stringtranslate.com

Звездная классификация

Простая таблица для классификации основных типов звезд с использованием Гарвардской классификации

В астрономии звездная классификация — это классификация звезд на основе их спектральных характеристик. Электромагнитное излучение звезды анализируется путем его расщепления призмой или дифракционной решеткой в ​​спектр, демонстрирующий радугу цветов , перемежающихся спектральными линиями . Каждая линия указывает на определенный химический элемент или молекулу , а сила линии указывает на распространенность этого элемента. Сила различных спектральных линий меняется в основном из-за температуры фотосферы , хотя в некоторых случаях существуют истинные различия в распространенности. Спектральный класс звезды — это короткий код, в первую очередь суммирующий состояние ионизации , дающий объективную меру температуры фотосферы.

Большинство звезд в настоящее время классифицируются по системе Моргана-Кинана (MK) с использованием букв O , B , A , F , G , K и M , последовательности от самых горячих ( тип O ) до самых холодных ( тип M ). Затем каждый буквенный класс подразделяется с использованием числовой цифры, где 0 — самые горячие, а 9 — самые холодные (например, A8, A9, F0 и F1 образуют последовательность от более горячих к более холодным). Последовательность была расширена тремя классами для других звезд, которые не вписываются в классическую систему: W , S и C. Некоторым незвездным объектам также были присвоены буквы: D для белых карликов и L , T и Y для коричневых карликов .

В системе MK класс светимости добавляется к спектральному классу с использованием римских цифр . Он основан на ширине определенных линий поглощения в спектре звезды, которые изменяются в зависимости от плотности атмосферы и, таким образом, отличают гигантские звезды 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 . Полный спектральный класс для Солнца тогда будет G2V, что указывает на звезду главной последовательности с температурой поверхности около 5800 К.

Традиционное описание цвета

Традиционное описание цвета учитывает только пик звездного спектра. Однако в действительности звезды излучают во всех частях спектра. Поскольку все спектральные цвета в совокупности кажутся белыми, фактические видимые цвета, которые наблюдает человеческий глаз, намного светлее, чем предполагают традиционные описания цветов. Эта характеристика «светлости» указывает на то, что упрощенное назначение цветов в спектре может вводить в заблуждение. За исключением эффектов цветового контраста при тусклом свете, в типичных условиях наблюдения нет зеленых, голубых, индиговых или фиолетовых звезд. «Желтые» карлики, такие как Солнце , белые, «красные» карлики имеют глубокий оттенок желтого/оранжевого, а «коричневые» карлики не кажутся буквально коричневыми, но гипотетически кажутся тускло-красными или серо-черными для близкого наблюдателя.

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 объяснено ниже, образуя спектральный тип звезды.

Другие современные системы классификации звезд , такие как система UBV , основаны на индексах цвета — измеренных различиях в трех или более величинах цвета . [2] Эти числа обозначаются как «U−V» или «B−V», которые представляют цвета, пропускаемые двумя стандартными фильтрами (например, ультрафиолетовый , синий и визуальный ).

Гарвардская спектральная классификация

Гарвардская система — это одномерная схема классификации астронома Энни Джамп Кэннон , которая переупорядочила и упростила предыдущую алфавитную систему Дрейпера (см. Историю). Звезды группируются в соответствии с их спектральными характеристиками по отдельным буквам алфавита, опционально с числовыми подразделениями. Звезды главной последовательности имеют температуру поверхности приблизительно от 2000 до 50000  К , тогда как более эволюционировавшие звезды — в частности, недавно образовавшиеся белые карлики — могут иметь температуру поверхности выше 100000 К. [3] Физически классы указывают температуру атмосферы звезды и обычно перечисляются от самой горячей к самой холодной.

Распространенная мнемоника для запоминания порядка букв спектрального типа, от самых горячих к самым холодным, — « О , будь хорошим парнем / девушкой : поцелуй меня ! » , или еще одна — « Наши прекрасные астрономы часто генерируют убийственные мнемоники ! » . [ 12 ]

Спектральные классы от O до M, а также другие более специализированные классы, обсуждаемые далее, подразделяются арабскими цифрами (0–9), где 0 обозначает самые горячие звезды данного класса. Например, A0 обозначает самые горячие звезды в классе A, а A9 обозначает самые холодные. Допускаются дробные числа; например, звезда Mu Normae классифицируется как O9.7. [ 13] Солнце классифицируется как G2. [14]

Тот факт, что Гарвардская классификация звезды указывала ее поверхностную или фотосферную температуру (или, точнее, ее эффективную температуру ), не был полностью понят до ее разработки, хотя к тому времени, когда была сформулирована первая диаграмма Герцшпрунга-Рассела (к 1914 году), это, как правило, считалось верным. [15] В 1920-х годах индийский физик Мегхнад Саха вывел теорию ионизации, распространив известные идеи физической химии, относящиеся к диссоциации молекул, на ионизацию атомов. Сначала он применил ее к солнечной хромосфере, затем к звездным спектрам. [16]

Гарвардский астроном Сесилия Пейн затем продемонстрировала, что спектральная последовательность OBAFGKM на самом деле является последовательностью по температуре. [17] Поскольку последовательность классификации предшествует нашему пониманию того, что это температурная последовательность, размещение спектра в данном подтипе, таком как B3 или A7, зависит от (в значительной степени субъективных) оценок интенсивности особенностей поглощения в звездных спектрах. В результате эти подтипы не делятся 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) [18] [19] по инициалам авторов, представляет собой систему спектральной классификации звезд, введенную в 1943 году Уильямом Уилсоном Морганом , Филиппом К. Кинаном и Эдит Келлман из Йеркской обсерватории . [20] Эта двумерная ( температура и светимость ) схема классификации основана на спектральных линиях, чувствительных к звездной температуре и поверхностной гравитации , которая связана со светимостью (в то время как Гарвардская классификация основана только на температуре поверхности). Позже, в 1953 году, после некоторых изменений в списке стандартных звезд и критериев классификации, схема была названа классификацией Моргана–Кинана , или МК , [21] которая используется и по сей день.

Более плотные звезды с более высокой поверхностной гравитацией демонстрируют большее расширение спектральных линий давлением. Гравитация, а следовательно, и давление, на поверхности гигантской звезды намного ниже, чем у карликовой звезды , поскольку радиус гиганта намного больше, чем у карлика аналогичной массы. Поэтому различия в спектре можно интерпретировать как эффекты светимости , и класс светимости можно назначить исключительно на основе изучения спектра.

Различают несколько различных классов светимости , перечисленных в таблице ниже. [22]

Допускаются пограничные случаи; например, звезда может быть как сверхгигантом, так и ярким гигантом, или может находиться между субгигантом и главной последовательностью. В этих случаях используются два специальных символа:

Например, звезда, классифицируемая как A3-4III/IV, будет находиться между спектральными типами A3 и A4, являясь при этом либо гигантской звездой, либо субгигантом.

Используются также классы субкарликов: VI — субкарлики (звезды, немного менее яркие, чем главная последовательность).

Номинальный класс светимости VII (а иногда и более высокие цифры) в настоящее время редко используется для классов белых карликов или «горячих субкарликов», поскольку температурные обозначения звезд главной последовательности и гигантских звезд больше не применяются к белым карликам.

Иногда буквы a и b применяются к классам светимости, отличным от сверхгигантов; например, гигантской звезде, которая немного менее ярка, чем типичная, может быть присвоен класс светимости IIIb, в то время как класс светимости IIIa указывает на звезду, которая немного ярче типичного гиганта. [32]

Выборка экстремальных звезд V с сильным поглощением в спектральных линиях He II λ4686 получила обозначение Vz . Примером звезды является HD 93129 B. [ 33]

Спектральные особенности

Дополнительная номенклатура в виде строчных букв может следовать за спектральным типом для указания особенностей спектра. [34]

Например, 59 Лебедя указан как спектральный тип B1.5Vnne [41] , что указывает на спектр с общей классификацией B1.5V, а также очень широкие линии поглощения и определенные линии излучения.

