Звездная классификация - Википедия - Stellar classification

Для системы ранжирования, например «четыре из пяти звезд», см. Звезда (классификация).

В астрономия, звездная классификация это классификация звезды на основе их спектральный характеристики. Электромагнитное излучение от звезды анализируется путем ее разбиения на призма или же дифракционная решетка в спектр выставляя радуга цветов с вкраплениями спектральные линии. Каждая строка указывает на конкретный химический элемент или же молекула, где сила линии указывает количество этого элемента. Интенсивность различных спектральных линий различается в основном из-за температуры фотосфера, хотя в некоторых случаях наблюдаются истинные различия в численности. В спектральный класс звезды - это короткий код, в первую очередь суммирующий ионизация состояние, дающее объективную меру температуры фотосферы.

Большинство звезд в настоящее время классифицируются по системе Моргана – Кинана (МК) с использованием букв О, B, А, F, грамм, K, и M, последовательность из самых горячих (О типа) до самых крутых (M тип). Каждый буквенный класс затем подразделяется с помощью числовой цифры с 0 быть самым горячим и 9 быть самыми холодными (например, A8, A9, F0 и F1 образуют последовательность от горячего к холодному). Последовательность была расширена классами для других звезд и звездоподобных объектов, которые не вписываются в классическую систему, например, классаD за белые карлики и классыS и C за углеродные звезды.

В системе МК класс светимости добавляется к спектральному классу с помощью римские цифры. Это основано на ширине определенных линий поглощения в спектре звезды, которые меняются в зависимости от плотности атмосферы и поэтому отличают звезды-гиганты от карликов. Класс яркости0 или же Ia + используется для гипергиганты, учебный класся за сверхгиганты, учебный классII для ярких гиганты, учебный классIII для регулярных гиганты, учебный классIV за субгиганты, учебный классV за главная последовательность звезды, учебный классSD (или же VI) за субкарлики, и классD (или же VII) за белые карлики. Полный спектральный класс для солнце тогда G2V, что указывает на звезду главной последовательности с температурой поверхности около 5800 К.

Обычное описание цвета

Основная статья: Зеленая звезда (астрономия)
Просто насыщенные диски RGB-камеры

Обычное цветовое описание учитывает только пик звездного спектра. На самом деле, однако, звезды излучают во всех частях спектра. Поскольку все вместе спектральные цвета кажутся белыми, фактические видимые цвета, которые мог бы наблюдать человеческий глаз, намного светлее, чем предполагают обычные описания цветов. Эта характеристика «легкости» указывает на то, что упрощенное назначение цветов в спектре может вводить в заблуждение. За исключением иллюзий цветового контраста при тусклом свете, нет зеленых, индиго или фиолетовых звезд. Красные карлики имеют глубокий оттенок оранжевого и коричневые карлики буквально не кажутся коричневыми, но гипотетически кажутся тускло-серыми для ближайшего наблюдателя.

Современная классификация

Звезды главной последовательности, расположенные от O до M Гарвардские классы

Современная система классификации известна как Морган – Кинан (МК) классификация. Каждой звезде назначается спектральный класс из более старой Гарвардской спектральной классификации и класс светимости с использованием римских цифр, как объяснено ниже, образуя спектральный класс звезды.

Другой современный системы классификации звезд, такой как Система UBV, основаны на показатели цвета - измеренные различия в трех или более цветовые величины. Этим числам присвоены метки, такие как «U-V» или «B-V», которые представляют цвета, передаваемые двумя стандартными фильтрами (например, Ultraviolet, Bлюэ и Visual).

Гарвардская спектральная классификация

В Гарвардская система представляет собой одномерную схему классификации астронома Энни Прыгающая Пушка, который переупорядочил и упростил предыдущую алфавитную систему Дрейпера (см. следующий абзац). Звезды сгруппированы по их спектральным характеристикам отдельными буквами алфавита, при желании с числовыми подразделениями. Температура поверхности звезд главной последовательности варьируется примерно от 2 000 до 50 000.K, тогда как более развитые звезды могут иметь температуру выше 100 000 К. Физически классы указывают температуру атмосферы звезды и обычно перечислены от самых горячих до самых холодных.

Учебный классЭффективная температура[1][2]Вега-родственник цветность[3][4][а]Цветность (D65 )[5][6][3][b]Масса главной последовательности[1][7]
(солнечные массы )		Радиус главной последовательности[1][7]
(солнечные радиусы )		Светимость на главной последовательности[1][7]
(болометрический )		Водород
линии		Доля всех
звезды главной последовательности[8]
О≥ 30 000 Ксинийсиний≥ 16 M☉≥ 6.6 р☉≥ 30,000 L☉Слабый~0.00003%
B10 000–30 000 Ксиний белыйтемно-синий белый2.1–16 M☉1.8–6.6 р☉25–30,000 L☉Середина0.13%
А7 500–10 000 Кбелыйсиний белый1.4–2.1 M☉1.4–1.8 р☉5–25 L☉Сильный0.6%
F6,000–7,500 Кжелтый белыйбелый1.04–1.4 M☉1.15–1.4 р☉1.5–5 L☉Середина3%
грамм5 200–6 000 Кжелтыйжелтовато-белый0.8–1.04 M☉0.96–1.15 р☉0.6–1.5 L☉Слабый7.6%
K3,700–5,200 Ксветло-оранжевыйбледно-желтый оранжевый0.45–0.8 M☉0.7–0.96 р☉0.08–0.6 L☉Очень слаб12.1%
M2,400–3,700 КОранжево-красныйсветло-оранжевый красный0.08–0.45 M☉≤ 0.7 р☉≤ 0.08 L☉Очень слаб76.45%
В Диаграмма Герцшпрунга – Рассела связывает звездную классификацию с абсолютная величина, яркость, и поверхность температура.

Спектральные классы от O до M, а также другие более специализированные классы, обсуждаемые позже, подразделяются на арабские цифры (0–9), где 0 обозначает самые горячие звезды данного класса. Например, A0 обозначает самые горячие звезды в классе A, а A9 обозначает самые холодные. Допускаются дробные числа; например, звезда Mu Normae классифицируется как O9.7.[9] В солнце классифицируется как G2.[10]

Обычные описания цвета являются традиционными в астрономии и представляют цвета относительно среднего цвета звезды класса А, которая считается белой. Очевидный цвет[5] описания - это то, что наблюдатель увидел бы, если бы попытался описать звезды под темным небом без помощи глаза или в бинокль. Однако большинство звезд на небе, за исключением самых ярких, кажутся невооруженным глазом белыми или голубовато-белыми, потому что они слишком тусклые для работы цветного зрения. Красные сверхгиганты холоднее и краснее карликов того же спектрального класса, а звезды с определенными спектральными характеристиками, такими как углеродные звезды, могут быть намного краснее любого черного тела.

Тот факт, что Гарвардская классификация звезды указала на ее поверхность или фотосферный температура (точнее, его эффективная температура ) не был полностью понят до его разработки, хотя к моменту появления первых Диаграмма Герцшпрунга – Рассела был сформулирован (к 1914 г.), это, как правило, предполагалось.[11] В 1920-х годах индийский физик Мегнад Саха развил теорию ионизации, расширив хорошо известные в физической химии идеи, касающиеся диссоциации молекул, до ионизации атомов. Сначала он применил его к солнечной хромосфере, затем к звездным спектрам.[12]

Гарвардский астроном Сесилия Пейн затем продемонстрировал, что О-Б-А-Ф-Г-К-М Спектральная последовательность на самом деле представляет собой последовательность по температуре.[13] Поскольку последовательность классификации предшествует нашему пониманию того, что это температурная последовательность, размещение спектра в данном подтипе, таком как B3 или A7, зависит от (в основном субъективных) оценок силы характеристик поглощения в звездных спектрах. В результате эти подтипы не делятся равномерно на какие-либо математически представимые интервалы.

Спектральная классификация Йеркса

Монтаж спектров в ложных цветах для звезд главной последовательности[14]

В Спектральная классификация Йеркса, также называемый MKK система от инициалов авторов, представляет собой систему звездной спектральной классификации, введенную в 1943 г. Уильям Уилсон Морган, Филип К. Кинан, и Эдит Келлман из Обсерватория Йеркса.[15] Этот двумерный (температура и яркость ) схема классификации основана на спектральные линии чувствителен к звездной температуре и поверхностная сила тяжести, что связано со светимостью (в то время как Гарвардская классификация основывается только на температуре поверхности). Позже, в 1953 году, после некоторых изменений списка стандартных звезд и критериев классификации, схема получила название Классификация Моргана – Кинана, или же МК,[16] и эта система продолжает использоваться.

Более плотные звезды с более высокой поверхностной гравитацией демонстрируют большую расширение давления спектральных линий. Гравитация и, следовательно, давление на поверхности гигантская звезда намного ниже, чем для карликовая звезда потому что радиус гиганта намного больше, чем у карлика такой же массы. Следовательно, различия в спектре можно интерпретировать как эффекты светимости и класс светимости может быть назначен исключительно на основе исследования спектра.

Ряд различных классы светимости различаются, как указано в таблице ниже.[17]

Классы светимости Йеркса
Класс яркостиОписаниеПримеры
0 или же Я+гипергиганты или чрезвычайно светящиеся сверхгигантыЛебедь OB2 # 12 - B3-4Ia +[18]
Ясветящийся сверхгигантыЭта Canis Majoris - B5Ia[19]
Iabсредний светящийся сверхгигантыГамма Лебедя - F8Iab[20]
Ibменее яркий сверхгигантыЗета Персей - B1Ib[21]
IIяркие гигантыБета Лепорис - G0II[22]
IIIнормальный гигантыАрктур - K0III[23]
IVсубгигантыГамма Кассиопеи - B0.5IVpe[24]
Vзвезды главной последовательности (карлики)Ахернар - B6Vep[21]
SD (префикс) или же VIсубкарликиHD 149382 - sdB5 или же B5VI[25]
D (префикс) или же VIIбелые карлики[c]ван Маанен 2 - DZ8[26]

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

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

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

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

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

Иногда буквы а и б применяются к классам светимости, отличным от сверхгигантов; например, гигантской звезде, немного менее яркой, чем обычно, может быть присвоен класс светимости IIIb, тогда как класс светимости IIIa указывает на звезду, немного более яркую, чем типичный гигант.[27]

Выборка экстремальных звезд V с сильным поглощением в спектральных линиях He II λ4686 получила оценку Vz обозначение. Пример звезды HD 93129 B.[28]

Спектральные особенности

Дополнительная номенклатура в виде строчных букв может следовать за спектральным типом, чтобы указывать на особенности спектра.[29]

