Spektralklassificering av stjärnor

Spektralklassificering av stjärnor  - klassificering av stjärnor enligt egenskaperna hos deras spektra . Stjärnornas spektra varierar mycket, även om de för det mesta är kontinuerliga med absorptionslinjer . Den moderna spektrala klassificeringen är tvåparametrisk: spektrats form, som främst beror på temperatur, beskrivs av spektraltypen, medan ljusstyrkan hos en stjärna beskrivs av luminositetsklassen . Klassificeringen kan också ta hänsyn till ytterligare funktioner i spektrumet.

Huvudspektralklasserna av stjärnor i sjunkande temperatur, från blåare till rödare - O , B , A , F , G , K , M . De flesta stjärnor, inklusive solen , tillhör dessa spektralklasser, men det finns andra klasser: till exempel L, T, Y för bruna dvärgar eller C, S för kol- och zirkoniumstjärnor . Huvudspektralklasserna är indelade i underklasser, indikerade med ett nummer efter klassbeteckningen, från 0 till 9 (förutom O, vars underklasser är från 2 till 9) i ordning efter minskande temperatur. Klasserna av stjärnor med högre temperaturer kallas villkorligt tidigt, lägre temperaturer kallas sent.

Stjärnor av samma spektralklass kan ha olika ljusstyrka. Samtidigt är spektraltyperna och ljusstyrkorna inte fördelade slumpmässigt: det finns ett visst förhållande mellan dem, och på diagrammet spektralklassen - stjärnornas absoluta magnitud är grupperade i separata områden, som var och en motsvarar en ljusstyrka klass. Ljusstyrka klasser betecknas med romerska siffror från I till VII, från ljusast till svagare. Ljusstyrkan hos en stjärna har viss effekt på formen på dess spektrum, så det finns skillnader mellan spektra av stjärnor av samma spektralklass och olika ljusklasser.

Spektrala egenskaper som inte passar in i denna klassificering betecknas vanligtvis med ytterligare symboler. Till exempel indikeras närvaron av emissionslinjer med bokstaven e, och speciella spektra indikeras med bokstaven p.

Utvecklingen av spektroskopi på 1800-talet gjorde det möjligt att klassificera stjärnornas spektra. På 1860-talet utvecklades en av de första klassificeringarna, som användes fram till slutet av 1800-talet, av Angelo Secchi . Vid sekelskiftet 1800- och 1900-talet skapade astronomer vid Harvard-observatoriet Harvard-klassificeringen, där spektraltyperna fick en nära modern form, och 1943 skapades Yerkes-klassificeringen, där ljusstyrkaklasser förekom och som , med vissa ändringar, används fortfarande idag. Förfiningen av detta system fortsatte både som ett resultat av upptäckten av nya objekt och på grund av en ökning av noggrannheten i spektrala observationer.

Spektra av stjärnor

Stjärnornas spektra spelar en mycket viktig roll i studiet av många av deras egenskaper. Spektra för de flesta stjärnor är kontinuerliga med absorptionslinjer överlagrade på dem , men vissa stjärnor har emissionslinjer i sina spektra [1] [2] .

Det är mycket förenklat att betrakta en stjärnas yta som en källa till ett kontinuerligt spektrum och atmosfären  som en källa till linjer, men i verkligheten finns det ingen tydlig gräns mellan dem. Som en enkel modell av en stjärna kan du ta strålningen från en svart kropp , vars spektrum beskrivs av Plancks lag , och även om de ofta visar sig vara helt olika, används begreppet effektiv temperatur  flitigt för stjärnor - den temperatur som en svart kropp av samma storlek som en stjärna ska ha för att ha samma ljusstyrka [2] [3] .

Det visar sig att stjärnornas spektra är väldigt olika. Spektrum kan domineras av korta eller långa våglängder, vilket påverkar stjärnans färg. Spektrallinjer kan å andra sidan vara få, eller tvärtom kan de fylla en stor del av spektrumet [4] [5] .

Modern klassificering

Modern spektral klassificering tar hänsyn till två parametrar. Den första är den faktiska spektralklassen, som beskriver typen av spektrum och linjer i det och beror främst på stjärnans temperatur [6] . Den andra parametern beror på stjärnans ljusstyrka och kallas följaktligen för ljusstyrka : stjärnor i samma spektralklass kan ha avsevärt olika ljusstyrkor, och detaljerna i spektrumet i sådana fall skiljer sig också åt. Om det dessutom finns särdrag i stjärnans spektrum, till exempel emissionslinjer, kan ytterligare beteckningar användas [7] . Klassificeringen tar hänsyn till parametrarna och egenskaperna hos spektrumet, inte bara i det optiska området , utan även i det infraröda och ultravioletta området . Vanligtvis, i praktiken, för att bestämma klassen för en viss stjärna jämförs dess spektrum med de välkända spektra för vissa standardstjärnor [8] .

Det beskrivna systemet kallas Yerke-klassificeringen efter namnet på Yerke-observatoriet där det utvecklades, eller Morgan  - Keenan- systemet efter namnen på astronomerna som utvecklade det [9] [10] . I detta system skrivs solens klass , som har en spektraltyp G2 och en luminositetsklass V, som G2V [11] .

Spektralklasser

De allra flesta stjärnor kan tilldelas en av huvudklasserna: O, B, A, F, G, K, M. I denna ordning bildar dessa klasser en kontinuerlig sekvens för att minska stjärnans effektiva temperatur och i färg - från blått till rött [12] .

Var och en av dessa klasser är i sin tur indelad i underklasser från 0 till 9 i ordning efter sjunkande temperatur [13] . Underklassbeteckningen placeras efter klassbeteckningen: till exempel G2 [14] . Undantaget är klass O: den använder klasser från O2 till O9 [15] . Ibland används bråkkvaliteter, såsom B0,5. Högre temperaturklasser och underklasser kallas tidig, låg temperatur-sen [16] . Som en villkorlig gräns mellan dem kan klassen av solen G2 [17] eller andra klasser [18] tas ; även mellan de tidiga och sena klasserna kan ett gap av "sol" klasserna F och G [19] vara framstående .

Stjärnor av olika spektraltyper har olika inte bara temperaturer och färger, utan också spektrallinjer. Till exempel, i spektra av klass M-stjärnor, observeras absorptionslinjer för olika molekylära föreningar, och i klass O-stjärnor observeras linjer av multipeljoniserade atomer [20] . Detta är direkt relaterat till temperaturen på stjärnans yta: när temperaturen stiger bryts molekylerna upp till atomer och joniseringsgraden av de senare ökar [21] . Intensiteten hos olika linjer påverkas också av stjärnans kemiska sammansättning [5] .

