stringtranslate.com

Звездная классификация

Простая таблица классификации основных типов звезд с использованием Гарвардской классификации.

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

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

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

Обычное описание цвета

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

Современная классификация

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

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

Гарвардская спектральная классификация

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

Распространенная мнемоника для запоминания порядка букв спектрального типа, от самого горячего до самого крутого, — « О , будь прекрасным парнем / девушкой : поцелуй меня ! » . [11]

Спектральные классы от O до M, а также другие более специализированные классы, обсуждаемые позже, подразделяются арабскими цифрами (0–9), где 0 обозначает самые горячие звезды данного класса. Например, A0 обозначает самые горячие звезды класса A, а A9 — самые холодные. Допускаются дробные числа; например, звезда Мю Норме классифицируется как O9.7. [12] Солнце классифицируется как G2 . [13]

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

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

Спектральная классификация Йеркса

Спектральная классификация Йеркса , также называемая системой МК, или Моргана-Кинана (альтернативно называемая МКК, или Моргана-Кинана-Келлмана) [17] [18] по инициалам авторов, представляет собой введенную систему звездной спектральной классификации. в 1943 году Уильямом Уилсоном Морганом , Филипом Кинаном и Эдит Келлман из Йерксской обсерватории . [19] Эта двумерная схема классификации ( температура и светимость ) основана на спектральных линиях , чувствительных к температуре звезды и поверхностной гравитации , которая связана со светимостью (тогда как Гарвардская классификация основана только на температуре поверхности). Позже, в 1953 году, после некоторых изменений в списке стандартных звезд и критериях классификации, схема была названа классификацией Моргана-Кинана , или МК , [20] , которая используется и по сей день.

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

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

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

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

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

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

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

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

Спектральные особенности

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

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

История

Причина странного расположения букв в Гарвардской классификации носит исторический характер: она произошла от более ранних классов Секки и постепенно менялась по мере улучшения понимания.

классы секки

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

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

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

Полотняная система

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

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

Старая Гарвардская система (1897 г.)

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

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

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

Текущая система Гарварда (1912 г.)

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

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

Занятия Маунт-Вилсон

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

Спектральные типы

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

«Ранняя» и «поздняя» номенклатура

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

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

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

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

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

Класс О

Спектры гипотетической звезды O5V

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

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

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

Когда классификационная схема МКК была впервые описана в 1943 году, единственными используемыми подтипами класса O были от O5 до O9.5. [71] Схема MKK была расширена до O9.7 в 1971 году [72] и O4 в 1978 году, [73] и впоследствии были введены новые классификационные схемы, которые добавили типы O2, O3 и O3.5. [74]

Спектральные стандарты: [68]

Класс Б

Спектры гипотетической звезды B3V

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

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

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

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

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

Спектральные стандарты: [68]

Класс А

Спектры гипотетической звезды A5V

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

Спектральные стандарты: [68]

Класс F

Спектры гипотетической звезды F5V

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

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

Класс Г

Спектры гипотетической звезды G5V

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

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

Спектральные стандарты: [68]

Класс К

Спектры гипотетической звезды K5V

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

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

Спектральные стандарты: [68]

Класс М

Спектры гипотетической звезды M5V

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

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

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

Спектральные стандарты: [68]

Расширенные спектральные типы

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

Классы звезд с горячим голубым излучением

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

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

Класс WR: Вольф – Райе

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

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

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

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

Слэш звезды

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

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

Магнитные О-звезды

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

Классные классы красных и коричневых карликов

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

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

Класс Л

Впечатление художника от L-карлика

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

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

Класс Т

Впечатление художника о Т-карлике

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

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

Класс Y

Впечатление художника от Y-карлика

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

Спектры этих перспективных Y-объектов демонстрируют поглощение около 1,55  микрометра . [106] Делорм и др. предположили, что эта особенность обусловлена ​​поглощением аммиака и что это следует рассматривать как показательную особенность TY-перехода. [106] [107] Фактически, эта особенность поглощения аммиака является основным критерием, который был принят для определения этого класса. [105] Однако эту особенность трудно отличить от поглощения водой и метаном , [106] и другие авторы заявляют, что присвоение класса Y0 преждевременно. [108]

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

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

Необычные коричневые карлики

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

Поздние классы гигантских углеродных звезд

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

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

Класс С

Изображение углеродной звезды R Sculptoris и ее поразительной спиральной структуры.

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

Класс С

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

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

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

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

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

Классификации белых карликов

Класс D (от «Вырожденные» ) — это современная классификация, используемая для белых карликов — звезд малой массы, которые больше не подвергаются ядерному синтезу и уменьшились до размеров планеты, медленно остывая. Класс D далее делится на спектральные типы DA, DB, DC, DO, DQ, DX и DZ. Буквы не связаны с буквами, используемыми в классификации других звезд, а вместо этого указывают на состав видимого внешнего слоя или атмосферы белого карлика.

Типы белых карликов следующие: [120] [121]

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

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

Расширенные спектральные классы белых карликов

Сириус A и B ( белый карлик типа DA2), разрешенный Хабблом

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

Незвездные спектральные классы: классы P и Q.

