A csillagok spektrális osztályozása

Csillagok spektrális osztályozása - csillagok osztályozása  spektrumaik jellemzői alapján . A csillagok spektruma nagyon változó, bár többnyire folytonosak abszorpciós vonalakkal . A modern spektrális osztályozás kétparaméteres: a spektrum formáját, amely elsősorban a hőmérséklettől függ, a spektrális típus, míg a csillagok fényességét a fényességi osztály írja le . Ezenkívül az osztályozás figyelembe veheti a spektrum további jellemzőit.

A csillagok fő spektrális osztályai a hőmérséklet csökkenésének sorrendjében, a kékebbtől a vörösebbig - O , B , A , F , G , K , M . A legtöbb csillag, beleértve a Napot is, ezekbe a spektrális osztályokba tartozik, de vannak más osztályok is: például L, T, Y a barna törpékhez vagy C, S a szén- és cirkóniumcsillagokhoz . A fő spektrális osztályok alosztályokra vannak osztva, amelyeket az osztálymegjelölés után egy szám jelzi, 0-tól 9-ig (kivéve az O-t, amelynek alosztályai 2-től 9-ig terjednek) a hőmérséklet csökkenésének sorrendjében. A magasabb hőmérsékletű csillagok osztályait feltételesen korainak, az alacsonyabb hőmérsékletűeket későinek nevezzük.

Az azonos spektrális osztályba tartozó csillagok fényereje eltérő lehet. Ugyanakkor a spektrális típusok és fényerősségek nem véletlenszerűen oszlanak meg: van közöttük egy bizonyos kapcsolat, és a diagramon a spektrális osztály - a csillagok abszolút magnitúdója - külön területeken csoportosul, amelyek mindegyike egy-egy fényerőnek felel meg. osztály. A fényerősségi osztályokat római számok jelölik I-től VII-ig, a legfényesebbtől a halványabbig. Egy csillag fényessége hatással van a spektrumának alakjára, ezért különbségek vannak az azonos spektrális osztályba tartozó csillagok és a különböző fényességi osztályok spektrumai között.

Azokat a spektrális jellemzőket, amelyek nem férnek bele ebbe az osztályozásba, általában további szimbólumokkal jelölik. Például az emissziós vonalak jelenlétét az e betű, a sajátos spektrumokat pedig a p betű jelzi.

A spektroszkópia 19. századi fejlődése lehetővé tette a csillagok spektrumának osztályozását. Az 1860-as években az egyik első osztályozást, amelyet a 19. század végéig használtak, Angelo Secchi dolgozott ki . A 19. és 20. század fordulóján a Harvard Obszervatórium csillagászai megalkották a Harvard osztályozást, amelyben a spektrumtípusok modernhez közeli formát nyertek, majd 1943-ban megalkották a Yerkes osztályozást, amelyben megjelentek a fényességi osztályok és amelyek , némi változtatással ma is használatos. Ennek a rendszernek a finomítása mind az új objektumok felfedezése, mind a spektrális megfigyelések pontosságának növekedése miatt folytatódott.

A csillagok spektruma

A csillagok spektruma nagyon fontos szerepet játszik számos jellemzőjük vizsgálatában. A legtöbb csillag spektruma folytonos, és abszorpciós vonalak vannak rájuk rakva , de néhány csillag spektrumában emissziós vonalak találhatók [1] [2] .

Nagyon leegyszerűsítő egy csillag felszínét egy folytonos spektrum forrásának, a légkört  pedig vonalak forrásának tekinteni, de a valóságban nincs közöttük egyértelmű határ. Egy csillag egyszerű modelljeként egy fekete test sugárzását vehetjük fel , amelynek spektrumát Planck törvénye írja le , és bár gyakran teljesen eltérőnek bizonyulnak, az effektív hőmérséklet fogalmát  széles körben használják csillagok - az a hőmérséklet, amelynek egy csillaggal azonos méretű fekete testnek ugyanolyan fényerővel kell rendelkeznie [2] [3] .

Kiderült, hogy a csillagok spektruma nagyon eltérő. A spektrumot rövid vagy hosszú hullámhosszok uralhatják, ami befolyásolja a csillag színét. A spektrumvonalak viszont kevések lehetnek, vagy éppen ellenkezőleg, a spektrum nagy részét kitölthetik [4] [5] .

Modern osztályozás

A modern spektrális osztályozás két paramétert vesz figyelembe. Az első a tényleges spektrális osztály, amely a spektrum típusát és a benne lévő vonalakat írja le, és főként a csillag hőmérsékletétől függ [6] . A második paraméter a csillag fényességétől függ, és ennek megfelelően fényességi osztálynak nevezik : az azonos spektrális osztályba tartozó csillagok fényereje jelentősen eltérő lehet, és a spektrum részletei ilyen esetekben is különböznek. Ezen túlmenően, ha a csillag spektrumában vannak jellemzők, például emissziós vonalak, további megjelölések is használhatók [7] . Az osztályozás nem csak az optikai tartományban , hanem az infravörös és ultraibolya tartományban is figyelembe veszi a spektrum paramétereit és jellemzőit . Általában a gyakorlatban egy adott csillag osztályának meghatározásához spektrumát összehasonlítják bizonyos standard csillagok jól ismert spektrumával [8] .

A leírt rendszert Yerke-osztályozásnak nevezik annak a Yerke-i obszervatóriumnak a neve után, ahol kifejlesztették, vagy Morgan  - Keenan rendszernek a kidolgozó csillagászok nevei után [9] [10] . Ebben a rendszerben a Nap osztályát , amelynek spektrális típusa G2 és fényességi osztálya V, G2V-ként írjuk [11] .

Spektrális osztályok

A csillagok túlnyomó többsége az egyik fő osztályba sorolható: O, B, A, F, G, K, M. Ebben a sorrendben ezek az osztályok folyamatos sorozatot alkotnak a csillag effektív hőmérsékletének és színének csökkentésében. - kékről pirosra [12] .

Ezen osztályok mindegyike a hőmérséklet csökkenésének sorrendjében 0-tól 9-ig terjedő alosztályokra oszlik [13] . Az alosztály megjelölése az osztálymegjelölés után kerül: például G2 [14] . A kivétel az O osztály: O2-tól O9-ig terjedő osztályokat használ [15] . Néha tört fokozatokat használnak, mint például a B0.5. A magasabb hőmérsékleti osztályokat és alosztályokat korai, alacsony hőmérsékletű - késői osztályoknak nevezzük [16] . Feltételes határként közöttük a Nap osztálya G2 [17] vagy más osztályok [18] vehető, továbbá a korai és késői osztályok között az F és G [19] „szoláris” osztályok közötti hézag is felvehető. kitüntetett .

A különböző spektrumtípusú csillagoknak nemcsak a hőmérsékletük és színük, hanem a spektrumvonaluk is eltérő. Például az M osztályú csillagok spektrumában különféle molekuláris vegyületek abszorpciós vonalai, az O osztályú csillagokban pedig többszörösen ionizált atomok vonalai figyelhetők meg [20] . Ez közvetlenül összefügg a csillag felszínének hőmérsékletével: a hőmérséklet emelkedésével a molekulák atomokra bomlanak, és ez utóbbiak ionizációs foka nő [21] . A különböző vonalak intenzitását a csillag kémiai összetétele is befolyásolja [5] .