Stjärnor är extremt ojämnt fördelade över spektralklasser: cirka 73 % av Vintergatans stjärnor tillhör M -klassen, cirka 15 % mer till K-klassen, medan 0,00002 % av stjärnorna i O-klassen [22] . Men på grund av det faktum att ljusare stjärnor är synliga från större avstånd, och stjärnor av tidiga spektraltyper vanligtvis är ljusare, ser den observerade fördelningen av stjärnor efter klass ofta annorlunda ut: till exempel bland stjärnor med en skenbar magnitud som är ljusare än 8,5 m , mest av alla K- och A-klasserna är vanliga och står för 31 % respektive 22 % av alla stjärnor, medan de minst vanliga är M- och O-klasserna — 3 % respektive 1 % [23] [24] .

Utöver huvudspektralklasserna finns det andra för stjärnor som inte passar in i den beskrivna klassificeringen. Dessa är till exempel klasserna L, T, Y för bruna dvärgar [12] eller C, S för kolstjärnor och zirkoniumstjärnor [20] . För Wolf-Rayet-stjärnor används W-klassen, för planetariska nebulosor  , P, och för nya stjärnor  , Q [16] .

För att memorera huvudsekvensen finns det en mnemonisk fras : O h B e A F ine G irl ( G uy ), K iss M e [12] . Fraser konstruerade med ett liknande syfte finns också på ryska : Odin Rakade engelsmannen Finiki Zheval Kak Morkov , och även O Boris Aleksandrovich , Physicists Wait for the End of M Teachings [ 25 ] .

Karakteristika för stjärnor i huvudklasserna [12]
Klass Temperatur ( K ) [26] Färg [16] Färgindex B−V [27] M V (för huvudsekvensen ) [23]
O > 30 000 Blå −0,3 −5,7...−3,3
B 10 000—30 000 vit blå −0,2 −4,1…+1,5
A 7400—10 000 Vit 0 +0,7…+3,1
F 6000-7400 gul vit +0,4 +2,6…+4,6
G 5000-6000 Gul +0,6 +4,4…+6,0
K 3800-5000 Orange +1,0 +5,9…+9,0
M 2500-3800 Röd +1,5 +9,0…+16

Ljusstyrka klasser

Stjärnor som tillhör samma spektralklass kan ha mycket olika ljusstyrkor och absoluta stjärnstorlekar , därför räcker det inte med en spektralklass för att beskriva en stjärnas egenskaper. Stjärnorna på Hertzsprung-Russell-diagrammet , där de är markerade med spektraltyp och absolut magnitud, är inte jämnt fördelade, utan är koncentrerade till flera områden i diagrammet. Därför är luminositetsklassen inte direkt relaterad till ljusstyrkan, utan motsvarar ett eller annat område av diagrammet [28] . Stjärnor av samma ljusstyrka kan variera mycket [29] , men ljusstyrkan gör det verkligen möjligt att skilja mellan stjärnor av samma spektralklass och olika ljusstyrkor [30] .

Ljusstyrka klasser anges med romerska siffror, som är placerade efter spektralklassen. De huvudsakliga ljusstyrkaklasserna, i fallande ordning efter ljusstyrka [11] [30] [31] :

I sällsynta fall urskiljs ljusstyrka klass VIII, till vilken kärnorna i planetariska nebulosor hör och förvandlas till vita dvärgar [34] .

I varje ljusstyrka finns ett visst samband mellan spektralklassen och ljusstyrkan [11] . Så, till exempel, huvudsekvensstjärnor är ljusare, ju tidigare deras spektraltyp är: från +16 m för M8V-klassstjärnor till -5,7 m för O5V-klassstjärnor (se ovan ) [23] .

Ljuseffekter

Stjärnor av samma spektralklass, men olika ljusstyrka, skiljer sig inte bara åt i absolut magnitud. Vissa spektrala egenskaper blir mer uttalade eller tvärtom försvagas när de går över till ljusare ljusstyrkaklasser. I engelsk  litteratur kallas sådana fenomen för luminosity effects [10] [ 35] .

Jättar och superjättar är mycket större än huvudsekvensstjärnor av samma spektraltyper, med nästan samma massa. Följaktligen är accelerationen av fritt fall nära ytorna på ljusa stjärnor lägre, så både densiteten och trycket för gasen är lägre där. Detta leder till olika ljusstyrkaeffekter [10] .

Till exempel är en av de vanligaste ljuseffekterna att ljusare stjärnor har smalare och djupare spektrallinjer. I stjärnor med ljusare ljusstyrkaklasser är linjerna av joniserade element starkare, och dessa stjärnor i sig är kallare och rödare än huvudsekvensstjärnor av samma spektralklass [36] . Alla dessa egenskaper gör det möjligt att bestämma en stjärnas ljusstyrkaklass och följaktligen dess ljusstyrka i allmänhet [30] [37] endast genom formen av spektrumet .

Ytterligare notationer

Om spektrumet av en stjärna har vissa egenskaper, återspeglas detta av en ytterligare beteckning som läggs till beteckningen på dess klass (före eller bakom den). Till exempel, om det finns emissionslinjer i spektrumet av en B5-klassstjärna, kommer dess spektraltyp att vara B5e [38] .

Ytterligare notation [9] [13] [39]
Beteckning Beskrivning av spektrumet
c, s Smala djupa linjer
komp Det kombinerade spektrumet av två stjärnor av olika klasser ( spektral binärstjärna )
e Emissionslinjer, som vanligtvis refererar till väte (till exempel i Be stars ) [40]
[e] Förbjudna utsläppslinjer (till exempel i B[e]-stjärnor ) [40]
f, (f), ((f)), f*, f+ [komm. ett] Vissa emissionslinjer för He II och N III i O-stjärnor [41]
k Interstellära absorptionslinjer
m Starka metalllinjer
n, nn Breda linjer (t.ex. på grund av rotation)
neb Spektrumet kompletteras av nebulosans spektrum
sid Märkligt spektrum
sd subdvärg
sh skalstjärna
v, var Variabel spektralklass
wd vit dvärg
wk, wl Svaga linjer
: Felaktig klassdefinition

Intermediära spektralklasser

Ibland uppvisar en stjärnas spektrum egenskaperna hos spektra av olika klasser. Till exempel, om spektrumet innehåller både emissionslinjer som är karakteristiska för en Wolf-Rayet-stjärna av WN6-klassen och de som är karakteristiska för en blå superjätte av O2If*-klassen, kommer dess klass att skrivas som O2If*/WN6. Sådana stjärnor kallas i engelska källor slash stars (lit. " slash -stars") [42] . Om stjärnan uppvisar mellanliggande egenskaper mellan två klasser, så kan både tecknet / och - [30] [43] [44] användas : till exempel har Procyon en spektral typ F5V-IV [45] .

Karakteristika för stjärnor av olika klasser

Klass O

De hetaste stjärnorna tillhör spektraltypen O. Deras yttemperatur är över 30 000 Kelvin och de är blå: B−V-färgindexet för sådana föremål är cirka −0,3 m [12] [46] [27] .