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

Звездные остатки

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

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

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

Заменены спектральные классы

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

Звездная классификация, обитаемость и поиск жизни

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

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

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

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

Смотрите также

Примечания

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

Рекомендации

  1. ^ "Класс светимости Моргана-Кинана | КОСМОС" . astronomy.swin.edu.au . Проверено 31 августа 2022 г.
  2. ^ О'Коннелл (27 марта 2023 г.). «ВЕЛИЧИНА И ЦВЕТОВЫЕ СИСТЕМЫ» (PDF) . Калифорнийский технологический институт ASTR 511 . Архивировано (PDF) из оригинала 28 марта 2023 года . Проверено 27 марта 2023 г.
  3. ^ abcd Habets, GMHJ; Хайнце, JRW (ноябрь 1981 г.). «Эмпирические болометрические поправки для главной последовательности». Серия дополнений по астрономии и астрофизике . 46 : 193–237 (таблицы VII и VIII). Бибкод : 1981A&AS...46..193H. – Яркость рассчитывается на основе цифр M bol с использованием M bol (☉)=4,75.
  4. ^ Вайднер, Карстен; Винк, Джорик С. (декабрь 2010 г.). «Массы и несоответствие масс звезд О-типа». Астрономия и астрофизика . 524 . А98. arXiv : 1010.2204 . Бибкод : 2010A&A...524A..98W. дои : 10.1051/0004-6361/201014491. S2CID  118836634.
  5. ^ ab Благотворительность, Митчелл. «Какого цвета звезды?». Венд.орг . Проверено 13 мая 2006 г.
  6. ^ «Цвет звезд». Национальный телескоп Австралии. 17 октября 2018 г.
  7. ^ Мур, Патрик (1992). Книга рекордов Гиннеса по астрономии: факты и подвиги (4-е изд.). Гиннесс. ISBN 978-0-85112-940-2.
  8. ^ «Цвет звезд». Просветительская и образовательная деятельность австралийского телескопа. 21 декабря 2004 г. Архивировано из оригинала 3 декабря 2013 г. Проверено 26 сентября 2007 г.— Объясняет причину разницы в восприятии цвета.
  9. ^ abcd Барафф, И.; Шабрие, Г.; Бармен, Т.С.; Аллард, Ф.; Хаушильдт, PH (май 2003 г.). «Эволюционные модели холодных коричневых карликов и внесолнечных планет-гигантов. Случай HD 209458». Астрономия и астрофизика . 402 (2): 701–712. arXiv : astro-ph/0302293 . Бибкод : 2003A&A...402..701B. дои : 10.1051/0004-6361:20030252. S2CID  15838318.
  10. ^ abcdefgh Ледрю, Гленн (февраль 2001 г.). «Настоящее звездное небо». Журнал Королевского астрономического общества Канады . 95 : 32. Бибкод : 2001JRASC..95...32L.
  11. ^ «Спектральная классификация звезд (ОБАФГКМ)» . www.eudesign.com . Проверено 6 апреля 2019 г.
  12. ^ Сота, А.; Маис Апелланис, Дж.; Моррелл, Нью-Йорк; Барба, Р.Х.; Уолборн, Северная Каролина; и другие. (март 2014 г.). «Спектроскопический обзор галактических звезд O (GOSSS). II. Яркие южные звезды». Серия дополнений к астрофизическому журналу . 211 (1). 10. arXiv : 1312.6222 . Бибкод : 2014ApJS..211...10S. дои : 10.1088/0067-0049/211/1/10. S2CID  118847528.
  13. ^ аб Филлипс, Кеннет Дж. Х. (1995). Путеводитель по Солнцу . Издательство Кембриджского университета . стр. 47–53. ISBN 978-0-521-39788-9.
  14. ^ Рассел, Генри Норрис (март 1914 г.). «Связь между спектрами и другими характеристиками звезд». Популярная астрономия . Том. 22. С. 275–294. Бибкод : 1914PA.....22..275R.
  15. ^ Саха, Миннесота (май 1921 г.). «К физической теории звездных спектров». Труды Лондонского королевского общества. Серия А. 99 (697): 135–153. Бибкод : 1921RSPSA..99..135S. дои : 10.1098/rspa.1921.0029 .
  16. ^ Пейн, Сесилия Хелена (1925). Звездные атмосферы; Вклад в наблюдательное исследование высокой температуры в обращающихся слоях звезд (доктор философии). Рэдклиффский колледж. Бибкод : 1925PhDT.........1P.
  17. ^ Вселенная, Физика И (14 июня 2013 г.). «Спектральная классификация Йеркса». Физика и Вселенная . Проверено 31 августа 2022 г.
  18. ^ UCL (30 ноября 2018 г.). «МКК и пересмотренный Атлас МК». Обсерватория UCL (UCLO) . Проверено 31 августа 2022 г.