История

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

классы Секки

В 1860-х и 1870-х годах пионер звездной спектроскопии Анджело Секки создал классы Секки для классификации наблюдаемых спектров. К 1866 году он разработал три класса звездных спектров, показанных в таблице ниже. [42] [43] [44]

В конце 1890-х годов эта классификация начала заменяться Гарвардской классификацией, которая обсуждается в оставшейся части этой статьи. [45] [46] [47]

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

Система драпера

В 1880-х годах астроном Эдвард К. Пикеринг начал проводить обзор 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 была признана классификацией более 10 000 известных звезд и открытием 10 новых и более 200 переменных звезд. [53] С помощью компьютеров Гарварда , особенно Уильямины Флеминг , была разработана первая итерация каталога Генри Дрейпера, чтобы заменить схему с римскими цифрами, установленную Анджело Секки. [54]

Каталог использовал схему, в которой ранее используемые классы Секки (I–V) были подразделены на более конкретные классы, которым были присвоены буквы от A до P. Кроме того, буква Q использовалась для звезд, не вписывающихся ни в один другой класс. [51] [52] Флеминг работал с Пикерингом, чтобы дифференцировать 17 различных классов на основе интенсивности спектральных линий водорода, что вызывает изменение длин волн, испускаемых звездами, и приводит к изменению внешнего вида цвета. Спектры в классе A, как правило, производили самые сильные линии поглощения водорода, в то время как спектры в классе O практически не производили видимых линий. Система букв отображала постепенное уменьшение поглощения водорода в спектральных классах при движении вниз по алфавиту. Эта система классификации была позже изменена Энни Джамп Кэннон и Антонией Мори для создания схемы спектральной классификации Гарварда. [53] [55]

Старая Гарвардская система (1897)

В 1897 году другой астроном из Гарварда, Антония Мори , поместила подтип Ориона класса Секки I выше оставшейся части класса Секки I, тем самым поместив современный тип B выше современного типа A. Она была первой, кто сделал это, хотя она не использовала буквенные спектральные типы, а вместо этого использовала серию из двадцати двух типов, пронумерованных от I до XXII. [56] [57]

Поскольку 22 римские числовые группировки не учитывали дополнительных изменений в спектрах, были сделаны три дополнительных деления для дальнейшего уточнения различий: были добавлены строчные буквы для дифференциации относительного появления линий в спектрах; линии были определены как: [58]

Антония Мори опубликовала свой собственный каталог звездной классификации в 1897 году 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 женщина была отмечена как автор публикации обсерватории. [59]

Современная система Гарварда (1912)

В 1901 году Энни Джамп Кэннон вернулась к буквенным типам, но исключила все буквы, кроме O, B, A, F, G, K, M и N, используемых в этом порядке, а также P для планетарных туманностей и Q для некоторых необычных спектров. Она также использовала такие типы, как B5A для звезд на полпути между типами B и A, F2G для звезд на одной пятой пути от F до G и так далее. [60] [61]

Наконец, к 1912 году Кэннон изменил типы B, A, B5A, F2G и т. д. на B0, A0, B5, F2 и т. д. [62] [63] По сути, это современная форма Гарвардской системы классификации. Эта система была разработана путем анализа спектров на фотографических пластинах, которые могли преобразовывать свет, излучаемый звездами, в читаемый спектр. [64]

занятия в Маунт-Вилсон

Классификация светимости, известная как система Маунт-Вилсон, использовалась для различения звезд с разной светимостью. [65] [66] [67] Эта система обозначений иногда встречается и в современных спектрах. [68]

Спектральные типы

Система звездной классификации является таксономической , основанной на типовых образцах , аналогично классификации видов в биологии : категории определяются одной или несколькими стандартными звездами для каждой категории и подкатегории с соответствующим описанием отличительных особенностей. [69]

«Ранняя» и «поздняя» номенклатура

Звезды часто называют ранними или поздними типами. «Ранние» — синоним более горячих , а «поздние» — синоним более холодных .

В зависимости от контекста, «ранний» и «поздний» могут быть абсолютными или относительными терминами. «Ранний» как абсолютный термин, таким образом, будет относиться к звездам O или B, и, возможно, A. Как относительная ссылка, он относится к звездам, более горячим, чем другие, например, «ранний K» — это, возможно, K0, K1, K2 и K3.

Термин «поздний» используется в том же смысле, без каких-либо оговорок, применительно к звездам со спектральными типами, такими как K и M, но его также можно использовать для звезд, которые холоднее других звезд, например, термин «поздний G» используется для обозначения звезд G7, G8 и G9.

В относительном смысле «ранний» означает меньшую арабскую цифру, стоящую после буквы класса, а «поздний» означает большую цифру.

Эта неясная терминология является пережитком модели звездной эволюции конца девятнадцатого века , которая предполагала, что звезды питаются гравитационным сжатием через механизм 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 обеспечивал возраст Солнца , который был намного меньше того, что наблюдается в геологической летописи , и был признан устаревшим с открытием того, что звезды питаются ядерным синтезом . [70] Термины «ранний» и «поздний» были перенесены, несмотря на упадок модели, на которой они основывались.

Класс О

Спектры гипотетической звезды O5V

Звезды O-типа очень горячие и чрезвычайно яркие, большая часть их излучения находится в ультрафиолетовом диапазоне. Это самые редкие из всех звезд главной последовательности. Примерно 1 из 3 000 000 (0,00003%) звезд главной последовательности в окрестностях Солнца являются звездами O-типа. [c] [11] Некоторые из самых массивных звезд лежат в этом спектральном классе. Звезды O-типа часто имеют сложное окружение, которое затрудняет измерение их спектров.

Спектры O-типа ранее определялись отношением силы He  II λ4541 к силе He I λ4471, где λ — длина волны излучения . Спектральный тип O7 был определен как точка, в которой обе интенсивности равны, причем линия He I ослабевает в сторону более ранних типов. Тип O3 был, по определению, точкой, в которой указанная линия полностью исчезает, хотя ее можно увидеть очень слабо с помощью современных технологий. В связи с этим современное определение использует отношение линии азота N IV λ4058 к N III λλ4634-40-42. [71]

Звезды O-типа имеют доминирующие линии поглощения и иногда испускания для линий He  II, заметные ионизированные ( Si  IV, O  III, N  III и C  III) и нейтральные линии гелия , усиливающиеся от O5 до O9, и заметные водородные линии Бальмера , хотя и не такие сильные, как в более поздних типах. Звезды O-типа с большей массой не сохраняют обширные атмосферы из-за чрезвычайной скорости их звездного ветра , которая может достигать 2000 км/с. Поскольку они настолько массивны, звезды O-типа имеют очень горячие ядра и очень быстро сжигают свое водородное топливо, поэтому они являются первыми звездами, покидающими главную последовательность .

Когда схема классификации MKK была впервые описана в 1943 году, единственными используемыми подтипами класса O были O5–O9.5. [72] Схема MKK была расширена до O9.7 в 1971 году [73] и O4 в 1978 году [74] , а впоследствии были введены новые схемы классификации, которые добавляют типы O2, O3 и O3.5. [75]

Спектральные стандарты: [69]

Класс Б

Спектры гипотетической звезды B3V

Звезды B-типа очень яркие и голубые. В их спектрах есть нейтральные линии гелия, которые наиболее заметны в подклассе B2, и умеренные линии водорода. Поскольку звезды O- и B-типа очень энергичны, они живут относительно недолго. Таким образом, из-за низкой вероятности кинематического взаимодействия в течение их жизни они не могут далеко уйти от области, в которой они сформировались, за исключением убегающих звезд .

Переход от класса O к классу B изначально определялся как точка, в которой исчезает линия He  II λ4541. Однако с современным оборудованием эта линия все еще видна в ранних звездах B-типа. Сегодня для звезд главной последовательности класс B определяется интенсивностью фиолетового спектра He I, при этом 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 определяющей характеристикой является интенсивность последней относительно интенсивности Si II λλ4128-30, в то время как для позднего B это интенсивность Mg II λ4481 относительно интенсивности He I λ4471. [71]

Эти звезды, как правило, находятся в их исходных ассоциациях OB , которые связаны с гигантскими молекулярными облаками . Ассоциация Ориона OB1 занимает большую часть спирального рукава Млечного Пути и содержит многие из самых ярких звезд созвездия Ориона . Около 1 из 800 (0,125%) звезд главной последовательности в окрестностях Солнца являются звездами главной последовательности B-типа . [c] [11] Звезды B-типа относительно редки, и ближайшая к ним — Регул, находящийся на расстоянии около 80 световых лет. [76]

Массивные, но не сверхгигантские звезды, известные как звезды Be , как было замечено, демонстрируют одну или несколько линий Бальмера в излучении, при этом особый интерес представляют серии электромагнитного излучения, связанные с водородом, испускаемые звездами. Обычно считается, что звезды Be характеризуются необычно сильными звездными ветрами , высокими температурами поверхности и значительным истощением звездной массы , поскольку объекты вращаются с необычайно высокой скоростью. [77]

Объекты, известные как звезды B[e] (или звезды B(e) по типографским причинам), обладают отличительными нейтральными или слабоионизационными линиями излучения , которые считаются имеющими запрещенные механизмы , подвергаясь процессам, обычно недопустимым в соответствии с современным пониманием квантовой механики .

