Звездная классификация

В астрономии звездная классификация — это классификация звезд на основе их спектральных характеристик. 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

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 внутри спектра может ввести в заблуждение. За исключением эффектов цветового контраста при тусклом свете, в типичных условиях просмотра нет зеленых, голубых, индиго 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

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 ).

Гарвардская спектральная классификация

Гарвардская система представляет собой одномерную классификационную схему, 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 ссылка ]}. 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]
ТО	≥ 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 слабый	12%
М	2300–3900 К	оранжево-красный	светло-оранжево-красный	0.08–0.45 `M` _☉	≤ 0.7 `R` _☉	≤ 0.08 `L` _☉	Очень слабый	76%

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

Yerkes spectral classification

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

Spectral peculiarities

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

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

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

History

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

Secchi classes

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

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

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

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

Draper system

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

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

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

The old Harvard system (1897)

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

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

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

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

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

The current Harvard system (1912)

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

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

Mount Wilson classes

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

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

Spectral types

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

"Early" and "late" nomenclature

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

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

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

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

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

Class O

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

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

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

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

Spectral standards:^[68]

O7V – S Monocerotis
O9V – 10 Lacertae

Class B

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

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

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

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

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

Spectral standards:^[68]

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

Class A

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

Spectral standards:^[68]

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

Class F

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

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

Class G

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

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

Spectral standards:^[68]

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

Class K

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

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

Spectral standards:^[68]

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

Class M

Class M stars are by far the most common. About 76% of the main-sequence stars in the solar neighborhood are class M stars.^[c]^[f]^[10] However, class M main-sequence stars (red dwarfs) have such low luminosities that none are bright enough to be seen with the unaided eye, unless under exceptional conditions. The brightest-known M class main-sequence star is Lacaille 8760, class M0V, with magnitude 6.7 (the limiting magnitude for typical naked-eye visibility under good conditions being typically quoted as 6.5), and it is extremely unlikely that any brighter examples will be found.

Хотя большинство звезд класса M являются красными карликами, большинство крупнейших известных звезд-сверхгигантов Млечного Пути — это звезды класса M, такие 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]

M0IIIa – Бета Андромеды
M2III – Чи Пегас
M1-M2Ia-Iab – Бетельгейзе
M2Ia – Му Цефей (« ) Гранат Гершеля»

Расширенные спектральные типы

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

Классы звезд с горячим голубым излучением

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

Класс WR (или W): Вольф – Райе

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

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

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

Классные классы красных и коричневых карликов

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 классов эффективной температурой и светимостью для некоторых масс и возрастов разных типов LTY, невозможно температуры или светимости . указать какие-либо четкие значения ^[9]

Класс Л

Карлики класса L получили свое обозначение, потому что они холоднее, чем звезды M, а L — оставшаяся буква в алфавитном порядке, ближайшая к M. Некоторые из этих объектов имеют массы, достаточно большие, чтобы поддерживать синтез водорода, и поэтому 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

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 конкурируют 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

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 связана с 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 остывают и становятся планетами), а это означает, что объекты класса Y находятся в пределах предела синтеза дейтерия в 13 масс Юпитера , который отмечает текущий предел массы Юпитера. Разделение МАС между коричневыми карликами и планетами. ^[105]

Необычные коричневые карлики

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 звезды диска . ^[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 L+T, другие не являются двойными, например 2MASS J11263991-5003550 , и объясняются тонкими и/или крупнозернистыми облаками. ^[115]

Поздние классы гигантских углеродных звезд

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 становятся все более отклоняющимися 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 сейчас является белым карликом, когда компаньоном была углеродная звезда. .

Класс С

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 ¹³С.
CH – населения II . аналоги звезд CR
C-Hd – углеродные звезды с дефицитом водорода, похожие на сверхгиганты позднего G с добавлением полос CH и C ₂ .

Класс С

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. Интенсивность циркония и титана может быть указана явно. Также иногда можно увидеть число после звездочки, которое обозначает интенсивность полос ZrO по шкале от 1 до 5.

Классы MS и SC: промежуточные классы, связанные с выбросами углерода.