  19. ^ Морган, Уильям Уилсон; Кинан, Филип Чайлдс; Келлман, Эдит (1943). Атлас звездных спектров с описанием спектральной классификации . Издательство Чикагского университета. Бибкод : 1943assw.book.....М. ОСЛК  1806249.
  20. ^ Морган, Уильям Уилсон; Кинан, Филип Чайлдс (1973). «Спектральная классификация». Ежегодный обзор астрономии и астрофизики . 11 :29–50. Бибкод : 1973ARA&A..11...29M. дои : 10.1146/annurev.aa.11.090173.000333.
  21. ^ abcd «Заметка о спектральном атласе и спектральной классификации». Центр астрономических исследований Страсбурга . Проверено 2 января 2015 г.
  22. ^ Кабальеро-Ньевес, С.М.; Нелан, ЕП; Гис, Д.Р.; Уоллес, диджей; ДеДжойя-Иствуд, К .; и другие. (Февраль 2014 года). «Обзор массивных звезд с высоким угловым разрешением в Лебеде OB2: результаты датчиков точного наведения космического телескопа Хаббл». Астрономический журнал . 147 (2). 40. arXiv : 1311.5087 . Бибкод : 2014AJ....147...40C. дои : 10.1088/0004-6256/147/2/40. S2CID  22036552.
  23. ^ Принья, РК; Масса, Д.Л. (октябрь 2010 г.). «Признак широко распространенного скопления ветров сверхгигантов B». Астрономия и астрофизика . 521 . Л55. arXiv : 1007.2744 . Бибкод : 2010A&A...521L..55P. дои : 10.1051/0004-6361/201015252. S2CID  59151633.
  24. ^ Грей, Дэвид Ф. (ноябрь 2010 г.). «Фотосферные вариации сверхгиганта γ Cyg». Астрономический журнал . 140 (5): 1329–1336. Бибкод : 2010AJ....140.1329G. дои : 10.1088/0004-6256/140/5/1329 .
  25. ^ Аб Назе, Ю. (ноябрь 2009 г.). «Горячие звезды, наблюдаемые XMM-Ньютоном. I. Каталог и свойства OB-звезд». Астрономия и астрофизика . 506 (2): 1055–1064. arXiv : 0908.1461 . Бибкод : 2009A&A...506.1055N. дои : 10.1051/0004-6361/200912659. S2CID  17317459.
  26. ^ Любимков, Леонид С.; Ламберт, Дэвид Л.; Ростопчин Сергей Игоревич; Рачковская Тамара М.; Поклад, Дмитрий Б. (февраль 2010 г.). «Точные фундаментальные параметры сверхгигантов A-, F- и G-типов в окрестностях Солнца». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 402 (2): 1369–1379. arXiv : 0911.1335 . Бибкод : 2010MNRAS.402.1369L. дои : 10.1111/j.1365-2966.2009.15979.x. S2CID  119096173.
  27. ^ Грей, RO; Корбалли, CJ; Гарнизон, РФ; Макфадден, Монтана; Робинсон, ЧП (октябрь 2003 г.). «Вклад в проект близлежащих звезд (NStars): спектроскопия звезд ранее M0 в пределах 40 парсек: Северная выборка. I». Астрономический журнал . 126 (4): 2048–2059. arXiv : astro-ph/0308182 . Бибкод : 2003AJ....126.2048G. дои : 10.1086/378365. S2CID  119417105.
  28. ^ Шенаврин, В.И.; Таранова О.Г.; Наджип А.Е. (январь 2011 г.). «Поиск и изучение горячих околозвездных пылевых оболочек». Астрономические отчеты . 55 (1): 31–81. Бибкод : 2011ARep...55...31S. дои : 10.1134/S1063772911010070. S2CID  122700080.
  29. ^ Сенарро, AJ; Пелетье, РФ; Санчес-Бласкес, П.; Селам, СО; Толоба, Э.; Кардиэль, Н.; Фалькон-Баррозу, Дж.; Горгас, Дж.; Хименес-Висенте, Дж.; Ваздекис, А. (январь 2007 г.). «Библиотека эмпирических спектров телескопа Исаака Ньютона среднего разрешения - II. Параметры звездной атмосферы». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 374 (2): 664–690. arXiv : astro-ph/0611618 . Бибкод : 2007MNRAS.374..664C. дои : 10.1111/j.1365-2966.2006.11196.x. S2CID  119428437.
  30. ^ Сион, Эдвард М.; Хольберг, Дж.Б.; Освальт, Терри Д.; МакКук, Джордж П.; Васатоник, Ричард (декабрь 2009 г.). «Белые карлики в пределах 20 парсеков Солнца: кинематика и статистика». Астрономический журнал . 138 (6): 1681–1689. arXiv : 0910.1288 . Бибкод : 2009AJ....138.1681S. дои : 10.1088/0004-6256/138/6/1681. S2CID  119284418.
  31. ^ Д.С. Хейс; Л.Е. Пасинетти; АГ Дэвис Филип (6 декабря 2012 г.). Калибровка фундаментальных звездных величин: материалы 111-го симпозиума Международного астрономического союза, состоявшегося на вилле Ольмо, Комо, Италия, 24–29 мая 1984 г. Springer Science & Business Media. стр. 129–. ISBN 978-94-009-5456-4.
  32. ^ аб Ариас, Джулия И.; и другие. (август 2016 г.). «Спектральная классификация и свойства звезд OVz в спектроскопическом обзоре галактических звезд O (GOSSS)». Астрономический журнал . 152 (2): 31. arXiv : 1604.03842 . Бибкод : 2016AJ....152...31A. дои : 10.3847/0004-6256/152/2/31 . S2CID  119259952.
  33. ^ МакРоберт, Алан (1 августа 2006 г.). «Спектральные типы звезд». Небо и телескоп .
