✖
~~~~~~~~~~~~~~~~~~~~ Arc.Ask3.Ru ~~~~~~~~~~~~~~~~~~~~~ 
Номер скриншота №:
✰ C0DB709706A3C24EE8AD52E0376FAA8C__1718408400 ✰
Заголовок документа оригинал.:
✰ Stellar classification - Wikipedia ✰
Заголовок документа перевод.:
✰ Звездная классификация — Википедия ✰
Снимок документа находящегося по адресу (URL):
✰ https://en.wikipedia.org/wiki/Spectral_type ✰
Адрес хранения снимка оригинал (URL):
✰ https://arc.ask3.ru/arc/aa/c0/8c/c0db709706a3c24ee8ad52e0376faa8c.html ✰
Адрес хранения снимка перевод (URL):
✰ https://arc.ask3.ru/arc/aa/c0/8c/c0db709706a3c24ee8ad52e0376faa8c__translat.html ✰
Дата и время сохранения документа:
✰ 16.06.2024 04:44:14 (GMT+3, MSK) ✰
Дата и время изменения документа (по данным источника):
✰ 15 June 2024, at 02:40 (UTC). ✰ 

~~~~~~~~~~~~~~~~~~~~~~ Ask3.Ru ~~~~~~~~~~~~~~~~~~~~~~ 
Сервисы Ask3.ru: 
 Архив документов (Снимки документов, в формате HTML, PDF, PNG - подписанные ЭЦП, доказывающие существование документа в момент подписи. Перевод сохраненных документов на русский язык.) 
✰ https://arc.ask3.ru ✰
 Ответы на вопросы (Сервис ответов на вопросы, в основном, научной направленности) 
✰ https://ask3.ru/answer2question ✰
 Товарный сопоставитель (Сервис сравнения и выбора товаров) ✰✰
✰ https://ask3.ru/product2collation ✰
 Партнеры 
✰ https://comrades.ask3.ru ✰


Совет. Чтобы искать на странице, нажмите Ctrl+F или ⌘-F (для MacOS) и введите запрос в поле поиска.
Arc.Ask3.ru: далее начало оригинального документа

Звездная классификация — Википедия Jump to content

Звездная классификация

Из Википедии, бесплатной энциклопедии
(Перенаправлено из Спектрального типа )
Информацию о системе рангов, например «четыре звезды из пяти», см. в разделе « Звезда (классификация)» .

Простая таблица классификации основных типов звезд с использованием Гарвардской классификации.

В астрономии звездная классификация — это классификация звезд, основанная на их спектральных характеристиках. Электромагнитное излучение звезды анализируется путем разделения его призмой или дифракционной решеткой на спектр , демонстрирующий радугу цветов с вкраплениями спектральных линий . Каждая линия обозначает конкретный химический элемент или молекулу , а интенсивность линии указывает на распространенность этого элемента. Интенсивность различных спектральных линий варьируется в основном из-за температуры фотосферы , хотя в некоторых случаях наблюдаются реальные различия в их содержании. Спектральный класс звезды — это короткий код, который в основном суммирует состояние ионизации и дает объективную меру температуры фотосферы.

Большинство звезд в настоящее время классифицируются по системе Моргана-Кинана (МК) с использованием букв O , B , A , F , G , K и M , последовательности от самых горячих ( тип O ) до самых холодных ( тип M ). Затем каждый класс букв подразделяется с использованием числовых цифр, где 0 означает самый горячий, а 9 — самый холодный (например, A8, A9, F0 и F1 образуют последовательность от более горячего к более холодному). Последовательность расширена классами для других звезд и звездоподобных объектов, не вписывающихся в классическую систему, такими как класс D для белых карликов и классы S и C для углеродных звезд .

В системе МК класс светимости к спектральному классу добавляется с помощью римских цифр . Это основано на ширине определенных линий поглощения в спектре звезды, которые меняются в зависимости от плотности атмосферы и таким образом отличают звезды-гиганты от карликов. Класс светимости 0 или Ia+ используется для гипергигантов , класс I для сверхгигантов , класс II для ярких гигантов , класс III для обычных гигантов , класс IV для субгигантов , класс V для главной последовательности звезд , класс sd (или VI ) для субкарликов и класс D (или VII ) для белых карликов . Тогда полный спектральный класс Солнца будет G2V, что указывает на звезду главной последовательности с температурой поверхности около 5800 К.

Обычное описание цвета [ править ]

Традиционное описание цвета учитывает только пик звездного спектра. Однако на самом деле звезды излучают во всех частях спектра. Поскольку все спектральные цвета в совокупности кажутся белыми, реальные видимые цвета, которые может наблюдать человеческий глаз, намного светлее, чем предполагают традиционные описания цветов. Эта характеристика «легкости» указывает на то, что упрощенное распределение цветов в спектре может ввести в заблуждение. За исключением эффектов цветового контраста при тусклом свете, в типичных условиях просмотра нет зеленых, голубых, синих или фиолетовых звезд. «Желтые» карлики , такие как Солнце , белые, «красные» карлики имеют глубокий оттенок желтого/оранжевого цвета, а «коричневые» карлики не кажутся буквально коричневыми, но гипотетически кажутся ближнему наблюдателю тускло-красными или серыми/черными.

Современная классификация [ править ]

Современная система классификации известна как классификация Моргана-Кинана (МК). Каждой звезде присвоен спектральный класс (из старой Гарвардской спектральной классификации, которая не включала светимость [1] ) и класс светимости с использованием римских цифр, как описано ниже, образующих спектральный класс звезды.

Другие современные системы классификации звезд , такие как система UBV , основаны на индексах цвета — измеренных различиях в трех или более цветовых величинах . [2] Этим числам присваиваются метки, например «U-V» или «B-V», которые обозначают цвета, пропускаемые двумя стандартными фильтрами (например, ультрафиолетовым , синим и видимым ).

спектральная классификация Гарвардская ​

Гарвардская система представляет собой одномерную схему классификации, разработанную астрономом Энни Джамп Кэннон , которая переупорядочила и упростила предыдущую алфавитную систему Дрейпера (см. Историю ). Звезды сгруппированы по их спектральным характеристикам отдельными буквами алфавита, возможно, с цифровыми подразделениями. У звезд главной последовательности температура поверхности варьируется от примерно 2000 до 50 000 К , тогда как более развитые звезды могут иметь температуру выше 100 000 К. [ нужна цитата ] . Физически классы указывают температуру атмосферы звезды и обычно перечисляются от самого горячего до самого холодного.

Сорт Эффективная температура [3] [4] Вега-относительная цветность [5] [6] [а] Цветность ( D65 ) [7] [8] [5] [б] Масса главной последовательности [3] [9]
( солнечные массы ) 		Радиус главной последовательности [3] [9]
( солнечные радиусы ) 		Яркость главной последовательности [3] [9]
( болометрический ) 		Водород
линии 		Доля всех
звезды главной последовательности [с] [10]
О ≥ 33 000 К синий синий ≥ 16  M ☉ ≥ 6.6  R ☉ ≥ 30,000  L ☉ Слабый 0.00003%
Б 10 000–33 000 К голубовато-белый глубокий синевато-белый 2.1–16  M ☉ 1.8–6.6  R ☉ 25–30,000  L ☉ Середина 0.12%
А 7300–10000 К белый голубовато-белый 1.4–2.1  M ☉ 1.4–1.8  R ☉ 5–25  L ☉ Сильный 0.61%
Ф 6000–7300 К желтовато-белый белый 1.04–1.4  M ☉ 1.15–1.4  R ☉ 1.5–5  L ☉ Середина 3.0%
г 5300–6000 К желтый желтовато-белый 0.8–1.04  M ☉ 0.96–1.15  R ☉ 0.6–1.5  L ☉ Слабый 7.6%
К 3900–5300 К светло-оранжевый бледно-желтовато-оранжевый 0.45–0.8  M ☉ 0.7–0.96  R ☉ 0.08–0.6  L ☉ Очень слаб 12%
М 2300–3900 К оранжево-красный светло-оранжево-красный 0.08–0.45  M ☉ ≤ 0.7  R ☉ ≤ 0.08  L ☉ Очень слаб 76%

Распространенная мнемоника для запоминания порядка букв спектрального типа, от самых , будь прекрасным парнем / до самых : девушкой поцелуй « меня ! крутых » горячих — О , Астрономы ​ часто ​ создают убийцы - мнемоники " ! . [11]

Спектральные классы от 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 класса A, а A9 — самые холодные. Допускаются дробные числа; например, звезда Мю Норме классифицируется как O9.7. [12] Солнце . относится к группе G2 [13]

Тот факт, что Гарвардская классификация звезды указывала ее поверхности или фотосферы температуру (точнее, ее эффективную температуру ) не был полностью понят до тех пор, пока она не возникла, хотя к тому времени, когда была сформулирована первая диаграмма Герцшпрунга-Рассела (к 1914 г.), Обычно предполагалось, что это правда. [14] В 1920-х годах индийский физик Мегнад Саха разработал теорию ионизации, распространив известные идеи физической химии, относящиеся к диссоциации молекул, к ионизации атомов. Сначала он применил его к солнечной хромосфере, затем к звездным спектрам. [15]

Затем гарвардский астроном Сесилия Пейн продемонстрировала, что спектральная последовательность OBAFGKM на самом деле представляет собой последовательность температур. [16] Поскольку классификационная последовательность предшествовала нашему пониманию того, что это температурная последовательность, отнесение спектра к данному подтипу, такому как B3 или A7, зависит от (в значительной степени субъективных) оценок силы особенностей поглощения в звездных спектрах. В результате эти подтипы не разделены равномерно на какие-либо математически представимые интервалы.

Спектральная Йеркса классификация ​

, Спектральная классификация Йеркса также называемая МК или Моргана-Кинана (также называемая МКК или Моргана-Кинана-Келлмана) [17] [18] Система от инициалов авторов — система звездной спектральной классификации, введенная в 1943 году Уильямом Уилсоном Морганом , Филипом Кинаном и Эдит Келлман из Йерксской обсерватории . [19] Эта двумерная схема классификации ( температура и светимость ) основана на спектральных линиях, чувствительных к температуре звезды и поверхностной гравитации , которая связана со светимостью (тогда как Гарвардская классификация основана только на температуре поверхности). Позже, в 1953 году, после некоторых изменений в списке стандартных звезд и критериях классификации, схема получила название классификации Моргана-Кинана , или МК . [20] который используется и сегодня.

Более плотные звезды с более высокой поверхностной гравитацией демонстрируют большее уширение спектральных линий под давлением. Гравитация, а значит, и давление на поверхности звезды-гиганта гораздо ниже, чем у звезды-карлика, поскольку радиус гиганта намного больше, чем у карлика аналогичной массы. Следовательно, различия в спектре можно интерпретировать как эффекты светимости , а класс светимости можно определить исключительно на основе изучения спектра.

несколько различных классов светимости , как указано в таблице ниже. Различают [21]

Классы светимости Йеркса
Класс яркости Описание Примеры
0 или Иа + гипергиганты или чрезвычайно яркие сверхгиганты Лебедь OB2#12 – B3-4Ia+ [22]
Это светящиеся сверхгиганты Эпоха Большого пса — B5Ia [23]
Горький среднего размера светящиеся сверхгиганты Гамма Лебедя — F8Iab [24]
Один менее яркие сверхгиганты Зета Персей – B1Ib [25]
II яркие гиганты Бета-заяц – G0II [26]
III нормальные гиганты Арктур ​​– К0III [27]
IV субгиганты Гамма Кассиопея – B0.5IVpe [28]
V звезды главной последовательности (карлики) Ахернар – B6Vep [25]
sd ( префикс ) или VI субкарлики HD 149382 — sdB5 или B5VI [29]
D ( префикс ) или VII белые карлики [д] ван Маанен 2 – DZ8 [30]

Допускаются предельные случаи; например, звезда может быть либо сверхгигантом, либо ярким гигантом, либо может находиться между классификациями субгигантов и главной последовательности. В этих случаях используются два специальных символа:

  • Косая черта ( / ) означает, что звездочка относится либо к одному классу, либо к другому.
  • Тире ( - ) означает, что звезда находится между двумя классами.