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 .

Классификации 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 атмосфера, обозначенная нейтрального гелия He I. 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. собой округленную форму 50400/ Teff _{Это число представляет} , 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]

Расширенные спектральные классы белых карликов

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 P и Q.

Наконец, классы P и Q остались от системы, разработанной Кэнноном для Каталога Генри Дрейпера . Иногда они используются 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 ссылка ]}

Звездные остатки

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 сложно 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 нейтрино поток она несет. Эти нейтрино уносят так много 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.

Заменены спектральные классы

Несколько спектральных классов, которые ранее использовались для нестандартных звезд в середине 20 века, были заменены во время пересмотра системы классификации звезд. Их все еще можно найти 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 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. Из 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

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

^ Это относительный цвет звезды, если Вега , обычно считающаяся голубоватой звездой, используется в качестве стандарта «белого».
^ Цветность может значительно различаться внутри класса; например, Солнце (звезда G2) белое, а звезда G9 желтая.
^ Jump up to: ^а ^б ^с ^д ^и ^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.
↑ 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.
^ При использовании со звездами A-типа это относится к аномально сильным металлическим спектральным линиям.
^ Если включить все звезды, этот показатель увеличится до 78,6%. (См. примечание выше.)

Ссылки

^ «Класс светимости Моргана-Кинана | КОСМОС» . astronomy.swin.edu.au . Проверено 31 августа 2022 г.
^ О'Коннелл (27 марта 2023 г.). «ВЕЛИЧНОСТЬ И ЦВЕТОВЫЕ СИСТЕМЫ» (PDF) . Калифорнийский технологический институт ASTR 511 . Архивировано (PDF) из оригинала 28 марта 2023 года . Проверено 27 марта 2023 г.
^ Jump up to: ^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 цифр M _bol с использованием M _bol (☉)=4,75.
^ 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 .
^ Jump up to: ^а ^б Благотворительность, Митчелл. «Какого цвета звезды?» . Венд.орг . Проверено 13 мая 2006 г.
^ «Цвет звезд» . Национальный телескоп Австралии. 17 октября 2018 г.
^ Мур, Патрик (1992). Книга рекордов Гиннеса по астрономии: факты и подвиги (4-е изд.). Гиннесс. ISBN 978-0-85112-940-2 .
^ «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.
^ Jump up to: ^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 .
^ Jump up to: ^а ^б ^с ^д ^и ^ж ^г ^час Ледрю, Гленн (февраль 2001 г.). «Настоящее звездное небо». Журнал Королевского астрономического общества Канады . 95 : 32. Бибкод : 2001JRASC..95...32L .
^ «Спектральная классификация звезд (ОБАФГКМ)» . www.eudesign.com . Проверено 6 апреля 2019 г.
^ Сота, А.; Маис Апелланис, Дж.; Моррелл, Нью-Йорк; Барба, Р.Х.; Уолборн, Северная Каролина; и др. (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 .
^ Jump up to: ^а ^б Филлипс, Кеннет Дж. Х. (1995). Путеводитель по Солнцу . Издательство Кембриджского университета . стр. 47–53. ISBN 978-0-521-39788-9 .
^ Рассел, Генри Норрис (март 1914 г.). «Связь между спектрами и другими характеристиками звезд». Популярная астрономия . Том. 22. С. 275–294. Бибкод : 1914PA.....22..275R .
^ 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 .
^ Пейн, Сесилия Хелена (1925). Звездные атмосферы; Вклад в наблюдательное исследование высокой температуры в обращающихся слоях звезд (доктор философии). Рэдклиффский колледж. Бибкод : 1925PhDT.........1P .
^ Вселенная, Физика И (14 июня 2013 г.). «Спектральная классификация Йеркса» . Физика и Вселенная . Проверено 31 августа 2022 г.
^ ЛЧ (30 ноября 2018 г.). «МКК и пересмотренный Атлас МК» . Обсерватория UCL (UCLO) . Проверено 31 августа 2022 г.
^ 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 .
^ 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 .
^ Jump up to: ^а ^б ^с ^д «Заметка о спектральном атласе и спектральной классификации» . Страсбургский центр астрономических данных . Проверено 2 января 2015 г.