  34. ^ abcdefghijk Аллен, Дж. С. «Классификация звездных спектров». UCL Факультет физики и астрономии: Группа астрофизики . Проверено 1 января 2014 г.
  35. ^ аб Маиз Апелланис, Дж.; Уолборн, Нолан Р.; Моррелл, Нью-Йорк; Ниемела, В.С.; Нелан, EP (2007). «Писмис 24-1: сохранен верхний предел массы звезды». Астрофизический журнал . 660 (2): 1480–1485. arXiv : astro-ph/0612012 . Бибкод : 2007ApJ...660.1480M. дои : 10.1086/513098. S2CID  15936535.
  36. ^ Уолборн, Нолан Р.; Сота, Альфредо; Маис Апелланис, Хесус; Альфаро, Эмилио Дж.; Моррелл, Нидия И.; Барба, Родольфо Х.; Ариас, Юлия И.; Гамен, Роберто К. (2010). «Ранние результаты спектроскопического исследования галактической звезды O: эмиссионные линии C III в спектрах». Письма астрофизического журнала . 711 (2): L143. arXiv : 1002.3293 . Бибкод : 2010ApJ...711L.143W. дои : 10.1088/2041-8205/711/2/L143. S2CID  119122481.
  37. ^ аб Фаринья, Сесилия; Босх, Гильермо Л.; Моррелл, Нидия И.; Барба, Родольфо Х.; Уолборн, Нолан Р. (2009). «Спектроскопическое исследование комплекса N159/N160 в Большом Магеллановом Облаке». Астрономический журнал . 138 (2): 510–516. arXiv : 0907.1033 . Бибкод : 2009AJ....138..510F. дои : 10.1088/0004-6256/138/2/510. S2CID  18844754.
  38. ^ Рау, Г.; Манфройд, Дж.; Госсет, Э.; Назе, Ю.; Сана, Х.; Де Беккер, М.; Фоэллми, К.; Моффат, AFJ (2007). «Звезды раннего типа в ядре молодого рассеянного скопления Вестерлунд 2». Астрономия и астрофизика . 463 (3): 981–991. arXiv : astro-ph/0612622 . Бибкод : 2007A&A...463..981R. дои : 10.1051/0004-6361: 20066495. S2CID  17776145.
  39. ^ abcdefg Кроутер, Пол А. (2007). «Физические свойства звезд Вольфа-Райе». Ежегодный обзор астрономии и астрофизики . 45 (1): 177–219. arXiv : astro-ph/0610356 . Бибкод : 2007ARA&A..45..177C. doi :10.1146/annurev.astro.45.051806.110615. S2CID  1076292.
  40. ^ Раунтри Леш, Дж. (1968). «Кинематика пояса Гулда: расширяющаяся группа?». Серия дополнений к астрофизическому журналу . 17 : 371. Бибкод : 1968ApJS...17..371L. дои : 10.1086/190179 .
  41. ^ Анализируйте спектры света тех звезд и новых наблюдений за солнечными лучами, П. Секки, Comptes Rendus des Séances de l'Académie des Sciences 63 (июль – декабрь 1866 г.), стр. 364–368.
  42. ^ Nouvelles recherches sur l'analyse Spectrume de la Lumière des étoiles, П. Секки, Comptes Rendus des Séances de l'Académie des Sciences 63 (июль – декабрь 1866 г.), стр. 621–628.
  43. ^ Хирншоу, Дж.Б. (1986). Анализ звездного света: сто пятьдесят лет астрономической спектроскопии . Кембридж, Великобритания: Издательство Кембриджского университета. стр. 60, 134. ISBN. 978-0-521-25548-6.
  44. ^ «Классификация звездных спектров: немного истории».
  45. ^ Калер, Джеймс Б. (1997). Звезды и их спектры: введение в спектральную последовательность. Кембридж: Издательство Кембриджского университета. стр. 62–63. ISBN 978-0-521-58570-5.
  46. ^ с. 60–63, Хирншоу, 1986; стр. 623–625, Секки, 1866 г.
  47. ^ стр. 62–63, Хирншоу, 1986.
  48. ^ с. 60, Хирншоу, 1986.
  49. ↑ «Ловцы света: забытые жизни мужчин и женщин, которые первыми сфотографировали небеса», Стефан Хьюз.
  50. ^ Аб Пикеринг, Эдвард К. (1890). «Каталог звездных спектров Дрейпера, сфотографированных с помощью 8-дюймового телескопа Бача как часть мемориала Генри Дрейпера». Анналы обсерватории Гарвардского колледжа . 27 : 1. Бибкод :1890АнХар..27....1П.
  51. ^ ab стр. 106–108, Hearnshaw 1986.
  52. ^ ab "Уильямина Флеминг". Оксфордский справочник . Проверено 10 июня 2020 г.
  53. ^ "Уильямина Пэтон Флеминг -" . www.projectcontinua.org . Проверено 10 июня 2020 г.
  54. ^ «Классификация звездных спектров». spiff.rit.edu . Проверено 10 июня 2020 г.
  55. ^ Хирншоу (1986), стр. 111–112.
  56. ^ Мори, Антония К.; Пикеринг, Эдвард К. (1897). «Спектры ярких звезд, сфотографированные 11-дюймовым телескопом Дрейпера как часть Мемориала Генри Дрейпера». Анналы обсерватории Гарвардского колледжа . 28 : 1. Бибкод :1897АнХар..28....1М.
  57. ^ ab "Антония Мори". www.projectcontinua.org . Проверено 10 июня 2020 г.
    Хирншоу, Дж. Б. (17 марта 2014 г.). Анализ звездного света: Два столетия астрономической спектроскопии (2-е изд.). Нью-Йорк, штат Нью-Йорк. ISBN 978-1-107-03174-6. ОСЛК  855909920.{{cite book}}: CS1 maint: отсутствует местоположение издателя ( ссылка )