Спектральные стандарты: [69]

Класс А

Спектры гипотетической звезды A5V

Звезды типа А относятся к числу наиболее распространенных звезд, видимых невооруженным глазом, и являются белыми или голубовато-белыми. Они имеют сильные линии водорода, с максимумом в A0, а также линии ионизированных металлов ( Fe  II, Mg  II, Si  II) с максимумом в A5. Присутствие линий Ca  II заметно усиливается к этому моменту. Около 1 из 160 (0,625%) звезд главной последовательности в окрестностях Солнца являются звездами типа А, [c] [11] что включает 9 звезд в пределах 15 парсеков. [78]

Спектральные стандарты: [69]

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 к концу F. Их спектры характеризуются более слабыми линиями водорода и ионизированных металлов. Их цвет белый. Около 1 из 33 (3,03%) звезд главной последовательности в окрестностях Солнца являются звездами F-типа, [ c] [11] включая 1 звезду Процион A в пределах 20 световых лет. [79]

Спектральные стандарты: [69] [80] [81] [82] [83]

Класс G

Спектры гипотетической звезды G5V

Звезды G-типа, включая Солнце , [14] имеют заметные спектральные линии H и K Ca  II, которые наиболее выражены в G2. У них есть еще более слабые линии водорода, чем F, но наряду с ионизированными металлами у них есть нейтральные металлы. В полосе G молекул CN есть заметный всплеск . Звезды главной последовательности класса G составляют около 7,5%, почти одну из тринадцати, звезд главной последовательности в окрестностях Солнца. В пределах 10 пк находится 21 звезда G-типа. [c] [11]

Класс G содержит «Желтую эволюционную пустоту». [84] Звезды-сверхгиганты часто колеблются между O или B (синий) и K или M (красный). Пока они это делают, они не остаются надолго в нестабильном классе желтых сверхгигантов .

Спектральные стандарты: [69]

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] [11] 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.

Они имеют чрезвычайно слабые линии водорода, если они вообще присутствуют, и в основном нейтральные металлы ( Mn  I, Fe  I, Si  I). К концу K появляются молекулярные полосы оксида титана . Основные теории (те, которые основаны на более низкой вредной радиоактивности и долговечности звезд) предполагают, что такие звезды имеют оптимальные шансы на развитие сильно развитой жизни на орбитальных планетах (если такая жизнь напрямую аналогична земной) из-за широкой обитаемой зоны, но при этом гораздо более низких вредных периодов излучения по сравнению с теми, у которых самые широкие такие зоны. [85] [86]

Спектральные стандарты: [69]

Класс М

Спектры гипотетической звезды M5V

Звезды класса M являются наиболее распространенными. Около 76% звезд главной последовательности в окрестностях Солнца являются звездами класса M. [c] [f] [11] Однако звезды главной последовательности класса M ( красные карлики ) имеют такую ​​низкую светимость, что ни одна из них не является достаточно яркой, чтобы быть видимой невооруженным глазом, если только не возникают исключительные условия. Самая яркая известная звезда главной последовательности класса M — Lacaille 8760 , класс M0V, с величиной  6,7 (предельная величина для типичной видимости невооруженным глазом при хороших условиях обычно указывается как 6,5), и крайне маловероятно, что будут найдены какие-либо более яркие примеры.

Хотя большинство звезд класса M являются красными карликами, большинство крупнейших известных сверхгигантов в Млечном Пути являются звездами класса M, такими как VY Canis Majoris , VV Cephei , Antares и Betelgeuse . Кроме того, некоторые более крупные и горячие коричневые карлики являются звездами позднего класса M, обычно в диапазоне от M6.5 до M9.5.

Спектр звезды класса M содержит линии от молекул оксидов (в видимом спектре , особенно TiO ) и всех нейтральных металлов, но линии поглощения водорода обычно отсутствуют. Полосы TiO могут быть интенсивными в звездах класса M, обычно доминируя в их видимом спектре примерно на M5. Полосы оксида ванадия(II) становятся заметными к концу M.

Спектральные стандарты: [69]

Расширенные спектральные типы

Ряд новых спектральных типов были приняты во внимание из недавно открытых типов звезд. [87]

Классы звезд горячего голубого излучения

UGC 5797, эмиссионная галактика, где формируются массивные яркие голубые звезды [88]

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

Класс WR (или W): Вольф-Райе

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

Когда-то включенные в класс O-звезды, звезды Вольфа-Райе класса W [89] или WR примечательны спектрами, в которых отсутствуют линии водорода. Вместо этого в их спектрах доминируют широкие линии излучения высокоионизированного гелия, азота, углерода и иногда кислорода. Считается, что в основном они являются умирающими сверхгигантами, у которых водородные слои сдуваются звездными ветрами , тем самым напрямую обнажая их горячие гелиевые оболочки. Класс WR далее делится на подклассы в соответствии с относительной силой линий излучения азота и углерода в их спектрах (и внешних слоях). [40]

Диапазон спектров WR приведен ниже: [90] [91]

Хотя центральные звезды большинства планетарных туманностей (CSPNe) показывают спектры O-типа, [92] около 10% имеют дефицит водорода и показывают спектры WR. [93] Это звезды малой массы, и чтобы отличить их от массивных звезд Вольфа-Райе, их спектры заключены в квадратные скобки: например, [WC]. Большинство из них показывают спектры [WC], некоторые [WO] и очень редко [WN].

Слэш-звезды

Звезды со слэшем — это звезды O-типа с линиями типа WN в спектрах. Название «слэш» происходит от их напечатанного спектрального типа, имеющего слэш (например, «Of/WNL») [71] ).

Существует вторичная группа, обнаруженная с этими спектрами, более холодная, «промежуточная» группа, обозначенная как «Ofpe/WN9». [71] Эти звезды также упоминались как 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 звезд слеша до O2-3.5If * /WN5-7, которые еще горячее, чем исходные звезды «слеша». [94]

Магнитные звезды O

Это звезды O с сильными магнитными полями. Обозначение Of?p. [71]

Холодные красные и коричневые карлики

Новые спектральные типы L, T и Y были созданы для классификации инфракрасных спектров холодных звезд. Это включает как красные карлики , так и коричневые карлики , которые очень слабы в видимом спектре . [95]

Коричневые карлики , звезды, которые не подвергаются водородному синтезу , охлаждаются по мере старения и, таким образом, переходят к более поздним спектральным типам. Коричневые карлики начинают свою жизнь со спектрами M-типа и будут охлаждаться через спектральные классы L, T и Y, тем быстрее, чем менее массивны они; коричневые карлики с самой большой массой не могли остыть до Y или даже T-карликов в течение возраста Вселенной. Поскольку это приводит к неразрешимому перекрытию между эффективной температурой и светимостью спектральных типов для некоторых масс и возрастов различных типов LTY, нельзя дать никаких четких значений температуры или светимости . [10]

Класс L

Художественное представление 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 массу, достаточную для поддержания водородного синтеза, и поэтому являются звездами, но большинство имеют субзвездную массу и поэтому являются коричневыми карликами. Они очень темно-красного цвета и наиболее яркие в инфракрасном диапазоне . Их атмосфера достаточно холодная, чтобы позволить гидридам металлов и щелочным металлам быть заметными в их спектрах. [96] [97] [98]

Из-за низкой поверхностной гравитации в гигантских звездах конденсаты, содержащие TiO - и VO -, никогда не образуются. Таким образом, звезды L-типа, большие, чем карлики, никогда не могут образоваться в изолированной среде. Однако, возможно, что эти сверхгиганты L-типа могут образоваться в результате столкновений звезд, примером чего является V838 Monocerotis во время пика своего яркого извержения красной новой .

Класс Т

Художественное представление Т-карлика

Карлики класса T — это холодные коричневые карлики с температурой поверхности примерно от 550 до 1300 К (от 277 до 1027 °C; от 530 до 1880 °F). Их пики излучения находятся в инфракрасном диапазоне . В их спектрах заметно присутствие метана . [96] [97]

Изучение количества проплидов (протопланетных дисков, сгустков газа в туманностях , из которых формируются звезды и планетные системы) показывает, что количество звезд в галактике должно быть на несколько порядков больше, чем предполагалось ранее. Предполагается, что эти проплиды соревнуются друг с другом. Первый из них станет протозвездой , которая является очень агрессивным объектом и будет разрушать другие проплиды поблизости, лишая их газа. Затем проплиды-жертвы, вероятно, станут звездами главной последовательности или коричневыми карликами классов L и T, которые совершенно невидимы для нас. [99]

Класс Y

Художественное представление Y-карлика

Коричневые карлики спектрального класса Y холоднее, чем те, что относятся к спектральному классу T, и имеют качественно отличные от них спектры. Всего 17 объектов были отнесены к классу Y по состоянию на август 2013 года. [100] Хотя такие карлики были смоделированы [101] и обнаружены в радиусе сорока световых лет с помощью Wide-field Infrared Survey Explorer (WISE) [87] [ 102] [103] [104] [105] , пока нет четко определенной спектральной последовательности и прототипов. Тем не менее, несколько объектов были предложены как спектральные классы Y0, Y1 и Y2. [106]

Спектры этих предполагаемых объектов Y демонстрируют поглощение около 1,55  микрометров . [107] Делорм и др. предположили, что эта особенность обусловлена ​​поглощением аммиаком , и что это следует рассматривать как показательную особенность для перехода TY. [107] [108] Фактически, эта особенность поглощения аммиаком является основным критерием, который был принят для определения этого класса. [106] Однако эту особенность трудно отличить от поглощения водой и метаном , [107] и другие авторы заявили, что присвоение класса Y0 преждевременно. [109]