^ Кабальеро-Ньевес, С.М.; Нелан, ЕП; Гис, Д.Р.; Уоллес, диджей; ДеДжойя-Иствуд, К .; и др. (февраль 2014 г.). «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 .
^ 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 .
^ 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 .
^ Jump up to: ^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 .
^ 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 .
^ Грей, RO; Корбалли, CJ; Гарнизон, РФ; Макфадден, Монтана; Робинсон, ЧП (октябрь 2003 г.). «Вклад в проект «Близкие звезды» (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 .
^ 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 .
^ 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 .
^ 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 .
^ 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 .
^ Jump up to: ^а ^б Ариас, Юлия И.; и др. (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 .
^ МакРоберт, Алан (1 августа 2006 г.). «Спектральные типы звезд» . Небо и телескоп .
^ Jump up to: ^а ^б ^с ^д ^и ^ж ^г ^час ^я ^дж ^к Аллен, Дж. С. «Классификация звездных спектров» . UCL Факультет физики и астрономии: Группа астрофизики . Проверено 1 января 2014 г.
^ Jump up to: ^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 .
^ 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 .
^ Jump up to: ^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 .
^ 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 .
^ Jump up to: ^а ^б ^с ^д ^и ^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 .
^ Раунтри Леш, Дж. (1968). «Кинематика пояса Гулда: расширяющаяся группа?» . Серия дополнений к астрофизическому журналу . 17 : 371. Бибкод : 1968ApJS...17..371L . дои : 10.1086/190179 .
^ 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.
^ 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.
^ 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 .
^ «Классификация звездных спектров: немного истории» .
^ 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 .
^ с. 60–63, Хирншоу, 1986; пп. 623–625, Ведра 1866 г.
^ стр. 62–63, Хирншоу, 1986.
^ с. 60, Хирншоу, 1986.
↑ «Ловцы света: забытые жизни мужчин и женщин, которые первыми сфотографировали небеса», Стефан Хьюз.
^ Jump up to: ^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 .
^ Jump up to: ^а ^б стр. 106–108, Хирншоу, 1986.
^ Jump up to: ^а ^б «Уильямина Флеминг» . Оксфордский справочник . Проверено 10 июня 2020 г.
^ «Уильямина Пэтон Флеминг —» . www.projectcontinua.org . Проверено 10 июня 2020 г.
^ «Классификация звездных спектров» . spiff.rit.edu . Проверено 10 июня 2020 г.
^ Хирншоу (1986), стр. 111–112.
^ 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 .
^ Jump up to: ^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 .
^ 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 .
^ 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 .
^ Хирншоу (1986), стр. 117–119,
^ 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 .
^ Хирншоу (1986), стр. 121–122.
^ «Энни Джамп Пушка» . www.projectcontinua.org . Проверено 10 июня 2020 г.
^ 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 .
^ 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 .
^ 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 .
^ 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 .
^ Jump up to: ^а ^б ^с ^д ^и ^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 .
^ Дорогой, Дэвид. «звезда позднего типа» . Интернет-энциклопедия науки . Проверено 14 октября 2007 г.
^ Jump up to: ^а ^б ^с ^д ^и Уолборн, Северная Каролина (2008). «Многоволновая систематика OB-спектров». Массивные звезды: фундаментальные параметры и околозвездные взаимодействия (ред. П. Беналья . 33 : 5. Бибкод : 2008RMxAC..33....5W .
^ Атлас звездных спектров с описанием спектральной классификации , У. В. Морган, П. К. Кинан и Э. Келлман, Чикаго: The University of Chicago Press, 1943.
^ 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 .
^ Морган, WW; Абт, Хельмут А.; Тапскотт, JW (1978). «Пересмотренный спектральный атлас МК звезд, предшествующих Солнцу». Уильямс Бэй: Обсерватория Йеркса . Бибкод : 1978rmsa.book.....M .
^ 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 .
^ Элизабет Хауэлл (21 сентября 2013 г.). «Регулус: Королевская звезда» . Space.com . Проверено 13 апреля 2022 г.