    Грей, Ричард О.; Корбалли, Кристофер Дж.; Бургассер, Адам Дж. (2009). Звездная спектральная классификация. Принстон, Нью-Джерси: Издательство Принстонского университета. ISBN 978-0-691-12510-7. ОСЛК  276340686.
  58. ^ Джонс, Бесси Забан; Бойд, Лайл Гиффорд (1971). Обсерватория Гарвардского колледжа: первые четыре поста директора, 1839–1919 (1-е изд.). Кембридж: MA Belknap Press издательства Гарвардского университета. ISBN 978-0-674-41880-6. ОСЛК  1013948519.
  59. ^ Кэннон, Энни Дж.; Пикеринг, Эдвард К. (1901). «Спектры ярких южных звезд, сфотографированные 13-дюймовым телескопом Бойдена как часть Мемориала Генри Дрейпера». Анналы обсерватории Гарвардского колледжа . 28 : 129. Бибкод :1901АнХар..28..129С.
  60. ^ Хирншоу (1986), стр. 117–119,
  61. ^ Кэннон, Энни Джамп; Пикеринг, Эдвард Чарльз (1912). «Классификация 1688 южных звезд по их спектрам». Анналы астрономической обсерватории Гарвардского колледжа . 56 (5): 115. Бибкод : 1912АнХар..56..115С.
  62. ^ Хирншоу (1986), стр. 121–122.
  63. ^ "Пушка Энни Джамп" . www.projectcontinua.org . Проверено 10 июня 2020 г.
  64. ^ Нассау, Джей-Джей; Сейферт, Карл К. (март 1946 г.). «Спектры звезд BD в пределах пяти градусов от Северного полюса». Астрофизический журнал . 103 : 117. Бибкод : 1946ApJ...103..117N. дои : 10.1086/144796.
  65. ^ Фитцджеральд, М. Пим (октябрь 1969 г.). «Сравнение классов спектральной светимости в системах классификации Маунт-Вильсон и Моргана – Кинана». Журнал Королевского астрономического общества Канады . 63 : 251. Бибкод : 1969JRASC..63..251P.
  66. ^ Сэндидж, А. (декабрь 1969 г.). «Новые субкарлики. II. Лучевые скорости, фотометрия и предварительные космические движения для 112 звезд с большим собственным движением». Астрофизический журнал . 158 : 1115. Бибкод : 1969ApJ...158.1115S. дои : 10.1086/150271 .
  67. ^ Норрис, Джексон М.; Райт, Джейсон Т.; Уэйд, Ричард А.; Махадеван, Суврат ; Геттель, Сара (декабрь 2011 г.). «Необнаружение предполагаемого субзвездного спутника HD 149382». Астрофизический журнал . 743 (1). 88. arXiv : 1110.1384 . Бибкод : 2011ApJ...743...88N. дои : 10.1088/0004-637X/743/1/88. S2CID  118337277.
  68. ^ abcdefgh Гаррисон, РФ (1994). «Иерархия стандартов процесса МК» (PDF) . В Корбалли, CJ; Грей, RO; Гаррисон, РФ (ред.). Процесс МК через 50 лет: мощный инструмент для астрофизических исследований . Серия конференций Астрономического общества Тихоокеанского региона. Том. 60. Сан-Франциско: Тихоокеанское астрономическое общество. стр. 3–14. ISBN 978-1-58381-396-6. ОСЛК  680222523.
  69. ^ Дорогой, Дэвид. «звезда позднего типа». Интернет-энциклопедия науки . Проверено 14 октября 2007 г.
  70. ^ abcde Уолборн, Северная Каролина (2008). «Многоволновая систематика OB-спектров». Массивные звезды: фундаментальные параметры и околозвездные взаимодействия (под ред. П. Беналья . 33 : 5. Бибкод : 2008RMxAC..33....5W.
  71. ^ Атлас звездных спектров с описанием спектральной классификации, В. В. Морган, П. К. Кинан и Э. Келлман, Чикаго: The University of Chicago Press, 1943.
  72. ^ Уолборн, Северная Каролина (1971). «Некоторые спектроскопические характеристики OB-звезд: исследование пространственного распределения некоторых OB-звезд и системы отсчета классификации». Серия дополнений к астрофизическому журналу . 23 : 257. Бибкод : 1971ApJS...23..257W. дои : 10.1086/190239 .
  73. ^ Морган, WW; Абт, Хельмут А.; Тапскотт, JW (1978). «Пересмотренный спектральный атлас МК для звезд, предшествующих Солнцу». Уильямс Бэй: Обсерватория Йеркса . Бибкод : 1978rmsa.book.....M.
  74. ^ Уолборн, Нолан Р.; Ховарт, Ян Д.; Леннон, Дэниел Дж.; Мэсси, Филип; Ой, М.С.; Моффат, Энтони Ф.Дж.; Скалковски, Гвен; Моррелл, Нидия И.; Дриссен, Лоран; Паркер, Джоэл Вм. (2002). «Новая система спектральной классификации самых ранних звезд O: определение типа O2» (PDF) . Астрономический журнал . 123 (5): 2754–2771. Бибкод : 2002AJ....123.2754W. дои : 10.1086/339831. S2CID  122127697.
  75. ↑ Элизабет Хауэлл (21 сентября 2013 г.). «Регулус: Королевская звезда». Space.com . Проверено 13 апреля 2022 г.
  76. ^ Слеттебак, Арне (июль 1988 г.). «Будьте звездами». Публикации Тихоокеанского астрономического общества . 100 : 770–784. Бибкод : 1988PASP..100..770S. дои : 10.1086/132234 .