Последний коричневый карлик, предложенный для спектрального типа Y, WISE 1828+2650 , является карликом > Y2 с эффективной температурой, первоначально оцененной около 300  К , что соответствует температуре человеческого тела. [102] [103] [110] Однако измерения параллакса с тех пор показали, что его светимость не соответствует тому, что он холоднее ~400 К. Самый холодный известный в настоящее время карлик Y - WISE 0855−0714 с приблизительной температурой 250 К и массой всего в семь раз больше, чем у Юпитера. [111]

Диапазон масс Y-карликов составляет 9–25  масс Юпитера , но молодые объекты могут достигать массы ниже одной массы Юпитера (хотя они остывают, превращаясь в планеты), что означает, что объекты класса Y находятся в пределах 13 масс Юпитера, определяемых термоядерным синтезом дейтерия , что соответствует текущему разделению МАС между коричневыми карликами и планетами. [106]

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 типа. Эти источники отмечены буквой бета ( β ) для промежуточной поверхностной гравитации и гамма ( γ ) для низкой поверхностной гравитации. Признаком низкой поверхностной гравитации являются слабые линии CaH, K I и Na I , а также сильная линия VO. [114] Альфа ( α ) обозначает нормальную поверхностную гравитацию и обычно опускается. Иногда чрезвычайно низкая поверхностная гравитация обозначается дельтой ( δ ). [116] Суффикс "pec" обозначает пекулярный. Пекулярный суффикс все еще используется для других необычных особенностей и суммирует различные свойства, указывающие на низкую поверхностную гравитацию, субкарликов и неразрешенных двойных. [117] Префикс sd обозначает субкарликовый и включает только холодные субкарлики. Этот префикс указывает на низкую металличность и кинематические свойства, которые больше похожи на звезды гало , чем на дисковые звезды. [113] Субкарлики кажутся более синими, чем дисковые объекты. [118] Красный суффикс описывает объекты с красным цветом, но более старого возраста. Это не интерпретируется как низкая поверхностная гравитация, а как высокое содержание пыли. [115] [116] Синий суффикс описывает объекты с синими цветами в ближнем инфракрасном диапазоне , которые не могут быть объяснены 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. [116]

Поздние классы гигантских углеродных звезд

Углеродные звезды — это звезды, спектры которых указывают на производство углерода — побочного продукта тройного альфа- гелиевого синтеза. С увеличением содержания углерода и некоторым параллельным s-процессом производства тяжелых элементов спектры этих звезд все больше отклоняются от обычных поздних спектральных классов G, K и M. Эквивалентными классами для звезд, богатых углеродом, 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 предполагается, была перенесена от компаньона, который сейчас является белым карликом, когда этот компаньон был углеродной звездой.

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, близкие к концу своей жизни, в которых наблюдается избыток углерода в атмосфере. Старые классы R и N шли параллельно обычной системе классификации примерно от середины G до поздней M. Совсем недавно они были перекартографированы в единый углеродный классификатор C с N0, начинающимся примерно с C6. Другим подклассом холодных углеродных звезд являются звезды типа C–J, которые характеризуются сильным присутствием молекул 13 CN в дополнение к молекулам 12 CN . [119] Известно несколько углеродных звезд главной последовательности, но подавляющее большинство известных углеродных звезд являются гигантами или сверхгигантами. Существует несколько подклассов:

Класс S

Звезды класса S образуют континуум между звездами класса M и углеродными звездами. Те, которые наиболее похожи на звезды класса M, имеют сильные полосы поглощения ZrO, аналогичные полосам TiO звезд класса M, тогда как те, которые наиболее похожи на углеродные звезды, имеют сильные линии натрия D и слабые полосы C 2 . [120] Звезды класса S имеют избыточное количество циркония и других элементов, полученных в результате s-процесса , и имеют более похожее содержание углерода и кислорода, чем звезды класса M или углеродные звезды. Как и углеродные звезды, почти все известные звезды класса S являются звездами асимптотической ветви гигантов .

Спектральный тип формируется буквой S и числом от нуля до десяти. Это число соответствует температуре звезды и приблизительно следует температурной шкале, используемой для гигантов класса M. Наиболее распространенные типы — от S3 до S5. Нестандартное обозначение S10 использовалось только для звезды Chi Cygni, когда она достигла крайнего минимума.

За базовой классификацией обычно следует указание распространенности, следуя одной из нескольких схем: S2,5; S2/5; S2 Zr4 Ti2; или S2*5. Число после запятой представляет собой шкалу от 1 до 9, основанную на соотношении ZrO и TiO. Число после косой черты представляет собой более позднюю, но менее распространенную схему, предназначенную для представления соотношения углерода к кислороду по шкале от 1 до 10, где 0 будет звездой MS. Интенсивности циркония и титана могут быть указаны явно. Также иногда можно увидеть число после звездочки, которое представляет силу полос ZrO по шкале от 1 до 5.

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

Классификации белых карликов

Класс D (от Degenerate — вырожденный ) — это современная классификация, используемая для белых карликов — звезд малой массы, которые больше не подвергаются ядерному синтезу и сжались до планетарных размеров, 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: [121] [122]

За типом следует число, указывающее температуру поверхности белого карлика. Это число представляет собой округленную форму 50400/ T eff , где T eff — эффективная температура поверхности , измеряемая в кельвинах . Первоначально это число округлялось до одной из цифр от 1 до 9, но в последнее время начали использоваться дробные значения, а также значения ниже 1 и выше 9. (Например, DA1.5 для IK Pegasi B) [121] [123]

Для обозначения белого карлика, который демонстрирует более одной из спектральных особенностей, указанных выше, можно использовать две или более букв типа. [121]

Расширенные спектральные типы белых карликов

Сириус А и В ( белый карлик типа DA2), разрешенный Хабблом

Для белых карликов используется другой набор символов спектральных особенностей, чем для других типов звезд: [121]

Светящиеся синие переменные

Яркие голубые переменные (LBV) — редкие, массивные и эволюционировавшие звезды, которые демонстрируют непредсказуемые и иногда драматические изменения в своих спектрах и яркости. В своих «спокойных» состояниях они обычно похожи на звезды B-типа, хотя и с необычными спектральными линиями. Во время вспышек они больше похожи на звезды F-типа, со значительно более низкими температурами. Во многих работах LBV рассматривается как его собственный спектральный тип. [124] [125]

Незвездные спектральные типы: классы P и Q

Наконец, классы P и Q остались от системы, разработанной Кэнноном для каталога Генри Дрейпера . Они иногда используются для определенных незвездных объектов: объекты типа P — это звезды внутри планетарных туманностей (обычно молодые белые карлики или бедные водородом гиганты M); объекты типа Q — это новые . [ необходима ссылка ]

Звездные остатки

Звездные остатки — это объекты, связанные со смертью звезд. В эту категорию включены белые карлики , и, как видно из радикально отличающейся схемы классификации для класса D, незвездные объекты трудно вписать в систему MK.

Диаграмма Герцшпрунга-Рассела, на которой основана система МК, является наблюдательной по своей природе, поэтому эти остатки не могут быть легко нанесены на диаграмму или вообще не могут быть размещены. Старые нейтронные звезды относительно малы и холодны и будут находиться на крайней правой стороне диаграммы. Планетарные туманности динамичны и имеют тенденцию быстро тускнеть по мере того, как звезда-прародитель переходит в ветвь белых карликов. Если бы они были показаны, планетарная туманность была бы нанесена справа от верхнего правого квадранта диаграммы. Черная дыра не излучает собственного видимого света и, следовательно, не будет отображаться на диаграмме. [126]

Была предложена система классификации нейтронных звезд с использованием римских цифр: тип I для менее массивных нейтронных звезд с низкими скоростями охлаждения, тип II для более массивных нейтронных звезд с более высокими скоростями охлаждения и предлагаемый тип III для более массивных нейтронных звезд (возможных экзотических кандидатов в звезды) с более высокими скоростями охлаждения. [127] Чем массивнее нейтронная звезда, тем больший поток нейтрино она переносит. Эти нейтрино уносят так много тепловой энергии, что всего через несколько лет температура изолированной нейтронной звезды падает с порядка миллиардов до всего лишь около миллиона Кельвинов. Эту предлагаемую систему классификации нейтронных звезд не следует путать с более ранними спектральными классами Секки и классами светимости Йеркса.

Замененные спектральные классы

Несколько спектральных типов, которые ранее использовались для нестандартных звезд в середине 20-го века, были заменены в ходе пересмотра системы звездной классификации. Их все еще можно найти в старых изданиях звездных каталогов: R и N были включены в новый класс C как CR и CN.

Классификация звезд, обитаемость и поиск жизни

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

Стабильность, светимость и продолжительность жизни являются факторами обитаемости звезд. Человечество знает только одну звезду, на которой есть жизнь, — Солнце класса G, звезда с обилием тяжелых элементов и низкой изменчивостью яркости. Солнечная система также отличается от многих звездных систем тем, что содержит только одну звезду (см. Обитаемость двойных звездных систем ).