КодСпектральные особенности звезд
:неопределенное спектральное значение[17]
...Существуют неописанные спектральные особенности
!Особая особенность
компСоставной спектр[30]
еЭмиссионные линии присутствуют[30]
[e]«Запрещенные» эмиссионные линии настоящее время
э«Перевернутый» центр эмиссионных линий слабее краев
эквЭмиссионные линии с P Cygni профиль
жЭмиссия N III и He II[17]
е *N IV λ4058Å сильнее, чем N III λ4634Å, λ4640Å и λ4642Å линии[31]
ж +Si IV λ4089Å и λ4116Å испускаются в дополнение к линии N III[31]
(е)Эмиссия N III, отсутствие или слабое поглощение He II
(е +)[32]
((е))Обладает сильным поглощением He II, сопровождающимся слабыми выбросами N III.[33]
((е *))[32]
часЗвезды WR с линиями излучения водорода.[34]
хаЗвезды WR с водородом наблюдаются как по поглощению, так и по излучению.[34]
Он работаетСлабые линии гелия
kСпектры с особенностями межзвездного поглощения
мУлучшенные металлические элементы[30]
пШирокое («туманное») впитывание за счет отжима[30]
nnОчень широкие абсорбционные характеристики[17]
небСпектр туманности смешался с[30]
пНеустановленная особенность, своеобразная звезда.[d][30]
pqСвоеобразный спектр, похожий на спектры новых звезд
qПрофили P Cygni
sУзкие («резкие») линии поглощения[30]
SSОчень узкие линии
шShell звезда Особенности[30]
варПеременная спектральная характеристика[30] (иногда сокращенно "v")
wlСлабые линии[30] (также "w" и "wk")
Элемент
символ		Аномально сильные спектральные линии указанного элемента (ов)[30]

Например, 59 Лебедь указан как спектральный класс B1.5Vnne,[35] указывает на спектр с общей классификацией B1,5V, а также на очень широкие линии поглощения и некоторые линии излучения.

Справочник по спектральным классам Секки ("152 Schjellerup" Y Canum Venaticorum )

История

Причина странного расположения букв в Гарвардской классификации историческая, она произошла от более ранних классов Секки и постепенно видоизменялась по мере улучшения понимания.

Классы Секки

В 1860-1870-е годы первый звездный спектроскопист Анджело Секки создал Классы Секки для классификации наблюдаемых спектров. К 1866 году он разработал три класса звездных спектров, показанных в таблице ниже.[36][37][38]

В конце 1890-х годов эту классификацию начала заменять Гарвардская классификация, которая обсуждается в оставшейся части этой статьи.[39][40][41]

Номер классаОписание класса Секки
Секки I степениБелые и голубые звезды с широким тяжелым водородные линии, Такие как Вега и Альтаир. Сюда входят современный класс A и ранний класс F.
Секки I степени
(Подтип Орион)		Подтип класса I по Секки с узкими линиями вместо широких полос, например Ригель и Беллатрикс. Говоря современным языком, это соответствует ранним звездам B-типа.
Класс Секки IIЖелтые звезды - водород менее сильные, но заметные металлические линии, такие как солнце, Арктур, и Капелла. Сюда входят современные классы G и K, а также поздний класс F.
Класс Секки IIIЗвезды от оранжевого до красного со сложным полосчатым спектром, например Бетельгейзе и Антарес.
Это соответствует современному классу М.
Класс Секки IVВ 1868 году он открыл углеродные звезды, которые он выделил в отдельную группу:[42]
Красные звезды со значительными углерод полосы и линии, соответствующие современным классам C и S.
Класс Секки VВ 1877 году он добавил пятый класс:[43]
Эмиссионная линия звезды, такие как Гамма Кассиопеи и Шеляк, которые находятся в современном классе Be. В 1891 году Эдвард Чарльз Пикеринг предположил, что класс V должен соответствовать современному классу O (который тогда включал звезды Вольфа-Райе) и звездам в планетарных туманностях.[44]

В римские цифры используемый для классов Секки не следует путать с совершенно несвязанными римскими цифрами, используемыми для классов светимости Йеркса и предлагаемых классов нейтронных звезд.

Система полотна

Классификации в каталоге Дрейпера звездных спектров[45][46]
SecchiDraperКомментарий
яА, B, CDДоминирующие линии водорода
IIE, F, грамм, ЗДРАВСТВУЙ, K, L
IIIM
IVNНе появилось в каталоге
VОВключено Вольф – Райе спектры с яркими линиями
VпПланетарные туманности
 QДругие спектры
Занятия, перенесенные в систему МК, находятся в смелый.

В 1880-х годах астроном Эдвард С. Пикеринг начал делать обзор звездных спектров на Обсерватория Гарвардского колледжа, используя метод объективной призмы. Первым результатом этой работы стал Каталог Дрейпера звездных спектров, опубликовано в 1890 году. Уильямина Флеминг классифицировал большинство спектров в этом каталоге и был признан за классификацию более 10 000 избранных звезд и открытие 10 новых и более 200 переменных звезд.[47] С помощью компьютеров Гарварда, особенно Уильямина Флеминг первая версия каталога Генри Дрейпера была разработана для замены схемы римских цифр, установленной Анджело Секки.[48]

В каталоге использовалась схема, в которой ранее использовавшиеся классы Секки (от I до V) были подразделены на более конкретные классы, получив буквы от A до P. Кроме того, буква Q использовалась для звезд, не подходящих ни к одному другому классу.[45][46] Флеминг работал с Пикерингом, чтобы различать 17 различных классов на основе интенсивности спектральных линий водорода, что вызывает изменение длин волн, исходящих от звезд, и приводит к изменению внешнего вида. Спектры класса A, как правило, дают самые сильные линии поглощения водорода, тогда как спектры класса O практически не дают видимых линий. Буквенная система отображала постепенное уменьшение поглощения водорода в спектральных классах при движении вниз по алфавиту. Эта система классификации была позже модифицирована Энни Джамп Кэннон и Антонией Мори для создания схемы спектральной классификации Гарварда.[47][49]

Гарвардская система

В 1897 году еще один компьютер в Гарварде, Антония Мори, поместила подтип Ориона класса Секки I впереди остальной части класса Секки I, таким образом поставив современный тип B впереди современного типа A. Она была первой, кто сделал это, хотя она не использовала буквенные спектральные типы, а скорее серия из двадцати двух типов, пронумерованных от I до XXII.[50][51] Поскольку 22 группы римских цифр не учитывали дополнительных вариаций в спектрах, было сделано три дополнительных деления для уточнения различий. Группы с I по V включали звезды типа Орион, которые демонстрировали возрастающую силу линий поглощения водорода от группы I до группы V. Группы с VII по XI были звездами типа I Секки с уменьшающейся силой линий поглощения водорода от группы VII до XI. Группа VI действовала как промежуточное звено между типом Орион и группой типа Секки I, в то время как группы XIII – XVI включали звезды типа 2 Секки с уменьшающимися линиями поглощения водорода и увеличивающимися линиями металлов солнечного типа. В группы с XVII по XX вошли звезды 3 типа Секки с растущими спектральными линиями. В группу XXI вошли звезды типа 4 Секки, а в группу XXII вошли звезды Вольфа-Рейета. Дополнительная категоризация с использованием строчных букв была добавлена ​​для различения относительного внешнего вида линий в спектрах. Линии были определены как а) средней ширины, б) мутные или в) резкие.[52][53][54]

Антония Мори опубликовала свой собственный каталог классификации звезд в 1897 году под названием «Спектры ярких звезд, сфотографированные с помощью 11-дюймового телескопа Дрейпера как часть мемориала Генри Дрейпера», который включал 4800 фотографий и проведенный Мори анализ 681 яркой северной звезды. Это был первый случай, когда женщине приписали публикацию обсерватории.[55]

В 1901 г. Энни Прыгающая Пушка вернулся к буквенным типам, но отбросил все буквы, кроме O, B, A, F, G, K, M и N, используемые в этом порядке, а также P для планетарных туманностей и Q для некоторых своеобразных спектров. Она также использовала такие типы, как B5A для звезд на полпути между типами B и A, F2G для звезд, находящихся на одной пятой пути от F до G, и так далее.[56][57] Наконец, к 1912 году Cannon изменил типы B, A, B5A, F2G и т. Д. На B0, A0, B5, F2 и т. Д.[58][59] По сути, это современная форма гарвардской системы классификации. Эта система была разработана путем анализа спектров на фотопластинках, которые могли преобразовывать свет, исходящий от звезд, в читаемые спектры.[60]

Обычный мнемонический для запоминания порядка букв спектрального типа, от самых горячих до самых крутых, это «О, будь прекрасным парнем / девушкой: поцелуй меня!».[61]

Маунт Уилсон классы

Собственное движение звезд ранних типов через ± 200 000 лет

Классификация светимости, известная как система Маунт Вильсон, использовалась для различения звезд разной светимости.[62][63][64] Эта система обозначений все еще иногда встречается на современных спектрах.[65]

Учебный классСмысл
SDСубкарлик
dКарлик
sgСубгигант
граммГигант
cСверхгигант
Движение звезд позднего типа вокруг вершины (слева) и антапекса (справа) за ± 200000 лет

Спектральные типы

Система классификации звезд: таксономический, на основе типовые образцы, аналогично классификации видов в биология: Категории определяются одной или несколькими стандартными звездочками для каждой категории и подкатегории с соответствующим описанием отличительных характеристик.[66]

«Ранняя» и «поздняя» номенклатура

Звезды часто называют рано или же поздно типы. «Ранний» - синоним горячее, а «поздно» - синоним кулер.

В зависимости от контекста «ранний» и «поздний» могут быть абсолютными или относительными терминами. Таким образом, "ранний" как абсолютный термин будет относиться к звездам O, B и, возможно, A. В качестве относительной ссылки это относится к звездам, более горячим, чем другие, например, «ранний K», возможно, K0, K1, K2 и K3.

«Поздний» используется таким же образом с безоговорочным использованием термина, обозначающего звезды со спектральными классами, такими как K и M, но он также может использоваться для звезд, которые более холодны по сравнению с другими звездами, как в случае использования «поздний G» "для обозначения G7, G8 и G9.

В относительном смысле «ранний» означает нижнюю арабскую цифру, следующую за буквой класса, а «поздно» означает более высокое число.

Эта неясная терминология - пережиток модели начала 20 века. звездная эволюция, который предполагал, что звезды приводятся в движение гравитационным сжатием через Механизм Кельвина – Гельмгольца, который, как теперь известно, не распространяется на звезды главной последовательности. Если бы это было правдой, то звезды начали бы свою жизнь как очень горячие звезды «раннего типа», а затем постепенно остыли бы в звезды «позднего типа». Этот механизм обеспечил возраст солнце которые были намного меньше, чем то, что наблюдается в геологическая запись, и был признан устаревшим после открытия, что звезды питаются от термоядерная реакция.[67] Термины «ранний» и «поздний» были перенесены за пределы модели, на которой они были основаны.