A csillagok rendkívül egyenlőtlenül oszlanak el a spektrális osztályok között: a Tejútrendszer csillagainak körülbelül 73%-a tartozik az M osztályba, körülbelül 15%-a több a K osztályba, míg az O osztályú csillagok 0,00002%-a [22] . Tekintettel azonban arra, hogy a fényesebb csillagok nagyobb távolságból láthatók, és a korai spektrumtípusú csillagok általában fényesebbek, a csillagok osztályonkénti megfigyelt eloszlása ​​gyakran eltérőnek tűnik: például a 8,5 m -nél fényesebb látszólagos magnitúdójú csillagok között , a legtöbb a K és az A osztály gyakori, az összes csillag 31%-át, illetve 22%-át teszik ki, míg a legkevésbé gyakoriak az M és az O osztályok – 3%, illetve 1% [23] [24] .

A fő spektrális osztályokon kívül vannak olyan csillagok is, amelyek nem felelnek meg a leírt osztályozásnak. Ilyenek például a barna törpék L, T, Y osztályai [12] vagy a széncsillagok és cirkóniumcsillagok esetében a C, S osztályok [20] . A Wolf-Rayet csillagok esetében a W osztályt, a bolygóködeknél  a P osztályt, az új csillagoknál  pedig a Q osztályt használjuk [16] .

A fő szekvencia memorizálására van egy emlékező kifejezés : O h B e A Fine G irl ( G uy ) , K iss M e [ 12 ] . Hasonló céllal konstruált kifejezések is léteznek oroszul : Odin Shaved angol , Finiki Zheval Kak Morkov , valamint O Boris Aleksandrovich , Physicists Wait for the End of M Teachings [ 25 ] .

A főbb osztályok csillagainak jellemzői [12]
Osztály Hőmérséklet ( K ) [26] Szín [16] B-V színindex [27] M V ( a fő sorozathoz ) [23]
O > 30 000 Kék −0,3 −5,7…−3,3
B 10 000–30 000 fehér kék −0,2 −4,1…+1,5
A 7400-10 000 fehér 0 +0,7…+3,1
F 6000-7400 sárga fehér +0,4 +2,6…+4,6
G 5000-6000 Sárga +0,6 +4,4…+6,0
K 3800-5000 narancssárga +1,0 +5,9…+9,0
M 2500-3800 Piros +1,5 +9,0…+16

Fényerő osztályok

Az azonos spektrális osztályba tartozó csillagok fényessége és abszolút magnitúdója nagyon eltérő lehet , ezért egy spektrumosztály nem elegendő a csillag tulajdonságainak leírásához. A Hertzsprung-Russell diagramon szereplő csillagok , ahol spektrális típusuk és abszolút nagyságuk jelöli őket, nem egyenletesen oszlanak el, hanem a diagram több területén koncentrálódnak. Ezért a fényességi osztály nem közvetlenül kapcsolódik a fényerőhöz, hanem megfelel a diagram egyik vagy másik területének [28] . Az azonos fényességi osztályba tartozó csillagok nagyon eltérőek lehetnek [29] , de a fényességi osztály valóban lehetővé teszi az azonos spektrális osztályba tartozó és a különböző fényerősségű csillagok megkülönböztetését [30] .

A fényességi osztályokat római számok jelzik, amelyek a spektrális osztály után kerülnek elhelyezésre. A fő fényességi osztályok, a fényerő csökkenő sorrendjében [11] [30] [31] :

Ritka esetekben VIII. fényességi osztályt különböztetnek meg, amelyhez a bolygóködök magjai tartoznak , amelyek fehér törpékké alakulnak [34] .

Minden fényességi osztályban van bizonyos kapcsolat a spektrális osztály és a fényesség között [11] . Így például a fősorozatú csillagok fényesebbek, minél korábbi a spektrális típusuk: +16 m -től M8V osztályú csillagok esetén -5,7 m O5V osztályú csillagok esetén (lásd fent ) [23] .

Fényhatások

Az azonos spektrumosztályú, de különböző fényességi osztályú csillagok nemcsak abszolút nagyságrendben különböznek egymástól. Egyes spektrális jellemzők hangsúlyosabbá válnak, vagy éppen ellenkezőleg, gyengülnek, amikor a világosabb fényességi osztályokba lépnek. Az angol szakirodalomban az ilyen jelenségeket  fényességeffektusoknak nevezik [10] [ 35] .

Az óriások és szuperóriások sokkal nagyobbak, mint az azonos spektrumtípusú fősorozatú csillagok, amelyek tömege csaknem azonos. Következésképpen a fényes csillagok felszíne közelében a szabadesés gyorsulása kisebb, így ott kisebb a gáz sűrűsége és nyomása is. Ez különféle fényerőhatásokhoz vezet [10] .

Például az egyik leggyakoribb fényességi hatás, hogy a fényesebb csillagok spektrális vonalai keskenyebbek és mélyebbek. A fényesebb fényességi osztályú csillagokban az ionizált elemek vonalai erősebbek, és ezek a csillagok maguk is hidegebbek és vörösebbek, mint az azonos spektrális osztályba tartozó fősorozatú csillagok [36] . Mindezek a jellemzők lehetővé teszik egy csillag fényességi osztályának, következésképpen általában a fényességének meghatározását [30] [37] csak a spektrum alakja alapján .

További jelölések

Ha egy csillag spektrumának van néhány jellemzője, ez egy további jelöléssel tükröződik, amelyet az osztály megjelöléséhez (előtte vagy mögött) adnak. Például, ha egy B5 osztályú csillag spektrumában vannak emissziós vonalak, akkor a spektrális típusa B5e [38] .

Néhány további jelölés [9] [13] [39]
Kijelölés A spektrum leírása
c, s Keskeny mély vonalak
comp Két különböző osztályba tartozó csillag együttes spektruma ( spektrális kettőscsillag )
e Emissziós vonalak, amelyek általában a hidrogénre utalnak (például a Be stars -ban ) [40]
[e] Tiltott emissziós vonalak (például B[e]-csillagokban ) [40]
f, (f), (f)), f*, f+ [comm. egy] A He II és N III bizonyos emissziós vonalai O csillagokban [41]
k Csillagközi abszorpciós vonalak
m Erős fém vonalak
n, nn Széles vonalak (pl. forgás miatt)
csőr A spektrumot a köd spektruma egészíti ki
p Különleges spektrum
SD szubtörpe
SH kagylócsillag
v, var Változó spektrális típus
wd fehér törpe
hét, wl Gyenge vonalak
: Pontatlanság az osztály meghatározásában

Középszintű spektrális osztályok

Néha egy csillag spektruma különböző osztályokhoz tartozó spektrumok jellemzőit mutatja. Például, ha a spektrum tartalmazza mind a WN6 osztályú Wolf-Rayet csillagra jellemző emissziós vonalakat, mind az O2If* osztályú kék szuperóriásra jellemző emissziós vonalakat, akkor az osztály O2If*/WN6-ként lesz írva. Az ilyen csillagokat az angol források slash stars -nak (lit. " slash -stars") [42] nevezik . Ha a csillag két osztály között köztes jellemzőket mutat, akkor a / és a - [30] [43] [44] jel is használható : például a Procyon spektrális típusa F5V-IV [45] .