Исходя из этих ограничений и проблем наличия эмпирического набора образцов, состоящего только из одной звезды, диапазон звезд, которые, как прогнозируется, способны поддерживать жизнь, ограничен несколькими факторами. Из типов звезд главной последовательности звезды, более массивные, чем в 1,5 раза массивнее Солнца (спектральные типы O, B и A), стареют слишком быстро для развития развитой жизни (используя Землю в качестве ориентира). С другой стороны, карлики с массой менее половины массы Солнца (спектральный тип M) могут приливно заблокировать планеты в пределах их обитаемой зоны, наряду с другими проблемами (см. Обитаемость систем красных карликов ). [128] Хотя существует множество проблем, с которыми сталкивается жизнь на красных карликах, многие астрономы продолжают моделировать эти системы из-за их огромного количества и долговечности.

По этим причинам миссия НАСА «Кеплер» ищет пригодные для жизни планеты у близлежащих звезд главной последовательности, которые менее массивны, чем спектральный тип A, но более массивны, чем тип M, что делает их наиболее вероятными носителями карликовых звезд типов F, G и K. [128]

Смотрите также

Примечания

  1. ^ Это относительный цвет звезды, если Вегу , обычно считающуюся голубоватой звездой, использовать в качестве стандарта «белого».
  2. ^ Хроматичности могут значительно различаться в пределах одного класса; например, Солнце (звезда G2) белое, а звезда G9 — желтое.
  3. ^ abcdefgh Эти пропорции являются долями звезд ярче абсолютной величины 16; снижение этого предела сделает более ранние типы еще более редкими, тогда как в целом они добавляются только к классу M. Пропорции рассчитываются без учета значения 800 в общем столбце, поскольку фактические числа в сумме составляют 824.
  4. ^ Технически, белые карлики больше не являются «живыми» звездами, а, скорее, «мертвыми» останками погасших звезд. Их классификация использует другой набор спектральных типов, чем у «живых» звезд, сжигающих элементы.
  5. ^ При использовании со звездами класса А это относится к аномально сильным металлическим спектральным линиям.
  6. ^ Если включить все звезды, этот показатель возрастет до 78,6%. (См. примечание выше.)