Класс O

Основная статья: О-образная звезда
Смотрите также: Звезда главной последовательности O-типа, Голубой гигант, и Синий сверхгигант
Спектр звезды O5V

Звезды O-типа очень горячие и очень светящиеся, и большая часть их излучаемого излучения находится в ультрафиолетовый классифицировать. Это самые редкие звезды главной последовательности. Около 1 из 3 000 000 (0,00003%) звезд главной последовательности в окрестностях Солнца являются звездами O-типа.[e][8] Несколько из самые массивные звезды лежат в этом спектральном классе. Звезды O-типа часто имеют сложное окружение, затрудняющее измерение их спектров.

Спектры O-типа ранее определялись отношением силы Он II λ4541 относительно He I λ4471, где λ - излучение длина волны. Спектральный тип O7 был определен как точка, в которой две интенсивности равны, при этом линия He I ослабевает в сторону более ранних типов. Тип O3 был, по определению, точкой, в которой указанная линия полностью исчезает, хотя это можно очень слабо увидеть с помощью современных технологий. В связи с этим в современном определении используется соотношение азот линия N IV λ4058 до N III λλ4634-40-42.[68]

Звезды O-типа имеют доминирующие линии поглощения и иногда излучения для Он II линии, видны ионизированные (Si IV, О III, N III и C III) и нейтральный гелий линии, усиливающиеся от O5 до O9, и заметный водород Линии Бальмера, хотя и не такой сильный, как у более поздних типов. Поскольку звезды O-типа настолько массивны, у них очень горячие ядра и они очень быстро сжигают водородное топливо, поэтому они первыми покидают Землю. главная последовательность.

Когда схема классификации MKK была впервые описана в 1943 году, использовались только подтипы класса O от O5 до O9.5.[69] Схема MKK была расширена до O9.7 в 1971 году.[70] и O4 в 1978 г.,[71] и впоследствии были введены новые схемы классификации, которые добавляют типы O2, O3 и O3.5.[72]

Спектральные стандарты:[66]

Класс B

Смотрите также: Звезда главной последовательности B-типа, Голубой гигант, и Синий сверхгигант
Звезды B-класса в Группа Jewel Box (Источник: ESO VLT)

Звезды B-типа очень яркие и голубые.В их спектрах присутствуют линии нейтрального гелия, которые наиболее заметны в подклассе B2, и умеренные линии водорода. В качестве Звезды O- и B-типа настолько энергичны, что живут относительно недолго. Таким образом, из-за низкой вероятности кинематического взаимодействия в течение жизни они не могут удаляться далеко от области, в которой они образовались, кроме убегающие звезды.

Переход от класса O к классу B изначально был определен как точка, в которой Он II λ4541 исчезает. Однако при современном оборудовании эта линия все еще видна у ранних звезд B-типа. Сегодня для звезд главной последовательности класс B вместо этого определяется интенсивностью фиолетового спектра He I, при этом максимальная интенсивность соответствует классу B2. Для сверхгигантов линии кремний вместо этого используются; линии Si IV λ4089 и Si III λ4552 указывают на ранний B. В середине B интенсивность последнего по сравнению с Si II λλ4128-30 является определяющей характеристикой, в то время как для позднего B это интенсивность Mg II λ4481 относительно He I λ4471.[68]

Эти звезды обычно находятся в их зародыше. Ассоциации акушерства, которые связаны с гигантскими молекулярные облака. Ассоциация Orion OB1 занимает большую часть спиральный рукав из Млечный Путь и содержит множество ярких звезд созвездие Ориона. Около 1 из 800 (0,125%) звезд главной последовательности в окрестностях Солнца являются Звезды главной последовательности B-типа.[e][8]

Массивный, но несверхгигант сущности, известные как "Ве-звезды", - это звезды главной последовательности, у которых есть или когда-то были одна или несколько Линии Бальмера в эмиссии, с водород -связанные с электромагнитное излучение серии спроецированные звездами, представляющими особый интерес. Обычно считается, что Бе-звезды обладают необычно сильными звездные ветры, высокие температуры поверхности и значительное истирание звездная масса как объекты вращать с удивительно быстрой скоростью.[73] Объекты, известные как Звезды "B (e)" или "B [e]" обладают отличительной нейтральной или низкой ионизацией эмиссионные линии которые считаются имеющими 'запрещенные механизмы ', проходящие процессы, которые обычно не допускаются в соответствии с текущим пониманием квантовая механика.

Спектральные стандарты:[66]

Класс А

Смотрите также: Звезда главной последовательности А-типа
Вега класса А (слева) по сравнению с Солнцем (справа)

Звезды A-типа являются одними из наиболее распространенных невооруженным глазом звезд, они белые или голубовато-белые. У них есть сильные линии водорода, максимум на A0, а также линии ионизованных металлов (Fe II, Mg II, Si II) максимум на А5. Наличие Ca II линии заметно усиливаются к этому моменту. Около 1 из 160 (0,625%) звезд главной последовательности в окрестностях Солнца являются звездами A-типа.[e][8][74]

Спектральные стандарты:[66]

Класс F

Смотрите также: Звезда главной последовательности F-типа
Канопус, Сверхгигант F-типа и вторая по яркости звезда в ночном небе

Звезды F-типа имеют усиленные спектральные линии ЧАС и K из Ca II. Нейтральные металлы (Fe Я, Cr I) начало обостряться на линиях ионизированных металлов к концу F. Их спектры характеризуются более слабыми линиями водорода и ионизированными металлами. Цвет у них белый. Примерно 1 из 33 (3,03%) звезд главной последовательности в окрестностях Солнца - звезды F-типа.[e][8]

Спектральные стандарты:[66]

Класс G

"G star" перенаправляется сюда. Для использования в других целях см. G звезда (значения).
Смотрите также: Звезда главной последовательности G-типа и Желтый сверхгигант
В солнце, звезда главной последовательности G2 с темными пятнами

Звезды G-типа, включая солнце,[10] иметь заметные спектральные линии ЧАС и K из Ca II, которые наиболее выражены на G2. У них даже более слабые линии водорода, чем у F, но наряду с ионизированными металлами у них есть нейтральные металлы. В полосе G. CH молекулы. Звезды главной последовательности класса G составляют около 7,5%, почти одну из тринадцати звезд главной последовательности в окрестностях Солнца.[e][8]

Класс G содержит «Желтую эволюционную пустоту».[75] Звезды-сверхгиганты часто колеблются между O или B (синий) и K или M (красный). Пока они это делают, они недолго остаются в желтый сверхгигант G класс, так как это крайне нестабильное место для сверхгиганта.

Спектральные стандарты:[66]

Класс К

Смотрите также: Звезда главной последовательности K-типа
«Звезда К-типа» перенаправляется сюда. Для корейского проекта ядерного синтеза см. KSTAR.
Арктур, гигант K1.5 по сравнению с Солнцем и Антарес

Звезды K-типа - это оранжевые звезды, которые немного холоднее Солнца. Они составляют около 12% звезд главной последовательности в окрестностях Солнца.[e][8] Есть также гигантские звезды K-типа, которые варьируются от гипергиганты подобно RW Cephei, к гиганты и сверхгиганты, Такие как Арктур, в то время как оранжевые карлики, подобно Альфа Центавра B - звезды главной последовательности.

У них крайне слабые водородные линии, если они вообще есть, и в основном нейтральные металлы (Mn Я, Fe Я, Si Я). К концу K молекулярные полосы оксид титана стать настоящим. Таким образом, господствующие теории (основанные на более низкой вредной радиоактивности и долголетии звезд) предполагают, что такие звезды имеют оптимальные шансы на развитие интенсивно развитой жизни на орбитальных планетах (если такая жизнь прямо аналогична земной) из-за широкой зоны обитания и гораздо меньшего вредного воздействия. периоды эмиссии по сравнению с наиболее широкими такими зонами.[76][77]

Спектральные стандарты:[66]

Класс M

Смотрите также: Красный карлик, красный гигант, и Красный сверхгигант

Звезды класса M являются наиболее распространенными. Около 76% звезд главной последовательности в окрестностях Солнца являются звездами класса M.[e][f][8] Однако звезды главной последовательности класса M (красные карлики ) имеют такую ​​низкую яркость, что ни одна из них не является достаточно яркой, чтобы ее можно было увидеть невооруженным глазом, кроме исключительных условий. Самая яркая из известных звезд главной последовательности M-класса - M0V. Лакайль 8760, с величина 6,7 (предельная величина для типичной видимости невооруженным глазом в хороших условиях обычно указывается как 7,0), и крайне маловероятно, что будут обнаружены какие-либо более яркие примеры.

Хотя большинство звезд класса M являются красными карликами, большинство из самых больших звезд-сверхгигантов в Млечном Пути - это звезды M, такие как В. В. Цефей, Антарес, и Бетельгейзе, которые также относятся к классу М. Более того, чем крупнее, тем горячее коричневые карлики относятся к позднему классу M, обычно в диапазоне от M6,5 до M9,5.

Спектр звезды класса M содержит линии из окись молекулы (в видимый спектр, особенно TiO ) и все нейтральные металлы, но линии поглощения водорода обычно отсутствуют. Полосы TiO могут быть сильными у звезд класса M, обычно доминируя в их видимом спектре примерно на M5. Оксид ванадия (II) группы представлены покойным М.

Спектральные стандарты:[66]

Расширенные спектральные типы

Был использован ряд новых спектральных классов недавно открытых типов звезд.[78]

Классы горячих голубых звезд

UGC 5797, галактика с эмиссионными линиями, где образуются массивные яркие голубые звезды[79]

Спектры некоторых очень горячих и голубоватых звезд показывают заметные эмиссионные линии углерода или азота, а иногда и кислорода.