Különböző osztályú csillagok jellemzői

O osztály

A legforróbb csillagok az O spektrális típushoz tartoznak. Felületi hőmérsékletük meghaladja a 30 000 Kelvint , és kék színűek: az ilyen objektumok B−V színindexe körülbelül –0,3 m [12] [46] [27] .

A többi spektrális osztálytól eltérően az O legkorábbi alosztálya az O2, nem pedig az O0, és a múltban csak az O5-től O9-ig terjedő osztályokat használták [15] [20] .

Az O osztályú csillagok spektrumát a kék és az ultraibolya sugárzás uralja . Ezenkívül spektrumaik megkülönböztető jellemzője a többszörösen ionizált elemek abszorpciós vonalai: például Si V és C III , N III és O III [comm. 2] . A He II vonalak is erősek  , különösen a Pickering sorozat . A semleges hélium és hidrogén vonalai észrevehetők, de gyengék [47] [48] [49] . Emissziós vonalak elég gyakran megfigyelhetők: az O és B osztályú csillagok 15%-ában találhatók [50] . Sok csillag nagyon erősen ionizált elemeket bocsát ki a röntgensugárzás tartományában , például a Si XV [51] .

A későbbi alosztályokban a korábbiakhoz képest a semleges héliumvonalak intenzitása nő, az ionizált héliumé pedig csökken: ezek intenzitásának aránya az egyik fő kritérium annak meghatározásához, hogy egy csillag melyik alosztályba tartozik. Attól függően, hogy melyik spektrumvonalakat veszik, az intenzitásokat az O6-O7 alosztályokban hasonlítják össze. A semleges héliumvonalak már nem mutathatók ki az O3 osztályú csillagokban [52] .

A legnagyobb tömegű és legfényesebb csillagok tartoznak ebbe az osztályba. Rövid ideig élnek, és főként hozzájárulnak az ilyen csillagok létező galaxisok fényességéhez (de nem a tömegéhez) , felvázolják a spirálkarok szerkezetét, és jelentős szerepet játszanak a galaxisok egyes elemekkel, például oxigénnel való gazdagításában. A korai B alosztályú csillagok hasonló fizikai és spektrális jellemzőkkel rendelkeznek, ezért gyakran az O osztályú csillagokhoz sorolják őket az " OB csillagok " általános név alatt. Ez a közösség a név ellenére nem tartalmaz késői B alosztályokat: a fősorozatú csillagok közül a legkésőbb a B2-es csillagok tartoznak ide, de a fényesebb fényességi osztályoknál ez a határ a későbbi alosztályok felé tolódik el [53] .

Az O osztályú csillagok közé tartozik például az Alpha Giraffe  , egy O9Ia osztályú szuperóriás [ 54] , valamint a Theta¹ Orion C  , egy O7Vp osztályú fősorozatú csillag [55] .

B osztály

A B spektrális osztályú csillagok hőmérséklete alacsonyabb, mint az O osztályú csillagok: 10-30 ezer kelvin . Kék-fehér színük van, és B−V színindexe körülbelül –0,2 m [12] [27] .

Az O osztályhoz hasonlóan a B osztályú csillagok spektrumában ionizált elemek sora van, például O II , Si II és Mg II [comm. 2] . A B osztályú csillagok spektrumában azonban gyakorlatilag nincsenek He II vonalak  – csak a legkorábbi alosztályokban, legkésőbb B0.5-ben figyelhetők meg gyenge vonalak. Ezzel szemben a semleges héliumvonalak nagyon erősek és a B2 alosztályban érik el maximális intenzitásukat, de jelentősen gyengülnek a késői alosztályokban. A hidrogénvonalak is jól láthatóak , különösen a Balmer sorozat , amely a késői spektrális osztályok felé növekszik [21] [48] [56] . A B osztályú csillagoknak is gyakran vannak emissziós vonalai [50] .

Rigel (B8Iae) [ 57] B osztályú szuperóriásokra utalhat . A B osztályú óriásra példa a Tau Orionis (B5III) [58] , míg a B osztály fősorozatának csillagai közé tartozik az Eta Aurigae (B3V) [59] és a 18 Taurus (B8V) [60] .

A osztály

Az A spektrális típusú csillagok hőmérséklete 7400–10 000 K között van. B−V színindexük közel van a nullához, és a szín fehérnek tűnik [12] [27] .

Az A osztályú csillagok spektrumában nagyon erősek a hidrogénvonalak , amelyek az A2 alosztályban érik el a maximális intenzitást, különösen a Balmer sorozatnál [9] . A többi vonal sokkal gyengébb, és szinte láthatatlan is lehet. A késői osztályokban a Ca II vonalak erősödnek [comm. 2] és néhány semleges fém vonalai jelennek meg. A semleges héliumvonalak minden alosztályból hiányoznak, kivéve a legkorábbi, A0-t, ahol esetleg halványan láthatóak [21] [48] . Az A osztályú csillagok spektruma azonban meglehetősen változatos. Például az A osztályú csillagok több mint 30%-a kémiailag sajátos : erős fémhiányban vagy éppen ellenkezőleg, bizonyos elemek feleslegében. Gyakoriak a gyorsan forgó A osztályú csillagok is, amelyek ennek megfelelően változtatják a spektrumot és fényesebbé teszik a csillagot. Emiatt az A osztályú csillagok fő sorozatát néha két fényességi alosztályra osztják: a fényesebb Va és a halványabb Vb [61] .

Az A osztályú fősorozat csillagai közé tartozik például a Vega (A0Va) [62] és a Denebola (A3Va) [63] . Ilyen osztályú óriás például a Tuban (A0III) [64] , szuperóriás pedig az Eta Lion (A0Ib) [65] .

F osztály

Az F osztályú csillagok hőmérséklete a 6000-7400 K tartományba esik . B-V színértékük körülbelül  0,4 m , színük sárga-fehér [12] [27] .

Ezeknek a csillagoknak a spektruma ionizált és semleges fémek vonalait mutatja, mint például a Ca II , Fe I , Fe II, Cr II , Ti II [comm. 2] . A későbbi alosztályokban kifejezettebbek, a semleges hidrogén vonalai gyengébbek [9] [21] [48] . Az F5-nél későbbi alosztályú csillagok konvektív héjjal rendelkeznek , így a felszínen bizonyos elemek feleslege vagy hiánya eltűnik a mélyebb rétegekkel való keveredés következtében. Így a késői F osztályban gyakorlatilag nincsenek kémiailag sajátos csillagok, ellentétben az A osztállyal (lásd fent ) [66] .

A galaktikus halo és a vastag korong populációinak fordulópontján az F osztálynál nem régebbi osztályba tartozó csillagok vannak. Így ez az osztály a legkorábbi a fősorozaton található II. populációjú csillagok esetében [66] .

Az F osztályú fősorozatú csillag például a Procyon (F5IV-V) [67] , az óriás az Ypsilon Pegasus (F8III) [68] , az F osztályú szuperóriások közé tartozik az Arneb (F0Ia) [69] és a Wesen (F8Ia) [70 ]. ] .