Например, звезда, классифицированная как A3-4III/IV, будет находиться между спектральными классами A3 и A4, будучи либо звездой-гигантом, либо субгигантом.

Также использовались классы субкарликов: VI для субкарликов (звезды немного менее яркие, чем главная последовательность).

Номинальный класс светимости VII (а иногда и более высокие цифры) теперь редко используется для классов белых карликов или «горячих субкарликов», поскольку буквы температуры главной последовательности и звезд-гигантов больше не относятся к белым карликам.

Иногда буквы a и b применяются к классам светимости, отличным от сверхгигантов; например, гигантской звезде, немного менее яркой, чем типичная, может быть присвоен класс светимости IIIb, тогда как класс светимости IIIa указывает на звезду, немного ярче, чем типичный гигант. [31]

Выборке крайних звезд V с сильным поглощением в спектральных линиях He II λ4686 было присвоено обозначение Vz . Пример звезды — HD 93129 B. [32]

Спектральные особенности ​ ​

Дополнительная номенклатура в виде строчных букв может следовать за спектральным классом, чтобы указать на особенности спектра. [33]

Код Спектральные особенности звезд
: неопределенное спектральное значение [21]
... Существуют неописанные спектральные особенности.
! Особая особенность
комп Составной спектр [34]
Это Линии излучения присутствуют [34]
[Это] «запрещенные» линии излучения. Присутствуют
является «Перевернутый» центр эмиссионных линий слабее краев
экв. Эмиссионные линии с профилем P Cygni
ж Эмиссия N III и He II [21]
еб* N IV 4058Å сильнее, чем линии N III 4634Å, 4640Å и 4642Å. [35]
ж+ Si IV 4089Å и 4116Å излучаются в дополнение к линии N III. [35]
е? Эмиссионные линии C III 4647–4650–4652 Å, сравнимые по силе с линией N III. [36]
(е) Эмиссия N III, отсутствие или слабое поглощение He II
(ж+) [37]
((е)) Демонстрирует сильное поглощение He II, сопровождающееся слабыми выбросами N III. [38]
((е*)) [37]
час Звезды WR с эмиссионными линиями водорода. [39]
ха Звезды WR, у которых водород виден как в поглощении, так и в излучении. [39]
Он работает Слабые линии гелия
к Спектры с особенностями межзвездного поглощения
м Улучшенные металлические характеристики [34]
н Широкое («туманное») поглощение из-за вращения. [34]
пп Очень широкие возможности поглощения [21]
наб Спектр туманности смешался [34]
п Неуточненная особенность, своеобразная звезда . [Это] [34]
ПК Своеобразный спектр, похожий на спектры новых звезд.
д P Профили Лебедя
с Узкие («острые») линии поглощения [34]
SS Очень узкие линии
ш звезды-ракушки Особенности [34]
был Переменная спектральная характеристика [34] (иногда сокращается до «в»)
wl Слабые линии [34] (также «ж» и «нед.»)
Элемент
символ 		Аномально сильные спектральные линии указанного(ых) элемента(ов) [34]
С что указывает на аномально сильную линию ионизированного гелия на длине волны 468,6 нм. [32]

Например, 59 Лебедя указана как спектральный класс B1.5Vnne, [40] указывает на спектр общей классификации B1,5V, а также на очень широкие линии поглощения и некоторые линии излучения.

История [ править ]

Причина странного расположения букв в Гарвардской классификации историческая: она возникла из более ранних классов Секки и постепенно менялась по мере улучшения понимания.

Занятия Секки [ править ]

В 1860-х и 1870-х годах звездный спектроскопист-новатор Анджело Секки создал классы Секки для классификации наблюдаемых спектров. К 1866 году он разработал три класса звездных спектров, показанных в таблице ниже. [41] [42] [43]

В конце 1890-х годов эту классификацию начала заменять Гарвардская классификация, которая обсуждается в оставшейся части этой статьи. [44] [45] [46]

Номер класса Описание класса Секки
Ковши I класса Белые и голубые звезды с широкими тяжелыми линиями водорода , такие как Вега и Альтаир . Сюда входят современный класс А и ранний класс F.
Ковши I класса
(подтип Ориона) 		Подтип I класса Секки с узкими линиями вместо широких полос, такой как Ригель и Беллатрикс . Говоря современным языком, это соответствует ранним звездам B-типа.
Ковши II класса Желтые звезды – водородные менее сильные, но заметные металлические линии, такие как Солнце , Арктур ​​и Капелла . Сюда входят современные классы G и K, а также поздний класс F.
Ковши III класса Звезды от оранжевого до красного цвета со сложным спектром полос, такие как Бетельгейзе и Антарес .
Это соответствует современному классу М.
Ковши IV класса В 1868 году он открыл углеродные звезды , которые выделил 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]
эмиссионных линий Звезды , такие как Гамма Кассиопеи и Шелиак , относящиеся к современному классу Be. В 1891 году Эдвард Чарльз Пикеринг предположил, что класс V должен соответствовать современному классу O (который тогда включал звезды Вольфа – Райе ) и звездам внутри планетарных туманностей. [49]

Римские цифры, используемые для классов Секки, не следует путать с совершенно не связанными между собой римскими цифрами, используемыми для классов светимости Йеркса и предлагаемых классов нейтронных звезд.

Драпировочная система [ править ]

Классификации в каталоге звездных спектров Дрейпера [50] [51]
Сушеный Дрейпер Комментарий
я А , Б , В, Д Водородные линии доминируют
II Э, Ж , Г , Ч, Я, К , Л
III М
IV Н Не появился в каталоге
V О Включены спектры Вольфа – Райе с яркими линиями.
V п Планетарные туманности
  вопрос Другие спектры
Занятия, перенесенные в систему МК, выделены жирным шрифтом .

В 1880-х годах астроном Эдвард Пикеринг начал проводить обзоры звездных спектров в обсерватории Гарвардского колледжа , используя метод объективной призмы. Первым результатом этой работы стал Каталог звездных спектров Дрейпера , опубликованный в 1890 году. Уильямина Флеминг классифицировала большую часть спектров в этом каталоге, и ей приписывают классификацию более 10 000 избранных звезд и открытие 10 новых и более 200 переменных звезд. [52] С помощью компьютеров Гарварда , особенно Уильямины Флеминг , была разработана первая версия каталога Генри Дрейпера, чтобы заменить схему римских цифр, установленную Анджело Секки. [53]

В каталоге использовалась схема, в которой ранее использовавшиеся классы Секки (от I до V) подразделялись на более конкретные классы с использованием букв от A до P. Кроме того, буква Q использовалась для звезд, не входящих ни в один другой класс. [50] [51] Флеминг работал с Пикерингом, чтобы различить 17 различных классов на основе интенсивности спектральных линий водорода, что вызывает изменение длин волн, излучаемых звездами, и приводит к изменению внешнего вида цвета. Спектры класса А имели тенденцию давать самые сильные линии поглощения водорода, тогда как спектры класса О практически не давали видимых линий. Система букв отображала постепенное уменьшение поглощения водорода в спектральных классах при движении вниз по алфавиту. Эта система классификации была позже модифицирована Энни Джамп Кэннон и Антонией Мори для создания Гарвардской схемы спектральной классификации. [52] [54]

Старая Гарвардская система ( г. 1897 )

В 1897 году другой астроном из Гарварда, Антония Мори , поместила подтип Ориона класса I по Секки впереди остальных классов I по Секки, таким образом поставив современный тип B впереди современного типа A. Она была первой, кто сделал это, хотя она использовала не буквенные спектральные типы, а серию из двадцати двух типов, пронумерованных от I до XXII. [55] [56]

Краткое изложение Гарвардской системы 1897 года [57]
Группы Краткое содержание
I−V включали звезды типа Ориона, которые демонстрировали возрастающую силу линий поглощения водорода от группы I к группе V.
МЫ действовал как промежуточное звено между «типом Ориона» и группой типа I Секки.
VII-XI были звездами типа 1 Секки с уменьшающейся силой линий поглощения водорода из групп VII-XI.
XIII−XVI включены звезды типа Секки 2 с уменьшающимися линиями поглощения водорода и возрастающими металлическими линиями солнечного типа.
XVII-XX включены звезды типа 3 Секки с возрастающими спектральными линиями.
XXI включен тип Secchi 4 звезды
XXII включены звезды Вольфа – Райе

Поскольку 22 группы римских цифр не учитывали дополнительные вариации в спектрах, для дальнейшего уточнения различий были сделаны три дополнительных подразделения: были добавлены строчные буквы, чтобы различать относительный внешний вид линий в спектрах; строки были определены как: [57]

  • (а): средняя ширина
  • (б): туманный
  • (с): острый

В 1897 году Антония Мори опубликовала свой собственный каталог классификации звезд под названием «Спектры ярких звезд, сфотографированных с помощью 11-дюймового телескопа Дрейпера как часть Мемориала Генри Дрейпера», который включал 4800 фотографий и анализ Мори 681 яркой северной звезды. Это был первый случай, когда женщине приписали публикацию обсерватории. [58]

Текущая система Гарварда ( г. 1912 )

В 1901 году Энни Джамп Кэннон вернулась к буквенным типам, но отказалась от всех букв, кроме O, B, A, F, G, K, M и N, используемых в этом порядке, а также P для планетарных туманностей и Q для некоторых своеобразных туманностей. спектры. Она также использовала такие типы, как B5A для звезд, находящихся на полпути между типами B и A, F2G для звезд, находящихся на расстоянии одной пятой от F до G, и так далее. [59] [60]

Наконец, к 1912 году Кэннон изменил типы B, A, B5A, F2G и т. д. на B0, A0, B5, F2 и т. д. [61] [62] По сути, это современная форма Гарвардской системы классификации. Эта система была разработана путем анализа спектров на фотопластинках, которые могли преобразовывать свет, излучаемый звездами, в читаемый спектр. [63]

Маунт Занятия - Вилсон

Классификация светимости, известная как система Маунт-Вилсон, использовалась для различения звезд разной светимости. [64] [65] [66] Эту систему обозначений до сих пор иногда можно увидеть на современных спектрах. [67]

  • сд: субкарлик
  • д: карлик
  • sg: субгигант
  • г: гигант
  • в: сверхгигант

Спектральные типы [ править ]

«Спектральный тип» перенаправляется сюда. Чтобы узнать о спектральных типах астероидов, см. Спектральные типы астероидов .

Система звездной классификации является таксономической , основанной на типовых экземплярах , аналогичной классификации видов в биологии : категории определяются одной или несколькими стандартными звездами для каждой категории и подкатегории с соответствующим описанием отличительных особенностей. [68]

«Ранняя» и «поздняя» номенклатура [ править ]

Звезды часто относят к ранним или поздним типам. «Ранний» — синоним « горячее» , а «поздний» — синоним « холодного» .

В зависимости от контекста понятия «рано» и «поздно» могут быть абсолютными или относительными. Таким образом, «ранний» как абсолютный термин будет относиться к звездам O или B, а, возможно, и A. В качестве относительной ссылки он относится к звездам, более горячим, чем другие, например, «ранняя К», возможно, это K0, K1, K2 и K3.

«Поздний» используется таким же образом, с безоговорочным использованием термина, обозначающего звезды со спектральными классами, такими как K и M, но его также можно использовать для звезд, которые холодны по сравнению с другими звездами, как при использовании «позднего G». " для обозначения G7, G8 и G9.

В относительном смысле «ранний» означает нижнюю арабскую цифру, следующую за буквой класса, а «поздний» означает более высокий номер.

Эта неясная терминология является пережитком модели звездной эволюции конца девятнадцатого века , которая предполагала, что звезды питаются за счет гравитационного сжатия посредством механизма Кельвина-Гельмгольца , который, как теперь известно, не применим к звездам главной последовательности . Если бы это было правдой, то звезды начинали бы свою жизнь как очень горячие звезды «раннего типа», а затем постепенно остывали бы до звезд «позднего типа». Этот механизм позволил определить возраст Солнца , который был намного меньше, чем тот, который наблюдается в геологических записях , и был признан устаревшим после открытия того, что звезды питаются за счет ядерного синтеза . [69] Термины «ранний» и «поздний» были перенесены после исчезновения модели, на которой они были основаны.