Till skillnad från resten av spektralklasserna är den tidigaste underklassen av O O2, inte O0, och tidigare användes endast O5 till O9 [15] [20] .

Spektra för klass O-stjärnor domineras av blå och ultraviolett strålning. Ett utmärkande särdrag för deras spektra är dessutom absorptionslinjerna för multipla joniserade element: till exempel Si V och C III , N III och O III [komm. 2] . He II -linjerna är också starka  , i synnerhet Pickering-serien . Linjerna av neutralt helium och väte är märkbara men svaga [47] [48] [49] . Emissionslinjer observeras ganska ofta: de finns i 15 % av O- och B-klassstjärnorna [50] . Många stjärnor avger mycket starkt joniserade grundämnen i röntgenområdet , till exempel Si XV [51] .

I senare underklasser, i förhållande till tidigare, ökar intensiteten hos neutrala heliumlinjer och den för joniserat helium minskar: förhållandet mellan deras intensiteter används som ett av huvudkriterierna för att bestämma vilken underklass en stjärna tillhör. Beroende på vilka spektrallinjer som tas jämförs intensiteterna i underklasserna O6-O7. Neutrala heliumlinjer kan inte längre detekteras i O3-klassstjärnor [52] .

De mest massiva och ljusstarkaste stjärnorna tillhör denna klass. De lever en kort tid och ger det huvudsakliga bidraget till ljusstyrkan (men inte massan) i galaxer där sådana stjärnor finns, beskriver strukturen hos spiralarmar och spelar en viktig roll för att berika galaxer med vissa element, som syre. Tidiga underklass B-stjärnor har liknande fysiska och spektrala egenskaper, så de är ofta grupperade med klass O-stjärnor under det allmänna namnet " OB-stjärnor ". Denna gemenskap, trots namnet, inkluderar inte sena B-underklasser: bland huvudsekvensstjärnor hör stjärnor senast B2 till den, men för ljusare ljusstyrkaklasser flyttas denna gräns till senare underklasser [53] .

Klass O-stjärnor inkluderar till exempel Alpha Giraffe  , en superjätte av O9Ia-klassen [ 54 ] , såväl som Theta¹ Orion C  , en huvudsekvensstjärna i O7Vp-klassen [55] .

Klass B

Spektralklass B- stjärnor har lägre temperaturer än klass O-stjärnor: från 10 till 30 tusen kelvin . De har en blå-vit färg och ett B−V-färgindex på cirka −0,2 m [12] [27] .

Liksom klass O har klass B-stjärnor linjer av joniserade element i sina spektra, till exempel O II , Si II och Mg II [komm. 2] . Det finns dock praktiskt taget inga He II -linjer i spektra av klass B-stjärnor  — endast i de tidigaste underklasserna, senast B0.5, kan svaga linjer observeras. De neutrala heliumlinjerna är tvärtom mycket starka och når sin maximala intensitet i B2-underklassen, men försvagas avsevärt i de sena underklasserna. Vätelinjer är också tydligt synliga , i synnerhet Balmer-serien , som ökar mot sena spektralklasser [21] [48] [56] . Klass B-stjärnor har också ofta emissionslinjer [50] .

Rigel (B8Iae) [ 57] kan hänvisas till klass B superjättar . Ett exempel på en jätte av klass B är Tau Orionis (B5III) [58] , medan klass B huvudsekvensstjärnor inkluderar Eta Aurigae (B3V) [59] och 18 Taurus (B8V) [60] .

Klass A

Stjärnor av spektraltyp A har temperaturer i intervallet 7400–10000 K. Deras B−V-färgindex är nära noll och färgen ser vit ut [12] [27] .

I spektra av klass A-stjärnor är vätelinjerna mycket starka , som når en maximal intensitet i A2-underklassen, speciellt för Balmer-serien [9] . Resten av linjerna är mycket svagare och kan vara nästan osynliga. Genom sena klasser förstärks Ca II -linjerna [komm. 2] och linjer av några neutrala metaller visas. Neutrala heliumlinjer saknas i alla underklasser förutom den tidigaste, A0, där de kan vara svagt synliga [21] [48] . Spektra för klass A-stjärnor är dock ganska olika. Till exempel är mer än 30 % av klass A-stjärnor kemiskt speciella : de har en stark brist på metaller eller omvänt ett överskott av vissa element. Snabbt roterande klass A-stjärnor är också vanliga, vilket ändrar spektrumet därefter och gör stjärnan ljusare. Av denna anledning är huvudsekvensen för klass A-stjärnor ibland uppdelad i två underklasser av ljusstyrka: den ljusare Va och den svagare Vb [61] .

Klass A huvudsekvensstjärnor inkluderar till exempel Vega (A0Va) [62] och Denebola (A3Va) [63] . Ett exempel på en jätte av denna klass är Tuban (A0III) [64] , en superjätte är Eta Lion (A0Ib) [65] .

Klass F

Temperaturerna för klass F-stjärnor ligger i intervallet 6000–7400 K . Deras B−V-färgvärden  är cirka 0,4 m och deras färg är gul-vit [12] [27] .

Spektrana för dessa stjärnor visar linjer av joniserade och neutrala metaller, såsom Ca II , Fe I , Fe II, Cr II , Ti II [komm. 2] . I senare underklasser är de mer uttalade, och linjerna för neutralt väte är svagare [9] [21] [48] . Underklassstjärnor senare än F5 har ett konvektivt skal , så överskottet eller bristen på vissa element på ytan försvinner på grund av blandning med djupare lager. Det finns alltså praktiskt taget inga kemiskt säregna stjärnor i den sena klassen F, till skillnad från klass A (se ovan ) [66] .

Vid vändpunkten för populationerna av den galaktiska glorian och den tjocka skivan finns det stjärnor av klass tidigast F. Således är denna klass den tidigaste för population II -stjärnor som ligger på huvudsekvensen [66] .

Ett exempel på en F-klass huvudsekvensstjärna är Procyon (F5IV-V) [67] , en jätte är Ypsilon Pegasus (F8III) [68] , F-klass superjättar inkluderar Arneb (F0Ia) [69] och Wesen (F8Ia) [70 ] .

Klass G

G-klass stjärnor har temperaturer på 5000–6000 K. Färgen på sådana stjärnor är gul, B−V-färgindexen är cirka 0,6 m [12] [27] .

De tydligast synliga i spektra av sådana stjärnor är linjerna av metaller, i synnerhet järn , titan , och särskilt linjerna av Ca II [komm. 2] , och når intensitetsmaximum i underklassen G0. Cyanlinjer är synliga i spektra av jättestjärnor . Vätelinjer är svaga och sticker inte ut bland metalllinjer [ 9] [21] [48] . Metalllinjer intensifieras mot sena spektrala underklasser [71] .