  77. ^ «100 БЛИЖАЙШИХ ЗВЕЗДНЫХ СИСТЕМ». www.astro.gsu.edu . Проверено 13 апреля 2022 г.
  78. ^ «Звезды в пределах 20 световых лет».
  79. ^ Морган, WW; Кинан, ПК (1973). «Спектральная классификация». Ежегодный обзор астрономии и астрофизики . 11 : 29. Бибкод : 1973ARA&A..11...29M. дои : 10.1146/annurev.aa.11.090173.000333.
  80. ^ Морган, WW; Абт, Хельмут А.; Тапскотт, JW (1978). Переработанный МК Спектральный Атлас для звезд, предшествующих Солнцу . Обсерватория Йеркса, Чикагский университет. Бибкод : 1978rmsa.book.....M.{{cite book}}: CS1 maint: отсутствует местоположение издателя ( ссылка )
  81. ^ Грей, Р.О.; Гаррисон, РФ (1989). «Ранние звезды F-типа - уточненная классификация, сопоставление с фотометрией Стромгрена и эффекты вращения». Серия дополнений к астрофизическому журналу . 69 : 301. Бибкод : 1989ApJS...69..301G. дои : 10.1086/191315.
  82. ^ Кинан, Филип К.; Макнил, Рэймонд К. (1989). «Каталог Перкинса пересмотренных типов МК для более холодных звезд». Серия дополнений к астрофизическому журналу . 71 : 245. Бибкод : 1989ApJS...71..245K. дои : 10.1086/191373. S2CID  123149047.
  83. ^ Ньювенхейзен, Х.; Де Ягер, К. (2000). «Проверка желтой эволюционной пустоты. Три критически важных для эволюции гипергиганта: HD 33579, HR 8752 и IRC +10420». Астрономия и астрофизика . 353 : 163. Бибкод : 2000A&A...353..163N.
  84. ^ «В космологическом масштабе период обитаемости Земли почти закончился | Международное космическое братство» . Spacefellowship.com . Проверено 22 мая 2012 г.
  85. ^ «Звезды «Златовласки» могут быть «подходящими» для поиска обитаемых миров» . НАСА.com. 7 марта 2019 года . Проверено 26 августа 2021 г.
  86. ^ ab «Обнаружено: звезды такие же крутые, как человеческое тело | Управление научной миссии» . science.nasa.gov . Архивировано из оригинала 7 октября 2011 года . Проверено 12 июля 2017 г. .
  87. ^ "Галактический ремонт". www.spacetelescope.org . ЕКА/Хаббл . Проверено 29 апреля 2015 г.
  88. ^ Пейн, Сесилия Х. (1930). «Классификация звезд О». Бюллетень обсерватории Гарвардского колледжа . 878 : 1. Бибкод : 1930BHarO.878....1P.
  89. ^ Фигер, Дональд Ф.; Маклин, Ян С.; Нахарро, Франциско (1997). «Спектральный атлас звезд Вольфа-Райе AK-Band». Астрофизический журнал . 486 (1): 420–434. Бибкод : 1997ApJ...486..420F. дои : 10.1086/304488 .
  90. ^ Кингсбург, РЛ; Барлоу, MJ; Стори, Пи Джей (1995). «Свойства звезд WO Вольфа-Райе». Астрономия и астрофизика . 295 : 75. Бибкод : 1995A&A...295...75K.
  91. ^ Тинклер, CM; Ламерс, HJGLM (2002). «Скорость потери массы центральных звезд планетарных туманностей, богатых H, как индикаторов расстояния?». Астрономия и астрофизика . 384 (3): 987–998. Бибкод : 2002A&A...384..987T. дои : 10.1051/0004-6361:20020061 .
  92. ^ Мишальски, Б.; Кроутер, Пенсильвания; Де Марко, О.; Кеппен, Дж.; Моффат, AFJ; Акер, А.; Хиллвиг, TC (2012). «IC 4663: первая однозначная [WN] центральная звезда Вольфа-Райе планетарной туманности». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 423 (1): 934–947. arXiv : 1203.3303 . Бибкод : 2012MNRAS.423..934M. дои : 10.1111/j.1365-2966.2012.20929.x. S2CID  10264296.
  93. ^ Кроутер, Пенсильвания; Уолборн, Северная Каролина (2011). «Спектральная классификация звезд O2-3,5 If*/WN5-7». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 416 (2): 1311–1323. arXiv : 1105.4757 . Бибкод : 2011MNRAS.416.1311C. дои : 10.1111/j.1365-2966.2011.19129.x. S2CID  118455138.
  94. ^ Киркпатрик, JD (2008). «Нерешенные проблемы нашего понимания L, T и Y-карликов». 14-й Кембриджский семинар по крутым звездам . 384 : 85. arXiv : 0704.1522 . Бибкод : 2008ASPC..384...85K.
  95. ^ аб Киркпатрик, Дж. Дэви; Рид, И. Нил; Либерт, Джеймс; Кутри, Рок М.; Нельсон, Брант; Бейхман, Чарльз А.; Дан, Конард К.; Моне, Дэвид Г.; Гизис, Джон Э.; Скрутски, Майкл Ф. (10 июля 1999 г.). «Карлики холоднее M: определение спектрального типа L с использованием данных 2-мккроскопического обзора ALL-SKY (2MASS)». Астрофизический журнал . 519 (2): 802–833. Бибкод : 1999ApJ...519..802K. дои : 10.1086/307414 .