Класс О [ править ]

Основная статья: звезда О-типа
См. также: звезда главной последовательности О-типа , Голубой гигант и Синий сверхгигант.
Спектры гипотетической звезды O5V

Звезды О-типа очень горячие и чрезвычайно яркие, большая часть их излучения приходится на ультрафиолетовый диапазон. Это самые редкие из всех звезд главной последовательности. Примерно 1 из 3 000 000 (0,00003%) звезд главной последовательности в окрестностях Солнца являются звездами О-типа. [с] [10] Некоторые из самых массивных звезд относятся к этому спектральному классу. Звезды О-типа часто имеют сложное окружение, что затрудняет измерение их спектров.

Спектры О-типа раньше определялись отношением интенсивности He II λ4541 к силе He I λ4471, где λ — длина волны излучения . Спектральный тип O7 был определен как точка, в которой две интенсивности равны, при этом линия He I ослабляется в сторону более ранних типов. Тип О3 по определению был точкой, в которой указанная линия полностью исчезает, хотя с помощью современных технологий ее можно увидеть очень слабо. В связи с этим в современном определении используется соотношение линии азота N IV λ4058 к N III λλ4634-40-42. [70]

Звезды О-типа имеют доминирующие линии поглощения, а иногда и эмиссии линий He II, выраженные линии ионизированного ( Si IV, O III, N III и C III) и нейтрального гелия , усиливающиеся от O5 до O9, и заметные линии Бальмера водорода . хотя и не так сильно, как у более поздних типов. Звезды О-типа с большей массой не сохраняют обширной атмосферы из-за чрезвычайной скорости их звездного ветра , которая может достигать 2000 км/с. Из-за своей массивности звезды О-типа имеют очень горячие ядра и очень быстро сгорают водородное топливо, поэтому они являются первыми звездами, покинувшими главную последовательность .

Когда классификационная схема МКК была впервые описана в 1943 году, единственными используемыми подтипами класса O были от O5 до O9.5. [71] Схема МКК была расширена до О9.7 в 1971 году. [72] и О4 в 1978 году, [73] Впоследствии были введены новые схемы классификации, в которые добавлены типы O2, O3 и O3.5. [74]

Спектральные стандарты: [68]

Класс Б [ править ]

См. также: звезда главной последовательности B-типа , Голубой гигант и Синий сверхгигант.
Спектры гипотетической звезды B3V

Звезды B-типа очень яркие и голубые. В их спектрах присутствуют линии нейтрального гелия, которые наиболее выражены в подклассе B2, и умеренные линии водорода. Поскольку звезды O- и B-типов очень энергичны, они живут сравнительно недолго. Таким образом, из-за малой вероятности кинематического взаимодействия в течение жизни они не могут улетать далеко от области, в которой образовались, за исключением убегающих звезд .

Первоначально переход из класса O в класс B был определен как точка, в которой исчезает He II λ4541. Однако с современным оборудованием эта линия все еще видна у ранних звезд B-типа. Сегодня для звезд главной последовательности класс B вместо этого определяется интенсивностью фиолетового спектра He I, причем максимальная интенсивность соответствует классу B2. линии кремния Для сверхгигантов вместо этого используются ; линии Si IV λ4089 и Si III λ4552 указывают на раннюю B. В середине B интенсивность последней по сравнению с интенсивностью Si II λλ4128-30 является определяющей характеристикой, тогда как для поздней B это интенсивность Mg II λ4481 по сравнению с He I λ4471. [70]

Эти звезды обычно находятся в возникших OB-ассоциациях , которые связаны с гигантскими молекулярными облаками . Ассоциация Орион OB1 занимает большую часть спирального рукава Млечного Пути и содержит множество ярких звезд созвездия Ориона . Примерно 1 из 800 (0,125%) звезд главной последовательности в окрестностях Солнца являются звездами главной последовательности B-типа . [с] [10] Звезды B-типа относительно редки, ближайшая к ним — Регул, находящаяся на расстоянии около 80 световых лет. [75]

что массивные, но не сверхгигантские звезды, известные как Ве-звезды, Было замечено, демонстрируют одну или несколько бальмеровских линий в излучении, водородом связанные с электромагнитного излучения, при этом особый интерес представляют серии , излучаемые звездами. Обычно считается, что Be-звезды характеризуются необычно сильными звездными ветрами , высокими температурами поверхности и значительным истощением звездной массы , поскольку объекты вращаются с необычайно высокой скоростью. [76]

Объекты, известные как звезды B[e] – или звезды B(e) по типографическим причинам – обладают характерными нейтральными эмиссионными линиями или линиями с низкой ионизацией , которые, как считается, имеют запрещенные механизмы и подвергаются процессам, которые обычно не разрешены в соответствии с современным пониманием квантовой механики .

Спектральные стандарты: [68]

Класс А [ править ]

См. Также: звезда главной последовательности А-типа.
Спектры гипотетической звезды A5V

Звезды А-типа являются одними из наиболее распространенных звезд, видимых невооруженным глазом, и имеют белый или голубовато-белый цвет. Они имеют сильные линии водорода в максимуме на А0, а также линии ионизированных металлов ( Fe II, Mg II, Si II) в максимуме на А5. К этому моменту присутствие линий Ca II заметно усиливается. Примерно 1 из 160 (0,625%) звезд главной последовательности в окрестностях Солнца являются звездами А-типа. [с] [10] который включает в себя 9 звезд в пределах 15 парсеков. [77]

Спектральные стандарты: [68]

Класс F [ править ]

См. Также: звезда главной последовательности F-типа.
Спектры гипотетической звезды F5V

Звезды F-типа имеют усиливающиеся спектральные линии H и K Ca II . Нейтральные металлы ( Fe I, Cr I) начинают усиливать линии ионизированных металлов поздним F. Их спектры характеризуются более слабыми линиями водорода и ионизированных металлов. Их цвет белый. Примерно 1 из 33 (3,03%) звезд главной последовательности в окрестностях Солнца являются звездами F-типа. [с] [10] включая 1 звезду Процион А в пределах 20 лет. [78]

Спектральные стандарты: [68] [79] [80] [81] [82]

Класс G [ править ]

«G-звезда» перенаправляется сюда. Чтобы узнать о других значениях, см. G звезда (значения) .
См. также: звезда главной последовательности G-типа , Желтый сверхгигант и Желтый гипергигант.
Спектры гипотетической звезды G5V

Звезды G-типа, включая Солнце , [13] имеют заметные спектральные линии H и K Ca II , которые наиболее выражены в G2. Они имеют еще более слабые линии водорода, чем F, но наряду с ионизированными металлами имеют нейтральные металлы. наблюдается заметный всплеск В полосе G молекул CN . Звезды главной последовательности класса G составляют около 7,5%, почти каждая тринадцатая, звезд главной последовательности в окрестностях Солнца. В пределах 10 пк находится 21 звезда G-типа. [с] [10]

Класс G содержит «Желтую эволюционную пустоту». [83] Звезды-сверхгиганты часто колеблются между O или B (синий) и K или M (красный). При этом они недолго остаются в нестабильном классе желтых сверхгигантов .

Спектральные стандарты: [68]

Класс К [ править ]

См. Также: звезда главной последовательности K-типа.
«Звезда К-типа» перенаправляется сюда. О корейском проекте ядерного синтеза см. KSTAR .
Спектры гипотетической звезды K5V

Звезды K-типа — это оранжевые звезды, которые немного холоднее Солнца. Они составляют около 12% звезд главной последовательности в окрестностях Солнца. [с] [10] Есть также гигантские звезды K-типа, которые варьируются от гипергигантов , таких как RW Цефея , до гигантов и сверхгигантов , таких как Арктур , тогда как оранжевые карлики , такие как Альфа Центавра B, являются звездами главной последовательности.

У них чрезвычайно слабые линии водорода, если они вообще присутствуют, и преимущественно нейтральных металлов ( MnI , FeI , SiI ). К концу K молекулярные полосы оксида титана появляются . Таким образом, основные теории (основанные на более низкой вредной радиоактивности и продолжительности жизни звезд) предполагают, что такие звезды имеют оптимальные шансы на развитие высокоразвитой жизни на орбитальных планетах (если такая жизнь напрямую аналогична земной) из-за широкой обитаемой зоны, но гораздо менее вредной. периоды эмиссии по сравнению с периодами с наиболее широкими такими зонами. [84] [85]

Спектральные стандарты: [68]

Класс М [ править ]

См. также: Красный карлик , Красный гигант и Красный сверхгигант.
Спектры гипотетической звезды M5V

Звезды класса М являются наиболее распространенными. Около 76% звезд главной последовательности в окрестностях Солнца являются звездами класса M. [с] [ф] [10] Однако звезды главной последовательности класса М ( красные карлики ) имеют настолько низкую светимость, что ни одна из них не является достаточно яркой, чтобы ее можно было увидеть невооруженным глазом, за исключением исключительных условий. Самая яркая известная звезда главной последовательности класса M — это Лакайль 8760 класса M0V со звездной величиной 6,7 (предельная звездная величина для типичной видимости невооруженным глазом в хороших условиях обычно указывается как 6,5), и крайне маловероятно, что какие-либо более яркие примеры будут быть найденным.

Хотя большинство звезд класса M являются красными карликами, большинство крупнейших известных звезд-сверхгигантов в Млечном Пути являются звездами класса M, такими как VY Canis Majoris , VV Cephei , Антарес и Бетельгейзе . Более того, некоторые более крупные и горячие коричневые карлики относятся к позднему классу M, обычно в диапазоне от M6,5 до M9,5.

В спектре звезды класса М присутствуют линии оксидов молекул (в видимом спектре , особенно TiO ) и всех нейтральных металлов, но линии поглощения водорода обычно отсутствуют. Полосы TiO могут быть сильными у звезд класса M, обычно доминируя в их видимом спектре примерно на M5. Полосы оксида ванадия(II) появляются у позднего M.

Спектральные стандарты: [68]

Расширенные спектральные типы [ править ]

Ряд новых спектральных классов был принят в использование из недавно открытых типов звезд. [86]

звезд с горячим излучением Классы голубым

UGC 5797 , галактика с эмиссионными линиями, в которой образуются массивные яркие голубые звезды. [87]

В спектрах некоторых очень горячих и голубоватых звезд наблюдаются заметные линии излучения углерода или азота, а иногда и кислорода.

: Вольф- Райе Класс WR

Основная статья: звезда Вольфа – Райе
полученное космическим телескопом Хаббл Изображение туманности M1-67 и звезды Вольфа – Райе WR 124, в центре.

относились к звездам типа O. Когда-то звезды Вольфа – Райе класса W [88] или WR отличаются отсутствием в спектрах линий водорода. Вместо этого в их спектрах преобладают широкие эмиссионные линии высокоионизированного гелия, азота, углерода и иногда кислорода. Считается, что в основном это умирающие сверхгиганты, слои водорода которых сдуваются звездными ветрами , тем самым непосредственно обнажая их горячие гелиевые оболочки. Класс WR далее делится на подклассы в зависимости от относительной силы эмиссионных линий азота и углерода в их спектрах (и внешних слоях). [39]

Диапазон спектров WR указан ниже: [89] [90]

  • ВН [39] – в спектре преобладают линии N III-V и He I-II
    • WNE (от WN2 до WN5 с некоторым количеством WN6) – более горячий или «ранний»
    • WNL (от WN7 до WN9 с небольшим количеством WN6) – более прохладный или «поздний»
    • Расширенные классы WN WN10 и WN11, иногда используемые для звезд Ofpe/WN9. [39]
    • используется тег h (например, WN9h) для WR с выделением водорода и ha (например, WN6ha) как для выделения, так и для поглощения водорода.
  • WN/C – звезды WN плюс сильные линии C IV, промежуточные между звездами WN и WC. [39]
  • Туалет [39] – спектр с сильными линиями C II-IV
    • WCE (от WC4 до WC6) - более жаркий или «ранний»
    • WCL (от WC7 до WC9) – прохладнее или «поздно»
  • WO (от WO1 до WO4) – сильные линии O VI, крайне редкие, расширение класса WCE до невероятно высоких температур (до 200 кК и более).