G osztály

A G-osztályú csillagok hőmérséklete 5000-6000 K. Az ilyen csillagok színe sárga, a B−V színindexek körülbelül 0,6 m [12] [27] .

Az ilyen csillagok spektrumában a legvilágosabban a fémek vonalai, különösen a vas , a titán és különösen a Ca II vonalai [comm. 2] , elérve az intenzitás maximumát a G0 alosztályban. Az óriáscsillagok spektrumában ciánkék vonalak láthatók . A hidrogénvonalak gyengék és nem emelkednek ki a fémvonalak közül [ 9] [21] [48] . A fémvonalak a késői spektrális alosztályok felé erősödnek [71] .

A Nap a G osztályba tartozik , ami miatt a fősorozat G osztályába tartozó csillagok további érdekességgel bírnak. Ezenkívül a G és K osztályú törpecsillagokat tartják a legalkalmasabbnak az élet kialakulására és fejlődésére bolygórendszereikben [ 72] .

A G2V osztályú Napon kívül a G osztályú törpék közé tartozik például a Kappa¹ Ceti (G5V) [73] . A Kappa Gemini (G8III-IIIb) [74] az óriásokhoz , az Epsilon Gemini (G8Ib) [75] pedig a szuperóriásokhoz tartozik .

K osztály

A K osztályú csillagok felszíni hőmérséklete 3800-5000 K. Színük narancssárga, a B−V színindexek közel 1,0 m [12] [27] .

Az ilyen csillagok spektrumában jól láthatóak a fémvonalak, különösen a Ca I [comm. 2] és más elemek, amelyek a G osztályú csillagokban láthatók. A hidrogénvonalak nagyon gyengék és szinte láthatatlanok a számos fémvonal hátterében. Széles molekuláris abszorpciós sávok jelennek meg: például TiO sávok jelennek meg a K5 alosztályban és később. A spektrum lila része már elég gyenge [9] [21] [48] . Általánosságban elmondható, hogy a fémek sora tovább erősödik a későbbi alosztályok felé [71] .

A K osztályú fősorozatú csillag például az Epsilon Eridani (K2V) [76] , az óriások közé tartozik az Arcturus (K1.5III) [77] és az Etamin (K5III) [78] , valamint a szuperóriások a Zeta Cephei (K1.5Ib) [ 79] .

M osztály

Az M osztályú csillagok hőmérséklete 2500-3800 K . Vörösek, B−V színindexük körülbelül 1,5 m [12] [27] .

Ezeknek a csillagoknak a spektrumát a TiO és más molekuláris vegyületek molekuláris abszorpciós sávjai keresztezik. A semleges fémek számos vonala is megfigyelhető, amelyek közül a Ca I vonal [comm. 2] a legerősebb [9] [21] [48] . A TiO sávok a késői alosztályokban erősödtek [80] .

Több M osztályú csillag van, mint az összes többi együttvéve – a teljes szám 73%-a. Az ebbe az osztályba tartozó óriások és szuperóriások gyakran változóak , és változékonyságuk nagyon hosszú távú , például Mira [22] [81] .

Az M osztály fősorozatának csillagai közé tartozik a 40 Eridani C (M4.5V) [82] , óriásra példa a Beta Pegasus (M2.5II-III) [83] , szuperóriás pedig a Betelgeuse (M1-M2Ia-Iab ) [ 82] 84] .

A szén- és cirkóniumcsillagok osztályai

A szén- és cirkóniumcsillagok C, illetve S osztályba tartoznak, ezekbe az osztályokba tartozó csillagok felszíni hőmérséklete leggyakrabban megközelítőleg megegyezik az M osztályú csillagokkal, a vörös szín és a B-V színindexük körülbelül 1,5 m . Ezeket az osztályokat általában a főosztályok sorozatában a K vagy G osztály leszármazottjaként tekintik [16] [48] .

A spektrumok is hasonlóak a késői G, K és M csillagok spektrumaihoz [85] . Az S osztályú csillagok abban különböznek tőlük, hogy a TiO sávok helyett a ZrO sávok a legkifejezettebbek spektrumukban [86] . Más vegyületek sávjai is megfigyelhetők: YO , LaO . A C osztályú csillagok spektrumában a TiO sávok helyett az atomi szén vonalai és egyes vegyületei is megfigyelhetők, például C 2 , CN , CH[87] .

A múltban két osztályt használtak a C osztály helyett: a melegebb R osztályt és a hidegebb N osztályt, de kiderült, hogy bizonyos mértékig átfedik egymást, ami egy közös osztályba vonták be őket. Később azonban kiderült, hogy az ebbe az osztályba tartozó csillagok eltérő természetű és spektrális jellemzőkkel rendelkezhetnek, és figyelembe véve, hogy nem használnak fényességi osztályokat, ennek az osztálynak több altípusát is megkülönböztették [85] :

A C és S osztályba tartozó csillagok közül a leghíresebbek az óriások és a fényes óriások - az aszimptotikus óriáság csillagai , amelyeknél a felszín széntartalma ebben a szakaszban erősen megnövekszik [88] . Első osztályú M csillagok lévén S osztályú csillagokká alakulnak, majd átkerülnek a C osztályba, ezért az MS és SC köztes osztályokat néha használják az osztályozásban. Mindazonáltal ismertek széntörpe csillagok, amelyek száma akár meg is haladhatja az óriásokat [85] .

A széncsillagra példa az U Giraffe [87] , a cirkónium csillagra pedig a S Ursa Major [86] .

A barna törpék osztályai

A barna törpék  olyan tárgyak, amelyek nem elég nagy tömegűek ahhoz, hogy mélységükben hosszú ideig támogassák a hélium termonukleáris fúzióját . Halványabbak és hidegebbek, mint a vörös törpék , ezért más spektrális osztályokat használnak rájuk: L, T, Y a hőmérséklet csökkenésének sorrendjében. Ezt a sorozatot az M utáni fő osztályok folytatásának tekintjük [16] . A legmasszívabb barna törpék az M osztályba is tartozhatnak, de legkorábban az M7 alosztályba [89] .

A barna törpék sötétvörösek, a korai L osztályú csillagokban a TiO vonalak eltűnnek, az L osztályba tartozók hőmérséklete 1300-2500 K között van [46] , spektrumaik alkálifém vonalakat, például nátriumot és rubídiumot tartalmaznak . A T-osztályú törpék hőmérséklete 600-1300 K között van, spektrumaikat metánvonalak jelenléte különbözteti meg . Végül az Y-osztályú törpék hőmérséklete nem haladja meg a 600 K -t, és spektrumaikban víz és ammónia abszorpciós sávjai láthatók [12] [16] [90] .

A Wolf-Rayet sztárjainak osztályai

A Wolf-Rayet csillagok a fényes, nagy tömegű, 25 000 K  feletti hőmérsékletű csillagok osztálya , amelyek különálló W vagy WR spektrális osztályként tűnnek ki [47] [91] [92] .

Az ilyen csillagok spektrumának fő jellemzője a HI , He I-II , N III-V , C III-IV , O III-V fényes és széles emissziós vonalai [comm. 2] . Szélességük 50-100 angström lehet , a vonalmaximumban pedig a sugárzás intenzitása 10-20-szor nagyobb lehet, mint a folytonos spektrum szomszédos régióinak intenzitása [93] [94] .