Solen tillhör klass G , på grund av vilken stjärnorna i klass G i huvudsekvensen är av ytterligare intresse. Dessutom anses dvärgstjärnor i klasserna G och K vara de mest lämpade för uppkomsten och utvecklingen av liv i deras planetsystem [72] .

Förutom Solen, som har G2V-klassen, inkluderar G-klassens dvärgar till exempel Kappa¹ Ceti (G5V) [73] . Kappa Gemini (G8III-IIIb) [74] tillhör jättarna och Epsilon Gemini (G8Ib) [75] tillhör superjättarna .

Klass K

Klass K-stjärnor har en yttemperatur på 3800–5000 K. Deras färg är orange, och B−V-färgindexen är nära 1,0 m [12] [27] .

I spektra av sådana stjärnor är metalllinjer tydligt synliga, i synnerhet Ca I [komm. 2] och andra element som är synliga i stjärnor i klass G. Vätelinjer är mycket svaga och nästan osynliga mot bakgrund av många metalllinjer. Breda molekylära absorptionsband uppträder: till exempel förekommer TiO- band i underklassen K5 och senare. Den violetta delen av spektrumet är redan ganska svag [9] [21] [48] . I allmänhet fortsätter metalllinjerna att intensifieras mot senare underklasser [71] .

Ett exempel på en klass K huvudsekvensstjärna kan vara Epsilon Eridani (K2V) [76] , jättar inkluderar Arcturus (K1.5III) [77] och Etamin (K5III) [78] och superjättarna Zeta Cephei (K1.5Ib) [ 79] .

Klass M

Temperaturen för klass M-stjärnor är 2500-3800 K . De är röda, deras B−V-färgindex är cirka 1,5 m [12] [27] .

Dessa stjärnors spektra korsas av de molekylära absorptionsbanden för TiO och andra molekylära föreningar. Många linjer av neutrala metaller observeras också, av vilka Ca I -linjen [komm. 2] är den starkaste [9] [21] [48] . TiO-band är förbättrade i sena underklasser [80] .

Det finns fler klass M-stjärnor än alla andra tillsammans - 73% av det totala antalet. Jättar och superjättar av denna klass är ofta variabla , och deras variation är mycket långsiktig , till exempel, som Mira [22] [81] .

Klass M huvudsekvensstjärnor inkluderar 40 Eridani C (M4.5V) [82] , ett exempel på en jätte är Beta Pegasus (M2.5II-III) [83] , och en superjätte är Betelgeuse (M1-M2Ia-Iab) [ 84] .

Klasser av kol- och zirkoniumstjärnor

Kol- och zirkoniumstjärnor hänförs till klasserna C respektive S. Stjärnor i dessa klasser har oftast ungefär samma yttemperaturer som klass M-stjärnor, röd färg och deras färgindex B−V är cirka 1,5 m . Dessa klasser anses vanligtvis i sekvensen av huvudklasser som en utlöpare av klass K eller G [16] [48] .

Spektrana liknar också de för sena G-, K- och M-stjärnor [85] . Klass S-stjärnor skiljer sig från dem genom att istället för TiO -band är ZrO- band mest uttalade i deras spektrum [86] . Band av andra föreningar observeras också: YO , LaO . I spektra av klass C-stjärnor, istället för TiO-band, observeras också linjer av atomärt kol och några av dess föreningar, till exempel C 2 , CN , CH[87] .

Tidigare har två klasser använts istället för klass C: den hetare klass R och den kallare klass N, men de har visat sig överlappa i viss mån, vilket lett till att de har slagits samman till en gemensam klass. Men senare visade det sig att stjärnorna i denna klass kan ha olika natur och spektrala egenskaper, och med hänsyn till det faktum att ljusstyrkaklasser inte används för dem, särskiljdes flera undertyper av denna klass [85] :

  • CR motsvarar ungefär den utfasade R-klassen.
  • CN approximerar den föråldrade klassen N.
  • CJ-spektra visar starka linjer för 13C - kolisotopen .
  • I CH-spektra är CH-föreningens linjer starka.
  • C-Hd-spektra visar svaga linjer av väte och dess föreningar.

Bland stjärnorna i klasserna C och S är de mest kända jättar och ljusa jättar - stjärnor av den asymptotiska jättegrenen , där kolhalten på ytan ökar kraftigt i detta skede [88] . Eftersom de är första klass M-stjärnor, förvandlas de till klass S-stjärnor och flyttar sedan till klass C, därför används ibland mellanklasserna MS och SC i klassificeringen. Ändå är koldvärgstjärnor kända, som till och med kan vara fler än jättar [85] .

Ett exempel på en kolstjärna är U Giraffe [87] , och en zirkoniumstjärna är S Ursa Major [86] .

Klasser av bruna dvärgar

Bruna dvärgar  är föremål som inte är tillräckligt massiva för att stödja den termonukleära fusionen av helium i deras djup under lång tid. De är mörkare och svalare än röda dvärgar , så andra spektralklasser används för dem: L, T, Y i sjunkande temperatur. Denna sekvens anses vara en fortsättning på huvudklasserna efter M [16] . De mest massiva bruna dvärgarna kan också tillhöra M-klassen, men inte tidigare än M7-underklassen [89] .

Bruna dvärgar är mörkröda, TiO -linjer försvinner i stjärnor i tidiga klass L. De som tillhör klass L har temperaturer i intervallet 1300–2500 K [46] , och deras spektra innehåller linjer av alkalimetaller, till exempel natrium och rubidium . T-klass dvärgar har temperaturer på 600–1300 K , och deras spektra kännetecknas av närvaron av metanlinjer . Slutligen överstiger inte temperaturen för dvärgar av Y-klass 600 K , och absorptionsband av vatten och ammoniak är synliga i deras spektra [12] [16] [90] .

Klasser av Wolf-Rayet-stjärnor

Wolf-Rayet-stjärnor  är en klass av ljusa, massiva stjärnor med temperaturer över 25 000 K , som sticker ut som en separat W- eller WR-spektralklass [47] [91] [92] .

Huvuddragen i spektra för sådana stjärnor är de ljusa och breda emissionslinjerna för HI , He I-II , N III-V , C III-IV , O III-V [komm. 2] . Deras bredd kan vara 50-100 ångström , och vid linjemaximum kan strålningsintensiteten vara 10-20 gånger större än intensiteten för närliggande områden i det kontinuerliga spektrumet [93] [94] .

Enligt utseendet på deras spektra är Wolf-Rayet-stjärnor indelade i tre undertyper: WN, WC, WO. Spektra av stjärnor av dessa undertyper, respektive, domineras av linjer av kväve, kol och syre [92] . Indelningen i underklasser skiljer sig från den som antagits för huvudspektralklasserna: underklasser används från WN2 till WN11, från WC4 till WC9 och från WO1 till WO4 [95] .