Хотя центральные звезды большинства планетарных туманностей (CSPNe) имеют спектры О-типа, [91] около 10% имеют дефицит водорода и имеют спектры WR. [92] Это звезды малой массы, и чтобы отличить их от массивных звезд Вольфа–Райе, их спектры заключены в квадратные скобки: например, [WC]. Большинство из них имеют спектры [WC], некоторые [WO] и очень редко [WN].

Слэш звезды [ править ]

Основная статья: Слэш звезда

Слэш - звезды — это звезды О-типа с WN-подобными линиями в спектре. Название «косая черта» происходит от напечатанного спектрального типа, содержащего косую черту (например, «Of/WNL» [70] ).

В этих спектрах обнаружена вторичная группа, более холодная, «промежуточная» группа, обозначенная «Ofpe/WN9». [70] Эти звезды также назывались WN10 или WN11, но это стало менее популярным с осознанием эволюционного отличия от других звезд Вольфа – Райе. Недавние открытия еще более редких звезд расширили диапазон косых звезд до O2-3.5If. * /WN5-7, которые даже горячее, чем оригинальные звезды-слэши. [93]

Магнитные О-звезды [ править ]

Это О-звезды с сильными магнитными полями. Обозначение Of?p. [70]

классы красных и карликов Классные коричневых

Основные статьи: Коричневый карлик и Красный карлик

Новые спектральные классы L, T и Y были созданы для классификации инфракрасных спектров холодных звезд. Сюда входят как красные карлики , так и коричневые карлики , которые очень слабы в видимом спектре . [94]

Коричневые карлики , звезды, которые не подвергаются синтезу водорода , с возрастом остывают и таким образом переходят в более поздние спектральные классы. Коричневые карлики начинают свою жизнь со спектрами M-типа и проходят через спектральные классы L, T и Y тем быстрее, чем они менее массивны; коричневые карлики с самой высокой массой не могли остыть до Y или даже T-карликов за время существования Вселенной. Поскольку это приводит к неразрешимому перекрытию между спектральных типов эффективной температурой и светимостью для некоторых масс и возрастов разных типов LTY, невозможно температуры или светимости . указать четкие значения [9]

Класс Л [ править ]

Впечатление художника от L-карлика

Карлики класса L получили свое обозначение, потому что они холоднее, чем звезды M, а L — оставшаяся буква алфавита, ближайшая к M. Некоторые из этих объектов имеют массы, достаточно большие, чтобы поддерживать синтез водорода, и, следовательно, являются звездами, но большинство из них имеют субзвездную массу и, следовательно, являются звездами. коричневые карлики. Они темно-красного цвета и ярче всего в инфракрасном диапазоне . Их атмосфера достаточно прохладная, чтобы гидриды металлов и щелочные металлы . в их спектрах выделялись [95] [96] [97]

Из-за низкой поверхностной гравитации в звездах-гигантах конденсаты, содержащие TiO и VO, никогда не образуются. Таким образом, звезды L-типа крупнее карликов никогда не смогут образоваться в изолированной среде. могут Однако эти сверхгиганты L-типа образоваться в результате столкновений звезд, примером которых является V838 Monocerotis в разгар извержения яркой красной новой .

Класс Т [ править ]

Впечатление художника о Т-карлике

Карлики класса Т — это холодные коричневые карлики с температурой поверхности примерно от 550 до 1300 К (от 277 до 1027 ° C; от 530 до 1880 ° F). Пик их излучения приходится на инфракрасную область . метан . В их спектрах выделяется [95] [96]

Исследование количества проплидов (протопланетных дисков, сгустков газа в туманностях , из которых образуются звезды и планетные системы) показывает, что число звезд в галактике должно быть на несколько порядков выше, чем предполагалось ранее. Предполагается, что эти проплиды участвуют в гонке друг с другом. Первым из них сформируется протозвезда , которая является очень агрессивным объектом и разрушает другие проплиды поблизости, лишая их газа. Проплиды-жертвы, вероятно, впоследствии станут звездами главной последовательности или коричневыми карликами классов L и T, которые для нас совершенно невидимы. [98]

Класс Y [ править ]

См. Также: Субкоричневый карлик и Субзвездный объект.
Впечатление художника от Y-карлика

Коричневые карлики спектрального класса Y холоднее карликов спектрального класса Т и имеют качественно отличающиеся от них спектры. Всего по состоянию на август 2013 года к классу Y отнесено 17 объектов. [99] Хотя такие карлики были смоделированы [100] и обнаружен на расстоянии сорока световых лет с помощью Wide-field Infrared Survey Explorer (WISE). [86] [101] [102] [103] [104] пока нет четко определенной спектральной последовательности и нет прототипов. Тем не менее, несколько объектов были предложены как спектральные классы Y0, Y1 и Y2. [105]

Спектры этих перспективных Y-объектов демонстрируют поглощение около 1,55 микрометра . [106] Делорм и др. предположили, что эта особенность обусловлена ​​поглощением аммиака и что это следует рассматривать как показательную особенность TY-перехода. [106] [107] Фактически, эта особенность 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 присвоение класса Y0 преждевременно. [108]

Последний коричневый карлик, предложенный для спектрального класса Y, WISE 1828+2650 , представляет собой карлик > Y2 с эффективной температурой, первоначально оцененной около 300 К , температуры человеческого тела. [101] [102] [109] Однако измерения параллакса с тех пор показали, что его светимость несовместима с тем, что он холоднее ~ 400 К. Самый холодный Y-карлик, известный в настоящее время, - это WISE 0855-0714 с приблизительной температурой 250 К и массой всего в семь раз больше, чем у Юпитера. . [110]

Диапазон масс Y-карликов составляет 9–25 масс Юпитера , но молодые объекты могут достигать массы ниже одной массы Юпитера (хотя они охлаждаются, чтобы стать планетами), что означает, что объекты класса Y находятся между пределами массы дейтерия в 13 масс Юпитера , который отмечает текущий предел массы Юпитера. Разделение МАС между коричневыми карликами и планетами. [105]

Необычные коричневые карлики [ править ]

Символы, используемые для обозначения своеобразных коричневых карликов
грудь Этот суффикс означает «особый» (например, L2pec). [111]
SD Этот префикс (например, sdL0) обозначает субкарлик и указывает на низкую металличность и синий цвет. [112]
б Объекты с суффиксом бета ( β ) (например, L4 β ) имеют промежуточную поверхностную гравитацию. [113]
с Объекты с суффиксом гамма ( γ ) (например, L5 γ ) имеют низкую поверхностную гравитацию. [113]
красный Красный суффикс (например, L0red) обозначает объекты без признаков молодости, но с высокой запыленностью. [114]
синий Синий суффикс (например, L3blue) указывает на необычные для L-карликов синие цвета в ближнем инфракрасном диапазоне без явной низкой металличности. [115]

Молодые коричневые карлики имеют низкую поверхностную гравитацию, поскольку они имеют больший радиус и меньшую массу по сравнению со звездами поля аналогичного спектрального класса. Эти источники отмечены буквой бета ( β ) для средней поверхностной гравитации и гамма ( γ ) для низкой поверхностной гравитации. Показаниями к низкой поверхностной гравитации являются слабые CaH, K. я и На я линии, а также сильная линия VO. [113] Альфа ( α ) означает нормальную поверхностную гравитацию и обычно отбрасывается. Иногда чрезвычайно низкую поверхностную силу тяжести обозначают дельтой ( δ ). [115] Суффикс «pec» означает своеобразный. Своеобразный суффикс до сих пор используется для других необычных особенностей и суммирует различные свойства, указывающие на низкую поверхностную гравитацию, субкарлики и неразрешенные двойные системы. [116] Префикс sd означает субдварф и включает только крутых субдварфов. Эта приставка указывает на низкую металличность и кинематические свойства, которые больше похожи на звезды гало , чем на диска . звезды [112] Субкарлики кажутся более синими, чем дисковые объекты. [117] Красный суффикс описывает предметы красного цвета, но более старшего возраста. Это интерпретируется не как низкая поверхностная гравитация, а как высокое содержание пыли. [114] [115] Синий суффикс описывает объекты синего цвета в ближнем инфракрасном диапазоне, которые нельзя объяснить низкой металличностью. Некоторые из них объясняются как двойные системы L+T, другие не являются двойными, например 2MASS J11263991-5003550 , и объясняются тонкими и/или крупнозернистыми облаками. [115]

гигантских углеродных звезд Поздние классы

Углеродные звезды — это звезды, спектры которых указывают на образование углерода — побочного продукта синтеза тройного альфа- гелия. С увеличением содержания углерода и некоторым параллельным производством тяжелых элементов s-процессом спектры этих звезд все больше отклоняются от обычных поздних спектральных классов G, K и M. Эквивалентными классами для звезд с высоким содержанием углерода являются S и C.

Предполагается, что гиганты среди этих звезд сами производят этот углерод, но некоторые звезды этого класса являются двойными звездами, чья странная атмосфера, как подозревается, была передана от компаньона, который теперь является белым карликом, когда компаньоном была углеродная звезда. .

Класс С [ править ]

Основная статья: Углеродная звезда
Изображение углеродной звезды R Sculptoris и ее поразительной спиральной структуры.

Первоначально классифицированные как звезды R и N, они также известны как углеродные звезды . Это красные гиганты, приближающиеся к концу своей жизни, у которых в атмосфере наблюдается избыток углерода. Старые классы R и N существовали параллельно обычной системе классификации примерно от середины G до позднего M. Совсем недавно они были преобразованы в единый углеродный классификатор C, где N0 начинается примерно с C6. Еще одно подмножество холодных углеродных звезд — это звезды C–J-типа, для которых характерно сильное присутствие молекул 13 CN в дополнение к 12 CN . [118] Известно несколько углеродных звезд главной последовательности, но подавляющее большинство известных углеродных звезд являются гигантами или сверхгигантами. Существует несколько подклассов:

  • CR — ранее отдельный класс ( R ), представляющий углеродные звезды, эквивалентные звездам позднего G- и раннего K-типа.
  • CN - ранее отдельный класс, представляющий углеродные звезды, эквивалентные поздним звездам K- и M-типа.
  • CJ — подтип крутых C-звезд с высоким содержанием 13 С. ​
  • CH – населения II . аналоги звезд CR
  • C-Hd – углеродные звезды с дефицитом водорода, похожие на сверхгиганты позднего G с CH и C 2 . добавлением полос

Класс S [ править ]

Основная статья: звезда S-типа

Звезды класса S образуют континуум между звездами класса M и углеродными звездами. Те, кто наиболее похож на звезды класса M, имеют сильные ZrO, полосы поглощения аналогичные полосам TiO звезд класса M, тогда как те, кто наиболее похож на углеродные звезды, имеют сильные D-линии натрия и слабые C 2 . полосы [119] Звезды класса S имеют избыточное количество циркония и других элементов, образующихся в результате s-процесса , и имеют более близкое содержание углерода и кислорода, чем звезды класса M или углеродные звезды. Как и углеродные звезды, почти все известные звезды класса S являются звездами асимптотической ветви гигантов .

Спектральный класс формируется буквой S и числом от нуля до десяти. Это число соответствует температуре звезды и примерно соответствует температурной шкале, используемой для гигантов класса М. Наиболее распространенные типы — от S3 до S5. Нестандартное обозначение S10 использовалось для звезды Хи Лебедя только в крайнем минимуме.

За основной классификацией обычно следует указание численности по одной из нескольких схем: S2,5; С2/5; С2 Zr4 Ти2; или S2*5. Число после запятой представляет собой шкалу от 1 до 9, основанную на соотношении ZrO и TiO. Число после косой черты — это более новая, но менее распространенная схема, предназначенная для обозначения соотношения углерода и кислорода по шкале от 1 до 10, где 0 соответствует звезде ГП. Интенсивности циркония и титана могут быть указаны явно. Также иногда можно увидеть число после звездочки, которое обозначает интенсивность полос ZrO по шкале от 1 до 5.

углеродом связанные с классы , Классы MS и SC: промежуточные

Между классами M и S пограничные случаи называются звездами MS. Подобным образом пограничные случаи между классами S и CN называются SC или CS. Предполагается, что последовательность M → MS → S → SC → CN представляет собой последовательность увеличения содержания углерода с возрастом для углеродных звезд в асимптотической ветви гигантов .