^ Слеттебак, Арне (июль 1988 г.). «Будьте звездами» . Публикации Тихоокеанского астрономического общества . 100 : 770–784. Бибкод : 1988PASP..100..770S . дои : 10.1086/132234 .
^ «100 БЛИЖАЙШИХ ЗВЕЗДНЫХ СИСТЕМ» . www.astro.gsu.edu . Проверено 13 апреля 2022 г.
^ «Звезды в радиусе 20 световых лет» .
^ 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 .
^ 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 )
^ 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 .
^ 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 .
^ 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 .
^ «В космологическом масштабе период обитаемости Земли почти закончился | Международное космическое братство» . Spacefellowship.com . Проверено 22 мая 2012 г.
^ « Звезды «Златовласки» могут быть «подходящими» для поиска обитаемых миров» . НАСА.com. 7 марта 2019 года . Проверено 26 августа 2021 г.
^ Jump up to: ^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. .
^ «Галактический ремонт» . www.spacetelescope.org . ЕКА/Хаббл . Проверено 29 апреля 2015 г.
^ Пейн, Сесилия Х. (1930). «Классификация звезд О». Бюллетень обсерватории Гарвардского колледжа . 878 : 1. Бибкод : 1930BHarO.878....1P .
^ 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 .
^ Кингсбург, РЛ; Барлоу, MJ; Стори, Пи Джей (1995). «Свойства звезд WO Вольфа-Райе». Астрономия и астрофизика . 295 : 75. Бибкод : 1995A&A...295...75K .
^ 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 .
^ 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 .
^ 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 .
^ 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 .
^ Jump up to: ^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 .
^ Jump up to: ^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 .
^ 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 .
^ Камензинд, Макс (27 сентября 2006 г.). «Классификация звездных спектров и ее физическая интерпретация» (PDF) . Астролаборатория Landessternwarte Königstuhl : 6 – через Гейдельбергский университет.
^ 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 .
^ 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 .
^ Jump up to: ^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.
^ Jump up to: ^а ^б Вентон, Даниэль (23 августа 2011 г.). «Спутник НАСА обнаружил самые холодные и темные звезды» . Проводной – через www.wired.com.
^ «НАСА - Мудрая миссия НАСА обнаружила самый крутой класс звезд» . www.nasa.gov . Архивировано из оригинала 14 февраля 2021 года . Проверено 1 ноября 2019 г.
^ Цукерман, Б.; Песня, И. (2009). «Минимальная масса Джинса, коричневый карлик-компаньон 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 .
^ Jump up to: ^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 .
^ Jump up to: ^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 .
^ 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 .
^ 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 .
^ Европейская южная обсерватория . «Очень крутая пара коричневых карликов» , 23 марта 2011 г.
^ 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 .
^ «Коды спектрального типа» . simbad.u-strasbg.fr . Проверено 6 марта 2020 г.
^ Jump up to: ^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 .
^ Jump up to: ^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 .
^ Jump up to: ^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 .
^ Jump up to: ^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 .
^ 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 .
^ «Данные о цвете и величине» . Научный институт космического телескопа (www.stsci.edu) . Проверено 6 марта 2020 г.
^ Буиг, Р. (1954). Анналы астрофизики, Vol. 17, с. 104
^ Кинан, ПК (1954). «Классификация звезд S-типа». Астрофизический журнал . 120 : 484. Бибкод : 1954ApJ...120..484K . дои : 10.1086/145937 .
^ Jump up to: ^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 .
^ 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 .
^ 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 .
^ «Пульсирующие переменные звезды и диаграмма Герцшпрунга-Рассела (HR)» . Центр Астрофизики | Гарвард и Смитсоновский институт. 9 марта 2015 года . Проверено 23 июля 2016 г.
^ 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 .
^ Jump up to: ^а ^б «Звезды и обитаемые планеты» . www.solstation.com .

