK была впервые описана в 1943 году, единственными подтипами используемых класса O были O5 до O9.5. ^{[ 71 ]} Схема MKK была продлена на O9.7 в 1971 году. ^{[ 72 ]} и O4 в 1978 году, ^{[ 73 ]} и новые схемы классификации, которые добавляют типы O2, O3 и O3.5, впоследствии были введены. ^{[ 74 ]}

Спектральные стандарты: ^{[ 68 ]}

O7V - S Monocerotis
O9V - 10 ящерица

Класс б

Звезды B очень светящиеся и синие. Их спектры имеют нейтральные гелиевые линии, которые наиболее заметны на подклассе B2, и умеренные линии водорода. Поскольку звезды O- и B-типа настолько энергичны, они живут только в течение относительно короткого времени. Таким образом, из -за низкой вероятности кинематического взаимодействия в течение их жизни они не могут отклониться далеко от области, в которой они образовались, помимо сбежавших звезд .

Переход от класса O к классу B был первоначально определен как точка, в которой исчезает HE II λ4541. Однако с современным оборудованием линия все еще очевидна в ранних звездах B-типа. Сегодня для звезд основной последовательности класс B вместо этого определяется интенсивностью спектра фиолетового фиолетового, с максимальной интенсивностью, соответствующей классу B2. линии кремния Для супергиантов вместо этого используются ; Линии Si IV λ4089 и Si III λ4552 указывают на раннее B. В середине B, интенсивность последнего относительно интенсивности Si II λλ4128-30 является определяющей характеристикой, в то время как для позднего B это интенсивность Mg II λ4481 относительно HE I I λ4471. ^{[ 70 ]}

Эти звезды, как правило, находятся в их происходящих ассоциациях акушерства , которые связаны с гигантскими молекулярными облаками . Ассоциация ORION OB1 занимает большую часть спиральной руки Млечного Пути и содержит многие из ярких звезд Созвездия Ориона . Около 1 из 800 (0,125%) звезд основной последовательности в Солнечном районе- главные звезды B-типа . ^{[ C ]}^{[ 10 ]} Звезды B-типа относительно редки, а ближе всего-Регулус, около 80 световых лет. ^{[ 75 ]}

массивные, но не супергентные звезды, известные как звезды Be, Наблюдалось, что показывают одну или несколько линий Balmer в излучениях, с водородом связанной с электромагнитной радиации, серией , представленными особенностями, представляющими особый интерес. Считается, что звезды, как правило, показывают необычайно сильные звездные ветры , высокие температуры поверхности и значительное истощение звездной массы , поскольку объекты вращаются с любопытно быстрой скоростью. ^{[ 76 ]}

Объекты, известные как B [E] звезды - или B (E) звезды по типографским причинам - обладают отличительными нейтральными или низкими линиями выбросов ионизации , которые, как считается, имеют запрещенные механизмы , которые проходят процессы, которые обычно не допускаются при текущем понимании квантовой механики .

Спектральные стандарты: ^{[ 68 ]}

Класс а

Звезды A-типа являются одними из самых распространенных звезд обнаженного глаза и белые или голубовато-белые. Они имеют сильные линии водорода, на максимуме A0, а также линии ионизированных металлов ( Fe II, Mg II, Si II) на максимуме A5. Присутствие линий CA II примечательно укрепляется к этому моменту. Около 1 из 160 (0,625%) звезд основной последовательности в солнечном районе-звезды A-типа, ^{[ C ]}^{[ 10 ]} который включает в себя 9 звезд в пределах 15 парсец. ^{[ 77 ]}

Спектральные стандарты: ^{[ 68 ]}

A0VAN - мэр гамма -урсей
A0VA - Vega
A0IB - ETA Lion
A0IA - HD 21389
A1V - Sirius a
A2IA - Денеб
A3VA - FOMALHAUT

Класс f

Звезды F-типа имеют укрепление спектральных линий H и K CA II . Нейтральные металлы ( Fe I, Cr i) начинают получать ионизированные металлические линии поздним F. Их спектры характеризуются более слабыми водородными линиями и ионизированными металлами. Их цвет белый. Около 1 из 33 (3,03%) звезд основной последовательности в Солнечном районе-звезды F-типа, ^{[ C ]}^{[ 10 ]} в том числе 1 звездный Procyon A в течение 20 лет. ^{[ 78 ]}

Спектральные стандарты: ^{[ 68 ]}^{[ 79 ]}^{[ 80 ]}^{[ 81 ]}^{[ 82 ]}

Класс G.

Звезды G-типа, в том числе солнце , ^{[ 13 ]} Имеют выдающиеся спектральные линии H и K CA II , которые наиболее выражены в G2. У них даже более слабые линии водорода, чем F, но наряду с ионизированными металлами, у них есть нейтральные металлы. есть заметный всплеск В группе G молекул CN . Звезды основной последовательности класса G составляют около 7,5%, почти один из тринадцати, из главных звезд последовательности в солнечном районе. В пределах 10 % есть 21 звезды G-типа. ^{[ C ]}^{[ 10 ]}

Класс G содержит «желтую эволюционную пустоту». ^{[ 83 ]} Супергиантные звезды часто качаются между O или B (синим) и K или M (красный). Пока они делают это, они не остаются надолго в нестабильном желтом классе Supergiant .

Спектральные стандарты: ^{[ 68 ]}

Класс К.

Звезды K-типа-оранжевые звезды, которые немного круче, чем солнце. Они составляют около 12% звезд основной последовательности в солнечном районе. ^{[ C ]}^{[ 10 ]} Существуют также гигантские звезды K-типа, которые варьируются от гипергиантов , таких как RW Cephei , до гигантов и супергиантов , таких как Arcturus , тогда как оранжевые карлики , такие как альфа-центаври B, являются звездами основной последовательности.

У них чрезвычайно слабые водородные линии, если они вообще присутствуют, и в основном нейтральные металлы ( Mn I, Fe I, Si I). молекулярные полосы оксида титана К концу K появляются . Таким образом, основные теории (те, которые укоренены в более низкой вредной радиоактивности и долговечности звезды), предполагают, что такие звезды имеют оптимальные шансы на сильно развивающуюся жизнь, развивающая периоды излучения по сравнению с теми, кто имеет самые широкие такие зоны. ^{[ 84 ]}^{[ 85 ]}

Спектральные стандарты: ^{[ 68 ]}

Класс м

Звезды класса М, безусловно, самые распространенные. Около 76% звезд основной последовательности в Солнечном районе составляют звезды класса М. ^{[ C ]}^{[ f ]}^{[ 10 ]} Тем не менее, звезды основной последовательности класса M ( красные карлики ) имеют такую низкую светимость, что ни одна из них не является достаточно ярким, чтобы его можно было увидеть безвольным глазом, если только в исключительных условиях. Самая яркая известная звезда основной последовательности класса- Lacaille 8760 , класс M0V, с величиной 6,7 (ограничивающая величина для типичной видимости обнаженного глаза при хороших условиях, которые обычно цитируются как 6,5), и крайне маловероятно, что любые более яркие примеры будут быть найденным.

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 среза (например, «/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 ]

[ А ]

[ 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
International	FAST 2
National	Germany United States Israel