Ссылки

  1. ^ "Класс светимости Моргана-Кинана | COSMOS". astronomy.swin.edu.au . Получено 31 августа 2022 г. .
  2. ^ О'Коннелл (27 марта 2023 г.). "МАГНИТНЫЕ И ЦВЕТОВЫЕ СИСТЕМЫ" (PDF) . Caltech ASTR 511 . Архивировано (PDF) из оригинала 28 марта 2023 г. . Получено 27 марта 2023 г. .
  3. ^ Джеффри, CS; Вернер, K.; Килкенни, D.; Мишальски, B.; Монагенг, I.; Сноудон, EJ (2023). «Горячие белые карлики и пред-белые карлики, обнаруженные с помощью SALT». Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 519 (2): 2321–2330. arXiv : 2301.03550 . doi : 10.1093/mnras/stac3531 .
  4. ^ abcd Habets, GMHJ; Heinze, JRW (ноябрь 1981 г.). "Эмпирические болометрические поправки для главной последовательности". Astronomy and Astrophysics Supplement Series . 46 : 193–237 (таблицы VII и VIII). Bibcode :1981A&AS...46..193H. – Светимости выводятся из значений M bol , используя M bol (☉)=4,75.
  5. ^ Вайднер, Карстен; Винк, Йорик С. (декабрь 2010 г.). «Массы и расхождение масс звезд O-типа». Астрономия и астрофизика . 524. A98. arXiv : 1010.2204 . Bibcode : 2010A&A...524A..98W. doi : 10.1051/0004-6361/201014491. S2CID  118836634.
  6. ^ ab Чарити, Митчелл. «Какого цвета звезды?». Vendian.org . Получено 13 мая 2006 г.
  7. ^ «Цвет звезд». Австралийский национальный телескоп. 17 октября 2018 г.
  8. ^ Мур, Патрик (1992). Книга рекордов Гиннесса по астрономии: факты и подвиги (4-е изд.). Гиннесс. ISBN 978-0-85112-940-2.
  9. ^ "Цвет звезд". Australia Telescope Outreach and Education. 21 декабря 2004 г. Архивировано из оригинала 3 декабря 2013 г. Получено 26 сентября 2007 г.— Объясняет причину разницы в восприятии цвета.
  10. ^ abcd Baraffe, I.; Chabrier, G.; Barman, TS; Allard, F.; Hauschildt, PH (май 2003 г.). «Эволюционные модели холодных коричневых карликов и экзопланет-гигантов. Случай HD 209458». Astronomy and Astrophysics . 402 (2): 701–712. arXiv : astro-ph/0302293 . Bibcode :2003A&A...402..701B. doi :10.1051/0004-6361:20030252. S2CID  15838318.
  11. ^ abcdefgh Ледрю, Гленн (февраль 2001 г.). "Настоящее звездное небо". Журнал Королевского астрономического общества Канады . 95 : 32. Bibcode :2001JRASC..95...32L.
  12. ^ "Спектральная классификация звезд (OBAFGKM)". www.eudesign.com . Получено 6 апреля 2019 г. .
  13. ^ Сота, А.; Маис Апелланис, Дж.; Моррелл, НИ; Барба, Р. Х.; Уолборн, Н. Р.; и др. (март 2014 г.). «Галактическое спектроскопическое исследование O-звезд (GOSSS). II. Яркие южные звезды». Серия приложений к астрофизическому журналу . 211 (1). 10. arXiv : 1312.6222 . Bibcode :2014ApJS..211...10S. doi :10.1088/0067-0049/211/1/10. S2CID  118847528.
  14. ^ ab Phillips, Kenneth JH (1995). Путеводитель по Солнцу . Cambridge University Press . С. 47–53. ISBN 978-0-521-39788-9.
  15. ↑ Рассел, Генри Норрис (март 1914 г.). «Связь между спектрами и другими характеристиками звезд». Popular Astronomy . Т. 22. С. 275–294. Bibcode : 1914PA.....22..275R.
  16. ↑ Saha, MN (май 1921 г.). «О физической теории звездных спектров». Труды Лондонского королевского общества. Серия A. 99 ( 697): 135–153. Bibcode : 1921RSPSA..99..135S. doi : 10.1098/rspa.1921.0029 .
  17. ^ Пейн, Сесилия Хелена (1925). Звездные атмосферы; вклад в наблюдательное изучение высокой температуры в обратных слоях звезд (Ph.D). Колледж Рэдклиффа. Bibcode :1925PhDT.........1P.
  18. ^ Вселенная, Физика и (14 июня 2013 г.). "Спектральная классификация Йеркса". Физика и Вселенная . Получено 31 августа 2022 г.
  19. ^ UCL (30 ноября 2018 г.). «MKK и пересмотренный MK Atlas». Обсерватория UCL (UCLO) . Получено 31 августа 2022 г.
  20. ^ Морган, Уильям Уилсон; Кинан, Филипп Чайлдс; Келлман, Эдит (1943). Атлас звездных спектров с описанием спектральной классификации . Издательство Чикагского университета. Bibcode :1943assw.book.....M. OCLC  1806249.
  21. ^ Морган, Уильям Уилсон; Кинан, Филип Чайлдс (1973). «Спектральная классификация». Annual Review of Astronomy and Astrophysics . 11 : 29–50. Bibcode :1973ARA&A..11...29M. doi :10.1146/annurev.aa.11.090173.000333.
  22. ^ abcd «Заметка о спектральном атласе и спектральной классификации». Центр астрономических исследований Страсбурга . Проверено 2 января 2015 г.
  23. ^ Caballero-Nieves, SM; Nelan, EP; Gies, DR; Wallace, DJ; DeGioia-Eastwood, K. ; и др. (февраль 2014 г.). "Обзор массивных звезд в Cygnus OB2 с высоким угловым разрешением: результаты датчиков точного наведения космического телескопа Hubble". The Astronomical Journal . 147 (2). 40. arXiv : 1311.5087 . Bibcode :2014AJ....147...40C. doi :10.1088/0004-6256/147/2/40. S2CID  22036552.
  24. ^ Prinja, RK; Massa, DL (октябрь 2010 г.). "Signature of wide-spread clumping in B supergiant winds". Астрономия и астрофизика . 521. L55. arXiv : 1007.2744 . Bibcode : 2010A&A...521L..55P. doi : 10.1051/0004-6361/201015252. S2CID  59151633.
  25. ^ Грей, Дэвид Ф. (ноябрь 2010 г.). «Фотосферные вариации сверхгиганта γ Cyg». The Astronomical Journal . 140 (5): 1329–1336. Bibcode : 2010AJ....140.1329G. doi : 10.1088/0004-6256/140/5/1329 .
  26. ^ ab Nazé, Y. (ноябрь 2009 г.). «Горячие звезды, наблюдаемые XMM-Newton. I. Каталог и свойства OB-звезд». Астрономия и астрофизика . 506 (2): 1055–1064. arXiv : 0908.1461 . Bibcode : 2009A&A...506.1055N. doi : 10.1051/0004-6361/200912659. S2CID  17317459.
  27. ^ Любимков, Леонид С.; Ламберт, Дэвид Л.; Ростопчин, Сергей И.; Рачковская, Тамара М.; Поклад, Дмитрий Б. (февраль 2010 г.). «Точные фундаментальные параметры сверхгигантов классов A, F и G в окрестностях Солнца». Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 402 (2): 1369–1379. arXiv : 0911.1335 . Bibcode :2010MNRAS.402.1369L. doi : 10.1111/j.1365-2966.2009.15979.x . S2CID  119096173.
  28. ^ Gray, RO; Corbally, CJ; Garrison, RF; McFadden, MT; Robinson, PE (октябрь 2003 г.). «Вклад в проект Nearby Stars (NStars): спектроскопия звезд, более ранних, чем M0, в пределах 40 парсеков: Северная выборка. I». The Astronomical Journal . 126 (4): 2048–2059. arXiv : astro-ph/0308182 . Bibcode : 2003AJ....126.2048G. doi : 10.1086/378365. S2CID  119417105.
  29. ^ Шенаврин, ВИ; Таранова, О.Г.; Наджип, А.Е. (январь 2011). «Поиск и изучение горячих околозвездных пылевых оболочек». Astronomy Reports . 55 (1): 31–81. Bibcode :2011ARep...55...31S. doi :10.1134/S1063772911010070. S2CID  122700080.
  30. ^ 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.
  31. ^ Sion, Edward M.; Holberg, JB; Oswalt, Terry D.; McCook, George P.; Wasatonic, Richard (декабрь 2009 г.). «Белые карлики в пределах 20 парсеков от Солнца: кинематика и статистика». The Astronomical Journal . 138 (6): 1681–1689. arXiv : 0910.1288 . Bibcode : 2009AJ....138.1681S. doi : 10.1088/0004-6256/138/6/1681. S2CID  119284418.
  32. ^ DS Hayes; LE Pasinetti; AG Davis Philip (6 декабря 2012 г.). Калибровка фундаментальных звездных величин: Труды 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.
  33. ^ ab Ариас, Джулия И.; и др. (август 2016 г.). "Спектральная классификация и свойства звезд OVz в спектроскопическом обзоре звезд Galactic O (GOSSS)". The Astronomical Journal . 152 (2): 31. arXiv : 1604.03842 . Bibcode :2016AJ....152...31A. doi : 10.3847/0004-6256/152/2/31 . S2CID  119259952.
  34. ↑ МакРоберт, Алан (1 августа 2006 г.). «Спектральные типы звезд». Sky & Telescope .
  35. ^ abcdefghijk Allen, JS "The Classification of Stellar Spectra". UCL Department of Physics and Astronomy: Astrophysics Group . Получено 1 января 2014 г.
  36. ^ ab Maíz Apellániz, J.; Walborn, Nolan R.; Morrell, NI; Niemela, VS; Nelan, EP (2007). "Pismis 24-1: The Stellar Upper Mass Limit Preserved". The Astrophysical Journal . 660 (2): 1480–1485. arXiv : astro-ph/0612012 . Bibcode :2007ApJ...660.1480M. doi :10.1086/513098. S2CID  15936535.
  37. ^ 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 обзора 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.
  38. ^ ab Fariña, Cecilia; Bosch, Guillermo L.; Morrell, Nidia I.; Barbá, Rodolfo H.; Walborn, Nolan R. (2009). «Спектроскопическое исследование комплекса N159/N160 в Большом Магеллановом Облаке». The Astronomical Journal . 138 (2): 510–516. arXiv : 0907.1033 . Bibcode : 2009AJ....138..510F. doi : 10.1088/0004-6256/138/2/510. S2CID  18844754.
  39. ^ Rauw, G.; Manfroid, J.; Gosset, E.; Nazé, Y.; Sana, H.; De Becker, M.; Foellmi, C.; Moffat, AFJ (2007). "Звезды раннего типа в ядре молодого открытого скопления Westerlund 2". Astronomy and Astrophysics . 463 (3): 981–991. arXiv : astro-ph/0612622 . Bibcode :2007A&A...463..981R. doi :10.1051/0004-6361:20066495. S2CID  17776145.
  40. ^ abcdefg Кроутер, Пол А. (2007). «Физические свойства звезд Вольфа-Райе». Annual Review of Astronomy & Astrophysics . 45 (1): 177–219. arXiv : astro-ph/0610356 . Bibcode : 2007ARA&A..45..177C. doi : 10.1146/annurev.astro.45.051806.110615. S2CID  1076292.