Дальнейшее чтение

Харре, Ян Винсент; Хеллер, Рене (2021). «Цифровые цветовые коды звезд». Астрономические новости . 342 (3): 578–587. arXiv : 2101.06254 . Бибкод : 2021AN....342..578H . дои : 10.1002/asna.202113868 . S2CID 231627588 .

Внешние ссылки

Библиотеки звездных спектров Д. Монтеса, UCM
Спектральные типы записей каталога Hipparcos
Звездная спектральная классификация. Архивировано 31 октября 2010 года в Wayback Machine Ричардом О. Греем и Кристофером Дж. Корбалли.
Спектральные модели звезд П. Коэльо
Меррифилд, Майкл; Бауэр, Аманда; Хойслер, Борис (2010). «Звездная классификация» . Шестьдесят символов . Брэди Харан из Ноттингемского университета .
Таблица звездной классификации

[7] Это относительный цвет звезды, если Вега , обычно считающаяся голубоватой звездой, используется в качестве стандарта «белого».

[10] Цветность может значительно различаться внутри класса; например, Солнце (звезда G2) белое, а звезда G9 желтая.

[proportions-12] Jump up to: ^а ^б ^с ^д ^и ^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.

[33] 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.

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

[91] Если включить все звезды, этот показатель увеличится до 78,6%. (См. примечание выше.)

[1] «Класс светимости Моргана-Кинана | КОСМОС» . astronomy.swin.edu.au . Проверено 31 августа 2022 г.

[2] О'Коннелл (27 марта 2023 г.). «ВЕЛИЧНОСТЬ И ЦВЕТОВЫЕ СИСТЕМЫ» (PDF) . Калифорнийский технологический институт ASTR 511 . Архивировано (PDF) из оригинала 28 марта 2023 года . Проверено 27 марта 2023 г.

[calib-3] Jump up to: ^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 цифр M _bol с использованием M _bol (☉)=4,75.

[weidner-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 .

[Charity-5] Jump up to: ^а ^б Благотворительность, Митчелл. «Какого цвета звезды?» . Венд.орг . Проверено 13 мая 2006 г.

[ATNFcolor-6] «Цвет звезд» . Национальный телескоп Австралии. 17 октября 2018 г.

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

[9] «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.

[bdevol-11] Jump up to: ^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 .

[LeDrew2001-13] Jump up to: ^а ^б ^с ^д ^и ^ж ^г ^час Ледрю, Гленн (февраль 2001 г.). «Настоящее звездное небо». Журнал Королевского астрономического общества Канады . 95 : 32. Бибкод : 2001JRASC..95...32L .

[mnem-14] «Спектральная классификация звезд (ОБАФГКМ)» . www.eudesign.com . Проверено 6 апреля 2019 г.

[UpsOriType-15] Сота, А.; Маис Апелланис, Дж.; Моррелл, Нью-Йорк; Барба, Р.Х.; Уолборн, Северная Каролина; и др. (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 .

[SunSpectrum-16] Jump up to: ^а ^б Филлипс, Кеннет Дж. Х. (1995). Путеводитель по Солнцу . Издательство Кембриджского университета . стр. 47–53. ISBN 978-0-521-39788-9 .

[17] Рассел, Генри Норрис (март 1914 г.). «Связь между спектрами и другими характеристиками звезд». Популярная астрономия . Том. 22. С. 275–294. Бибкод : 1914PA.....22..275R .

[18] 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 .

[19] Пейн, Сесилия Хелена (1925). Звездные атмосферы; Вклад в наблюдательное исследование высокой температуры в обращающихся слоях звезд (доктор философии). Рэдклиффский колледж. Бибкод : 1925PhDT.........1P .

[20] Вселенная, Физика И (14 июня 2013 г.). «Спектральная классификация Йеркса» . Физика и Вселенная . Проверено 31 августа 2022 г.

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

[22] 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 .

[ref_MK-23] 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 .

[CDS-24] Jump up to: ^а ^б ^с ^д «Заметка о спектральном атласе и спектральной классификации» . Страсбургский центр астрономических данных . Проверено 2 января 2015 г.