Класс W: Вольф – Райе

Основная статья: Звезда Вольфа – Райе
Космический телескоп Хаббла изображение туманности M1-67 и звезды Вольфа – Райе WR 124 в центре

После включения в качестве звезд типа O Звезды Вольфа – Райе класса W или WR отличаются отсутствием в спектрах линий водорода. Вместо этого в их спектрах преобладают широкие линии излучения высокоионизированного гелия, азота, углерода и иногда кислорода. Считается, что они в основном умирающие сверхгиганты, водородные слои которых сдувает звездные ветры, открывая тем самым свои горячие гелиевые оболочки. Класс W далее делится на подклассы в соответствии с относительной силой линий эмиссии азота и углерода в их спектрах (и внешних слоях).[34]

Диапазон спектров WR приведен ниже:[80][81]

  • WN[34] - в спектре преобладают линии N III-V и He I-II
    • WNE (от WN2 до WN5 с некоторым количеством WN6) - горячее или «раннее»
    • WNL (от WN7 до WN9 с небольшим количеством WN6) - круче или «поздно»
    • Расширенные классы WN WN10 и WN11 иногда используются для звезд Ofpe / WN9[34]
    • тег h (например, WN9h) для WR с выделением водорода и га (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[34]
  • Туалет[34] - спектр с сильными линиями C II-IV
    • WCE (WC4 to WC6) - горячее или «раннее»
    • WCL (WC7 to WC9) - круче или «поздно»
  • WO (WO1 - WO4) - сильные линии O VI, крайне редко

Хотя центральные звезды большинства планетарных туманностей (CSPNe) демонстрируют спектры O-типа,[82] около 10% имеют дефицит водорода и показывают спектры WR.[83] Это маломассивные звезды, и, чтобы отличить их от массивных звезд Вольфа-Райе, их спектры заключены в квадратные скобки: например, [ТУАЛЕТ]. Большинство из них показывают спектры [WC], некоторые [WO] и очень редко [WN].

Звезды "Слэша"

Основная статья: Косая черта

В слэш звезды - это звезды O-типа с WN-подобными линиями в спектрах. Название «косая черта» происходит от их печатного спектрального типа, в котором есть косая черта (например, «Of / WNL»[68]).

В этом спектре обнаружена вторичная группа, более холодная, «промежуточная» группа, обозначенная «Ofpe / WN9».[68] Эти звезды также назывались WN10 или WN11, но это стало менее популярным из-за осознания эволюционного отличия от других звезд Вольфа – Райе. Недавние открытия еще более редких звезд расширили диапазон косых звезд до O2-3,5.*/ WN5-7, которые даже горячее оригинальных "слэш" звезд.[84]

Магнитные звезды O

Это O-звезды с сильными магнитными полями. Обозначение Оф? П.[68]

Классы красных и коричневых карликов

Основные статьи: Коричневый карлик и Красный карлик

Новые спектральные классы L, T и Y были созданы для классификации инфракрасных спектров холодных звезд. Это включает как красные карлики и коричневые карлики которые очень слабы в видимый спектр.[85]

Коричневые карлики, звезды, которые не претерпевают водородный синтез, крутые по мере того, как они стареют и переходят к более поздним спектральным типам. Коричневые карлики начинают свою жизнь со спектрами M-типа и будут остывать через спектральные классы L, T и Y, тем быстрее, чем они менее массивны; коричневые карлики с наибольшей массой не могли остыть до Y или даже T карликов в течение возраста Вселенной. Поскольку это приводит к неразрешимому перекрытию спектральных типов' эффективная температура и яркость для некоторых масс и возрастов разных типов L-T-Y нет четких температура или же яркость могут быть даны значения.[7]

Класс L

Впечатление художника от L-карлика

Карлики класса L получили свое название, потому что они холоднее, чем звезды M, а L - это оставшаяся буква в алфавитном порядке, ближайшая к M. Некоторые из этих объектов имеют достаточно большую массу, чтобы поддерживать синтез водорода, и поэтому являются звездами, но большинство из них имеют подзвездный массы и поэтому являются коричневыми карликами. Они очень темно-красного цвета и самые яркие в инфракрасный. Их атмосфера достаточно круто, чтобы позволить гидриды металлов и щелочных металлов быть заметным в их спектре.[86][87][88]

Из-за низкой поверхностной гравитации у гигантских звезд TiO - и VO -содержащий конденсат никогда не образуется. Таким образом, звезды L-типа крупнее карликов никогда не могут образоваться в изолированной среде. Однако эти сверхгиганты L-типа могут образоваться в результате столкновений звезд, примером которых является V838 Monocerotis в то время как в разгар своего светящаяся красная новая извержение.

Класс T: метановые карлики

Впечатление художника от Т-карлика

Карлики класса Т крутые коричневые карлики с температурой поверхности приблизительно от 550 до 1300 K (от 277 до 1027 ° C; от 530 до 1880 ° F). Их пики эмиссии в инфракрасный. Метан видна в их спектре.[86][87]

Классы T и L могут быть более распространены, чем все другие классы вместе взятые, если недавние исследования верны. Поскольку коричневые карлики существуют так долго - в несколько раз старше Вселенной, - в отсутствие катастрофических столкновений количество этих меньших тел может только увеличиваться.

Изучение количества поддерживает (протопланетные диски, сгустки газа в туманности из которых образуются звезды и планетные системы) указывает на то, что количество звезд в галактика должно быть несколько порядки величины выше, чем предполагалось ранее. Предполагается, что эти аргументы соревнуются друг с другом. Первый, кто сформируется, станет протозвезда, которые являются очень агрессивными объектами и могут нарушить работу других объектов поблизости, лишив их газа. Тогда жертвы, вероятно, станут звездами главной последовательности или коричневыми карликами классов L и T, которые для нас совершенно невидимы.

Класс Y

Смотрите также: Суб-коричневый карлик и Субзвездный объект
Впечатление художника от Y-карлика

Коричневые карлики спектрального класса Y холоднее карликов спектрального класса T и имеют качественно отличный от них спектр. По состоянию на август 2013 года в класс Y отнесено 17 объектов.[89] Хотя такие карлики были смоделированы[90] и обнаружен в пределах сорока световых лет Широкопольный инфракрасный обозреватель (МУДРЫЙ)[78][91][92][93][94] пока нет четко определенной спектральной последовательности и прототипов. Тем не менее, некоторые объекты были предложены как спектральные классы Y0, Y1 и Y2.[95]

Спектры этих предполагаемых Y-объектов показывают поглощение около 1,55микрометры.[96] Delorme et al. предположили, что эта особенность связана с поглощением аммиак, и что это следует рассматривать как ориентировочную особенность перехода T-Y.[96][97] Фактически, это свойство абсорбции аммиака является основным критерием, принятым для определения этого класса.[95] Однако эту особенность трудно отличить от поглощения воды и метан,[96] и другие авторы заявили, что присвоение класса Y0 преждевременно.[98]

Последний коричневый карлик, предложенный для спектрального класса Y, WISE 1828 + 2650, является карликом> Y2 с эффективной температурой, первоначально оцененной около 300K, температура человеческого тела.[91][92][99] Параллакс измерения, однако, с тех пор показали, что его светимость несовместима с тем, что он холоднее ~ 400 К. Самый холодный карлик Y, известный в настоящее время, - это WISE 0855−0714 с примерной температурой 250 К.[100]

Диапазон масс Y-карликов 9–25Юпитер массы, но молодые объекты могут достигать массы ниже одной Юпитера, что означает, что объекты класса Y колеблются между массой 13 Юпитера. дейтерий -предел слияния, который отмечает текущий IAU разделение на коричневые карлики и планеты.[95]

Своеобразные коричневые карлики

Символы, используемые для своеобразных коричневых карликов
печеньЭтот суффикс (например, L2pec) означает «особенный».[101]
SDЭтот префикс (например, sdL0) означает субкарлик и указывает на низкую металличность и синий цвет[102]
βОбъекты с суффиксом beta (β) (например, L4β) имеют промежуточную поверхностную гравитацию.[103]
γОбъекты с суффиксом гамма (γ) (например, L5γ) имеют низкую поверхностную гравитацию.[103]
красныйКрасный суффикс (например, L0red) указывает на объекты без признаков молодости, но с высоким содержанием пыли.[104]
синийСиний суффикс (например, L3blue) указывает на необычные синие цвета в ближней инфракрасной области для L-карликов без очевидной низкой металличности.[105]

У молодых коричневых карликов низкий поверхностная сила тяжести потому что они имеют больший радиус и меньшую массу по сравнению со звездами поля аналогичного спектрального класса. Эти источники отмечены буквой бета (β) для средней поверхностной силы тяжести и гаммой (γ) для низкой поверхностной силы тяжести. Признаком низкой поверхностной силы тяжести являются слабые линии CaH, K I и Na I, а также сильная линия VO.[103] Альфа (α) обозначает нормальную поверхностную гравитацию и обычно опускается. Иногда очень низкая поверхностная сила тяжести обозначается дельтой (δ).[105] Суффикс «pec» означает «особенный». Суффикс своеобразный все еще используется для других необычных особенностей и суммирует различные свойства, указывающие на низкую поверхностную гравитацию, субкарлики и неразрешенные двойные системы.[106] Префикс sd означает субкарлик и включает только крутые субкарлики. Этот префикс указывает на низкий металличность и кинематические свойства, которые больше похожи на гало звезды, чем диск звезды.[102] Субкарлики кажутся более синими, чем дисковые объекты.[107] Красный суффикс описывает предметы красного цвета, но более старшего возраста. Это не интерпретируется как низкая поверхностная сила тяжести, а как высокое содержание пыли.[104][105] Суффикс синий описывает объекты с синим ближний инфракрасный цвета, которые нельзя объяснить низкой металличностью. Некоторые объясняются как двоичные файлы L + T, другие не являются двоичными, например 2MASS J11263991−5003550 и объясняются тонкими и / или крупнозернистыми облаками.[105]

Поздние классы гигантских углеродных звезд

Углеродные звезды - это звезды, спектры которых указывают на образование углерода - побочного продукта тройной альфа синтез гелия. С повышенным содержанием углерода и некоторыми параллелями s-процесс Производство тяжелых элементов, спектры этих звезд становятся все более и более отклоняющимися от обычных поздних спектральных классов G, K и M. Эквивалентными классами для богатых углеродом звезд 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 предположительно была передана от компаньона, который сейчас является белым карликом, когда компаньон был углеродной звездой. .

Класс C: углеродные звезды

Основная статья: Углеродная звезда
Изображение углеродной звезды R Sculptoris и его поразительная спиральная структура

Первоначально классифицированные как звезды R и N, они также известны как углеродные звезды. Это красные гиганты, близкие к концу своей жизни, у которых в атмосфере имеется избыток углерода. Старые классы R и N работали параллельно с обычной системой классификации от примерно среднего G до позднего M. Недавно они были преобразованы в унифицированный углеродный классификатор C с N0, начинающимся примерно с C6. Еще одно подмножество холодных углеродных звезд - звезды C – J-типа, для которых характерно сильное присутствие молекул 13CN в дополнение к тем из 12CN.[108] Известно несколько углеродных звезд главной последовательности, но подавляющее большинство известных углеродных звезд - гиганты или сверхгиганты. Есть несколько подклассов:

  • C-R - Ранее собственный класс (р), представляющий углеродный звездный эквивалент поздних G- и ранних K-звезд.
  • C-N - Ранее его собственный класс, представляющий углеродный звездный эквивалент звезд поздних K- и M-типов.
  • CJ - подтип крутых C-звезд с высоким содержанием 13C.
  • C-H - Население II аналоги C-R звезд.
  • C-Hd - углеродные звезды с дефицитом водорода, похожие на сверхгиганты поздней G с CH и C2 полосы добавлены.