Spektrumuk megjelenése szerint a Wolf-Rayet csillagokat három altípusra osztják: WN, WC, WO. Az ezen altípusokhoz tartozó csillagok spektrumát rendre a nitrogén-, szén- és oxigénvonalak uralják [92] . Az alosztályokra való felosztás eltér a fő spektrális osztályok esetében alkalmazottaktól: az alosztályokat WN2-től WN11-ig, WC4-től WC9-ig és WO1-től WO4-ig használják [95] .

A Wolf-Rayet csillagok a hatalmas O-osztályú csillagok központi részei, amelyek elvesztették hidrogénburkát az erős csillagszelek vagy egy közeli kettős rendszerben lévő társ befolyása miatt . Az evolúció során a csillagok a WN osztályból a WC-be, majd a WO-ba kerülnek [92] [96] .

A fehér törpék és a bolygóködök osztályai

A fehér törpéket gyakran nem külön fényességi osztálynak, hanem külön D spektrális osztálynak tekintik. Spektrumukat sokkal szélesebb abszorpciós vonalak különböztetik meg, mint a többi csillagét. Egyébként ezeknek a csillagoknak a spektruma nagymértékben változhat, így a D osztálynak 6 fő altípusa van [97] :

  • A DA spektrumban csak a Balmer sorozat hidrogénvonalai figyelhetők meg .
  • Csak He I vonalak vannak jelen a DB spektrumokban [comm. 2] .
  • Az egyenáramú spektrumokban a vonalmélység nem több, mint a folytonos spektrum intenzitásának 5%-a.
  • A He II vonalak erősek a DO spektrumban, a He I és H vonalakkal együtt.
  • A DZ spektrumok a héliumnál nehezebb elemek vonalait mutatják hidrogén és héliumvonalak hiányában.
  • A DQ spektrumokban szénatomok vagy molekulák vonalai vannak .

Ha egy fehér törpe spektruma különböző altípusokban előforduló vonalakat tartalmaz, akkor a D mellett több megfelelő betűt is használunk: például ha szén, oxigén és ionizált hélium vonalak láthatók a spektrumban, akkor az osztályt a következőképpen jelöljük: DZQO [98] .

A fehér törpék hőmérsékleti értékei is széles tartományban mozognak: több ezertől több mint százezer kelvinig [99] . A fehér törpe alosztályát az effektív hőmérséklet határozza meg, és például a DA osztályú fehér törpékhez 0,1-től (DA.1-ként írva) 13-ig terjedő alosztályok lehetnek [97] .

A fehér törpék olyan csillagok maradványai, amelyek mérete a Föld rendjének megfelelő, tömege pedig a Nap rendjének megfelelő [100] . Abszorpciós vonalaik szélességét a felületükön a szabadesés nagy gyorsulása okozza [97] .

A fehér törpék közé tartozik például a DA1.9 osztályba tartozó Sirius B [101] , valamint a DQZ osztályba tartozó Procyon B [102] .

A bolygóködökhöz külön P osztály tartozik [47] , és fehér törpévé alakuló központi csillagaik más objektumokkal együtt osztályozhatók: fehér törpék, O osztályú szubtörpék vagy akár Wolf-Rayet csillagok [103] .

Az új és szupernóvák osztályai

A Q [47] osztályt az új csillagok jelölésére használják , de létezik egy részletesebb osztályozás is, amely figyelembe veszi a fénygörbét és az új spektrumának alakját a maximális fény után. Az új csillagok spektruma maximális fényerő mellett folytonos, az A vagy F osztályú szuperóriásokéhoz hasonló abszorpciós vonalakkal, de a fényesség csökkenésével emissziós vonalak jelennek meg [104] [105] .

A szupernóvákat elsősorban a hidrogén spektrumvonalak jelenléte osztja fel: ha jelen vannak, a szupernóvát a II. típusba , hiányában az I. típusba soroljuk. Az I. típusú szupernóvákat szintén Ia , Ib, Ic típusokra osztják : a spektrumokban Az Ia típusú szupernóváknál vannak Si II vonalak [comm. 2] , míg az Ib és Ic spektruma a He I vonalak jelenlétében vagy hiányában különbözik . A II-es típusú szupernóvák főként fénygörbéjükben különböznek, de spektrumaikban is vannak eltérések: például a IIb típusú szupernóvákban a spektrumok idővel hasonlóak lesznek az Ib osztályúakéhoz, a rendellenesen szűk abszorpciós vonalakkal rendelkező spektrumok pedig a IIn osztályba tartoznak [ 106] .

Mind az új, mind a szupernóvák kataklizmikus változók , amelyek élesen növelik fényességüket, majd fokozatosan csökkennek. Az új csillagokban ez egy fehér törpe felszínén fellépő termonukleáris robbanás eredményeként történik, amely elegendő mennyiségű anyagot vont ki a társcsillagból. A szupernóva-robbanásokat különféle mechanizmusok okozhatják, de mindenesetre az új csillagokkal ellentétben magának a csillagnak a pusztulásához vezetnek [107] .

Történelem

A csillagok spektrális osztályozásának megalkotásának előfeltétele volt a spektroszkópia megjelenése . Isaac Newton még 1666-ban figyelte meg a Nap spektrumát , de az első komoly eredményt 1814-ben érte el: Josef Fraunhofer sötét abszorpciós vonalakat fedezett fel a Nap spektrumában, amelyek később Fraunhofer -vonalak néven váltak ismertté . 1860-ban Gustav Kirchhoff és Robert Bunsen megállapította, hogy ezeket a vonalakat bizonyos kémiai elemek generálják [2] [108] [109] .

Secchi osztályok

Angelo Secchi az 1860 -as években tette az egyik első kísérletet a csillagok spektrum szerinti osztályozására . 1863-ban a csillagokat két osztályba osztotta: az I. osztályba, amely a modern korai osztályoknak felel meg, és a II. A következő években Secchi bevezette a III. osztályt, amelybe az M osztályú csillagok tartoztak, majd a IV. osztályt, amelybe széncsillagok tartoznak. Végül az emissziós vonalakkal rendelkező csillagok esetében az V. osztályt emelte ki [110] .

Nem Secchi volt az első, aki osztályozta a csillagspektrumokat – ugyanakkor olyan tudósok is végezték ezt, mint Giovanni Donati , George Airy , William Huggins és Lewis Rutherford , és ők is jelentős mértékben hozzájárultak a vizsgálatukhoz. Kortársai közül azonban Secchi volt a legsikeresebb a megfigyelésekben. Körülbelül 4000 csillagot osztályozott, és a 19. század második felében az ő osztályozását alkalmazták a legszélesebb körben [109] [110] [111] .

Harvard osztályozás

A 19. század végén és a 20. század elején a spektrális osztályozást a Harvard Obszervatórium csillagászai dolgozták ki . 1872-ben Henry Draper készítette az első fényképet a Vega spektrumáról , de a kiterjedt munka 1885-ben kezdődött, amikor az obszervatórium igazgatója, Edward Pickering megszervezte a teljes égbolt spektroszkópiai felmérését [47] [112] .