  41. ^ Раунтри Леш, Дж. (1968). «Кинематика пояса Гулда: расширяющаяся группа?». Серия приложений к астрофизическому журналу . 17 : 371. Bibcode : 1968ApJS...17..371L. doi : 10.1086/190179 .
  42. ^ 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.
  43. ^ 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.
  44. ^ Hearnshaw, JB (1986). Анализ звездного света: сто пятьдесят лет астрономической спектроскопии . Кембридж, Великобритания: Cambridge University Press. стр. 60, 134. ISBN 978-0-521-25548-6.
  45. ^ «Классификация звездных спектров: немного истории».
  46. ^ Калер, Джеймс Б. (1997). Звезды и их спектры: Введение в спектральную последовательность. Кембридж: Издательство Кембриджского университета. С. 62–63. ISBN 978-0-521-58570-5.
  47. ^ с. 60–63, Хирншоу, 1986; стр. 623–625, Секки, 1866 г.
  48. ↑ С. 62–63, Херншоу 1986.
  49. ↑ стр. 60, Херншоу 1986.
  50. ↑ «Ловцы света: забытые жизни мужчин и женщин, которые первыми сфотографировали небеса» Стефана Хьюза.
  51. ^ ab Pickering, Edward C. (1890). «Каталог Дрейпера звездных спектров, сфотографированных с помощью 8-дюймового телескопа Баха как часть мемориала Генри Дрейпера». Анналы обсерватории Гарвардского колледжа . 27 : 1. Bibcode : 1890AnHar..27....1P.
  52. ^ ab стр. 106–108, Херншоу 1986.
  53. ^ ab "Williamina Fleming". Oxford Reference . Получено 10 июня 2020 г.
  54. ^ "Williamina Paton Fleming -". www.projectcontinua.org . Получено 10 июня 2020 г. .
  55. ^ "Классификация звездных спектров". spiff.rit.edu . Получено 10 июня 2020 г. .
  56. ^ Херншоу (1986) стр. 111–112
  57. ^ Мори, Антония К.; Пикеринг, Эдвард К. (1897). «Спектры ярких звезд, сфотографированные с помощью 11-дюймового телескопа Дрейпера как части Мемориала Генри Дрейпера». Анналы обсерватории Гарвардского колледжа . 28 : 1. Бибкод : 1897AnHar..28....1M.
  58. ^ ab "Antonia Maury". www.projectcontinua.org . Получено 10 июня 2020 г. .
    Hearnshaw, JB (17 марта 2014 г.). Анализ звездного света: два столетия астрономической спектроскопии (2-е изд.). Нью-Йорк, штат Нью-Йорк. ISBN 978-1-107-03174-6. OCLC  855909920.{{cite book}}: CS1 maint: отсутствует местоположение издателя ( ссылка )
    Грей, Ричард О.; Корбалли, Кристофер Дж.; Бургассер, Адам Дж. (2009). Звездная спектральная классификация. Принстон, Нью-Джерси: Princeton University Press. ISBN 978-0-691-12510-7. OCLC  276340686.
  59. ^ Джонс, Бесси Забан; Бойд, Лайл Гиффорд (1971). Обсерватория Гарвардского колледжа: первые четыре директората, 1839-1919 (1-е изд.). Кембридж: MA Belknap Press of Harvard University Press. ISBN 978-0-674-41880-6. OCLC  1013948519.
  60. ^ Кэннон, Энни Дж.; Пикеринг, Эдвард К. (1901). «Спектры ярких южных звезд, сфотографированные с помощью 13-дюймового телескопа Бойдена как части Мемориала Генри Дрейпера». Анналы обсерватории Гарвардского колледжа . 28 : 129. Бибкод : 1901AnHar..28..129C.
  61. ^ Херншоу (1986) стр. 117–119,
  62. ^ Кэннон, Энни Джамп; Пикеринг, Эдвард Чарльз (1912). «Классификация 1688 южных звезд по их спектрам». Анналы астрономической обсерватории Гарвардского колледжа . 56 (5): 115. Bibcode : 1912AnHar..56..115C.
  63. ^ Херншоу (1986) стр. 121–122
  64. ^ "Annie Jump Cannon". www.projectcontinua.org . Получено 10 июня 2020 г. .
  65. ^ Нассау, Дж. Дж.; Сейферт, Карл К. (март 1946 г.). «Спектры звезд BD в пределах пяти градусов от Северного полюса». Astrophysical Journal . 103 : 117. Bibcode : 1946ApJ...103..117N. doi : 10.1086/144796.
  66. ^ Фицджеральд, М. Пим (октябрь 1969 г.). «Сравнение классов спектральной светимости по системам классификации Маунт-Вилсон и Моргана–Кинана». Журнал Королевского астрономического общества Канады . 63 : 251. Bibcode : 1969JRASC..63..251P.
  67. ^ Сэндидж, А. (декабрь 1969 г.). "Новые субкарлики. II. Лучевые скорости, фотометрия и предварительные космические движения для 112 звезд с большим собственным движением". Astrophysical Journal . 158 : 1115. Bibcode :1969ApJ...158.1115S. doi : 10.1086/150271 .
  68. ^ Норрис, Джексон М.; Райт, Джейсон Т.; Уэйд, Ричард А.; Махадеван, Суврат ; Геттел, Сара (декабрь 2011 г.). «Необнаружение предполагаемого субзвездного компаньона HD 149382». The Astrophysical Journal . 743 (1). 88. arXiv : 1110.1384 . Bibcode : 2011ApJ...743...88N. doi : 10.1088/0004-637X/743/1/88. S2CID  118337277.
  69. ^ abcdefgh Гаррисон, RF (1994). "Иерархия стандартов для процесса MK" (PDF) . В Corbally, CJ; Gray, RO; Гаррисон, RF (ред.). Процесс MK в 50 лет: мощный инструмент для астрофизического понимания . Серия конференций Астрономического общества Тихого океана. Том 60. Сан-Франциско: Астрономическое общество Тихого океана. стр. 3–14. ISBN 978-1-58381-396-6. OCLC  680222523.
  70. ^ Дарлинг, Дэвид. "звезда позднего типа". Интернет-энциклопедия науки . Получено 14 октября 2007 г.
  71. ^ abcde Walborn, NR (2008). "Многоволновая систематика спектров OB". Массивные звезды: фундаментальные параметры и околозвездные взаимодействия (ред. P. Beaglia . 33 : 5. Bibcode : 2008RMxAC..33....5W.
  72. ↑ Атлас звездных спектров с кратким описанием спектральной классификации, WW Morgan, PC Keenan и E. Kellman, Чикаго: Издательство Чикагского университета, 1943.
  73. ^ Уолборн, НР (1971). «Некоторые спектроскопические характеристики OB-звезд: исследование пространственного распределения определенных OB-звезд и система отсчета классификации». Серия приложений к Astrophysical Journal . 23 : 257. Bibcode : 1971ApJS...23..257W. doi : 10.1086/190239 .
  74. ^ Морган, WW; Абт, Хельмут А.; Тапскотт, Дж. В. (1978). «Пересмотренный атлас спектров МК для звезд, появившихся раньше Солнца». Уильямс-Бэй: Йеркская обсерватория . Bibcode : 1978rmsa.book.....M.
  75. ^ Walborn, Nolan R.; Howarth, Ian D.; Lennon, Daniel J.; Massey, Philip; Oey, MS; Moffat, Anthony FJ; Skalkowski, Gwen; Morrell, Nidia I.; Drissen, Laurent; Parker, Joel Wm. (2002). "Новая система спектральной классификации самых ранних звезд O: определение типа O2" (PDF) . The Astronomical Journal . 123 (5): 2754–2771. Bibcode :2002AJ....123.2754W. doi :10.1086/339831. S2CID  122127697.
  76. ↑ Элизабет Хауэлл (21 сентября 2013 г.). «Регул: королевская звезда». Space.com . Получено 13 апреля 2022 г. .
  77. ^ Slettebak, Arne (июль 1988). "The Be Stars". Публикации Астрономического общества Тихого океана . 100 : 770–784. Bibcode : 1988PASP..100..770S. doi : 10.1086/132234 .
  78. ^ "THE 100 NEAREST STAR SYSTEMS". www.astro.gsu.edu . Получено 13 апреля 2022 г. .
  79. ^ «Звезды в радиусе 20 световых лет».
  80. ^ Морган, WW; Кинан, PC (1973). «Спектральная классификация». Annual Review of Astronomy and Astrophysics . 11 : 29. Bibcode :1973ARA&A..11...29M. doi :10.1146/annurev.aa.11.090173.000333.
  81. ^ Морган, WW; Абт, Хельмут А.; Тапскотт, Дж. В. (1978). Пересмотренный атлас спектров МК для звезд, существовавших раньше Солнца . Обсерватория Йеркса, Чикагский университет. Bibcode : 1978rmsa.book.....M.{{cite book}}: CS1 maint: отсутствует местоположение издателя ( ссылка )
  82. ^ Грей, Р. О.; Гаррисон, Р. Ф. (1989). «Ранние звезды F-типа — уточненная классификация, сопоставление с фотометрией Штромгрена и эффекты вращения». Серия приложений к Astrophysical Journal . 69 : 301. Bibcode : 1989ApJS...69..301G. doi : 10.1086/191315.
  83. ^ Кинан, Филип К.; Макнил, Рэймонд К. (1989). «Каталог Перкинса пересмотренных типов МК для более холодных звезд». Серия приложений к Astrophysical Journal . 71 : 245. Bibcode : 1989ApJS...71..245K. doi : 10.1086/191373. S2CID  123149047.
  84. ^ Nieuwenhuijzen, H.; De Jager, C. (2000). «Проверка желтой эволюционной пустоты. Три эволюционно критических гипергиганта: HD 33579, HR 8752 и IRC +10420». Астрономия и астрофизика . 353 : 163. Bibcode : 2000A&A...353..163N.
  85. ^ "В космологической шкале времени период обитаемости Земли почти закончился | Международное космическое содружество". Spacefellowship.com . Получено 22 мая 2012 г.
  86. ^ "Звезды "Златовласки" могут быть "в самый раз" для поиска обитаемых миров". NASA.com. 7 марта 2019 г. Получено 26 августа 2021 г.
  87. ^ ab "Discovered: Stars as Cool as the Human Body | Science Mission Directorate". science.nasa.gov . Архивировано из оригинала 7 октября 2011 г. . Получено 12 июля 2017 г. .
  88. ^ "Galactic refurbishment". www.spacetelescope.org . ESA/Hubble . Получено 29 апреля 2015 г. .
  89. ^ Пейн, Сесилия Х. (1930). «Классификация звезд O». Бюллетень обсерватории Гарвардского колледжа . 878 : 1. Бибкод : 1930BHarO.878....1P.
  90. ^ Figer, Donald F.; McLean, Ian S.; Najarro, Francisco (1997). "AK-Band Spectral Atlas of Wolf-Rayet Stars". The Astrophysical Journal . 486 (1): 420–434. Bibcode :1997ApJ...486..420F. doi : 10.1086/304488 .