Класс S

Основная статья: Звезда S-типа

Звезды класса S образуют континуум между звездами класса M и углеродными звездами. Те звезды, которые наиболее близки к классу M, имеют ZrO полосы поглощения аналогично TiO полосы звезд класса M, тогда как у наиболее похожих на углеродные звезды натрий D-линии и слабые C2 группы.[109] Звезды класса S имеют избыточное количество цирконий и другие элементы, производимые s-процесс, и имеют более похожее содержание углерода и кислорода, чем звезды класса M или углеродные звезды. Как и углеродные звезды, почти все известные звезды класса S являются асимптотическая ветвь гигантов звезды.

Спектральный класс образован буквой S и числом от нуля до десяти. Это число соответствует температуре звезды и приблизительно соответствует температурной шкале, используемой для гигантов класса M. Наиболее распространены типы от S3 до S5. Нестандартное обозначение S10 использовалось только для звезды. Chi Cygni когда на крайнем минимуме.

Основная классификация обычно сопровождается указанием численности по одной из нескольких схем: S2,5; S2 / 5; S2 Zr4 Ti2; или S2 * 5. Число после запятой представляет собой шкалу от 1 до 9 в зависимости от соотношения ZrO и TiO. Число после косой черты - это более поздняя, ​​но менее распространенная схема, разработанная для представления отношения углерода к кислороду по шкале от 1 до 10, где 0 будет звездой MS. Интенсивности циркония и титан может быть указано явно. Также иногда можно увидеть число после звездочки, которое представляет силу полос ZrO2 по шкале от 1 до 5.

Классы MS и SC: промежуточные классы, связанные с углеродом

Между классами M и S пограничные случаи называются звездами MS. Аналогичным образом пограничные случаи между классами S и C-N называются SC или CS. Предполагается, что последовательность M → MS → S → SC → C-N представляет собой последовательность увеличения содержания углерода с возрастом для углеродные звезды в асимптотическая ветвь гигантов.

Классификация белых карликов

Основная статья: Спектроскопия белых карликов

Класс D (для Вырожденный ) - это современная классификация белых карликов - звезд с малой массой, которые больше не испытывают термоядерная реакция и уменьшились до планетарных размеров, медленно остывая. Класс D далее делится на спектральные типы DA, DB, DC, DO, DQ, DX и DZ. Эти буквы не связаны с буквами, используемыми при классификации других звезд, а вместо этого указывают на состав видимого внешнего слоя или атмосферы белого карлика.

Типы белых карликов следующие:[110][111]

  • DA - а водород -богатая атмосфера или внешний слой, обозначенный сильным бальмеровским водородом спектральные линии.
  • БД - а гелий -богатая атмосфера, обозначенная нейтральным гелием, Он я, спектральные линии.
  • DO - атмосфера, богатая гелием, обозначается ионизированным гелием, Он II, спектральные линии.
  • DQ - а углерод -богатая атмосфера, обозначенная линиями атомарного или молекулярного углерода.
  • ДЗ - а металл -богатая 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 отнести их к одной из вышеперечисленных категорий.

За типом следует число, обозначающее температуру поверхности белого карлика. Это округленное число 50400 /Тэфф, куда Тэфф это эффективная температура поверхности, измеряется в кельвины. Первоначально это число было округлено до одной из цифр от 1 до 9, но в последнее время начали использоваться дробные значения, а также значения ниже 1 и выше 9.[110][112]

Две или более буквы типа могут использоваться для обозначения белого карлика, который отображает более одной из спектральных характеристик, указанных выше.[110]

Расширенные спектральные классы белых карликов

Сириус А и В (а белый Гном типа DA2) разрешается Хаббл
  • DAB - белый карлик, богатый водородом и гелием, демонстрирующий линии нейтрального гелия.
  • DAO - белый карлик, богатый водородом и гелием, демонстрирующий линии ионизированного гелия.
  • DAZ - 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:[110]

КодСпектральные особенности звезд
пМагнитный белый карлик с обнаруживаемой поляризацией
EЭмиссионные линии присутствуют
ЧАСМагнитный белый карлик без заметной поляризации
VПеременная
УИКСпектральные особенности существуют

Незвездные спектральные классы: классы P и Q

Наконец, классы п и Q, оставшиеся от системы Дрейпера от Cannon, иногда используются для некоторых не звездных объектов. Объекты типа P - это звезды внутри планетарные туманности и объекты типа Q являются новые.[нужна цитата ]

Звездные остатки

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

Звездные остатки - это объекты, связанные со смертью звезд. В категорию включены белые карлики, и, как видно из радикально иной схемы классификации для класса D, незвездные объекты сложно вписать в систему МК.

Диаграмма Герцшпрунга-Рассела, на которой основана система МК, носит наблюдательный характер, поэтому эти остатки не могут быть легко нанесены на диаграмму или не могут быть размещены вообще. Старый нейтронные звезды относительно малы и холодны и попадают в крайнюю правую часть диаграммы. Планетарные туманности являются динамичными и имеют тенденцию быстро терять яркость по мере перехода звезды-прародителя в ветвь белого карлика. Если это показано, планетарная туманность будет построена справа от верхнего правого квадранта диаграммы. А черная дыра не излучает собственного видимого света и поэтому не будет отображаться на диаграмме.[113]

Была предложена система классификации нейтронных звезд с использованием римских цифр: тип I для менее массивных нейтронных звезд с низкими скоростями охлаждения, тип II для более массивных нейтронных звезд с более высокими скоростями охлаждения и предлагаемый тип III для более массивных нейтронных звезд (возможно экзотическая звезда кандидаты) с более высокой скоростью охлаждения.[114] Чем массивнее нейтронная звезда, тем выше нейтрино поток он несет. Эти нейтрино уносят так много тепловой энергии, что всего за несколько лет температура изолированной нейтронной звезды упадет с порядка миллиардов до всего около миллиона градусов Кельвина. Эту предлагаемую систему классификации нейтронных звезд не следует путать с более ранними спектральными классами Секки и классами светимости Йеркса.

Заменены спектральные классы

Некоторые спектральные типы, которые ранее использовались для нестандартных звезд в середине 20 века, были заменены в ходе пересмотра системы классификации звезд. Их все еще можно найти в старых редакциях звездных каталогов: R и N были включены в новый класс C как C-R и C-N.

Звездная классификация, обитаемость и поиск жизни

Со временем люди смогут колонизировать любую звездную среду обитания, в этом разделе рассматривается вероятность возникновения жизни вокруг других звезд.

Стабильность, яркость и продолжительность жизни - все это факторы обитаемости звезд. Мы знаем только об одной звезде, в которой есть жизнь, и это наша собственная звезда - звезда G-класса с большим количеством тяжелых элементов и низкой изменчивостью яркости. Он также отличается от многих звездных систем тем, что в нем есть только одна звезда (см. Планетарная обитаемость, в разделе двоичных систем).

Исходя из этих ограничений и проблем наличия только одной эмпирической выборки, диапазон звезд, которые, по прогнозам, могут поддерживать жизнь в том виде, в каком мы ее знаем, ограничен несколькими факторами. Из звезд главной последовательности звезды более массивные, чем Солнце, более чем в 1,5 раза (спектральные типы O, B и A) стареют слишком быстро для развития развитой жизни (используя Землю в качестве ориентира).С другой стороны, карлики с массой менее половины нашего Солнца (спектральный класс M), вероятно, будут блокировать планеты в пределах своей обитаемой зоны, наряду с другими проблемами (см. Обитаемость систем красных карликов ).[115] Хотя существует множество проблем, с которыми сталкивается жизнь на красных карликах из-за их огромной численности и долголетия, многие астрономы продолжают моделировать эти системы.

По этим причинам миссия НАСА «Кеплер» ищет пригодные для жизни планеты у ближайших звезд главной последовательности, которые менее массивны, чем спектральный тип A, но более массивны, чем тип M, что делает наиболее вероятные звезды для размещения живых карликовых звезд типов F, G и K. .[115]

Смотрите также

Крабовидная туманность.jpg Астрономический портал

Примечания

  1. ^ Это относительный цвет звезды, если Вега, обычно считается голубоватой звездой, используется как стандарт для «белого».
  2. ^ Цветность может значительно варьироваться в пределах класса; например, солнце (звезда G2) белая, а звезда G9 желтая.
  3. ^ Технически белые карлики больше не «живые» звезды, а, скорее, «мертвые» остатки погасших звезд. В их классификации используется набор спектральных классов, отличный от «живых» звезд, сжигающих элементы.
  4. ^ Когда используется со звездами A-типа, это вместо этого относится к аномально сильным металлическим спектральным линиям
  5. ^ а б c d е ж грамм Эти пропорции - доли звезд ярче, чем абсолютная величина 16; снижение этого предела сделает более ранние типы еще более редкими, в то время как обычно добавляются только к классу M.
  6. ^ Если мы включим все звезды, это вырастет до 78,6%. (См. Примечание выше.)