белых карликов Классификации ​

Основная статья: Спектроскопия белых карликов

Класс D (от «Вырожденные» ) — это современная классификация, используемая для белых карликов — звезд малой массы, которые больше не подвергаются ядерному синтезу и уменьшились до размеров планеты, медленно остывая. 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, а вместо этого указывают на состав видимого внешнего слоя или атмосферы белого карлика.

Типы белых карликов следующие: [120] [121]

  • DA – богатая водородом атмосфера или внешний слой, обозначенный сильными спектральными линиями бальмеровского водорода .
  • DB – богатая гелием нейтрального гелия He I. атмосфера, обозначенная спектральными линиями
  • DO – богатая гелием атмосфера, обозначенная спектральными линиями ионизированного гелия He II .
  • DQ – атмосфера, богатая углеродом , обозначенная линиями атомного или молекулярного углерода.
  • DZ – богатая металлами атмосфера, обозначенная спектральными линиями металлов (слияние устаревших спектральных классов белых карликов DG, DK и DM).
  • DC – отсутствие сильных спектральных линий, указывающих на одну из вышеперечисленных категорий.
  • DX – спектральные линии недостаточно четкие, чтобы их можно было отнести к одной из вышеперечисленных категорий.

За типом следует число, обозначающее температуру поверхности белого карлика. Это число представляет собой округленную форму 50400/ , Teff где Teff — эффективная температура поверхности , измеряемая в кельвинах . Первоначально это число округлялось до одной из цифр от 1 до 9, но в последнее время стали использоваться дробные значения, а также значения ниже 1 и выше 9. (Например, DA1.5 для IK Pegasi B) [120] [122]

Две или более букв могут использоваться для обозначения белого карлика, который отображает более одной из вышеперечисленных спектральных особенностей. [120]

спектральные классы карликов Расширенные белых

Сириус A и B ( белый карлик типа DA2), разрешенный Хабблом
  • DAB - богатый водородом и гелием белый карлик с линиями нейтрального гелия.
  • ДАО - богатый водородом и гелием белый карлик с линиями ионизированного гелия.
  • ДАЗ – богатый водородом металлический белый карлик.
  • DBZ – богатый гелием металлический белый карлик.

Для белых карликов используется другой набор символов спектральных особенностей, чем для других типов звезд: [120]

Код Спектральные особенности звезд
п Магнитный белый карлик с заметной поляризацией.
И Линии излучения присутствуют
ЧАС Магнитный белый карлик без заметной поляризации.
V Переменная
УИК Спектральные особенности существуют

Незвездные спектральные классы: классы Q P и

Наконец, классы P и Q остались от системы, разработанной Кэнноном для Каталога Генри Дрейпера . Иногда их используют для обозначения некоторых незвездных объектов: объекты типа P — это звезды внутри планетарных туманностей (обычно молодые белые карлики или бедные водородом гиганты M); Объекты типа Q являются новыми . [ нужна цитата ]

Звездные остатки [ править ]

Основные статьи: Нейтронная звезда , Черная дыра и Экзотическая звезда.

Звездные остатки – это объекты, связанные с гибелью звезд. В категорию включены белые карлики , и как видно из кардинально иной схемы классификации класса D, незвездные объекты трудно уместить в систему МК.

Диаграмма Герцшпрунга-Рассела, на которой основана система МК, носит наблюдательный характер, поэтому эти остатки нелегко нанести на диаграмму или вообще невозможно разместить. Старые нейтронные звезды относительно малы и холодны и должны располагаться в крайней правой части диаграммы. Планетарные туманности динамичны и имеют тенденцию быстро тускнеть по мере того, как звезда-прародитель переходит в ветвь белых карликов. Если бы она была показана, планетарная туманность была бы изображена справа от верхнего правого квадранта диаграммы. Черная дыра сама по себе не излучает видимого света и поэтому не отображается на диаграмме. [123]

Была предложена система классификации нейтронных звезд с использованием римских цифр: тип I для менее массивных нейтронных звезд с низкой скоростью остывания, тип II для более массивных нейтронных звезд с более высокими скоростями остывания и предлагаемый тип III для более массивных нейтронных звезд (возможно, экзотических). звездные кандидаты) с более высокими скоростями охлаждения. [124] Чем массивнее нейтронная звезда, тем больший поток нейтрино она несет. Эти нейтрино уносят столько тепловой энергии, что всего за несколько лет температура изолированной нейтронной звезды падает с порядка миллиардов до всего лишь около миллиона Кельвинов. Эту предложенную систему классификации нейтронных звезд не следует путать с более ранними спектральными классами Секки и классами светимости Йеркса.

спектральные Заменены ​ классы

Несколько спектральных классов, ранее использовавшихся для нестандартных звезд в середине 20 века, были заменены во время пересмотра системы классификации звезд. Их до сих пор можно найти в старых изданиях звездных каталогов: R и N были включены в новый класс C как CR и CN.

и поиск жизни обитаемость Звездная классификация ,

См. Также: Обитаемость планеты.

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

Стабильность, светимость и продолжительность жизни — все это факторы обитаемости звезд. Людям известна только одна звезда, на которой есть жизнь, Солнце G-класса, звезда с обилием тяжелых элементов и низкой изменчивостью блеска. Солнечная система также отличается от многих звездных систем тем, что содержит только одну звезду (см. Обитаемость двойных звездных систем ).

Учитывая эти ограничения и проблемы наличия только одного эмпирического набора выборок, диапазон звезд, которые, по прогнозам, способны поддерживать жизнь, ограничен несколькими факторами. Среди типов звезд главной последовательности звезды, массивные более чем в 1,5 раза массивнее Солнца (спектральные типы O, B и A), стареют слишком быстро для развития развитой жизни (с использованием Земли в качестве ориентира). С другой стороны, карлики с массой менее половины Солнца (спектральный тип M), вероятно, будут запирать планеты в пределах их обитаемой зоны, наряду с другими проблемами (см. Обитаемость систем красных карликов ). [125] Хотя существует множество проблем, с которыми сталкивается жизнь на красных карликах, многие астрономы продолжают моделировать эти системы из-за их большого количества и долговечности.

НАСА По этим причинам миссия «Кеплер » ищет пригодные для жизни планеты у близлежащих звезд главной последовательности, которые менее массивны, чем спектральный класс A, но более массивны, чем тип M, что делает наиболее вероятными звезды для размещения жизненных карликовых звезд типов F, G и K. . [125]

См. также [ править ]

  • Астрограф - Тип телескопа
  • Приглашенная звезда - древнекитайское название катаклизмических переменных звезд.
  • Спектральная сигнатура - изменение коэффициента отражения или излучательной способности материала в зависимости от длины волны.
  • Подсчет звезд — бухгалтерский обзор звезд. , обзор звезд.
  • Звездная динамика - раздел астрофизики, который статистически моделирует коллективное движение звезд.

Примечания [ править ]

  1. ^ Это относительный цвет звезды, если Вега , обычно считающаяся голубоватой звездой, используется в качестве стандарта «белого».
  2. ^ Цветность может значительно различаться внутри класса; например, Солнце (звезда G2) белое, а звезда G9 желтая.
  3. ^ Перейти обратно: а б с д Это ж г час Эти пропорции представляют собой доли звезд ярче, чем абсолютная величина 16; снижение этого предела сделает более ранние типы еще более редкими, хотя обычно они добавляются только к классу M. Пропорции рассчитываются без учета значения 800 в столбце итогов, поскольку фактическая сумма чисел составляет 824.
  4. ↑ Технически белые карлики больше не являются «живыми» звездами, а скорее «мертвыми» остатками потухших звезд. В их классификации используется набор спектральных классов, отличный от «живых» звезд, сжигающих элементы.
  5. ^ При использовании со звездами A-типа это относится к аномально сильным металлическим спектральным линиям.
  6. ^ Если включить все звезды, этот показатель увеличится до 78,6%. (См. примечание выше.)

Ссылки [ править ]