A spektrumok elemzésével Williamina Fleminget bízták meg , és 1890-ben megjelent az első katalógus, amelyben több mint 10 ezer csillagot osztottak 16 osztályba. Az osztályokat latin betűkkel jelöltük A-tól Q-ig, J kihagyással, és közülük 13 az első négy Secchi osztály altípusa volt, és az osztályok a hidrogénvonalak gyengülési sorrendjében haladtak [113] . Ezen osztályok egy része megmaradt a modern osztályozásban, bár néhányat később felhagytak: például a C osztályba kettős vonalú csillagok kerültek, amelyek megjelenése valójában hangszeres hibának bizonyult [112] [114] .

Antonia Mori ugyanakkor a fényesebb csillagok részletesebb spektrumával dolgozott, amelyeket 22 osztályra osztott az I-től XXII-ig. Osztályozásában a legkorábbi osztály a modern B osztálynak felelt meg, míg a korábbi besorolásokban az A osztályt tekintették a legerősebb hidrogénvonalakkal rendelkezőnek. Ezenkívül Mori besorolásánál először vették figyelembe a vonalak típusát: közepes szélességű, elmosódott vagy keskeny vonalakat vettek figyelembe. Ezen újítások ellenére az osztályozást nem fejlesztették tovább [112] .

További fontos hozzájárulást nyújtott Annie Cannon . Véglegesítette Fleming ábécé szerinti besorolási sémáját: konkrétan néhány osztályt elutasítottak, a többit pedig a hőmérséklet csökkenésének sorrendjében. A fő osztályok sorrendje felvette a modern formáját - O, B, A, F, G, K, M. Ezenkívül a Cannon alosztályokat adott hozzá, és 1912-re elkészült az osztályozási rendszer. 1922-ben a rendszert átvette a Nemzetközi Csillagászati ​​Unió , 1924-re pedig teljes terjedelmében megjelent a Henry Draper katalógus , amelyben több mint 225 ezer csillagot soroltak be. Magát a rendszert Harvard-osztályozásnak [47] vagy Draper-rendszernek [112] nevezték el .

Yerk besorolás

A Harvard osztályozás kidolgozásának időszakában vált ismertté, hogy az azonos osztályba tartozó csillagok fényereje eltérő lehet, és a fényesebb és halványabb csillagok spektruma is eltérőnek bizonyul. Ez jelezte az osztályozás finomításának szükségességét [115] .

Ezt követően William Morgan felfedezte, hogy a Hertzsprung-Russell diagramon minden csoporton belül a csillagok szabadesési gyorsulása közel azonos , ami a spektrumvonalak szélességéből mérhető (lásd fent ) [13] . Így a csillagok spektrális vonaluk szélessége szerinti osztályozása kényelmesnek bizonyult. 1943-ban Morgan és két kollégája - Philip Keenan és Edith Kellmankiadta az Atlas of Stellar Spectra [116] című kiadványt , amelyben fényességi osztályokat vezettek be, és részletesen figyelembe vették a fényhatásokat. Ez a rendszer Yerke osztályozásként vált ismertté annak az obszervatóriumnak a neve után, ahol kifejlesztették [10] , vagy Morgan-Keenan rendszerként [115] .

Továbbfejlesztés

A Yerkes-osztályozás gyorsan a csillagászat fontos eszközévé vált, és ma is használatos, de a kezdetek óta módosították. Például a barna törpék 1994-es felfedezése után [117] ezekre az objektumokra bevezették az L osztályt, majd a T és Y osztályt [12] . Az osztályozást a spektroszkópia pontosságának növekedése is befolyásolta. Az O spektrumosztályt, amelynek legkorábbi alosztálya eredetileg O5 volt, 2002-re kiterjesztették az O2 alosztályra [15] [118] .

Jegyzetek

Megjegyzések

  1. ↑ A különböző vonalparaméterekhez különböző megnevezéseket használnak.
  2. ↑ 1 2 3 4 5 6 7 8 9 10 Az elem megnevezése utáni római szám az ionizációs fokát jelzi. I semleges atom, II egyszeresen ionizált elem, III kétszeresen ionizált, és így tovább.