Рекомендации

  1. ^ а б c d Habets, G.M.H.J .; Хайнце, Дж. Р. У. (ноябрь 1981 г.). «Эмпирические болометрические поправки на главную последовательность». Серия дополнений по астрономии и астрофизике. 46: 193–237 (таблицы VII и VIII). Bibcode:1981A & AS ... 46..193H. - Светимости получены из Mболт цифры, используя Mболт(☉)=4.75.
  2. ^ Вайднер, Карстен; Винк, Джорик С. (декабрь 2010 г.). «Массы и несовпадение масс звезд O-типа». Астрономия и астрофизика. 524. A98. arXiv:1010.2204. Bibcode:2010A & A ... 524A..98W. Дои:10.1051/0004-6361/201014491. S2CID  118836634.
  3. ^ а б Благотворительность, Митчелл. "Какого цвета звезды?". Vendian.org. Получено 13 мая 2006.
  4. ^ «Цвет звезд». Австралийский национальный объект телескопа. 17 октября 2018.
  5. ^ а б Мур, Патрик (1992). Книга Гиннеса по астрономии: факты и подвиги (4-е изд.). Гиннесс. ISBN  978-0-85112-940-2.
  6. ^ «Цвет звезд». Австралийский телескоп и образование. 21 декабря 2004 г.. Получено 26 сентября 2007. - Объясняет причину разницы в цветовосприятии.
  7. ^ а б c d Baraffe, I .; Chabrier, G .; Barman, T. S .; Allard, F .; Хаушильдт П. Х. (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. Bibcode:2003A и A ... 402..701B. Дои:10.1051/0004-6361:20030252. S2CID  15838318.
  8. ^ а б c d е ж грамм час Ледрю, Гленн (февраль 2001 г.). «Настоящее звездное небо». Журнал Королевского астрономического общества Канады. 95: 32. Bibcode:2001JRASC..95 ... 32 л.
  9. ^ Сота, А .; Maíz Apellániz, J .; Morrell, N.I .; Barbá, R.H .; Walborn, N.R .; и другие. (Март 2014 г.). "Спектроскопический обзор галактических O-звезд (GOSSS). II. Яркие южные звезды". Серия дополнений к астрофизическому журналу. 211 (1). 10. arXiv:1312.6222. Bibcode:2014ApJS..211 ... 10S. Дои:10.1088/0067-0049/211/1/10. S2CID  118847528.
  10. ^ а б Филлипс, Кеннет Дж. Х. (1995). Путеводитель по Солнцу. Издательство Кембриджского университета. С. 47–53. ISBN  978-0-521-39788-9.
  11. ^ Рассел, Генри Норрис (март 1914 г.). «Связь между спектрами и другими характеристиками звезд». Популярная астрономия. Vol. 22. С. 275–294. Bibcode:1914PA ..... 22..275R.
  12. ^ Саха, М. Н. (май 1921 г.). «К физической теории звездных спектров». Труды Лондонского королевского общества. Серия А. 99 (697): 135–153. Bibcode:1921RSPSA..99..135S. Дои:10.1098 / rspa.1921.0029.
  13. ^ Пейн, Сесилия Хелена (1925). Звездные атмосферы; Вклад в наблюдательные исследования высоких температур в обратных слоях звезд (Кандидат наук). Колледж Рэдклиффа. Bibcode:1925ПХДТ ......... 1П.
  14. ^ Пиклз, А. Дж. (Июль 1998 г.). "Библиотека звездных спектральных потоков: 1150-25000 Å". Публикации Тихоокеанского астрономического общества. 110 (749): 863–878. Bibcode:1998PASP..110..863P. Дои:10.1086/316197.
  15. ^ Морган, Уильям Уилсон; Кинан, Филип Чайлдс; Келлман, Эдит (1943). Атлас звездных спектров с схемой спектральной классификации. Издательство Чикагского университета. Bibcode:1943assw.book ..... M. OCLC  1806249.
  16. ^ Морган, Уильям Уилсон; Кинан, Филип Чайлдс (1973). «Спектральная классификация». Ежегодный обзор астрономии и астрофизики. 11: 29–50. Bibcode:1973ARA & A..11 ... 29M. Дои:10.1146 / annurev.aa.11.090173.000333.
  17. ^ а б c d «Заметка о спектральном атласе и спектральной классификации». Центр астрономических исследований Страсбурга. Получено 2 января 2015.
  18. ^ Caballero-Nieves, S.M .; Nelan, E.P .; Gies, D. R .; Уоллес, Д. Дж .; DeGioia-Eastwood, K .; и другие. (Февраль 2014). «Обзор с высоким угловым разрешением массивных звезд в Cygnus OB2: результаты с датчиков точного наведения космического телескопа Хаббла». Астрономический журнал. 147 (2). 40. arXiv:1311.5087. Bibcode:2014AJ .... 147 ... 40C. Дои:10.1088/0004-6256/147/2/40. S2CID  22036552.
  19. ^ Prinja, R.K .; Масса, Д. Л. (октябрь 2010 г.). «Признак широко распространенного скопления в сверхгигантских ветрах B». Астрономия и астрофизика. 521. L55. arXiv:1007.2744. Bibcode:2010A&A ... 521L..55P. Дои:10.1051/0004-6361/201015252. S2CID  59151633.
  20. ^ Грей, Дэвид Ф. (ноябрь 2010 г.). "Фотосферные вариации сверхгиганта γ Cyg". Астрономический журнал. 140 (5): 1329–1336. Bibcode:2010AJ .... 140.1329G. Дои:10.1088/0004-6256/140/5/1329.
  21. ^ а б Насе, Ю. (ноябрь 2009 г.). «Горячие звезды, наблюдаемые XMM-Newton. I. Каталог и свойства OB-звезд». Астрономия и астрофизика. 506 (2): 1055–1064. arXiv:0908.1461. Bibcode:2009A & A ... 506.1055N. Дои:10.1051/0004-6361/200912659. S2CID  17317459.
  22. ^ Любимков, Леонид С .; Ламберт, Дэвид Л .; Ростопчин, Сергей И .; 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. Bibcode:2010МНРАС.402.1369Л. Дои:10.1111 / j.1365-2966.2009.15979.x. S2CID  119096173.
  23. ^ Gray, R.O .; Corbally, C.J .; Гаррисон, Р. Ф .; McFadden, M. T .; Робинсон, П. Э. (октябрь 2003 г.). «Вклады в проект« Ближайшие звезды »(NStars): Спектроскопия звезд до M0 в пределах 40 парсеков: северный образец. I». Астрономический журнал. 126 (4): 2048–2059. arXiv:Astro-ph / 0308182. Bibcode:2003AJ .... 126.2048G. Дои:10.1086/378365. S2CID  119417105.
  24. ^ Шенаврин, В. И .; Таранова, О.Г .; Наджип, А. Э. (январь 2011 г.). «Поиск и исследование оболочек горячей околозвездной пыли». Астрономические отчеты. 55 (1): 31–81. Bibcode:2011ARep ... 55 ... 31S. Дои:10.1134 / S1063772911010070. S2CID  122700080.
  25. ^ Cenarro, A.J .; Пелетье, Р. Ф .; Sanchez-Blazquez, P .; Selam, S.O .; Толоба, Э .; Cardiel, N .; Falcon-Barroso, J .; Gorgas, J .; Jimenez-Vicente, J .; Ваздекис, А. (январь 2007 г.). "Библиотека эмпирических спектров телескопа Исаака Ньютона среднего разрешения - II. Параметры атмосферы звезды". Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества. 374 (2): 664–690. arXiv:astro-ph / 0611618. Bibcode:2007МНРАС.374..664С. Дои:10.1111 / j.1365-2966.2006.11196.x. S2CID  119428437.
  26. ^ Сион, Эдвард М .; Holberg, J. B .; Освальт, Терри Д.; МакКук, Джордж П .; Васатоник, Ричард (декабрь 2009 г.). «Белые карлики в пределах 20 парсеков от Солнца: кинематика и статистика». Астрономический журнал. 138 (6): 1681–1689. arXiv:0910.1288. Bibcode:2009AJ .... 138.1681S. Дои:10.1088/0004-6256/138/6/1681. S2CID  119284418.
  27. ^ D.S. Hayes; L.E. Пазинетти; А.Г. Дэвис Филип (6 декабря 2012 г.). Калибровка фундаментальных звездных величин: материалы 111-го симпозиума Международного астрономического союза, проходившего в Вилла Ольмо, Комо, Италия, 24–29 мая 1984 г.. Springer Science & Business Media. С. 129–. ISBN  978-94-009-5456-4.
  28. ^ Ариас, Юлия I .; и другие. (Август 2016 г.). "Спектральная классификация и свойства OVz-звезд в Спектроскопическом обзоре O-звезд Галактики (GOSSS)". Астрономический журнал. 152 (2): 31. arXiv:1604.03842. Bibcode:2016AJ .... 152 ... 31A. Дои:10.3847/0004-6256/152/2/31. S2CID  119259952.
  29. ^ Мак-Роберт, Алан (1 августа 2006 г.). «Спектральные типы звезд». Небо и телескоп.
  30. ^ а б c d е ж грамм час я j k Аллен, Дж. С. «Классификация звездных спектров». UCL Кафедра физики и астрономии: группа астрофизики. Получено 1 января 2014.
  31. ^ а б Maíz Apellániz, J .; Walborn, Nolan R .; Morrell, N.I .; Niemela, V. S .; Нелан, Э. П. (2007). «Писмис 24-1: сохранен верхний предел массы звезды». Астрофизический журнал. 660 (2): 1480–1485. arXiv:астро-ф / 0612012. Bibcode:2007ApJ ... 660.1480M. Дои:10.1086/513098. S2CID  15936535.
  32. ^ а б Фаринья, Сесилия; Bosch, Guillermo L .; Моррелл, Нидия I .; Barbá, Rodolfo H .; Уолборн, Нолан Р. (2009). «Спектроскопическое исследование комплекса N159 / N160 в Большом Магеллановом облаке». Астрономический журнал. 138 (2): 510–516. arXiv:0907.1033. Bibcode:2009AJ .... 138..510F. Дои:10.1088/0004-6256/138/2/510. S2CID  18844754.
  33. ^ Rauw, G .; Manfroid, J .; Gosset, E .; Nazé, Y .; Sana, H .; Де Беккер, М .; Foellmi, C .; Моффат, А. Ф. Дж. (2007). «Звезды ранних типов в ядре молодого рассеянного скопления Вестерлунд 2». Астрономия и астрофизика. 463 (3): 981–991. arXiv:astro-ph / 0612622. Bibcode:2007 A&A ... 463..981R. Дои:10.1051/0004-6361:20066495. S2CID  17776145.
  34. ^ а б c d е ж грамм Кроутер, Пол А. (2007). «Физические свойства звезд Вольфа-Райе». Ежегодный обзор астрономии и астрофизики. 45 (1): 177–219. arXiv:astro-ph / 0610356. Bibcode:2007ARA & A..45..177C. Дои:10.1146 / annurev.astro.45.051806.110615. S2CID  1076292.