  1. ^ «Класс светимости Моргана-Кинана | КОСМОС» . astronomy.swin.edu.au . Проверено 31 августа 2022 г.
  2. ^ О'Коннелл (27 марта 2023 г.). «ВЕЛИЧИНА И ЦВЕТОВЫЕ СИСТЕМЫ» (PDF) . Калифорнийский технологический институт ASTR 511 . Архивировано (PDF) из оригинала 28 марта 2023 года . Проверено 27 марта 2023 г.
  3. ^ Перейти обратно: а б с д Хабетс, GMHJ; Хайнце, JRW (ноябрь 1981 г.). «Эмпирические болометрические поправки для главной последовательности». Серия дополнений по астрономии и астрофизике . 46 : 193–237 (таблицы VII и VIII). Бибкод : 1981A&AS...46..193H . – Яркость рассчитывается на основе M bol цифр с использованием M bol (☉)=4,75.
  4. ^ Вайднер, Карстен; Винк, Джорик С. (декабрь 2010 г.). «Массы и несоответствие масс звезд О-типа». Астрономия и астрофизика . 524 . А98. arXiv : 1010.2204 . Бибкод : 2010A&A...524A..98W . дои : 10.1051/0004-6361/201014491 . S2CID   118836634 .
  5. ^ Перейти обратно: а б Благотворительность, Митчелл. «Какого цвета звезды?» . Венд.орг . Проверено 13 мая 2006 г.
  6. ^ «Цвет звезд» . Национальный телескоп Австралии. 17 октября 2018 г.
  7. ^ Мур, Патрик (1992). Книга рекордов Гиннеса по астрономии: факты и подвиги (4-е изд.). Гиннесс. ISBN  978-0-85112-940-2 .
  8. ^ «Цвет звезд» . Просветительская и образовательная деятельность австралийского телескопа. 21 декабря 2004 г. Архивировано из оригинала 3 декабря 2013 г. . Проверено 26 сентября 2007 г. — Объясняет причину разницы в восприятии цвета.
  9. ^ Перейти обратно: а б с д Барафф, И.; Шабрие, Г.; Бармен, Т.С.; Аллард, Ф.; Хаушильдт, PH (май 2003 г.). «Эволюционные модели холодных коричневых карликов и внесолнечных планет-гигантов. Случай HD 209458». Астрономия и астрофизика . 402 (2): 701–712. arXiv : astro-ph/0302293 . Бибкод : 2003A&A...402..701B . дои : 10.1051/0004-6361:20030252 . S2CID   15838318 .
  10. ^ Перейти обратно: а б с д Это ж г час Ледрю, Гленн (февраль 2001 г.). «Настоящее звездное небо». Журнал Королевского астрономического общества Канады . 95 : 32. Бибкод : 2001JRASC..95...32L .
  11. ^ «Спектральная классификация звезд (ОБАФГКМ)» . www.eudesign.com . Проверено 6 апреля 2019 г.
  12. ^ Сота, А.; Маис Апелланис, Дж.; Моррелл, Нью-Йорк; Барба, Р.Х.; Уолборн, Северная Каролина; и другие. (март 2014 г.). «Спектроскопический обзор галактических звезд O (GOSSS). II. Яркие южные звезды». Серия дополнений к астрофизическому журналу . 211 (1). 10. arXiv : 1312.6222 . Бибкод : 2014ApJS..211...10S . дои : 10.1088/0067-0049/211/1/10 . S2CID   118847528 .
  13. ^ Перейти обратно: а б Филлипс, Кеннет Дж. Х. (1995). Путеводитель по Солнцу . Издательство Кембриджского университета . стр. 47–53. ISBN  978-0-521-39788-9 .
  14. ^ Рассел, Генри Норрис (март 1914 г.). «Связь между спектрами и другими характеристиками звезд». Популярная астрономия . Том. 22. С. 275–294. Бибкод : 1914PA.....22..275R .
  15. ^ Саха, Миннесота (май 1921 г.). «К физической теории звездных спектров» . Труды Лондонского королевского общества. Серия А. 99 (697): 135–153. Бибкод : 1921RSPSA..99..135S . дои : 10.1098/rspa.1921.0029 .
  16. ^ Пейн, Сесилия Хелена (1925). Звездные атмосферы; Вклад в наблюдательное исследование высокой температуры в обращающихся слоях звезд (доктор философии). Рэдклиффский колледж. Бибкод : 1925PhDT.........1P .
  17. ^ Вселенная, Физика И (14 июня 2013 г.). «Спектральная классификация Йеркса» . Физика и Вселенная . Проверено 31 августа 2022 г.
  18. ^ ЛЧ (30 ноября 2018 г.). «МКК и пересмотренный Атлас МК» . Обсерватория UCL (UCLO) . Проверено 31 августа 2022 г.
  19. ^ Морган, Уильям Уилсон; Кинан, Филип Чайлдс; Келлман, Эдит (1943). Атлас звездных спектров с описанием спектральной классификации . Издательство Чикагского университета. Бибкод : 1943assw.book.....M . OCLC   1806249 .
  20. ^ Морган, Уильям Уилсон; Кинан, Филип Чайлдс (1973). «Спектральная классификация». Ежегодный обзор астрономии и астрофизики . 11 :29–50. Бибкод : 1973ARA&A..11...29M . дои : 10.1146/annurev.aa.11.090173.000333 .
  21. ^ Перейти обратно: а б с д «Заметка о спектральном атласе и спектральной классификации» . Страсбургский центр астрономических данных . Проверено 2 января 2015 г.
  22. ^ Кабальеро-Ньевес, С.М.; Нелан, ЕП; Гис, Д.Р.; Уоллес, диджей; ДеДжойя-Иствуд, К .; и другие. (Февраль 2014 года). «Обзор массивных звезд в созвездии Лебедя OB2 с высоким угловым разрешением: результаты датчиков точного наведения космического телескопа Хаббл». Астрономический журнал . 147 (2). 40. arXiv : 1311.5087 . Бибкод : 2014AJ....147...40C . дои : 10.1088/0004-6256/147/2/40 . S2CID   22036552 .
  23. ^ Принья, РК; Масса, Д.Л. (октябрь 2010 г.). «Признак широко распространенного скопления ветров сверхгигантов B». Астрономия и астрофизика . 521 . Л55. arXiv : 1007.2744 . Бибкод : 2010A&A...521L..55P . дои : 10.1051/0004-6361/201015252 . S2CID   59151633 .
  24. ^ Грей, Дэвид Ф. (ноябрь 2010 г.). «Фотосферные вариации сверхгиганта γ Cyg» . Астрономический журнал . 140 (5): 1329–1336. Бибкод : 2010AJ....140.1329G . дои : 10.1088/0004-6256/140/5/1329 .
  25. ^ Перейти обратно: а б Назе, Ю. (ноябрь 2009 г.). «Горячие звезды, наблюдаемые XMM-Ньютоном. I. Каталог и свойства OB-звезд». Астрономия и астрофизика . 506 (2): 1055–1064. arXiv : 0908.1461 . Бибкод : 2009A&A...506.1055N . дои : 10.1051/0004-6361/200912659 . S2CID   17317459 .
  26. ^ Любимков Леонид С.; Ламберт, Дэвид Л.; Ростопчин Сергей Игоревич; Рачковская Тамара М.; Поклад, Дмитрий Б. (февраль 2010 г.). «Точные фундаментальные параметры сверхгигантов A-, F- и G-типов в окрестностях Солнца». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 402 (2): 1369–1379. arXiv : 0911.1335 . Бибкод : 2010MNRAS.402.1369L . дои : 10.1111/j.1365-2966.2009.15979.x . S2CID   119096173 .
  27. ^ Грей, RO; Корбалли, CJ; Гарнизон, РФ; Макфадден, Монтана; Робинсон, ЧП (октябрь 2003 г.). «Вклад в проект близлежащих звезд (NStars): спектроскопия звезд ранее M0 в пределах 40 парсек: Северная выборка. I». Астрономический журнал . 126 (4): 2048–2059. arXiv : astro-ph/0308182 . Бибкод : 2003AJ....126.2048G . дои : 10.1086/378365 . S2CID   119417105 .
  28. ^ Шенаврин, В.И.; Таранова О.Г.; Наджип А.Е. (январь 2011 г.). «Поиск и изучение горячих околозвездных пылевых оболочек». Астрономические отчеты . 55 (1): 31–81. Бибкод : 2011ARep...55...31S . дои : 10.1134/S1063772911010070 . S2CID   122700080 .
  29. ^ Сенарро, Эй Джей; Пелетье, РФ; Санчес-Бласкес, П.; Селам, СО; Толоба, Э.; Кардиэль, Н.; Фалькон-Баррозу, Дж.; Горгас, Дж.; Хименес-Висенте, Дж.; Ваздекис, А. (январь 2007 г.). «Библиотека эмпирических спектров телескопа Исаака Ньютона среднего разрешения - II. Параметры звездной атмосферы». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 374 (2): 664–690. arXiv : astro-ph/0611618 . Бибкод : 2007MNRAS.374..664C . дои : 10.1111/j.1365-2966.2006.11196.x . S2CID   119428437 .
  30. ^ Сион, Эдвард М.; Хольберг, Дж.Б.; Освальт, Терри Д.; МакКук, Джордж П.; Васатоник, Ричард (декабрь 2009 г.). «Белые карлики в пределах 20 парсеков Солнца: кинематика и статистика». Астрономический журнал . 138 (6): 1681–1689. arXiv : 0910.1288 . Бибкод : 2009AJ....138.1681S . дои : 10.1088/0004-6256/138/6/1681 . S2CID   119284418 .
  31. ^ Д.С. Хейс; Л.Е. Пасинетти; АГ Дэвис Филип (6 декабря 2012 г.). Калибровка фундаментальных звездных величин: материалы 111-го симпозиума Международного астрономического союза, состоявшегося на вилле Ольмо, Комо, Италия, 24–29 мая 1984 г. Springer Science & Business Media. стр. 129–. ISBN  978-94-009-5456-4 .
  32. ^ Перейти обратно: а б Ариас, Юлия И.; и другие. (август 2016 г.). «Спектральная классификация и свойства звезд OVz в спектроскопическом обзоре галактических звезд O (GOSSS)» . Астрономический журнал . 152 (2): 31. arXiv : 1604.03842 . Бибкод : 2016AJ....152...31A . дои : 10.3847/0004-6256/152/2/31 . S2CID   119259952 .
  33. ^ МакРоберт, Алан (1 августа 2006 г.). «Спектральные типы звезд» . Небо и телескоп .
  34. ^ Перейти обратно: а б с д Это ж г час я дж к Аллен, Дж. С. «Классификация звездных спектров» . UCL Факультет физики и астрономии: Группа астрофизики . Проверено 1 января 2014 г.
  35. ^ Перейти обратно: а б Маис Апелланис, Дж.; Уолборн, Нолан Р.; Моррелл, Нью-Йорк; Ниемела, В.С.; Нелан, EP (2007). «Писмис 24-1: сохранен верхний предел массы звезды». Астрофизический журнал . 660 (2): 1480–1485. arXiv : astro-ph/0612012 . Бибкод : 2007ApJ...660.1480M . дои : 10.1086/513098 . S2CID   15936535 .
  36. ^ Уолборн, Нолан Р.; Сота, Альфредо; Маис Апелланис, Хесус; Альфаро, Эмилио Дж.; Моррелл, Нидия И.; Барба, Родольфо Х.; Ариас, Юлия И.; Гамен, Роберто К. (2010). «Ранние результаты спектроскопического исследования галактической звезды O: эмиссионные линии C III в спектрах». Письма астрофизического журнала . 711 (2): L143. arXiv : 1002.3293 . Бибкод : 2010ApJ...711L.143W . дои : 10.1088/2041-8205/711/2/L143 . S2CID   119122481 .
  37. ^ Перейти обратно: а б Фаринья, Сесилия; Босх, Гильермо Л.; Моррелл, Нидия И.; 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 . Бибкод : 2009AJ....138..510F . дои : 10.1088/0004-6256/138/2/510 . S2CID   18844754 .
  38. ^ Рау, Г.; Манфройд, Дж.; Госсет, Э.; Назе, Ю.; Сана, Х.; Де Беккер, М.; Фоэллми, К.; Моффат, AFJ (2007). «Звезды раннего типа в ядре молодого рассеянного скопления Вестерлунд 2». Астрономия и астрофизика . 463 (3): 981–991. arXiv : astro-ph/0612622 . Бибкод : 2007A&A...463..981R . дои : 10.1051/0004-6361:20066495 . S2CID   17776145 .
  39. ^ Перейти обратно: а б с д Это ж г Кроутер, Пол А. (2007). «Физические свойства звезд Вольфа-Райе». Ежегодный обзор астрономии и астрофизики . 45 (1): 177–219. arXiv : astro-ph/0610356 . Бибкод : 2007ARA&A..45..177C . дои : 10.1146/annurev.astro.45.051806.110615 . S2CID   1076292 .
  40. ^ Раунтри Леш, Дж. (1968). «Кинематика пояса Гулда: расширяющаяся группа?» . Серия дополнений к астрофизическому журналу . 17 : 371. Бибкод : 1968ApJS...17..371L . дои : 10.1086/190179 .
  41. ^ Спектральный анализ света некоторых звезд и новые наблюдения солнечных пятен , П. Секки, Comptes Rendus des Séances de l'Académie des Sciences 63 (июль – декабрь 1866 г.), стр. 364–368.
  42. ^ Новое исследование по спектральному анализу звездного света , П. Секки, Comptes Rendus des Séances de l'Académie des Sciences 63 (июль – декабрь 1866 г.), стр. 621–628.
  43. ^ Хирншоу, Дж. Б. (1986). Анализ звездного света: сто пятьдесят лет астрономической спектроскопии . Кембридж, Великобритания: Издательство Кембриджского университета. стр. 60, 134. ISBN.  978-0-521-25548-6 .
  44. ^ «Классификация звездных спектров: немного истории» .
  45. ^ Калер, Джеймс Б. (1997). Звезды и их спектры: введение в спектральную последовательность . Кембридж: Издательство Кембриджского университета. стр. 62–63 . ISBN  978-0-521-58570-5 .
  46. ^ с. 60–63, Хирншоу, 1986; стр. 623–625, Секки, 1866 г.
  47. ^ стр. 62–63, Хирншоу, 1986.
  48. ^ с. 60, Хирншоу, 1986.
  49. ↑ « Ловцы света: забытые жизни мужчин и женщин, которые первыми сфотографировали небеса», Стефан Хьюз.
  50. ^ Перейти обратно: а б Пикеринг, Эдвард К. (1890). «Каталог звездных спектров Дрейпера, сфотографированных с помощью 8-дюймового телескопа Бача как часть мемориала Генри Дрейпера». Анналы обсерватории Гарвардского колледжа . 27 : 1. Бибкод : 1890АнХар..27....1П .
  51. ^ Перейти обратно: а б стр. 106–108, Хирншоу, 1986.
  52. ^ Перейти обратно: а б «Уильямина Флеминг» . Оксфордский справочник . Проверено 10 июня 2020 г.
  53. ^ «Уильямина Пэтон Флеминг —» . www.projectcontinua.org . Проверено 10 июня 2020 г.
  54. ^ «Классификация звездных спектров» . spiff.rit.edu . Проверено 10 июня 2020 г.
  55. ^ Хирншоу (1986), стр. 111–112.
  56. ^ Мори, Антония К.; Пикеринг, Эдвард К. (1897). «Спектры ярких звезд, сфотографированные 11-дюймовым телескопом Дрейпера как часть Мемориала Генри Дрейпера». Анналы обсерватории Гарвардского колледжа . 28 : 1. Бибкод : 1897АнХар..28....1М .
  57. ^ Перейти обратно: а б «Антония Мори» . www.projectcontinua.org . Проверено 10 июня 2020 г.
    Хирншоу, Дж. Б. (17 марта 2014 г.). Анализ звездного света: Два столетия астрономической спектроскопии (2-е изд.). Нью-Йорк, штат Нью-Йорк. ISBN  978-1-107-03174-6 . OCLC   855909920 . {{cite book}}: CS1 maint: отсутствует местоположение издателя ( 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 . OCLC   276340686 .
  58. ^ Джонс, Бесси Забан; Бойд, Лайл Гиффорд (1971). Обсерватория Гарвардского колледжа: первые четыре поста директора, 1839–1919 (1-е изд.). Кембридж: MA Belknap Press издательства Гарвардского университета. ISBN  978-0-674-41880-6 . OCLC   1013948519 .
  59. ^ Кэннон, Энни Дж.; Пикеринг, Эдвард К. (1901). «Спектры ярких южных звезд, сфотографированные 13-дюймовым телескопом Бойдена как часть Мемориала Генри Дрейпера». Анналы обсерватории Гарвардского колледжа . 28 : 129. Бибкод : 1901АнХар..28..129С .
  60. ^ Хирншоу (1986), стр. 117–119,
  61. ^ Кэннон, Энни Джамп; Пикеринг, Эдвард Чарльз (1912). «Классификация 1688 южных звезд по их спектрам». Анналы астрономической обсерватории Гарвардского колледжа . 56 (5): 115. Бибкод : 1912АнХар..56..115С .
  62. ^ Хирншоу (1986), стр. 121–122.
  63. ^ «Энни Джамп Пушка» . www.projectcontinua.org . Проверено 10 июня 2020 г.
  64. ^ Нассау, Джей-Джей; Сейферт, Карл К. (март 1946 г.). «Спектры звезд BD в пределах пяти градусов от Северного полюса». Астрофизический журнал . 103 : 117. Бибкод : 1946ApJ...103..117N . дои : 10.1086/144796 .
  65. ^ Фитцджеральд, М. Пим (октябрь 1969 г.). «Сравнение классов спектральной светимости в системах классификации Маунт-Вильсон и Моргана – Кинана». Журнал Королевского астрономического общества Канады . 63 : 251. Бибкод : 1969JRASC..63..251P .
  66. ^ Сэндидж, А. (декабрь 1969 г.). «Новые субкарлики. II. Лучевые скорости, фотометрия и предварительные космические движения для 112 звезд с большим собственным движением» . Астрофизический журнал . 158 : 1115. Бибкод : 1969ApJ...158.1115S . дои : 10.1086/150271 .
  67. ^ Норрис, Джексон М.; Райт, Джейсон Т.; Уэйд, Ричард А.; Махадеван, Суврат ; Геттель, Сара (декабрь 2011 г.). «Необнаружение предполагаемого субзвездного спутника HD 149382». Астрофизический журнал . 743 (1). 88. arXiv : 1110.1384 . Бибкод : 2011ApJ...743...88N . дои : 10.1088/0004-637X/743/1/88 . S2CID   118337277 .
  68. ^ Перейти обратно: а б с д Это ж г час Гарнизон, РФ (1994). «Иерархия стандартов процесса МК» (PDF) . В Корбалли, CJ; Грей, RO; Гаррисон, РФ (ред.). Процесс МК через 50 лет: мощный инструмент для астрофизических исследований . Серия конференций Астрономического общества Тихоокеанского региона. Том. 60. Сан-Франциско: Тихоокеанское астрономическое общество. стр. 3–14. ISBN  978-1-58381-396-6 . OCLC   680222523 .