Források

  1. ↑ Csillag - Csillag  spektrumok . Encyclopedia Britannica . Letöltve: 2021. április 14. Az eredetiből archiválva : 2018. január 1..
  2. ↑ 1 2 3 Karttunen et al., 2007 , p. 207.
  3. ↑ Surdin, 2015 , p. 148-149.
  4. ↑ Kononovich, Moroz, 2004 , p. 368-370.
  5. ↑ 1 2 Gray, Corbally, 2009 , p. 32.
  6. ↑ Kononovich, Moroz, 2004 , p. 369.
  7. ↑ Yungelson L. R. A csillagok spektrális osztályai . Nagy Orosz Enciklopédia . Letöltve: 2021. április 14. Az eredetiből archiválva : 2020. október 26.
  8. ↑ Gray, Corbally, 2009 , pp. 21-25.
  9. ↑ 1 2 3 4 5 6 7 Darling D. Spektrális típus . Internetes Tudományos Enciklopédia . Letöltve: 2021. április 14. Az eredetiből archiválva : 2021. április 15.
  10. ↑ 1 2 3 4 Karttunen et al., 2007 , p. 212.
  11. ↑ 1 2 3 Kononovich, Moroz, 2004 , p. 377.
  12. ↑ 1 2 3 4 5 6 7 8 9 10 11 12 13 Csillagok  besorolása . Encyclopedia Britannica . Letöltve: 2021. április 14. Az eredetiből archiválva : 2021. május 3.
  13. ↑ 1 2 3 Berlind P. Megjegyzés a spektrális atlaszról és a spektrális osztályozásról . Harvard és Smithsonian Asztrofizikai Központ . Letöltve: 2021. április 16. Az eredetiből archiválva : 2021. április 4..
  14. ↑ Kononovich, Moroz, 2004 , p. 369-370.
  15. ↑ 1 2 3 Walborn NR, Howarth ID, Lennon DJ, Massey P., Oey MS A New Spectral Classification System for the Earliest O Stars: Definition of Type O2  //  The Astronomical Journal . - Bristol: IOP Publishing , 2002. - május 1. (123. kötet). - P. 2754-2771. — ISSN 0004-6256 . - doi : 10.1086/339831 . Az eredetiből archiválva: 2018. október 5.
  16. ↑ 1 2 3 4 5 6 Karttunen et al., 2007 , pp. 209-210.
  17. ↑ Gray, Corbally, 2009 , p. 34.
  18. ↑ Drágám D. Korai típusú sztárok . Internetes Tudományos Enciklopédia . Letöltve: 2021. május 28. Az eredetiből archiválva : 2021. november 25.
  19. ↑ Masevich A. G. A csillagok spektrális osztályai . Asztronet . Letöltve: 2021. április 14. Az eredetiből archiválva : 2021. július 12.
  20. ↑ 1 2 3 Kononovich, Moroz, 2004 , p. 370.
  21. ↑ 1 2 3 4 5 6 7 Karttunen et al., 2007 , p. 210.
  22. ↑ 1 2 Drágám D. Csillagok száma . Internetes Tudományos Enciklopédia . Letöltve: 2021. április 14. Az eredetiből archiválva : 2021. június 9..
  23. ↑ 1 2 3 Zombeck MV Handbook of Space Astronomy and Astrophysics 71, 78. Cambridge University Press . Letöltve: 2021. április 1. Az eredetiből archiválva : 2010. december 29.
  24. ↑ Karttunen et al., 2007 , p. 216.
  25. ↑ A csillagok spektrális típusai: OBAFGKM . Asztronet . Letöltve: 2021. április 15. Az eredetiből archiválva : 2021. április 15.
  26. ↑ Gray, Corbally, 2009 , pp. 567-568.
  27. ↑ 1 2 3 4 5 6 7 8 Kononovich, Moroz, 2004 , p. 373.
  28. ↑ Kononovich, Moroz, 2004 , p. 376-377.
  29. ↑ Hertzsprung-Russell diagram . Csillagászat . Swinburne Műszaki Egyetem . Letöltve: 2021. április 16. Az eredetiből archiválva : 2021. április 16.
  30. ↑ 1 2 3 4 Yungelson L.R. Luminosity osztályok . Nagy Orosz Enciklopédia . Letöltve: 2021. április 16. Az eredetiből archiválva : 2021. április 16.
  31. ↑ Surdin, 2015 , p. 148-150.
  32. ↑ Surdin, 2015 , p. 149.
  33. ↑ Drágám D. Fő sorozat . Internetes Tudományos Enciklopédia . Letöltve: 2021. április 16. Az eredetiből archiválva : 2020. október 29.
  34. ↑ Surdin, 2015 , p. 150.
  35. ↑ Gray, Corbally, 2009 , p. 44.
  36. ↑ Karttunen et al., 2007 , pp. 212-213.
  37. ↑ Kononovich, Moroz, 2004 , p. 377-378.
  38. ↑ Kononovich, Moroz, 2004 , p. 370-371.
  39. ↑ Crowthers P. A csillagspektrumok osztályozása . UCL Asztrofizikai Csoport . University College London . Letöltve: 2021. április 16. Az eredetiből archiválva : 2021. február 2..
  40. ↑ 1 2 Gray, Corbally, 2009 , pp. 135-137.
  41. ↑ Gray, Corbally, 2009 , pp. 71-73.
  42. ↑ Gray, Corbally, 2009 , pp. 74-75.
  43. ↑ Gray RO Az MK spektrális osztályozási rendszer kiterjesztése a II. F típusú csillagok köztes populációjára  //  The Astronomical Journal . - Bristol: IOP Publishing , 1989. - szeptember 1. (98. kötet). - P. 1049-1062. — ISSN 0004-6256 . - doi : 10.1086/115195 .
  44. ↑ Bailer-Jones CAL, Irwin M., von Hippel T. Csillagspektrumok automatizált osztályozása - II. Kétdimenziós osztályozás neurális hálózatokkal és főkomponensek elemzésével  // Monthly Notices of the Royal Astronomical Society  . - N. Y .: Wiley-Blackwell , 1998. - augusztus 1. (298. kötet). - P. 361-377. — ISSN 0035-8711 . - doi : 10.1046/j.1365-8711.1998.01596.x .
  45. ↑ Drága D. Procyon . Internetes Tudományos Enciklopédia . Letöltve: 2021. április 16. Az eredetiből archiválva : 2021. április 18..
  46. ↑ 1 2 Gray, Corbally, 2009 , p. 568.
  47. ↑ 1 2 3 4 5 6 Karttunen et al., 2007 , p. 209.
  48. ↑ 1 2 3 4 5 6 7 8 Kononovich, Moroz, 2004 , p. 369-373.
  49. ↑ Gray, Corbally, 2009 , pp. 66-67.
  50. ↑ 12 Karttunen et al., 2007 , p. 214.
  51. ↑ Gray, Corbally, 2009 , pp. 102-104.
  52. ↑ Gray, Corbally, 2009 , p. 67.
  53. ↑ Gray, Corbally, 2009 , p. 66.
  54. ↑ Alpha camelopardalis . SIMBAD . Letöltve: 2021. április 18. Az eredetiből archiválva : 2021. április 21.
  55. ↑ Theta1 Orionis C. SIMBAD . Letöltve: 2021. április 18. Az eredetiből archiválva : 2021. április 18..
  56. ↑ Gray, Corbally, 2009 , pp. 115-116.
  57. ↑ Rigel . SIMBAD . Letöltve: 2021. április 18. Az eredetiből archiválva : 2021. április 18..
  58. ↑ Tau Orionis . SIMBAD . Letöltve: 2021. április 18. Az eredetiből archiválva : 2021. április 19.
  59. ↑ Eta Aurigae . SIMBAD . Letöltve: 2021. április 18. Az eredetiből archiválva : 2021. április 21.
  60. ↑ 18 Tauri . SIMBAD . Letöltve: 2021. április 18. Az eredetiből archiválva : 2021. április 21.
  61. ↑ Gray, Corbally, 2009 , pp. 160-162.
  62. ↑ Vega . SIMBAD . Letöltve: 2021. április 18. Az eredetiből archiválva : 2021. április 21.
  63. ↑ Denebola . SIMBAD . Letöltve: 2021. április 18. Az eredetiből archiválva : 2015. december 22.
  64. ↑ Thuban . SIMBAD . Letöltve: 2021. április 18. Az eredetiből archiválva : 2021. április 21.
  65. ↑ Eta Leonis . SIMBAD . Letöltve: 2021. április 18. Az eredetiből archiválva : 2021. április 21.
  66. ↑ 1 2 Gray, Corbally, 2009 , p. 221.
  67. ↑ Procyon . SIMBAD . Letöltve: 2021. április 18. Az eredetiből archiválva : 2013. október 14..
  68. ↑ Upsilon Pegasi . SIMBAD . Letöltve: 2021. április 18. Az eredetiből archiválva : 2021. április 21.
  69. ↑ Arneb . SIMBAD . Letöltve: 2021. április 18. Az eredetiből archiválva : 2021. április 19.