Wolf-Rayet-stjärnor är de centrala delarna av massiva stjärnor i O-klassen som har förlorat sitt vätehölje på grund av starka stjärnvindar eller påverkan av en följeslagare i ett nära binärt system . I evolutionsprocessen övergår stjärnor från WN-klassen till WC och sedan till WO [92] [96] .

Klasser av vita dvärgar och planetariska nebulosor

Ofta betraktas vita dvärgar inte som en separat ljusstyrka, utan som en separat spektral klass D. Deras spektra utmärks av mycket bredare absorptionslinjer än andra stjärnors. Annars kan spektra för dessa stjärnor variera mycket, så det finns 6 huvudundertyper av klass D [97] :

  • Endast vätelinjer i Balmer -serien observeras i DA-spektra .
  • Endast He I -linjer är närvarande i DB-spektra [komm. 2] .
  • I DC-spektra är linjedjupet inte mer än 5 % av intensiteten hos det kontinuerliga spektrumet.
  • He II-linjerna är starka i DO-spektra, tillsammans med He I- och H-linjerna.
  • DZ-spektra visar linjer av element tyngre än helium i frånvaro av väte- och heliumlinjer.
  • DQ-spektra har linjer av kolatomer eller molekyler .

Om spektrumet av en vit dvärg innehåller linjer som förekommer i olika undertyper, används flera motsvarande bokstäver utöver D: till exempel, om linjer av kol, syre och joniserat helium är synliga i spektrumet, kommer klassen att betecknas som DZQO [98] .

Temperaturvärdena för vita dvärgar ligger också inom ett brett område: från flera tusen till mer än hundra tusen kelvin [99] . Underklassen för en vit dvärg bestäms av den effektiva temperaturen, och till exempel för vita dvärgar av DA-klassen kan det finnas underklasser från 0,1 (skrivet som DA.1) till 13 [97] .

Vita dvärgar är resterna av stjärnor som har dimensioner av jordens ordning, och en massa i storleksordningen av solen [100] . Bredden på deras absorptionslinjer orsakas av den stora accelerationen av fritt fall på deras yta [97] .

Vita dvärgar inkluderar till exempel Sirius B av DA1.9-klassen [101] , samt Procyon B av DQZ-klassen [102] .

Planetnebulosor tilldelas en separat klass P [47] , och deras centrala stjärnor, som förvandlas till vita dvärgar, kan klassificeras tillsammans med andra objekt: vita dvärgar, klass O-underdvärgar eller till och med Wolf-Rayet-stjärnor [103] .

Klasser av nya och supernovor

Klassen Q [47] används för att beteckna nya stjärnor , men det finns också en mer detaljerad klassificering som tar hänsyn till ljuskurvan och formen på de nya stjärnornas spektrum efter maximalt ljus. Spektrana för nya stjärnor vid maximal ljusstyrka är kontinuerliga med absorptionslinjer som liknar de för superjättar av klass A eller F, men när ljusstyrkan minskar uppstår emissionslinjer [104] [105] .

Supernovor delas i första hand av närvaron av vätespektrallinjer: om de är närvarande klassificeras supernovan som typ II , i frånvaro - som typ I. Typ I supernovor är också indelade i typerna Ia , Ib, Ic: i spektra av supernovor av typ Ia finns Si II -linjer [komm. 2] , medan spektra för Ib respektive Ic skiljer sig åt i närvaro eller frånvaro av He I -linjer . Typ II-supernovor skiljer sig huvudsakligen åt i sina ljuskurvor, men det finns också skillnader i deras spektra: till exempel i supernovor av typ IIb blir spektra så småningom likadana som klass Ib, och spektra med anomalt smala absorptionslinjer klassificeras som klass IIn [ 106] .

Både nya och supernovor är kataklysmiska variabler som kraftigt ökar sin ljusstyrka, som sedan gradvis minskar. I nya stjärnor sker detta som ett resultat av en termonukleär explosion på ytan av en vit dvärg, som drog en tillräcklig mängd materia från den medföljande stjärnan. Supernovaexplosioner kan orsakas av olika mekanismer, men i alla fall, till skillnad från nya stjärnor, leder de till att själva stjärnan förstörs [107] .

Historik

En förutsättning för skapandet av en spektral klassificering av stjärnor var tillkomsten av spektroskopi . Redan 1666 observerade Isaac Newton solens spektrum , men det första allvarliga resultatet uppnåddes 1814: Josef Fraunhofer upptäckte mörka absorptionslinjer i solens spektrum, som senare blev kända som Fraunhofer- linjer . År 1860 bestämde Gustav Kirchhoff och Robert Bunsen att dessa linjer genereras av vissa kemiska element [2] [108] [109] .

Secchi-klasser

Angelo Secchi gjorde ett av de första försöken att klassificera stjärnor enligt deras spektra på 1860 -talet. 1863 delade han in stjärnorna i två klasser: I, motsvarande de moderna tidiga klasserna, och II, motsvarande de senare. Under de följande åren introducerade Secchi klass III, som inkluderade klass M-stjärnor, och sedan klass IV, som inkluderade kolstjärnor. Slutligen, för stjärnor med emissionslinjer, pekade han ut klass V [110] .

Secchi var inte den första att klassificera stjärnspektra - samtidigt gjorde forskare som Giovanni Donati , George Airy , William Huggins och Lewis Rutherford detta , och de gjorde också ett betydande bidrag till sin studie. Men bland sina samtida var Secchi den mest framgångsrika i observationer. Han klassificerade omkring 4000 stjärnor, och det var hans klassificering som användes mest under andra hälften av 1800-talet [109] [110] [111] .

Harvard-klassificering

I slutet av 1800-talet och början av 1900-talet utvecklades spektralklassificering av astronomer vid Harvard-observatoriet . År 1872 tog Henry Draper det första fotografiet av Vegas spektrum , men ett omfattande arbete började 1885, när observatoriets chef, Edward Pickering , organiserade en spektroskopisk undersökning av hela himlen [47] [112] .

Analysen av spektra anförtroddes Williamina Fleming , och 1890 dök den första katalogen upp, där mer än 10 tusen stjärnor var indelade i 16 klasser. Klasserna betecknades med latinska bokstäver från A till Q med utelämnandet J, och 13 av dem var undertyper av de fyra första Secchi-klasserna, och klasserna gick i ordning efter försvagning av vätelinjerna [113] . Några av dessa klasser har bevarats i den moderna klassificeringen, även om några senare övergavs: till exempel inkluderade klass C stjärnor med dubbla linjer, vars utseende faktiskt visade sig vara ett instrumentellt fel [112] [114] .