  69. ^ Дорогой, Дэвид. «звезда позднего типа» . Интернет-энциклопедия науки . Проверено 14 октября 2007 г.
  70. ^ Перейти обратно: а б с д Это Уолборн, Северная Каролина (2008). «Многоволновая систематика OB-спектров». Массивные звезды: фундаментальные параметры и околозвездные взаимодействия (ред. П. Беналья . 33 : 5. Бибкод : 2008RMxAC..33....5W .
  71. ^ Атлас звездных спектров с описанием спектральной классификации , У. В. Морган, П. К. Кинан и Э. Келлман, Чикаго: The University of Chicago Press, 1943.
  72. ^ Уолборн, Северная Каролина (1971). «Некоторые спектроскопические характеристики OB-звезд: исследование пространственного распределения некоторых OB-звезд и системы отсчета классификации» . Серия дополнений к астрофизическому журналу . 23 : 257. Бибкод : 1971ApJS...23..257W . дои : 10.1086/190239 .
  73. ^ Морган, WW; Абт, Хельмут А.; Тапскотт, JW (1978). «Пересмотренный спектральный атлас МК для звезд, предшествующих Солнцу». Уильямс Бэй: Обсерватория Йеркса . Бибкод : 1978rmsa.book.....M .
  74. ^ Уолборн, Нолан Р.; Ховарт, Ян Д.; Леннон, Дэниел Дж.; Мэсси, Филип; Ой, М.С.; Моффат, Энтони Ф.Дж.; Скалковски, Гвен; Моррелл, Нидия И.; Дриссен, Лоран; Паркер, Джоэл Вм. (2002). «Новая система спектральной классификации самых ранних звезд O: определение типа O2» (PDF) . Астрономический журнал . 123 (5): 2754–2771. Бибкод : 2002AJ....123.2754W . дои : 10.1086/339831 . S2CID   122127697 .
  75. ^ Элизабет Хауэлл (21 сентября 2013 г.). «Регулус: Королевская звезда» . Space.com . Проверено 13 апреля 2022 г.
  76. ^ Слеттебак, Арне (июль 1988 г.). «Будьте звездами» . Публикации Тихоокеанского астрономического общества . 100 : 770–784. Бибкод : 1988PASP..100..770S . дои : 10.1086/132234 .
  77. ^ «100 БЛИЖАЙШИХ ЗВЕЗДНЫХ СИСТЕМ» . www.astro.gsu.edu . Проверено 13 апреля 2022 г.
  78. ^ «Звезды в радиусе 20 световых лет» .
  79. ^ Морган, WW; Кинан, ПК (1973). «Спектральная классификация». Ежегодный обзор астрономии и астрофизики . 11 : 29. Бибкод : 1973ARA&A..11...29M . дои : 10.1146/annurev.aa.11.090173.000333 .
  80. ^ Морган, WW; Абт, Хельмут А.; Тапскотт, JW (1978). Переработанный МК Спектральный Атлас для звезд, предшествующих Солнцу . Обсерватория Йеркса, Чикагский университет. Бибкод : 1978rmsa.book.....M . {{cite book}}: CS1 maint: отсутствует местоположение издателя ( ссылка )
  81. ^ Грей, Р.О.; Гаррисон, РФ (1989). «Ранние звезды F-типа - уточненная классификация, сопоставление с фотометрией Стромгрена и эффекты вращения». Серия дополнений к астрофизическому журналу . 69 : 301. Бибкод : 1989ApJS...69..301G . дои : 10.1086/191315 .
  82. ^ Кинан, Филип К.; Макнил, Рэймонд К. (1989). «Каталог Перкинса пересмотренных типов МК для более холодных звезд». Серия дополнений к астрофизическому журналу . 71 : 245. Бибкод : 1989ApJS...71..245K . дои : 10.1086/191373 . S2CID   123149047 .
  83. ^ Ньювенхейзен, Х.; Де Ягер, К. (2000). «Проверка желтой эволюционной пустоты. Три критически важных для эволюции гипергиганта: HD 33579, HR 8752 и IRC +10420». Астрономия и астрофизика . 353 : 163. Бибкод : 2000A&A...353..163N .
  84. ^ «В космологическом масштабе времени период обитаемости Земли почти закончился | Международное космическое братство» . Spacefellowship.com . Проверено 22 мая 2012 г.
  85. ^ « Звезды «Златовласки» могут быть «подходящими» для поиска обитаемых миров» . НАСА.com. 7 марта 2019 года . Проверено 26 августа 2021 г.
  86. ^ Перейти обратно: а б «Обнаружено: звезды такие же крутые, как человеческое тело | Управление научной миссии» . science.nasa.gov . Архивировано из оригинала 7 октября 2011 года . Проверено 12 июля 2017 г.
  87. ^ «Галактический ремонт» . www.spacetelescope.org . ЕКА/Хаббл . Проверено 29 апреля 2015 г.
  88. ^ Пейн, Сесилия Х. (1930). «Классификация звезд О». Бюллетень обсерватории Гарвардского колледжа . 878 : 1. Бибкод : 1930BHarO.878....1P .
  89. ^ Файгер, Дональд Ф.; Маклин, Ян С.; Нахарро, Франциско (1997). «Спектральный атлас звезд Вольфа-Райе АК-диапазона» . Астрофизический журнал . 486 (1): 420–434. Бибкод : 1997ApJ...486..420F . дои : 10.1086/304488 .
  90. ^ Кингсбург, Род-Айленд; Барлоу, MJ; Стори, Пи Джей (1995). «Свойства звезд WO Вольфа-Райе». Астрономия и астрофизика . 295 : 75. Бибкод : 1995A&A...295...75K .
  91. ^ Тинклер, CM; Ламерс, HJGLM (2002). «Скорости потери массы центральных звезд планетарных туманностей, богатых H, как индикаторы расстояний?» . Астрономия и астрофизика . 384 (3): 987–998. Бибкод : 2002A&A...384..987T . дои : 10.1051/0004-6361:20020061 .
  92. ^ Мишальски, Б.; Кроутер, Пенсильвания; Де Марко, О.; Кеппен, Дж.; Моффат, AFJ; Акер, А.; Хиллвиг, TC (2012). «IC 4663: первая однозначная [WN] центральная звезда Вольфа-Райе планетарной туманности». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 423 (1): 934–947. arXiv : 1203.3303 . Бибкод : 2012МНРАС.423..934М . дои : 10.1111/j.1365-2966.2012.20929.x . S2CID   10264296 .
  93. ^ Кроутер, Пенсильвания; Уолборн, Северная Каролина (2011). «Спектральная классификация звезд O2-3,5 If*/WN5-7». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 416 (2): 1311–1323. arXiv : 1105.4757 . Бибкод : 2011MNRAS.416.1311C . дои : 10.1111/j.1365-2966.2011.19129.x . S2CID   118455138 .
  94. ^ Киркпатрик, доктор юридических наук (2008). «Нерешенные проблемы нашего понимания L, T и Y-карликов». 14-й Кембриджский семинар по крутым звездам . 384 : 85. arXiv : 0704.1522 . Бибкод : 2008ASPC..384...85K .
  95. ^ Перейти обратно: а б Киркпатрик, Дж. Дэви; Рид, И. Нил; Либерт, Джеймс; Кутри, Рок М.; Нельсон, Брант; Бейхман, Чарльз А.; Дан, Конард К.; Моне, Дэвид Г.; Гизис, Джон Э.; Скрутски, Майкл Ф. (10 июля 1999 г.). «Карлики холоднее M: определение спектрального типа L с использованием данных 2-мккроскопического обзора ALL-SKY (2MASS)» . Астрофизический журнал . 519 (2): 802–833. Бибкод : 1999ApJ...519..802K . дои : 10.1086/307414 .
  96. ^ Перейти обратно: а б Киркпатрик, Дж. Дэви (2005). «Новые спектральные типы L и T» (PDF) . Ежегодный обзор астрономии и астрофизики . 43 (1): 195–246. Бибкод : 2005ARA&A..43..195K . дои : 10.1146/annurev.astro.42.053102.134017 . S2CID   122318616 .
  97. ^ Киркпатрик, Дж. Дэви; Бармен, Трэвис С.; Бургассер, Адам Дж.; Макговерн, Марк Р.; Маклин, Ян С.; Тинни, Кристофер Г.; Лоуренс, Патрик Дж. (2006). «Открытие очень молодого полевого карлика L, 2MASS J01415823-4633574». Астрофизический журнал . 639 (2): 1120–1128. arXiv : astro-ph/0511462 . Бибкод : 2006ApJ...639.1120K . дои : 10.1086/499622 . S2CID   13075577 .
  98. ^ Камензинд, Макс (27 сентября 2006 г.). «Классификация звездных спектров и ее физическая интерпретация» (PDF) . Астролаборатория Landessternwarte Königstuhl : 6 – через Гейдельбергский университет.
  99. ^ Киркпатрик, Дж. Дэви; Кушинг, Майкл С.; Гелино, Кристофер Р.; Бейхман, Чарльз А.; Тинни, CG; Фаэрти, Жаклин К .; Шнайдер, Адам; Мейс, Грегори Н. (2013). «Открытие Y1 Dwarf WISE J064723.23-623235.5». Астрофизический журнал . 776 (2): 128. arXiv : 1308.5372 . Бибкод : 2013ApJ...776..128K . дои : 10.1088/0004-637X/776/2/128 . S2CID   6230841 .
  100. ^ Дьякон, Северная Каролина; Хэмбли, Северная Каролина (2006). «Y-Спектральный класс для ультра-крутых гномов». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 371 : 1722–1730. arXiv : astro-ph/0607305 . дои : 10.1111/j.1365-2966.2006.10795.x . S2CID   14081778 .
  101. ^ Перейти обратно: а б Венер, Майк (24 августа 2011 г.). «НАСА обнаружило охлажденные звезды, более холодные, чем человеческое тело | Блог новостей технологий – Yahoo! News Canada» . Ca.news.yahoo.com . Проверено 22 мая 2012 г.
  102. ^ Перейти обратно: а б Вентон, Даниэль (23 августа 2011 г.). «Спутник НАСА обнаружил самые холодные и темные звезды» . Проводной – через www.wired.com.
  103. ^ «НАСА - Мудрая миссия НАСА обнаружила самый крутой класс звезд» . www.nasa.gov . Архивировано из оригинала 14 февраля 2021 года . Проверено 1 ноября 2019 г.
  104. ^ Цукерман, Б.; Песня, И. (2009). «Минимальная масса Джинса, спутник коричневых карликов МВФ и прогнозы по обнаружению карликов Y-типа». Астрономия и астрофизика . 493 (3): 1149–1154. arXiv : 0811.0429 . Бибкод : 2009A&A...493.1149Z . дои : 10.1051/0004-6361:200810038 . S2CID   18147550 .
  105. ^ Перейти обратно: а б с Дюпюи, Ти Джей; Краус, Ал. (2013). «Расстояния, светимость и температура самых холодных известных подзвездных объектов». Наука . 341 (6153): 1492–5. arXiv : 1309.1422 . Бибкод : 2013Sci...341.1492D . дои : 10.1126/science.1241917 . ПМИД   24009359 . S2CID   30379513 .
  106. ^ Перейти обратно: а б с Леггетт, Сэнди К.; Кушинг, Майкл С.; Сомон, Дидье; Марли, Марк С.; Руллиг, Томас Л.; Уоррен, Стивен Дж.; Бернингем, Бен; Джонс, Хью Р.А.; Киркпатрик, Дж. Дэви; Лодье, Николя; Лукас, Филип В.; Майнцер, Эми К.; Мартин, Эдуардо Л.; МакКогрин, Марк Дж.; Пинфилд, Дэвид Дж.; Слоан, Грегори К.; Смарт, Ричард Л.; Тамура, Мотохидэ; Ван Клив, Джеффри Э. (2009). «Физические свойства четырех карликов ~ 600 КТ». Астрофизический журнал . 695 (2): 1517–1526. arXiv : 0901.4093 . Бибкод : 2009ApJ...695.1517L . дои : 10.1088/0004-637X/695/2/1517 . S2CID   44050900 .
  107. ^ Делорм, Филипп; Дельфосс, Ксавье; Альберт, Лоик; Артиго, Этьен; Форвей, Тьерри; Рейле, Селин; Аллард, Франция; Хомейер, Дерек; Робин, Энни С.; Уиллотт, Крис Дж.; Лю, Майкл С.; Дюпюи, Трент Дж. (2008). «CFBDS J005910.90-011401.3: Достижение перехода TY в коричневый карлик?». Астрономия и астрофизика . 482 (3): 961–971. arXiv : 0802.4387 . Бибкод : 2008A&A...482..961D . дои : 10.1051/0004-6361:20079317 . S2CID   847552 .
  108. ^ Бернингем, Бен; Пинфилд, диджей; Леггетт, СК; Тамура, М.; Люк, военнопленный; Хомейер, Д.; Дэй-Джонс, А.; Джонс, HRA; Кларк, JRA; Она, М.; Кузухара, М.; Лодье, Н.; Шумейкер-Осорио, Мэри Роуз; Венеманс, БП; Мортлок, диджей; Баррадо и Наваскуес, Д.; Мартин, Эдвард Л.; Магаццо, Антонио (2008). «Исследование подзвездного температурного режима до ~ 550 К». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 391 (1): 320–333. arXiv : 0806.0067 . Бибкод : 2008MNRAS.391..320B . дои : 10.1111/j.1365-2966.2008.13885.x . S2CID   1438322 .
  109. ^ Европейская южная обсерватория . «Очень крутая пара коричневых карликов» , 23 марта 2011 г.
  110. ^ Луман, Кевин Л.; Эсплин, Таран Л. (май 2016 г.). «Спектральное распределение энергии самого холодного известного коричневого карлика» . Астрономический журнал . 152 (3): 78. arXiv : 1605.06655 . Бибкод : 2016AJ....152...78L . дои : 10.3847/0004-6256/152/3/78 . S2CID   118577918 .
  111. ^ «Коды спектрального типа» . simbad.u-strasbg.fr . Проверено 6 марта 2020 г.
  112. ^ Перейти обратно: а б Бернингем, Бен; Смит, Л.; Кардосо, резюме; Лукас, ПВ; Бургассер, Адам Дж.; Джонс, HRA; Смарт, РЛ (май 2014 г.). «Открытие субкарлика Т6.5». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 440 (1): 359–364. arXiv : 1401.5982 . Бибкод : 2014MNRAS.440..359B . дои : 10.1093/mnras/stu184 . ISSN   0035-8711 . S2CID   119283917 .
  113. ^ Перейти обратно: а б с Круз, Келле Л.; Киркпатрик, Дж. Дэви; Бургассер, Адам Дж. (февраль 2009 г.). «Молодые L-карлики, идентифицированные в полевых условиях: предварительная оптическая спектральная последовательность низкой гравитации от L0 до L5». Астрономический журнал . 137 (2): 3345–3357. arXiv : 0812.0364 . Бибкод : 2009AJ....137.3345C . дои : 10.1088/0004-6256/137/2/3345 . ISSN   0004-6256 . S2CID   15376964 .
  114. ^ Перейти обратно: а б Лупер, Дагни Л.; Киркпатрик, Дж. Дэви; Кутри, Рок М.; Бармен, Трэвис; Бургассер, Адам Дж.; Кушинг, Майкл С.; Руллиг, Томас; Макговерн, Марк Р.; Маклин, Ян С.; Райс, Эмили; Свифт, Брэндон Дж. (октябрь 2008 г.). «Обнаружение двух близлежащих пекулярных L-карликов из исследования собственных движений 2MASS: молодые или богатые металлом?». Астрофизический журнал . 686 (1): 528–541. arXiv : 0806.1059 . Бибкод : 2008ApJ...686..528L . дои : 10.1086/591025 . ISSN   0004-637X . S2CID   18381182 .
  115. ^ Перейти обратно: а б с д Киркпатрик, Дж. Дэви; Лупер, Дагни Л.; Бургассер, Адам Дж.; Шурр, Стивен Д.; Кутри, Рок М.; Кушинг, Майкл С.; Круз, Келле Л.; Милая, Энн С.; Кнапп, Джиллиан Р.; Бармен, Трэвис С.; Бочански, Джон Дж. (сентябрь 2010 г.). «Открытия, полученные в результате исследования собственного движения в ближнем инфракрасном диапазоне с использованием многоэпохальных данных двухмикронного обзора всего неба». Серия дополнений к астрофизическому журналу . 190 (1): 100–146. arXiv : 1008.3591 . Бибкод : 2010ApJS..190..100K . дои : 10.1088/0067-0049/190/1/100 . ISSN   0067-0049 . S2CID   118435904 .
  116. ^ Фаэрти, Жаклин К.; Ридель, Адрик Р.; Круз, Келле Л.; Ганье, Джонатан; Филиппаццо, Джозеф К.; Ламбридес, Эрини; Фика, Хейли; Вайнбергер, Алисия; Торстенсен, Джон Р.; Тинни, CG; Бальдассаре, Вивьен (июль 2016 г.). «Популяционные свойства коричневых карликов-аналогов экзопланет» . Серия дополнений к астрофизическому журналу . 225 (1): 10. arXiv : 1605.07927 . Бибкод : 2016ApJS..225...10F . дои : 10.3847/0067-0049/225/1/10 . ISSN   0067-0049 . S2CID   118446190 .
  117. ^ «Данные о цвете и величине» . Научный институт космического телескопа (www.stsci.edu) . Проверено 6 марта 2020 г.
  118. ^ Буиг, Р. (1954). Анналы астрофизики, Vol. 17, с. 104
  119. ^ Кинан, ПК (1954). «Классификация звезд S-типа». Астрофизический журнал . 120 : 484. Бибкод : 1954ApJ...120..484K . дои : 10.1086/145937 .
  120. ^ Перейти обратно: а б с д Сион, EM; Гринштейн, Дж.Л.; Лэндстрит, Джей Ди; Либерт, Джеймс; Шипман, Х.Л.; Вегнер, Джорджия (1983). «Предлагаемая новая система спектральной классификации белых карликов» . Астрофизический журнал . 269 : 253. Бибкод : 1983ApJ...269..253S . дои : 10.1086/161036 .
  121. ^ Корсико, АХ; Альтхаус, LG (2004). «Скорость изменения периода пульсирующих звезд DB-белых карликов». Астрономия и астрофизика . 428 : 159–170. arXiv : astro-ph/0408237 . Бибкод : 2004A&A...428..159C . дои : 10.1051/0004-6361:20041372 . S2CID   14653913 .
  122. ^ МакКук, Джордж П.; Сион, Эдвард М. (1999). «Каталог спектроскопически идентифицированных белых карликов». Серия дополнений к астрофизическому журналу . 121 (1): 1–130. Бибкод : 1999ApJS..121....1M . CiteSeerX   10.1.1.565.5507 . дои : 10.1086/313186 . S2CID   122286998 .
  123. ^ «Пульсирующие переменные звезды и диаграмма Герцшпрунга-Рассела (HR)» . Центр Астрофизики | Гарвард и Смитсоновский институт. 9 марта 2015 года . Проверено 23 июля 2016 г.
  124. ^ Яковлев, Д.Г.; Каминкер, А.Д.; Гензель, П.; Гнедин, О.Ю. (2002). «Охлаждающая нейтронная звезда в 3C 58». Астрономия и астрофизика . 389 : L24–L27. arXiv : astro-ph/0204233 . Бибкод : 2002A&A...389L..24Y . дои : 10.1051/0004-6361:20020699 . S2CID   6247160 .
  125. ^ Перейти обратно: а б «Звезды и обитаемые планеты» . www.solstation.com .