[Caballero-Nieves-25] Кабальеро-Ньевес, С.М.; Нелан, ЕП; Гис, Д.Р.; Уоллес, диджей; ДеДжойя-Иствуд, К .; и др. (февраль 2014 г.). «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 .

[Prinja-26] 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 .

[GrayDF-27] 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 .

[Nazé-28] Jump up to: ^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 .

[Lyubimkov-29] 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 .

[GrayRO-30] Грей, RO; Корбалли, CJ; Гарнизон, РФ; Макфадден, Монтана; Робинсон, ЧП (октябрь 2003 г.). «Вклад в проект «Близкие звезды» (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 .

[Shenavrin-31] 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 .

[Cenarro-32] 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 .

[Sion-34] 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 .

[HayesPasinetti2012-35] 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 .

[arias-36] Jump up to: ^а ^б Ариас, Юлия И.; и др. (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 .

[37] МакРоберт, Алан (1 августа 2006 г.). «Спектральные типы звезд» . Небо и телескоп .

[Allen-38] Jump up to: ^а ^б ^с ^д ^и ^ж ^г ^час ^я ^дж ^к Аллен, Дж. С. «Классификация звездных спектров» . UCL Факультет физики и астрономии: Группа астрофизики . Проверено 1 января 2014 г.

[JMA-39] Jump up to: ^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 .

[walborn2010-40] 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 .

[Cecilia-41] Jump up to: ^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 .

[GRauw-42] 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 .

[WR-43] Jump up to: ^а ^б ^с ^д ^и ^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 .

[Lesh-45] Раунтри Леш, Дж. (1968). «Кинематика пояса Гулда: расширяющаяся группа?» . Серия дополнений к астрофизическому журналу . 17 : 371. Бибкод : 1968ApJS...17..371L . дои : 10.1086/190179 .

[46] 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.

[47] 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.

[48] 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 .

[49] «Классификация звездных спектров: немного истории» .

[50] 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 .

[51] с. 60–63, Хирншоу, 1986; пп. 623–625, Ведра 1866 г.

[52] стр. 62–63, Хирншоу, 1986.

[53] с. 60, Хирншоу, 1986.

[54] «Ловцы света: забытые жизни мужчин и женщин, которые первыми сфотографировали небеса», Стефан Хьюз.

[drapera-55] Jump up to: ^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 .

[draperb-56] Jump up to: ^а ^б стр. 106–108, Хирншоу, 1986.

[Williamina_Fleming-57] Jump up to: ^а ^б «Уильямина Флеминг» . Оксфордский справочник . Проверено 10 июня 2020 г.

[58] «Уильямина Пэтон Флеминг —» . www.projectcontinua.org . Проверено 10 июня 2020 г.

[59] «Классификация звездных спектров» . spiff.rit.edu . Проверено 10 июня 2020 г.

[60] Хирншоу (1986), стр. 111–112.

[61] 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 .

[spectroscopists-62] Jump up to: ^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 .

[63] 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 .

[64] 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 .

[65] Хирншоу (1986), стр. 117–119,

[66] 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 .

[67] Хирншоу (1986), стр. 121–122.

[68] «Энни Джамп Пушка» . www.projectcontinua.org . Проверено 10 июня 2020 г.

[Nassau1946-69] 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 .

[FitzGerald1969-70] 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 .

[Sandage1969-71] 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 .

[Norris2011-72] 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 .

[Garrison-73] Jump up to: ^а ^б ^с ^д ^и ^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 .

[74] Дорогой, Дэвид. «звезда позднего типа» . Интернет-энциклопедия науки . Проверено 14 октября 2007 г.

[Walborn-75] Jump up to: ^а ^б ^с ^д ^и Уолборн, Северная Каролина (2008). «Многоволновая систематика OB-спектров». Массивные звезды: фундаментальные параметры и околозвездные взаимодействия (ред. П. Беналья . 33 : 5. Бибкод : 2008RMxAC..33....5W .

[76] Атлас звездных спектров с описанием спектральной классификации , У. В. Морган, П. К. Кинан и Э. Келлман, Чикаго: The University of Chicago Press, 1943.