Antonia Mori arbetade samtidigt med mer detaljerade spektra av ljusare stjärnor, som hon delade in i 22 klasser från I till XXII. I hennes klassificering var den tidigaste klassen den som motsvarade den moderna klass B, medan klass A i tidigare klassificeringar ansågs ha de starkaste väteledningarna. Dessutom tog Moris klassificering för första gången hänsyn till typen av linjer: linjer med medelbredd, suddiga eller smala övervägdes. Trots dessa innovationer utvecklades inte klassificeringen vidare [112] .

Ytterligare viktiga bidrag gjordes av Annie Cannon . Hon avslutade Flemings alfabetiska klassificeringsschema: i synnerhet avvisades vissa klasser, och resten ordnades i ordning efter sjunkande temperatur. Sekvensen av huvudklasser antog sin moderna form - O, B, A, F, G, K, M. Dessutom lade Cannon till underklasser, och 1912 var klassificeringssystemet färdigt. 1922 antogs systemet av International Astronomical Union , och 1924 publicerades Henry Draper-katalogen i sin helhet , där mer än 225 tusen stjärnor klassificerades. Systemet i sig kallades Harvard-klassificeringen [47] eller Draper-systemet [112] .

Yerk-klassificering

Under den period då Harvard-klassificeringen utvecklades blev det känt att ljusstyrkan för stjärnor av samma klass kan skilja sig åt, och spektra för ljusare och svagare stjärnor visar sig också vara olika. Detta indikerade behovet av att förfina klassificeringen [115] .

Efter det upptäckte William Morgan att inom varje grupp på Hertzsprung-Russell-diagrammet har stjärnorna nästan samma fritt fallacceleration , som kan mätas från bredden på spektrallinjerna (se ovan ) [13] . Således visade sig klassificeringen av stjärnor enligt bredden på deras spektrallinjer vara bekväm. 1943, Morgan och två kollegor - Philip Keenan och Edith Kellmanpublicerade Atlas of Stellar Spectra [116] , där ljusklasser introducerades och ljuseffekter övervägdes i detalj. Detta system blev känt som Yerke-klassificeringen efter namnet på observatoriet där det utvecklades [10] , eller Morgan-Keenan-systemet [115] .

Vidareutveckling

Yerkes-klassificeringen blev snabbt ett viktigt verktyg för astronomi och används fortfarande idag, men har modifierats sedan starten. Till exempel, efter upptäckten av bruna dvärgar 1994 [117] introducerades L-klassen för dessa objekt, och sedan T- och Y-klasserna [12] . Klassificeringen påverkades också av en ökning av spektroskopins noggrannhet. Spektralklass O, vars tidigaste underklass ursprungligen var O5, utökades till underklass O2 2002 [15] [118] .

Anteckningar

Kommentarer

  1. ↑ Olika beteckningar används för olika linjeparametrar.
  2. ↑ 1 2 3 4 5 6 7 8 9 10 Den romerska siffran efter beteckningen på elementet anger dess joniseringsgrad. I är en neutral atom, II är ett enkeljoniserat grundämne, III är dubbeljoniserat och så vidare.