Дальнейшее чтение [ править ]

Внешние ссылки [ править ]

Найдите звезду позднего типа или звезду раннего типа в Викисловаре, бесплатном словаре.
Retrieved from "https://en.wikipedia.org/w/index.php?title=Stellar_classification&oldid=1229137739#Spectral_types"
Arc.Ask3.Ru: конец оригинального документа.
Arc.Ask3.Ru
Номер скриншота №: C0DB709706A3C24EE8AD52E0376FAA8C__1718408400
URL1:https://en.wikipedia.org/wiki/Spectral_type
Заголовок, (Title) документа по адресу, URL1:
Stellar classification - Wikipedia
Данный printscreen веб страницы (снимок веб страницы, скриншот веб страницы), визуально-программная копия документа расположенного по адресу URL1 и сохраненная в файл, имеет: квалифицированную, усовершенствованную (подтверждены: метки времени, валидность сертификата), открепленную ЭЦП (приложена к данному файлу), что может быть использовано для подтверждения содержания и факта существования документа в этот момент времени. Права на данный скриншот принадлежат администрации Ask3.ru, использование в качестве доказательства только с письменного разрешения правообладателя скриншота. Администрация Ask3.ru не несет ответственности за информацию размещенную на данном скриншоте. Права на прочие зарегистрированные элементы любого права, изображенные на снимках принадлежат их владельцам. Качество перевода предоставляется как есть, любые претензии не могут быть предъявлены. Если вы не согласны с любым пунктом перечисленным выше, немедленно покиньте данный сайт. В случае нарушения любого пункта перечисленного выше, штраф 55! (Пятьдесят пять факториал, денежную единицу можете выбрать самостоятельно, выплаичвается товарами в течение 7 дней с момента нарушения.)