  35. ^ Rountree Lesh, J. (1968). «Кинематика пояса Гулда: расширяющаяся группа?». Серия дополнений к астрофизическому журналу. 17: 371. Bibcode:1968ApJS ... 17..371L. Дои:10.1086/190179.
  36. ^ Анализируйте спектры люмьер-де-quelques étoiles, et nouvelles, наблюдая за солнечными лучами, П. Секки, Comptes Rendus des Séances de l'Académie des Sciences 63 (Июль – декабрь 1866 г.), стр. 364–368.
  37. ^ Новые исследования по спектральному анализу люмьер-де-туаль, П. Секки, Comptes Rendus des Séances de l'Académie des Sciences 63 (Июль – декабрь 1866 г.), стр. 621–628.
  38. ^ Херншоу, Дж. Б. (1986). Анализ звездного света: сто пятьдесят лет астрономической спектроскопии. Кембридж, Великобритания: Издательство Кембриджского университета. С. 60, 134. ISBN  978-0-521-25548-6.
  39. ^ Классификация звездных спектров: немного истории
  40. ^ 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.
  41. ^ п. 60–63, Херншоу 1986; С. 623–625, Secchi 1866.
  42. ^ С. 62–63, Hearnshaw 1986.
  43. ^ п. 60, Херншоу 1986.
  44. ^ Ловцы света: забытые жизни мужчин и женщин, первыми сфотографировавших небеса пользователя Stefan Hughes.
  45. ^ а б Пикеринг, Эдвард С. (1890). «Каталог Дрейпера звездных спектров, сфотографированных с помощью 8-дюймового телескопа Бач, как часть мемориала Генри Дрейпера». Летопись обсерватории Гарвардского колледжа. 27: 1. Bibcode:1890АнХар..27 .... 1П.
  46. ^ а б С. 106–108, Hearnshaw 1986.
  47. ^ а б "Вильямина Флеминг". Оксфордский справочник. Дои:10.1093 / oi / author.20110803095823407 (неактивно 11 декабря 2020 г.). Получено 10 июн 2020.CS1 maint: DOI неактивен по состоянию на декабрь 2020 г. (связь)
  48. ^ "Уильямина Патон Флеминг -". www.projectcontinua.org. Получено 10 июн 2020.
  49. ^ «Классификация звездных спектров». spiff.rit.edu. Получено 10 июн 2020.
  50. ^ С. 111–112, Hearnshaw 1986.
  51. ^ Maury, Antonia C .; Пикеринг, Эдвард С. (1897). «Спектры ярких звезд, сфотографированные с помощью 11-дюймового телескопа Дрейпера в рамках мемориала Генри Дрейпера». Летопись обсерватории Гарвардского колледжа. 28: 1. Bibcode:1897АнХар..28 .... 1M.
  52. ^ "Антония Мори -". www.projectcontinua.org. Получено 10 июн 2020.
  53. ^ Херншоу, Дж. Б. (17 марта 2014 г.). Анализ звездного света: два века астрономической спектроскопии (Второе изд.). Нью-Йорк, штат Нью-Йорк, США. ISBN  978-1-107-03174-6. OCLC  855909920.
  54. ^ Грей, Р. О. (Ричард О.) (2009). Звездная спектральная классификация. Корбалли, К. Дж. (Кристофер Дж.), Бургассер, Адам Дж. Принстон, Нью-Джерси: Издательство Принстонского университета. ISBN  978-0-691-12510-7. OCLC  276340686.
  55. ^ Джонс, Бесси Забан. Обсерватория Гарвардского колледжа: первые четыре директората, 1839-1919 гг.. Бойд, Лайл Гиффорд, 1907 -. Кембридж, Массачусетс. ISBN  978-0-674-41880-6. OCLC  1013948519.
  56. ^ Кэннон, Энни Дж .; Пикеринг, Эдвард К. (1901). «Спектры ярких южных звезд, сфотографированные с помощью 13-дюймового телескопа Бойдена в рамках мемориала Генри Дрейпера». Летопись обсерватории Гарвардского колледжа. 28: 129. Bibcode:1901AnHar..28..129C.
  57. ^ С. 117–119, Hearnshaw 1986.
  58. ^ Кэннон, Энни Джамп; Пикеринг, Эдвард Чарльз (1912). «Классификация 1688 южных звезд по их спектрам». Летопись астрономической обсерватории Гарвардского колледжа. 56 (5): 115. Bibcode:1912AnHar..56..115C.
  59. ^ С. 121–122, Hearnshaw 1986.
  60. ^ "Энни Прыжок Пушка -". www.projectcontinua.org. Получено 10 июн 2020.
  61. ^ «СПЕКТРАЛЬНАЯ КЛАССИФИКАЦИЯ ЗВЕЗД». www.eudesign.com. Получено 6 апреля 2019.
  62. ^ Нассау, Дж. Дж .; Сейферт, Карл К. (март 1946 г.). «Спектры звезд BD в пределах пяти градусов от Северного полюса». Астрофизический журнал. 103: 117. Bibcode:1946ApJ ... 103..117N. Дои:10.1086/144796.
  63. ^ Фитцджеральд, М. Пим (октябрь 1969 г.). «Сравнение классов спектральной светимости на Маунт-Вильсон и системы классификации Моргана – Кинана». Журнал Королевского астрономического общества Канады. 63: 251. Bibcode:1969JRASC..63..251P.
  64. ^ 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. Bibcode:1969ApJ ... 158.1115S. Дои:10.1086/150271.
  65. ^ 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. Bibcode:2011ApJ ... 743 ... 88N. Дои:10.1088 / 0004-637X / 743/1/88. S2CID  118337277.
  66. ^ а б c d е ж грамм час Гаррисон, Р. Ф. (1994). «Иерархия стандартов для процесса МК». Астрономическое общество Тихого океана. 60: 3. Bibcode:1994ASPC ... 60 .... 3G.
  67. ^ Дорогой, Дэвид. "звезда позднего типа". Интернет-энциклопедия науки. Получено 14 октября 2007.
  68. ^ а б c d е Уолборн, Н. Р. (2008). «Многоволновая систематика OB-спектров». Массивные звезды: фундаментальные параметры и околозвездные взаимодействия (ред. П. Беналья.. 33: 5. Bibcode:2008RMxAC..33 .... 5Вт.
  69. ^ Атлас звездных спектров с схемой спектральной классификации, У. Морган, П. К. Кинан и Э. Келлман, Чикаго: Издательство Чикагского университета, 1943.
  70. ^ Уолборн, Н. Р. (1971). "Некоторые спектроскопические характеристики звезд OB: исследование пространственного распределения некоторых звезд OB и система отсчета классификации". Серия дополнений к астрофизическому журналу. 23: 257. Bibcode:1971ApJS ... 23..257Вт. Дои:10.1086/190239.
  71. ^ Morgan, W. W .; Abt, Helmut A .; Тапскотт, Дж. У. (1978). «Переработанный MK Spectral Atlas для звезд раньше Солнца». Уильямс-Бэй: Обсерватория Йеркса. Bibcode:1978rmsa.book ..... M.
  72. ^ Walborn, Nolan R .; Ховарт, Ян Д.; Леннон, Дэниел Дж .; Мэсси, Филипп; Oey, M. S .; Моффат, Энтони Ф. Дж .; Скалковски, Гвен; Моррелл, Нидия I .; Дриссен, Лоран; Паркер, Джоэл Вм. (2002). «Новая система спектральной классификации самых ранних O-звезд: определение типа O2» (PDF). Астрономический журнал. 123 (5): 2754–2771. Bibcode:2002AJ .... 123.2754W. Дои:10.1086/339831.
  73. ^ Слеттебак, Арне (июль 1988 г.). "Be Stars". Публикации Тихоокеанского астрономического общества. 100: 770–784. Bibcode:1988PASP..100..770S. Дои:10.1086/132234.
  74. ^ "Запрос объекта SIMBAD: CCDM J02319 + 8915". SIMBAD. Центр астрономических исследований Донна в Страсбурге. Получено 10 июн 2010.
  75. ^ Nieuwenhuijzen, H .; Де Ягер, К. (2000). "Проверка желтой эволюционной пустоты. Три эволюционно критических гипергиганта: HD 33579, HR 8752 и IRC +10420". Астрономия и астрофизика. 353: 163. Bibcode:2000А и А ... 353..163Н.
  76. ^ «В космологической шкале времени период обитаемости Земли почти закончился | Международное космическое братство». Spacefellowship.com. Получено 22 мая 2012.
  77. ^ https://www.nasa.gov/feature/goddard/2019/k-star-advantage
  78. ^ а б "Обнаружено: Звезды крутые, как человеческое тело | Управление научной миссии". science.nasa.gov.
  79. ^ «Галактический ремонт». www.spacetelescope.org. ЕКА / Хаббл. Получено 29 апреля 2015.
  80. ^ Фигер, Дональд Ф .; Маклин, Ян С .; Наджарро, Франциско (1997). "Спектральный атлас звезд Вольфа-Райе в диапазоне AK". Астрофизический журнал. 486 (1): 420–434. Bibcode:1997ApJ ... 486..420F. Дои:10.1086/304488.
  81. ^ Kingsburgh, R.L .; Barlow, M. J .; Стори, П. Дж. (1995). «Свойства звезд WO Wolf-Rayet». Астрономия и астрофизика. 295: 75. Bibcode:1995 A&A ... 295 ... 75K.
  82. ^ Tinkler, C.M .; Ламерс, Х. Дж. Г. Л. М. (2002). "Темпы потери массы H-богатых центральных звезд планетарных туманностей как индикаторы расстояния?". Астрономия и астрофизика. 384 (3): 987–998. Bibcode:2002A & A ... 384..987T. Дои:10.1051/0004-6361:20020061.
  83. ^ Miszalski, B .; Crowther, P.A .; De Marco, O .; Köppen, J .; Moffat, A. F. J .; Acker, A .; Хиллвиг, Т. К. (2012). «IC 4663: первая недвусмысленная [WN] центральная звезда Вольфа-Райе планетарной туманности». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества. 423 (1): 934–947. arXiv:1203.3303. Bibcode:2012МНРАС.423..934М. Дои:10.1111 / j.1365-2966.2012.20929.x. S2CID  10264296.
  84. ^ Crowther, P.A .; Уолборн, Н. Р. (2011). «Спектральная классификация звезд O2-3.5 If * / WN5-7». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества. 416 (2): 1311–1323. arXiv:1105.4757. Bibcode:2011МНРАС.416.1311С. Дои:10.1111 / j.1365-2966.2011.19129.x. S2CID  118455138.
  85. ^ Киркпатрик, Дж. Д. (2008). «Неурегулированные проблемы в нашем понимании L, T и Y карликов». 14-й Кембриджский семинар по крутым звездам. 384: 85. arXiv:0704.1522. Bibcode:2008ASPC..384 ... 85K.