Källor

  1. ↑ Stjärna -  Stjärnspektra . Encyclopedia Britannica . Hämtad 14 april 2021. Arkiverad från originalet 1 januari 2018.
  2. ↑ 1 2 3 Karttunen et al., 2007 , sid. 207.
  3. ↑ Surdin, 2015 , sid. 148-149.
  4. ↑ Kononovich, Moroz, 2004 , sid. 368-370.
  5. ↑ 1 2 Gray, Corbally, 2009 , sid. 32.
  6. ↑ Kononovich, Moroz, 2004 , sid. 369.
  7. ↑ Yungelson L. R. Spektralklasser av stjärnor . Stora ryska encyklopedin . Hämtad 14 april 2021. Arkiverad från originalet 26 oktober 2020.
  8. ↑ Gray, Corbally, 2009 , s. 21-25.
  9. ↑ 1 2 3 4 5 6 7 Darling D. Spektraltyp . Internet Encyclopedia of Science . Hämtad 14 april 2021. Arkiverad från originalet 15 april 2021.
  10. ↑ 1 2 3 4 Karttunen et al., 2007 , sid. 212.
  11. ↑ 1 2 3 Kononovich, Moroz, 2004 , sid. 377.
  12. ↑ 1 2 3 4 5 6 7 8 9 10 11 12 13 Stjärnklassificering  . _ Encyclopedia Britannica . Hämtad 14 april 2021. Arkiverad från originalet 3 maj 2021.
  13. ↑ 1 2 3 Berlind P. En anteckning om spektralatlasen och spektralklassificeringen . Center for Astrophysics Harvard & Smithsonian . Hämtad 16 april 2021. Arkiverad från originalet 4 april 2021.
  14. ↑ Kononovich, Moroz, 2004 , sid. 369-370.
  15. ↑ 1 2 3 Walborn NR, Howarth ID, Lennon DJ, Massey P., Oey MS Ett nytt spektralt klassificeringssystem för de tidigaste O-stjärnorna: Definition av typ O2  //  The Astronomical Journal . - Bristol: IOP Publishing , 2002. - 1 maj (vol. 123). - P. 2754-2771. — ISSN 0004-6256 . - doi : 10.1086/339831 . Arkiverad från originalet den 5 oktober 2018.
  16. ↑ 1 2 3 4 5 6 Karttunen et al., 2007 , s. 209-210.
  17. ↑ Gray, Corbally, 2009 , sid. 34.
  18. ↑ Älskling D. Stjärnor av tidig typ . Internet Encyclopedia of Science . Hämtad 28 maj 2021. Arkiverad från originalet 25 november 2021.
  19. ↑ Masevich A. G. Spektralklasser av stjärnor . Astronet . Hämtad 14 april 2021. Arkiverad från originalet 12 juli 2021.
  20. ↑ 1 2 3 Kononovich, Moroz, 2004 , sid. 370.
  21. ↑ 1 2 3 4 5 6 7 Karttunen et al., 2007 , sid. 210.
  22. ↑ 1 2 Älskling D. Antal stjärnor . Internet Encyclopedia of Science . Hämtad 14 april 2021. Arkiverad från originalet 9 juni 2021.
  23. ↑ 1 2 3 Zombeck MV Handbook of Space Astronomy and Astrophysics 71, 78. Cambridge University Press . Hämtad 1 april 2021. Arkiverad från originalet 29 december 2010.
  24. ↑ Karttunen et al., 2007 , sid. 216.
  25. ↑ Spektrala typer av stjärnor: OBAFGKM . Astronet . Hämtad 15 april 2021. Arkiverad från originalet 15 april 2021.
  26. ↑ Gray, Corbally, 2009 , s. 567-568.
  27. ↑ 1 2 3 4 5 6 7 8 Kononovich, Moroz, 2004 , sid. 373.
  28. ↑ Kononovich, Moroz, 2004 , sid. 376-377.
  29. ↑ Hertzsprung-Russell Diagram . Astronomi . Swinburne University of Technology . Hämtad 16 april 2021. Arkiverad från originalet 16 april 2021.
  30. ↑ 1 2 3 4 Yungelson L.R. Ljusstyrka klasser . Stora ryska encyklopedin . Hämtad 16 april 2021. Arkiverad från originalet 16 april 2021.
  31. ↑ Surdin, 2015 , sid. 148-150.
  32. ↑ Surdin, 2015 , sid. 149.
  33. ↑ Älskling D. Huvudsekvens . Internet Encyclopedia of Science . Hämtad 16 april 2021. Arkiverad från originalet 29 oktober 2020.
  34. ↑ Surdin, 2015 , sid. 150.
  35. ↑ Gray, Corbally, 2009 , sid. 44.
  36. ↑ Karttunen et al., 2007 , s. 212-213.
  37. ↑ Kononovich, Moroz, 2004 , sid. 377-378.
  38. ↑ Kononovich, Moroz, 2004 , sid. 370-371.
  39. ↑ Crowthers P. Klassificeringen av stjärnspektra . UCL Astrophysics Group . University College London . Hämtad 16 april 2021. Arkiverad från originalet 2 februari 2021.
  40. ↑ 1 2 Gray, Corbally, 2009 , s. 135-137.
  41. ↑ Gray, Corbally, 2009 , s. 71-73.
  42. ↑ Gray, Corbally, 2009 , s. 74-75.
  43. ↑ Grå RO Utvidgningen av MK-spektralklassificeringssystemet till mellanpopulationen av stjärnor av typ II F  //  The Astronomical Journal . - Bristol: IOP Publishing , 1989. - 1 september (vol. 98). - P. 1049-1062. — ISSN 0004-6256 . - doi : 10.1086/115195 .
  44. ↑ Bailer-Jones CAL, Irwin M., von Hippel T. Automatiserad klassificering av stjärnspektra - II. Tvådimensionell klassificering med neurala nätverk och huvudkomponentanalys  // Monthly Notices of the Royal Astronomical Society  . - N. Y .: Wiley-Blackwell , 1998. - 1 augusti (vol. 298). - s. 361-377. — ISSN 0035-8711 . - doi : 10.1046/j.1365-8711.1998.01596.x .
  45. ↑ Älskling D. Procyon . Internet Encyclopedia of Science . Hämtad 16 april 2021. Arkiverad från originalet 18 april 2021.
  46. ↑ 1 2 Gray, Corbally, 2009 , sid. 568.
  47. ↑ 1 2 3 4 5 6 Karttunen et al., 2007 , sid. 209.
  48. ↑ 1 2 3 4 5 6 7 8 Kononovich, Moroz, 2004 , sid. 369-373.
  49. ↑ Gray, Corbally, 2009 , s. 66-67.
  50. ↑ 12 Karttunen et al., 2007 , sid. 214.
  51. ↑ Gray, Corbally, 2009 , s. 102-104.
  52. ↑ Gray, Corbally, 2009 , sid. 67.
  53. ↑ Gray, Corbally, 2009 , sid. 66.
  54. ↑ Alpha camelopardalis . SIMBAD . Hämtad 18 april 2021. Arkiverad från originalet 21 april 2021.
  55. ↑ Theta1 Orionis C. SIMBAD . Hämtad 18 april 2021. Arkiverad från originalet 18 april 2021.
  56. ↑ Gray, Corbally, 2009 , s. 115-116.
  57. ↑ Rigel . SIMBAD . Hämtad 18 april 2021. Arkiverad från originalet 18 april 2021.
  58. ↑ Tau Orionis . SIMBAD . Hämtad 18 april 2021. Arkiverad från originalet 19 april 2021.
  59. ↑ Eta Aurigae . SIMBAD . Hämtad 18 april 2021. Arkiverad från originalet 21 april 2021.
  60. ↑ 18 Tauri . SIMBAD . Hämtad 18 april 2021. Arkiverad från originalet 21 april 2021.
  61. ↑ Gray, Corbally, 2009 , s. 160-162.
  62. ↑ Vega . SIMBAD . Hämtad 18 april 2021. Arkiverad från originalet 21 april 2021.
  63. ↑ Denebola . SIMBAD . Hämtad 18 april 2021. Arkiverad från originalet 22 december 2015.
  64. ↑ Thuban . SIMBAD . Hämtad 18 april 2021. Arkiverad från originalet 21 april 2021.
  65. ↑ Eta Leonis . SIMBAD . Hämtad 18 april 2021. Arkiverad från originalet 21 april 2021.
  66. ↑ 1 2 Gray, Corbally, 2009 , sid. 221.
  67. ↑ Procyon . SIMBAD . Hämtad 18 april 2021. Arkiverad från originalet 14 oktober 2013.
  68. ↑ Upsilon Pegasi . SIMBAD . Hämtad 18 april 2021. Arkiverad från originalet 21 april 2021.
  69. ↑ Arneb . SIMBAD . Hämtad 18 april 2021. Arkiverad från originalet 19 april 2021.