[walborn-77] 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 .

[78] Морган, WW; Абт, Хельмут А.; Тапскотт, JW (1978). «Пересмотренный спектральный атлас МК звезд, предшествующих Солнцу». Уильямс Бэй: Обсерватория Йеркса . Бибкод : 1978rmsa.book.....M .

[79] 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 .

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

[Slettebak1988-81] Слеттебак, Арне (июль 1988 г.). «Будьте звездами» . Публикации Тихоокеанского астрономического общества . 100 : 770–784. Бибкод : 1988PASP..100..770S . дои : 10.1086/132234 .

[82] «100 БЛИЖАЙШИХ ЗВЕЗДНЫХ СИСТЕМ» . www.astro.gsu.edu . Проверено 13 апреля 2022 г.

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

[MK73-84] 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 .

[MK78-85] 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 )

[Gray89-86] 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 .

[Keenan89-87] 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 .

[88] 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 .

[89] «В космологическом масштабе период обитаемости Земли почти закончился | Международное космическое братство» . Spacefellowship.com . Проверено 22 мая 2012 г.

[90] « Звезды «Златовласки» могут быть «подходящими» для поиска обитаемых миров» . НАСА.com. 7 марта 2019 года . Проверено 26 августа 2021 г.

[nasa1010-92] Jump up to: ^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. .

[93] «Галактический ремонт» . www.spacetelescope.org . ЕКА/Хаббл . Проверено 29 апреля 2015 г.

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

[95] 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 .

[96] Кингсбург, РЛ; Барлоу, MJ; Стори, Пи Джей (1995). «Свойства звезд WO Вольфа-Райе». Астрономия и астрофизика . 295 : 75. Бибкод : 1995A&A...295...75K .

[tinkler-97] 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 .

[mizsalski-98] 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 .

[99] 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 .

[100] 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 .

[kirk_ARAA-101] Jump up to: ^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 .

[kirk_ApJ-102] Jump up to: ^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 .

[103] 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 .

[104] Камензинд, Макс (27 сентября 2006 г.). «Классификация звездных спектров и ее физическая интерпретация» (PDF) . Астролаборатория Landessternwarte Königstuhl : 6 – через Гейдельбергский университет.

[105] 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 .

[106] 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 .

[stars-cooler-than-body-107] Jump up to: ^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.

[cool-y-dwarf-108] Jump up to: ^а ^б Вентон, Даниэль (23 августа 2011 г.). «Спутник НАСА обнаружил самые холодные и темные звезды» . Проводной – через www.wired.com.

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

[110] Цукерман, Б.; Песня, И. (2009). «Минимальная масса Джинса, коричневый карлик-компаньон 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 .

[ydwarfsurvey-111] Jump up to: ^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 .

[four600k-112] Jump up to: ^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 .

[tytrans-113] 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 .

[114] 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 .

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

[Luhman2016-116] 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 .

[117] «Коды спектрального типа» . simbad.u-strasbg.fr . Проверено 6 марта 2020 г.

[:5-118] Jump up to: ^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 .

[:6-119] Jump up to: ^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 .

[:7-120] Jump up to: ^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 .

[:8-121] Jump up to: ^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 .

[122] 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 .

[123] «Данные о цвете и величине» . Научный институт космического телескопа (www.stsci.edu) . Проверено 6 марта 2020 г.

[124] Буиг, Р. (1954). Анналы астрофизики, Vol. 17, с. 104

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

[sionspectra-126] Jump up to: ^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 .

[127] 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 .

[villanovar4-128] 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 .

[chan-var-hr-129] «Пульсирующие переменные звезды и диаграмма Герцшпрунга-Рассела (HR)» . Центр Астрофизики | Гарвард и Смитсоновский институт. 9 марта 2015 года . Проверено 23 июля 2016 г.

[130] 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 .

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

[1]

[2]

[3]

[4]

[5]

[6]

[а]

[7]

[8]

[б]

[9]

[с]

[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 авторитетного контроля
International	FAST 2
National	Germany Israel United States