  96. ^ аб Киркпатрик, Дж. Дэви (2005). «Новые спектральные типы L и T» (PDF) . Ежегодный обзор астрономии и астрофизики . 43 (1): 195–246. Бибкод : 2005ARA&A..43..195K. doi :10.1146/annurev.astro.42.053102.134017. S2CID  122318616.
  97. ^ Киркпатрик, Дж. Дэви; Бармен, Трэвис С.; Бургассер, Адам Дж.; Макговерн, Марк Р.; Маклин, Ян С.; Тинни, Кристофер Г.; Лоуренс, Патрик Дж. (2006). «Открытие очень молодого полевого карлика L, 2MASS J01415823-4633574». Астрофизический журнал . 639 (2): 1120–1128. arXiv : astro-ph/0511462 . Бибкод : 2006ApJ...639.1120K. дои : 10.1086/499622. S2CID  13075577.
  98. ↑ Камензинд, Макс (27 сентября 2006 г.). «Классификация звездных спектров и ее физическая интерпретация» (PDF) . Астролаборатория Landessternwarte Königstuhl : 6 – через Гейдельбергский университет.
  99. ^ Киркпатрик, Дж. Дэви; Кушинг, Майкл С.; Гелино, Кристофер Р.; Бейхман, Чарльз А.; Тинни, CG; Фаэрти, Жаклин К .; Шнайдер, Адам; Мейс, Грегори Н. (2013). «Открытие Y1 Dwarf WISE J064723.23-623235.5». Астрофизический журнал . 776 (2): 128. arXiv : 1308.5372 . Бибкод : 2013ApJ...776..128K. дои : 10.1088/0004-637X/776/2/128. S2CID  6230841.
  100. ^ Дьякон, Северная Каролина; Хэмбли, Северная Каролина (2006). «Y-Спектральный класс для ультра-крутых гномов». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 371 : 1722–1730. arXiv : astro-ph/0607305 . дои : 10.1111/j.1365-2966.2006.10795.x. S2CID  14081778.
  101. ^ Аб Венер, Майк (24 августа 2011 г.). «НАСА обнаружило охлажденные звезды, более прохладные, чем человеческое тело | Блог новостей технологий – Yahoo! News Canada». Ca.news.yahoo.com . Проверено 22 мая 2012 г.
  102. ^ Аб Вентон, Даниэль (23 августа 2011 г.). «Спутник НАСА обнаружил самые холодные и темные звезды». Проводной – через www.wired.com.
  103. ^ «НАСА - Мудрая миссия НАСА обнаруживает самый крутой класс звезд» . www.nasa.gov .
  104. ^ Цукерман, Б.; Песня, И. (2009). «Минимальная масса Джинса, спутник коричневых карликов МВФ и прогнозы по обнаружению карликов Y-типа». Астрономия и астрофизика . 493 (3): 1149–1154. arXiv : 0811.0429 . Бибкод : 2009A&A...493.1149Z. дои : 10.1051/0004-6361:200810038. S2CID  18147550.
  105. ^ abc Дюпюи, ТиДжей; Краус, Ал. (2013). «Расстояния, светимость и температура самых холодных известных подзвездных объектов». Наука . 341 (6153): 1492–5. arXiv : 1309.1422 . Бибкод : 2013Sci...341.1492D. дои : 10.1126/science.1241917. PMID  24009359. S2CID  30379513.
  106. ^ abc Леггетт, Сэнди К.; Кушинг, Майкл С.; Сомон, Дидье; Марли, Марк С.; Руллиг, Томас Л.; Уоррен, Стивен Дж.; Бернингем, Бен; Джонс, Хью Р.А.; Киркпатрик, Дж. Дэви; Лодье, Николя; Лукас, Филип В.; Майнцер, Эми К.; Мартин, Эдуардо Л.; МакКогрин, Марк Дж.; Пинфилд, Дэвид Дж.; Слоан, Грегори К.; Смарт, Ричард Л.; Тамура, Мотохидэ; Ван Клив, Джеффри Э. (2009). «Физические свойства четырех карликов ~ 600 КТ». Астрофизический журнал . 695 (2): 1517–1526. arXiv : 0901.4093 . Бибкод : 2009ApJ...695.1517L. дои : 10.1088/0004-637X/695/2/1517. S2CID  44050900.
  107. ^ Делорм, Филипп; Дельфосс, Ксавье; Альберт, Лоик; Артиго, Этьен; Форвей, Тьерри; Рейле, Селин; Аллард, Франция; Хомейер, Дерек; Робин, Энни С.; Уиллотт, Крис Дж.; Лю, Майкл С.; Дюпюи, Трент Дж. (2008). «CFBDS J005910.90-011401.3: Достижение перехода TY в коричневый карлик?». Астрономия и астрофизика . 482 (3): 961–971. arXiv : 0802.4387 . Бибкод : 2008A&A...482..961D. дои : 10.1051/0004-6361: 20079317. S2CID  847552.
  108. ^ Бернингем, Бен; Пинфилд, диджей; Леггетт, СК; Тамура, М.; Лукас, ПВ; Хомейер, Д.; Дэй-Джонс, А.; Джонс, HRA; Кларк, JRA; Исии, М.; Кузухара, М.; Лодье, Н.; Сапатеро-Осорио, Мария Роза; Венеманс, BP; Мортлок, диджей; Баррадо-и-Наваскес, Д.; Мартин, Эдуардо Л.; Магаццо, Антонио (2008). «Исследование подзвездного температурного режима до ~ 550 К». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 391 (1): 320–333. arXiv : 0806.0067 . Бибкод : 2008MNRAS.391..320B. дои : 10.1111/j.1365-2966.2008.13885.x. S2CID  1438322.
  109. ^ Европейская южная обсерватория . «Очень крутая пара коричневых карликов», 23 марта 2011 г.
  110. ^ Луман, Кевин Л.; Эсплин, Таран Л. (май 2016 г.). «Спектральное распределение энергии самого холодного известного коричневого карлика». Астрономический журнал . 152 (3): 78. arXiv : 1605.06655 . Бибкод : 2016AJ....152...78L. дои : 10.3847/0004-6256/152/3/78 . S2CID  118577918.