  70. ↑ Wezen . SIMBAD . Hämtad 18 april 2021. Arkiverad från originalet 20 april 2021.
  71. ↑ 1 2 Gray, Corbally, 2009 , sid. 259.
  72. ↑ Gray, Corbally, 2009 , s. 259, 270-273.
  73. ↑ Kappa1 Ceti . SIMBAD . Hämtad 18 april 2021. Arkiverad från originalet 20 april 2021.
  74. ↑ Kappa geminorum . SIMBAD . Hämtad 18 april 2021. Arkiverad från originalet 21 april 2021.
  75. ↑ Epsilon Geminorum . SIMBAD . Hämtad 18 april 2021. Arkiverad från originalet 20 april 2021.
  76. ↑ Epsilon Eridani . SIMBAD . Hämtad 18 april 2021. Arkiverad från originalet 20 april 2021.
  77. ↑ Arcturus . SIMBAD . Hämtad 18 april 2021. Arkiverad från originalet 20 april 2021.
  78. ↑ Gamma Draconis . SIMBAD . Hämtad 18 april 2021. Arkiverad från originalet 20 april 2021.
  79. ↑ Zeta Cephei . SIMBAD . Hämtad 18 april 2021. Arkiverad från originalet 19 april 2021.
  80. ↑ Gray, Corbally, 2009 , sid. 294.
  81. ↑ Gray, Corbally, 2009 , sid. 293.
  82. ↑ 40 Eridani C . SIMBAD . Hämtad 18 april 2021. Arkiverad från originalet 19 april 2021.
  83. ↑ Beta Pegasi . SIMBAD . Hämtad 18 april 2021. Arkiverad från originalet 21 april 2021.
  84. ↑ Betelgeuse . SIMBAD . Hämtad 18 april 2021. Arkiverad från originalet 20 april 2021.
  85. ↑ 1 2 3 Gray, Corbally, 2009 , s. 306-324.
  86. ↑ 12 Älskling D. S-stjärna . Internet Encyclopedia of Science . Hämtad 18 april 2021. Arkiverad från originalet 6 april 2009.
  87. ↑ 12 Darling D. Carbon stjärna . Internet Encyclopedia of Science . Hämtad 18 april 2021. Arkiverad från originalet 20 april 2021.
  88. ↑ Weiss A., Ferguson JW Nya asymptotiska jättegrenmodeller för en rad metalliciteter  // Astronomi och astrofysik  . — Paris: EDP Sciences , 2009-12-01. — Vol. 508. - P. 1343-1358. — ISSN 1432-0746 0004-6361, 1432-0746 . - doi : 10.1051/0004-6361/200912043 . Arkiverad från originalet den 17 juni 2021.
  89. ↑ Älskling D. Brun dvärg . Internet Encyclopedia of Science . Hämtad 18 april 2021. Arkiverad från originalet 28 april 2021.
  90. ↑ Allard F., Homeier D. Bruna dvärgar   // Scholarpedia . — 2007-12-17. — Vol. 2 , iss. 12 . — S. 4475 . — ISSN 1941-6016 . doi : 10.4249 /scholarpedia.4475 . Arkiverad 21 maj 2021.
  91. ↑ Wolf-Rayet Star . Astronomi . Swinburne University of Technology . Hämtad 18 april 2021. Arkiverad från originalet 20 oktober 2020.
  92. ↑ 1 2 3 Cherepashchuk A. M. Wolf-Rayet stjärnor . Stora ryska encyklopedin . Hämtad 20 april 2021. Arkiverad från originalet 25 februari 2021.
  93. ↑ Kononovich, Moroz, 2004 , sid. 407.
  94. ↑ Cherepashchuk A. M. Wolf-Rayet stjärnor . Astronet . Hämtad 18 april 2021. Arkiverad från originalet 12 december 2012.
  95. ↑ Crowther PA Fysiska egenskaper hos Wolf-Rayet Stars  // Årlig granskning av astronomi och astrofysik  . - Palo Ato: Annual Reviews , 2007. - 1 september (vol. 45). - S. 177-219. — ISSN 0066-4146 . - doi : 10.1146/annurev.astro.45.051806.110615 . Arkiverad från originalet den 11 oktober 2019.
  96. ↑ Gray, Corbally, 2009 , sid. 441.
  97. ↑ 1 2 3 Gray, Corbally, 2009 , s. 472-476.
  98. ↑ Liebert J., Sion EM Den spektroskopiska klassificeringen av vita dvärgar: unika krav och utmaningar  // MK-processen vid 50 år. - San Franciscto: Astronomical Society of the Pacific , 1994. - Vol. 60. - S. 64.
  99. ↑ Vit dvärg . Astronomi . Swinburne University of Technology . Hämtad 20 april 2021. Arkiverad från originalet 3 oktober 2018.
  100. ↑ Älskling D. Vit dvärg . Internet Encyclopedia of Science . Hämtad 20 april 2021. Arkiverad från originalet 23 april 2021.
  101. ↑ Sirius B. SIMBAD . Hämtad 20 april 2021. Arkiverad från originalet 20 april 2021.
  102. ↑ Procyon B. SIMBAD . Hämtad 20 april 2021. Arkiverad från originalet 20 april 2021.
  103. ↑ Gray, Corbally, 2009 , sid. 472.
  104. ↑ Williams RE, Hamuy M., Phillips MM, Heathcote SR, Wells L. Utvecklingen och klassificeringen av postoutburst novae spectra  //  The Astrophysical Journal . - Bristol: IOP Publishing , 1991. - 1 augusti (vol. 376). - s. 721-737. — ISSN 0004-637X . - doi : 10.1086/170319 . Arkiverad från originalet den 17 juli 2017.
  105. ↑ Gray, Corbally, 2009 , s. 482-494.
  106. ↑ Gray, Corbally, 2009 , s. 497-504.
  107. ↑ Karttunen et al., 2007 , s. 286-288.
  108. ↑ Gray, Corbally, 2009 , sid. ett.
  109. ↑ 1 2 Astronomis historia . Institutet för naturvetenskap och teknik. SI. Vavilov . Hämtad 21 april 2021. Arkiverad från originalet 29 juni 2020.
  110. ↑ 1 2 Gray, Corbally, 2009 , s. 1-3.
  111. ↑ Darling D. Secchi, Rev. Pietro Angelo (1818-1878 ) Internet Encyclopedia of Science . Hämtad 21 april 2021. Arkiverad från originalet 27 april 2012.
  112. ↑ 1 2 3 4 Gray, Corbally, 2009 , s. 4-8.
  113. ↑ Richmond M. Klassificering av stjärnspektra . Rochester Institute of Technology. Hämtad 22 april 2021. Arkiverad från originalet 14 februari 2021.
  114. ↑ Pickering EC Draperkatalogen över stjärnspektra fotograferade med 8-tums Bache-teleskopet som en del av Henry Draper-minnesmärket  // Annals of Harvard College Observatory. - Harvard: Harvard College Observatory , 1890. - Vol. 27. - S. 1-6. Arkiverad 2 maj 2019.
  115. ↑ 1 2 Gray, Corbally, 2009 , s. 8-10.
  116. ↑ Morgan WW, Keenan PC, Kellman E. An Atlas of Stellar Spectra  // University of Chicago Press  . - 1943. Arkiverad 14 april 2021.
  117. ↑ Astronomer tillkännager första tydliga bevis på en brun  dvärg . NASA . Tillträdesdatum: 23 april 2021.
  118. ↑ Gray, Corbally, 2009 , s. 15-16.

Litteratur

  • Kononovich E. V., Moroz V. I. Allmän kurs i astronomi. — 2:a, rättad. — M .: URSS , 2004. — 544 sid. — ISBN 5-354-00866-2 .
  • Surdin VG Astronomi: XXI århundradet. - 3:e uppl. - Fryazino: Vek 2, 2015. - 608 sid. — ISBN 978-5-85099-193-7 .
  • Grey RO, Corbally CJ Stellar spektral klassificering . — Princeton; Woodstock: Princeton University Press , 2009. - 592 sid. - ISBN 978-0-691-12510-7 .
  • Karttunen H., Kroger P., Oja H., Poutanen M., Donner KJ Fundamental Astronomy . — 5:e upplagan. — Berlin; Heidelberg; N.Y .: Springer , 2007. - 510 sid. — ISBN 978-3-540-34143-7 .
  Gå till Wikidata-objektet  Ordböcker och uppslagsverk
I bibliografiska kataloger