  86. ^ а б Киркпатрик, Дж. Дэви; Рид, И. Нил; Либерт, Джеймс; Cutri, Roc M .; Нельсон, Брант; Beichman, Charles A .; Dahn, Conard C .; Моне, Дэвид Дж .; Гизис, Джон Э .; Скруцки, Майкл Ф. (10 июля 1999 г.). «Карлики круче, чем M: определение спектрального типа L с использованием результатов исследования 2-µ ALL-SKY Survey (2MASS)». Астрофизический журнал. 519 (2): 802–833. Bibcode:1999ApJ ... 519..802K. Дои:10.1086/307414.
  87. ^ а б Киркпатрик, Дж. Дэви (2005). «Новые спектральные типы L и T». Ежегодный обзор астрономии и астрофизики. 43 (1): 195–246. Bibcode:2005ARA & A..43..195K. Дои:10.1146 / annurev.astro.42.053102.134017. S2CID  122318616.
  88. ^ Киркпатрик, Дж. Дэви; Бармен, Трэвис С .; Бургассер, Адам Дж .; Макговерн, Марк Р .; Маклин, Ян С .; Тинни, Кристофер Дж .; Лоуренс, Патрик Дж. (2006). "Открытие очень молодого полевого L-карлика, 2MASS J01415823−4633574". Астрофизический журнал. 639 (2): 1120–1128. arXiv:astro-ph / 0511462. Bibcode:2006ApJ ... 639.1120K. Дои:10.1086/499622. S2CID  13075577.
  89. ^ Киркпатрик, Дж. Дэви; Кушинг, Майкл С .; Гелино, Кристофер Р .; Beichman, Charles A .; Tinney, C.G .; 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. Bibcode:2013ApJ ... 776..128K. Дои:10.1088 / 0004-637X / 776/2/128. S2CID  6230841.
  90. ^ Дьякон, Н.Р .; Хэмбли, Н. С. (2006). «Класс Y-Spectral для Ультра-Крутых Карликов». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества. 371: 1722–1730. arXiv:astro-ph / 0607305. Дои:10.1111 / j.1365-2966.2006.10795.x. S2CID  14081778.
  91. ^ а б Венер, Майк (24 августа 2011 г.). «НАСА обнаруживает холодные звезды, которые холоднее человеческого тела | Блог о технологических новостях - Yahoo! News Canada». Ca.news.yahoo.com. Получено 22 мая 2012.
  92. ^ а б Вентон, Даниэль (23 августа 2011 г.). «Спутник НАСА обнаружил самые холодные и темные звезды». Проводной - через www.wired.com.
  93. ^ «НАСА - Мудрая миссия НАСА обнаружила самый крутой класс звезд». www.nasa.gov.
  94. ^ Цукерман, Б .; Песня, И. (2009). «Минимальная масса Джинса, ММП-спутник коричневого карлика и предсказания для обнаружения карликов Y-типа». Астрономия и астрофизика. 493 (3): 1149–1154. arXiv:0811.0429. Bibcode:2009 A&A ... 493.1149Z. Дои:10.1051/0004-6361:200810038. S2CID  18147550.
  95. ^ а б c Dupuy, T. J .; Краус, А. Л. (2013). «Расстояния, светимости и температуры самых холодных известных субзвездных объектов». Наука. 341 (6153): 1492–5. arXiv:1309.1422. Bibcode:2013Научный ... 341.1492Д. Дои:10.1126 / science.1241917. PMID  24009359. S2CID  30379513.
  96. ^ а б c Leggett, S.K .; Кушинг, Майкл С .; Saumon, D .; Марли, М. С .; Roellig, T. L .; Уоррен, С. Дж .; Бернингем, Бен; Jones, H.R.A .; Киркпатрик, Дж. Д .; Lodieu, N .; Лукас, П. У .; Майнцер, А. К .; Martín, E. L .; McCaughrean, M.J .; Пинфилд, Д. Дж .; Sloan, G.C .; Смарт, Р. Л .; Тамура, М .; Ван Клев, Дж. (2009). «Физические свойства четырех карликов ∼600 КТл». Астрофизический журнал. 695 (2): 1517–1526. arXiv:0901.4093. Bibcode:2009ApJ ... 695.1517L. Дои:10.1088 / 0004-637X / 695/2/1517. S2CID  44050900.
  97. ^ Delorme, P .; Delfosse, X .; Альберт, L .; Artigau, E .; Forveille, T .; Reylé, C .; Allard, F .; Homeier, D .; Робин, А. С .; Willott, C.J .; Liu, M. C .; Дюпюи, Т. Дж. (2008). "CFBDS J005910.90-011401.3: Достижение перехода коричневого карлика T-Y?". Астрономия и астрофизика. 482 (3): 961–971. arXiv:0802.4387. Bibcode:2008A & A ... 482..961D. Дои:10.1051/0004-6361:20079317. S2CID  847552.
  98. ^ Бернингем, Бен; Пинфилд, Д. Дж .; Leggett, S.K .; Тамура, М .; Лукас, П. У .; Homeier, D .; Дэй-Джонс, А .; Jones, H.R.A .; Clarke, J.R.A .; Ishii, M .; Кузухара, М .; Lodieu, N .; Zapatero Osorio, M.R .; Venemans, B.P .; Мортлок, Д. Дж .; Barrado y Navascués, D .; Martin, E.L .; Magazz, A. (2008). «Изучение субзвездного температурного режима до ∼550 K». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества. 391 (1): 320–333. arXiv:0806.0067. Bibcode:2008МНРАС.391..320Б. Дои:10.1111 / j.1365-2966.2008.13885.x. S2CID  1438322.
  99. ^ Европейская южная обсерватория. "Очень крутая пара коричневых карликов", 23 марта 2011 г.
  100. ^ Luhman, Kevin L .; Эсплин, Таран Л. (май 2016 г.). «Спектральное распределение энергии самого холодного известного коричневого карлика». Астрономический журнал. 152 (3): 78. arXiv:1605.06655. Bibcode:2016AJ .... 152 ... 78L. Дои:10.3847/0004-6256/152/3/78. S2CID  118577918.
  101. ^ «Коды спектрального типа». simbad.u-strasbg.fr. Получено 6 марта 2020.
  102. ^ а б Бернингем, Бен; Smith, L .; Cardoso, C. V .; Лукас, П. У .; Burgasser, A.J .; Jones, H.R.A .; Смарт, Р. Л. (май 2014 г.). «Открытие субкарлика T6.5». MNRAS. 440 (1): 359–364. arXiv:1401.5982. Bibcode:2014МНРАС.440..359Б. Дои:10.1093 / mnras / stu184. ISSN  0035-8711. S2CID  119283917.
  103. ^ а б c Cruz, Kelle L .; Киркпатрик, Дж. Дэви; Бургассер, Адам Дж. (Февраль 2009 г.). «Молодые L-карлики, идентифицированные в полевых условиях: предварительная низко-гравитационная оптическая спектральная последовательность от L0 до L5». AJ. 137 (2): 3345–3357. arXiv:0812.0364. Bibcode:2009AJ .... 137.3345C. Дои:10.1088/0004-6256/137/2/3345. ISSN  0004-6256. S2CID  15376964.
  104. ^ а б Looper, Dagny L .; Киркпатрик, Дж. Дэви; Cutri, Roc M .; Бармен, Трэвис; Бургассер, Адам Дж .; Кушинг, Майкл С .; Роллиг, Томас; Макговерн, Марк Р .; Маклин, Ян С .; Райс, Эмили; Свифт, Брэндон Дж. (Октябрь 2008 г.). "Обнаружение двух соседних пекулярных L-карликов из обзора собственных движений 2MASS: молодые или богатые металлами?". Астрофизический журнал. 686 (1): 528–541. arXiv:0806.1059. Bibcode:2008ApJ ... 686..528L. Дои:10.1086/591025. ISSN  0004-637X. S2CID  18381182.
  105. ^ а б c d Киркпатрик, Дж. Дэви; Looper, Dagny L .; Бургассер, Адам Дж .; Schurr, Steven D .; Cutri, Roc M .; Кушинг, Майкл С .; Cruz, Kelle L .; Милая, Энн С .; Кнапп, Джиллиан Р .; Бармен, Трэвис С .; Бочански, Джон Дж. (Сентябрь 2010 г.). "Открытия по результатам исследования правильного движения в ближнем инфракрасном диапазоне с использованием данных многоэлементной съемки всего неба в два микрона". Серия дополнений к астрофизическому журналу. 190 (1): 100–146. arXiv:1008.3591. Bibcode:2010ApJS..190..100K. Дои:10.1088/0067-0049/190/1/100. ISSN  0067-0049. S2CID  118435904.
  106. ^ Фаэрти, Жаклин К .; Ридель, Адрик Р .; Cruz, Kelle L .; Гань, Джонатан; Filippazzo, Joseph C .; Ламбридес, Эрини; Фика, Хейли; Вайнбергер, Алисия; Thorstensen, John R .; Tinney, C.G .; Бальдассаре, Вивьен (июль 2016 г.). «Популяционные свойства аналогов коричневых карликов экзопланет». Серия дополнений к астрофизическому журналу. 225 (1): 10. arXiv:1605.07927. Bibcode:2016ApJS..225 ... 10F. Дои:10.3847/0067-0049/225/1/10. ISSN  0067-0049. S2CID  118446190.
  107. ^ «Данные цветовой величины». www.stsci.edu. Получено 6 марта 2020.
  108. ^ Буиг, Р. (1954). Annales d'Astrophysique, Vol. 17, стр. 104
  109. ^ Кинан, П. К. (1954). Астрофизический журнал, т. 120, стр. 484
  110. ^ а б c d Sion, E.M .; Greenstein, J. L .; Landstreet, J.D .; Liebert, J .; Шипман, Х. Л .; Вегнер, Г. А. (1983). «Предлагаемая новая система спектральной классификации белых карликов». Астрофизический журнал. 269: 253. Bibcode:1983ApJ ... 269..253S. Дои:10.1086/161036.
  111. ^ Córsico, A.H .; Альтхаус, Л. Г. (2004). «Скорость изменения периода у пульсирующих звезд DB-белых карликов». Астрономия и астрофизика. 428: 159–170. arXiv:astro-ph / 0408237. Bibcode:2004A & A ... 428..159C. Дои:10.1051/0004-6361:20041372. S2CID  14653913.
  112. ^ МакКук, Джордж П .; Сион, Эдвард М. (1999). "Каталог спектроскопически идентифицированных белых карликов". Серия дополнений к астрофизическому журналу. 121 (1): 1–130. Bibcode:1999ApJS..121 .... 1M. CiteSeerX  10.1.1.565.5507. Дои:10.1086/313186.
  113. ^ "Пульсирующие переменные звезды и диаграмма Герцшпрунга-Рассела (H-R)". Гарвард-Смитсоновский центр астрофизики. 9 марта 2015 г.. Получено 23 июля 2016.
  114. ^ Яковлев, Д.Г .; Каминкер, А.Д .; Haensel, P .; Гнедин, О.Ю. (2002). «Остывающая нейтронная звезда в 3C 58». Астрономия и астрофизика. 389: L24 – L27. arXiv:Astro-ph / 0204233. Bibcode:2002A&A ... 389L..24Y. Дои:10.1051/0004-6361:20020699. S2CID  6247160.
  115. ^ а б «Звезды и обитаемые планеты». www.solstation.com.

внешняя ссылка