  111. ^ «Коды спектрального типа». simbad.u-strasbg.fr . Проверено 6 марта 2020 г.
  112. ^ аб Бернингем, Бен; Смит, Л.; Кардосо, резюме; Лукас, ПВ; Бургассер, Адам Дж.; Джонс, HRA; Смарт, РЛ (май 2014 г.). «Открытие субкарлика Т6.5». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 440 (1): 359–364. arXiv : 1401.5982 . Бибкод : 2014MNRAS.440..359B. дои : 10.1093/mnras/stu184. ISSN  0035-8711. S2CID  119283917.
  113. ^ abc Круз, Келле Л.; Киркпатрик, Дж. Дэви; Бургассер, Адам Дж. (февраль 2009 г.). «Молодые L-карлики, идентифицированные в полевых условиях: предварительная оптическая спектральная последовательность низкой гравитации от L0 до L5». Астрономический журнал . 137 (2): 3345–3357. arXiv : 0812.0364 . Бибкод : 2009AJ....137.3345C. дои : 10.1088/0004-6256/137/2/3345. ISSN  0004-6256. S2CID  15376964.
  114. ^ ab Looper, Дагни Л.; Киркпатрик, Дж. Дэви; Кутри, Рок М.; Бармен, Трэвис; Бургассер, Адам Дж.; Кушинг, Майкл С.; Руллиг, Томас; Макговерн, Марк Р.; Маклин, Ян С.; Райс, Эмили; Свифт, Брэндон Дж. (октябрь 2008 г.). «Обнаружение двух близлежащих пекулярных L-карликов из исследования собственных движений 2MASS: молодые или богатые металлом?». Астрофизический журнал . 686 (1): 528–541. arXiv : 0806.1059 . Бибкод : 2008ApJ...686..528L. дои : 10.1086/591025. ISSN  0004-637X. S2CID  18381182.
  115. ^ abcd Киркпатрик, Дж. Дэви; Лупер, Дагни Л.; Бургассер, Адам Дж.; Шурр, Стивен Д.; Кутри, Рок М.; Кушинг, Майкл С.; Круз, Келле Л.; Милая, Энн С.; Кнапп, Джиллиан Р.; Бармен, Трэвис С.; Бочански, Джон Дж. (сентябрь 2010 г.). «Открытия, полученные в результате исследования собственного движения в ближнем инфракрасном диапазоне с использованием многоэпохальных данных двухмикронного обзора всего неба». Серия дополнений к астрофизическому журналу . 190 (1): 100–146. arXiv : 1008.3591 . Бибкод : 2010ApJS..190..100K. дои : 10.1088/0067-0049/190/1/100. ISSN  0067-0049. S2CID  118435904.
  116. ^ Фаэрти, Жаклин К.; Ридель, Адрик Р.; Круз, Келле Л.; Ганье, Джонатан; Филиппаццо, Джозеф К.; Ламбридес, Эрини; Фика, Хейли; Вайнбергер, Алисия; Торстенсен, Джон Р.; Тинни, CG; Бальдассаре, Вивьен (июль 2016 г.). «Популяционные свойства коричневых карликов-аналогов экзопланет». Серия дополнений к астрофизическому журналу . 225 (1): 10. arXiv : 1605.07927 . Бибкод : 2016ApJS..225...10F. дои : 10.3847/0067-0049/225/1/10 . ISSN  0067-0049. S2CID  118446190.
  117. ^ «Данные о цвете и величине» . Научный институт космического телескопа (www.stsci.edu) . Проверено 6 марта 2020 г.
  118. ^ Буиг, Р. (1954). Анналы астрофизики, Vol. 17, с. 104
  119. ^ Кинан, ПК (1954). Астрофизический журнал , вып. 120, с. 484
  120. ^ abcd Сион, EM; Гринштейн, Дж.Л.; Лэндстрит, Джей Ди; Либерт, Джеймс; Шипман, Х.Л.; Вегнер, Джорджия (1983). «Предлагаемая новая система спектральной классификации белых карликов». Астрофизический журнал . 269 : 253. Бибкод : 1983ApJ...269..253S. дои : 10.1086/161036 .
  121. ^ Корсико, АХ; Альтхаус, LG (2004). «Скорость изменения периода пульсирующих звезд DB-белых карликов». Астрономия и астрофизика . 428 : 159–170. arXiv : astro-ph/0408237 . Бибкод : 2004A&A...428..159C. дои : 10.1051/0004-6361:20041372. S2CID  14653913.
  122. ^ МакКук, Джордж П.; Сион, Эдвард М. (1999). «Каталог спектроскопически идентифицированных белых карликов». Серия дополнений к астрофизическому журналу . 121 (1): 1–130. Бибкод : 1999ApJS..121....1M. CiteSeerX 10.1.1.565.5507 . дои : 10.1086/313186. S2CID  122286998. 
  123. ^ «Пульсирующие переменные звезды и диаграмма Герцшпрунга-Рассела (HR)» . Центр Астрофизики | Гарвард и Смитсоновский институт. 9 марта 2015 года . Проверено 23 июля 2016 г.
  124. ^ Яковлев, Д.Г.; Каминкер, А.Д.; Гензель, П.; Гнедин, О.Ю. (2002). «Охлаждающая нейтронная звезда в 3C 58». Астрономия и астрофизика . 389 : L24–L27. arXiv : astro-ph/0204233 . Бибкод : 2002A&A...389L..24Y. дои : 10.1051/0004-6361:20020699. S2CID  6247160.
  125. ^ ab «Звезды и обитаемые планеты». www.solstation.com .

дальнейшее чтение

Внешние ссылки

Найдите звезду позднего типа  или звезду раннего типа в Викисловаре, бесплатном словаре.