  70. ↑ Wezen . SIMBAD . Letöltve: 2021. április 18. Az eredetiből archiválva : 2021. április 20.
  71. ↑ 1 2 Gray, Corbally, 2009 , p. 259.
  72. ↑ Gray, Corbally, 2009 , pp. 259, 270-273.
  73. ↑ Kappa1 Ceti . SIMBAD . Letöltve: 2021. április 18. Az eredetiből archiválva : 2021. április 20.
  74. ↑ Kappa geminorum . SIMBAD . Letöltve: 2021. április 18. Az eredetiből archiválva : 2021. április 21.
  75. ↑ Epsilon Geminorum . SIMBAD . Letöltve: 2021. április 18. Az eredetiből archiválva : 2021. április 20.
  76. ↑ Epsilon Eridani . SIMBAD . Letöltve: 2021. április 18. Az eredetiből archiválva : 2021. április 20.
  77. ↑ Arcturus . SIMBAD . Letöltve: 2021. április 18. Az eredetiből archiválva : 2021. április 20.
  78. ↑ Gamma Draconis . SIMBAD . Letöltve: 2021. április 18. Az eredetiből archiválva : 2021. április 20.
  79. ↑ Zeta Cephei . SIMBAD . Letöltve: 2021. április 18. Az eredetiből archiválva : 2021. április 19.
  80. ↑ Gray, Corbally, 2009 , p. 294.
  81. ↑ Gray, Corbally, 2009 , p. 293.
  82. ↑ 40 Eridani C . SIMBAD . Letöltve: 2021. április 18. Az eredetiből archiválva : 2021. április 19.
  83. ↑ Beta Pegasi . SIMBAD . Letöltve: 2021. április 18. Az eredetiből archiválva : 2021. április 21.
  84. ↑ Betelgeuse . SIMBAD . Letöltve: 2021. április 18. Az eredetiből archiválva : 2021. április 20.
  85. ↑ 1 2 3 Gray, Corbally, 2009 , pp. 306-324.
  86. ↑ 12 Darling D. S csillag . Internetes Tudományos Enciklopédia . Letöltve: 2021. április 18. Az eredetiből archiválva : 2009. április 6..
  87. ↑ 12 Darling D. Carbon star . Internetes Tudományos Enciklopédia . Letöltve: 2021. április 18. Az eredetiből archiválva : 2021. április 20.
  88. ↑ Weiss A., Ferguson JW Új aszimptotikus óriás ágmodellek számos fémességhez  // Astronomy & Astrophysics  . — Párizs: EDP Sciences , 2009.12.01. — Vol. 508. - P. 1343-1358. — ISSN 1432-0746 0004-6361, 1432-0746 . - doi : 10.1051/0004-6361/200912043 . Archiválva az eredetiből 2021. június 17-én.
  89. ↑ Drágám D. Barna törpe . Internetes Tudományos Enciklopédia . Letöltve: 2021. április 18. Az eredetiből archiválva : 2021. április 28..
  90. ↑ Allard F., Homeier D. Barna törpék   // Scholarpedia . — 2007-12-17. — Vol. 2 , iss. 12 . — 4475. o . — ISSN 1941-6016 . doi : 10.4249 /scholarpedia.4475 . Archiválva : 2021. május 21.
  91. ↑ Wolf-Rayet Star . Csillagászat . Swinburne Műszaki Egyetem . Letöltve: 2021. április 18. Az eredetiből archiválva : 2020. október 20.
  92. ↑ 1 2 3 Cherepaschuk A. M. Wolf-Rayet sztárok . Nagy Orosz Enciklopédia . Letöltve: 2021. április 20. Az eredetiből archiválva : 2021. február 25.
  93. ↑ Kononovich, Moroz, 2004 , p. 407.
  94. ↑ Cherepaschuk A. M. Wolf-Rayet sztárjai . Asztronet . Letöltve: 2021. április 18. Az eredetiből archiválva : 2012. december 12.
  95. ↑ Crowther PA Physical Properties of Wolf-Rayet Stars  // Annual Review of Astronomy and Astrophysics  . - Palo Ato: Annual Reviews , 2007. - szeptember 1. (45. kötet). - P. 177-219. — ISSN 0066-4146 . - doi : 10.1146/annurev.astro.45.051806.110615 . Az eredetiből archiválva : 2019. október 11.
  96. ↑ Gray, Corbally, 2009 , p. 441.
  97. ↑ 1 2 3 Gray, Corbally, 2009 , pp. 472-476.
  98. ↑ Liebert J., Sion EM The Spectroscopic Classification of White Dwarfs: Unique Requirements and Challenges  // The MK process at 50 years. - San Franciscto: Astronomical Society of the Pacific , 1994. - Vol. 60. - 64. o.
  99. ↑ Fehér törpe . Csillagászat . Swinburne Műszaki Egyetem . Letöltve: 2021. április 20. Az eredetiből archiválva : 2018. október 3.
  100. ↑ Drágám D. Fehér törpe . Internetes Tudományos Enciklopédia . Letöltve: 2021. április 20. Az eredetiből archiválva : 2021. április 23.
  101. ↑ Sirius B. SIMBAD . Letöltve: 2021. április 20. Az eredetiből archiválva : 2021. április 20.
  102. ↑ Procyon B. SIMBAD . Letöltve: 2021. április 20. Az eredetiből archiválva : 2021. április 20.
  103. ↑ Gray, Corbally, 2009 , p. 472.
  104. ↑ Williams RE, Hamuy M., Phillips MM, Heathcote SR, Wells L. The evolution and classification of postoutburst novae spectra  //  The Astrophysical Journal . - Bristol: IOP Publishing , 1991. - augusztus 1. (376. kötet). - P. 721-737. — ISSN 0004-637X . - doi : 10.1086/170319 . Archiválva az eredetiből 2017. július 17-én.
  105. ↑ Gray, Corbally, 2009 , pp. 482-494.
  106. ↑ Gray, Corbally, 2009 , pp. 497-504.
  107. ↑ Karttunen et al., 2007 , pp. 286-288.
  108. ↑ Gray, Corbally, 2009 , p. egy.
  109. ↑ 1 2 A csillagászat története . Természettudományi és Technikatörténeti Intézet. S.I. Vavilov . Letöltve: 2021. április 21. Az eredetiből archiválva : 2020. június 29.
  110. ↑ 1 2 Gray, Corbally, 2009 , pp. 1-3.
  111. ↑ Darling D. Secchi, Rev. Pietro Angelo (1818-1878 ) Internetes Tudományos Enciklopédia . Letöltve: 2021. április 21. Az eredetiből archiválva : 2012. április 27..
  112. ↑ 1 2 3 4 Gray, Corbally, 2009 , pp. 4-8.
  113. ↑ Richmond M. A csillagspektrumok osztályozása . Rochester Institute of Technology. Letöltve: 2021. április 22. Az eredetiből archiválva : 2021. február 14.
  114. ↑ Pickering EC A 8 hüvelykes Bache-teleszkóppal fényképezett csillagspektrumok Draper-katalógusa a Henry Draper-emlékmű részeként  // Annals of Harvard College Observatory. - Harvard: Harvard College Observatory , 1890. - Vol. 27. - P. 1-6. Archiválva : 2019. május 2.
  115. ↑ 1 2 Gray, Corbally, 2009 , pp. 8-10.
  116. ↑ Morgan WW, Keenan PC, Kellman E. An Atlas of Stellar Spectra  // University of Chicago Press  . - 1943. Archiválva : 2021. április 14.
  117. ↑ A csillagászok bejelentették az első egyértelmű bizonyítékot egy barna  törpéről . NASA . Hozzáférés időpontja: 2021. április 23.
  118. ↑ Gray, Corbally, 2009 , pp. 15-16.

Irodalom

  • Kononovich E. V., Moroz V. I. A csillagászat általános kurzusa. — 2., javítva. — M .: URSS , 2004. — 544 p. — ISBN 5-354-00866-2 .
  • Surdin VG Csillagászat: XXI. század. - 3. kiadás - Fryazino: Vek 2, 2015. - 608 p. — ISBN 978-5-85099-193-7 .
  • Gray RO, Corbally CJ Csillagok spektrális osztályozása . - Princeton; Woodstock: Princeton University Press , 2009. - 592 p. - ISBN 978-0-691-12510-7 .
  • Karttunen H., Kroger P., Oja H., Poutanen M., Donner KJ Fundamental Astronomy . — 5. kiadás. – Berlin; Heidelberg; N.Y .: Springer , 2007. - 510 p. — ISBN 978-3-540-34143-7 .
  Ugrás a Wikidata elemre  Szótárak és enciklopédiák
Bibliográfiai katalógusokban