  91. ^ Кингсбург, Р. Л.; Барлоу, М. Дж.; Стори, П. Дж. (1995). «Свойства звезд WO Вольфа-Райе». Астрономия и астрофизика . 295 : 75. Bibcode : 1995A&A...295...75K.
  92. ^ Тинклер, CM; Ламерс, HJGLM (2002). «Скорости потери массы центральных звезд, богатых водородом, в планетарных туманностях как индикаторы расстояний?». Астрономия и астрофизика . 384 (3): 987–998. Bibcode :2002A&A...384..987T. doi : 10.1051/0004-6361:20020061 .
  93. ^ Miszalski, B.; Crowther, PA; De Marco, O.; Köppen, J.; Moffat, AFJ; Acker, A.; Hillwig, TC (2012). «IC 4663: Первая недвусмысленная [WN] центральная звезда Вольфа-Райе планетарной туманности». Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 423 (1): 934–947. arXiv : 1203.3303 . Bibcode : 2012MNRAS.423..934M. doi : 10.1111/j.1365-2966.2012.20929.x . S2CID  10264296.
  94. ^ Crowther, PA; Walborn, NR (2011). «Спектральная классификация звезд O2-3.5 If*/WN5-7». Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 416 (2): 1311–1323. arXiv : 1105.4757 . Bibcode : 2011MNRAS.416.1311C. doi : 10.1111/j.1365-2966.2011.19129.x . S2CID  118455138.
  95. ^ Kirkpatrick, JD (2008). «Нерешенные вопросы в нашем понимании L, T и Y-карликов». 14-й Кембриджский семинар по холодным звездам . 384 : 85. arXiv : 0704.1522 . Bibcode : 2008ASPC..384...85K.
  96. ^ ab Kirkpatrick, J. Davy; Reid, I. Neill; Liebert, James; Cutri, Roc M.; Nelson, Brant; Beichman, Charles A.; Dahn, Conard C.; Monet, David G.; Gizis, John E.; Skrutskie, Michael F. (10 июля 1999 г.). "Карлики холоднее M: определение спектрального типа L с использованием открытий из обзора 2-μ ALL-SKY (2MASS)". The Astrophysical Journal . 519 (2): 802–833. Bibcode :1999ApJ...519..802K. doi : 10.1086/307414 .
  97. ^ ab Kirkpatrick, J. Davy (2005). "Новые спектральные типы L и T" (PDF) . Annual Review of Astronomy and Astrophysics . 43 (1): 195–246. Bibcode :2005ARA&A..43..195K. doi :10.1146/annurev.astro.42.053102.134017. S2CID  122318616.
  98. ^ Киркпатрик, Дж. Дэви; Барман, Трэвис С.; Бургассер, Адам Дж.; Макговерн, Марк Р.; Маклин, Иэн С.; Тинни, Кристофер Г.; Лоуренс, Патрик Дж. (2006). «Открытие очень молодого L-карлика поля, 2MASS J01415823−4633574». The Astrophysical Journal . 639 (2): 1120–1128. arXiv : astro-ph/0511462 . Bibcode :2006ApJ...639.1120K. doi :10.1086/499622. S2CID  13075577.
  99. ^ Камензинд, Макс (27 сентября 2006 г.). «Классификация звездных спектров и ее физическая интерпретация» (PDF) . Astro Lab Landessternwarte Königstuhl : 6 – через Гейдельбергский университет.
  100. ^ Киркпатрик, Дж. Дэви; Кушинг, Майкл К.; Гелино, Кристофер Р.; Бейхман, Чарльз А.; Тинни, К. Г.; Фаэрти, Жаклин К.; Шнайдер, Адам; Мейс, Грегори Н. (2013). "Открытие карлика Y1 WISE J064723.23-623235.5". The Astrophysical Journal . 776 (2): 128. arXiv : 1308.5372 . Bibcode : 2013ApJ...776..128K. doi : 10.1088/0004-637X/776/2/128. S2CID  6230841.
  101. ^ Deacon, NR; Hambly, NC (2006). «Y-Spectral class for Ultra-Cool Dwarfs». Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 371 : 1722–1730. arXiv : astro-ph/0607305 . doi : 10.1111/j.1365-2966.2006.10795.x . S2CID  14081778.
  102. ^ ab Wehner, Mike (24 августа 2011 г.). «NASA замечает охлажденные звезды, которые холоднее человеческого тела | Блог новостей о технологиях – Yahoo! News Canada». Ca.news.yahoo.com . Получено 22 мая 2012 г.
  103. ^ ab Venton, Danielle (23 августа 2011 г.). «Спутник НАСА находит самые холодные и темные звезды». Wired – через www.wired.com.
  104. ^ "NASA - NASA'S Wise Mission Discovers Coolest Class of Stars". www.nasa.gov . Архивировано из оригинала 14 февраля 2021 г. . Получено 1 ноября 2019 г. .
  105. ^ Цукерман, Б.; Сонг, И. (2009). «Минимальная масса Джинса, компаньон коричневого карлика IMF и прогнозы для обнаружения карликов Y-типа». Астрономия и астрофизика . 493 (3): 1149–1154. arXiv : 0811.0429 . Bibcode : 2009A&A...493.1149Z. doi : 10.1051/0004-6361:200810038. S2CID  18147550.
  106. ^ abc Dupuy, TJ; Kraus, AL (2013). «Расстояния, светимости и температуры самых холодных известных субзвездных объектов». Science . 341 (6153): 1492–5. arXiv : 1309.1422 . Bibcode :2013Sci...341.1492D. doi :10.1126/science.1241917. PMID  24009359. S2CID  30379513.
  107. ^ abc Leggett, Sandy K.; Cushing, Michael C.; Saumon, Didier; Marley, Mark S.; Roellig, Thomas L.; Warren, Stephen J.; Burningham, Ben; Jones, Hugh RA; Kirkpatrick, J. Davy; Lodieu, Nicolas; Lucas, Philip W.; Mainzer, Amy K.; Martín, Eduardo L.; McCaughrean, Mark J.; Pinfield, David J.; Sloan, Gregory C.; Smart, Richard L.; Tamura, Motohide; Van Cleve, Jeffrey E. (2009). «Физические свойства четырех карликов массой ~600 килотен». The Astrophysical Journal . 695 (2): 1517–1526. arXiv : 0901.4093 . Бибкод : 2009ApJ...695.1517L. дои : 10.1088/0004-637X/695/2/1517. S2CID  44050900.
  108. ^ 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.
  109. ^ 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.
  110. ^ Европейская южная обсерватория . "Очень крутая пара коричневых карликов", 23 марта 2011 г.
  111. ^ Луман, Кевин Л.; Эсплин, Таран Л. (май 2016 г.). «Спектральное распределение энергии самого холодного известного коричневого карлика». The Astronomical Journal . 152 (3): 78. arXiv : 1605.06655 . Bibcode : 2016AJ....152...78L. doi : 10.3847/0004-6256/152/3/78 . S2CID  118577918.
  112. ^ "Коды спектрального типа". simbad.u-strasbg.fr . Получено 6 марта 2020 г. .
  113. ^ ab Бернингем, Бен; Смит, Л.; Кардосо, К. В.; Лукас, П. В.; Бургассер, Адам Дж.; Джонс, Х. Р. А.; Смарт, Р. Л. (май 2014 г.). «Открытие субкарлика T6.5». Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 440 (1): 359–364. arXiv : 1401.5982 . Bibcode : 2014MNRAS.440..359B. doi : 10.1093/mnras/stu184 . ISSN  0035-8711. S2CID  119283917.
  114. ^ abc Cruz, Kelle L.; Kirkpatrick, J. Davy; Burgasser, Adam J. (февраль 2009 г.). «Молодые L-карлики, идентифицированные в поле: предварительная низкогравитационная оптическая спектральная последовательность от L0 до L5». The Astronomical Journal . 137 (2): 3345–3357. arXiv : 0812.0364 . Bibcode :2009AJ....137.3345C. doi :10.1088/0004-6256/137/2/3345. ISSN  0004-6256. S2CID  15376964.
  115. ^ ab Looper, Dagny L.; Kirkpatrick, J. Davy; Cutri, Roc M.; Barman, Travis; Burgasser, Adam J.; Cushing, Michael C.; Roellig, Thomas; McGovern, Mark R.; McLean, Ian S.; Rice, Emily; Swift, Brandon J. (октябрь 2008 г.). «Открытие двух соседних пекулярных L-карликов в ходе исследования собственных движений 2MASS: молодые или богатые металлами?». Astrophysical Journal . 686 (1): 528–541. arXiv : 0806.1059 . Bibcode :2008ApJ...686..528L. doi :10.1086/591025. ISSN  0004-637X. S2CID  18381182.
  116. ^ abcd Kirkpatrick, J. Davy; Looper, Dagny L.; Burgasser, Adam J.; Schurr, Steven D.; Cutri, Roc M.; Cushing, Michael C.; Cruz, Kelle L.; Sweet, Anne C.; Knapp, Gillian R.; Barman, Travis S.; Bochanski, John J. (сентябрь 2010 г.). «Открытия из обзора собственных движений в ближнем инфракрасном диапазоне с использованием данных многоэпохального обзора всего неба Two Micron All-Sky». Серия приложений к Astrophysical Journal . 190 (1): 100–146. arXiv : 1008.3591 . Bibcode : 2010ApJS..190..100K. doi : 10.1088/0067-0049/190/1/100. ISSN  0067-0049. S2CID  118435904.
  117. ^ Faherty, Jacqueline K.; Riedel, Adric R.; Cruz, Kelle L.; Gagne, Jonathan; Filippazzo, Joseph C.; Lambrides, Erini; Fica, Haley; Weinberger, Alycia; Thorstensen, John R.; Tinney, CG; Baldassare, Vivienne (июль 2016 г.). "Популяционные свойства аналогов коричневых карликов к экзопланетам". Серия приложений к Astrophysical Journal . 225 (1): 10. arXiv : 1605.07927 . Bibcode : 2016ApJS..225...10F. doi : 10.3847/0067-0049/225/1/10 . ISSN  0067-0049. S2CID  118446190.
  118. ^ "Данные о цвете и величине". Space Telescope Science Institute (www.stsci.edu) . Получено 6 марта 2020 г.
  119. ^ Буиг, Р. (1954). Анналы астрофизики, Vol. 17, с. 104
  120. ^ Кинан, ПК (1954). «Классификация звезд S-типа». Astrophysical Journal . 120 : 484. Bibcode : 1954ApJ...120..484K. doi : 10.1086/145937.
  121. ^ abcd Sion, EM; Greenstein, JL; Landstreet, JD; Liebert, James; Shipman, HL; Wegner, GA (1983). "Предложенная новая система спектральной классификации белых карликов". Astrophysical Journal . 269 : 253. Bibcode :1983ApJ...269..253S. doi : 10.1086/161036 .
  122. ^ Córsico, AH; Althaus, LG (2004). «Скорость изменения периода пульсирующих DB-белых карликовых звезд». Астрономия и астрофизика . 428 : 159–170. arXiv : astro-ph/0408237 . Bibcode : 2004A&A...428..159C. doi : 10.1051/0004-6361:20041372. S2CID  14653913.
  123. ^ МакКук, Джордж П.; Сион, Эдвард М. (1999). «Каталог спектроскопически идентифицированных белых карликов». Серия приложений к астрофизическому журналу . 121 (1): 1–130. Bibcode :1999ApJS..121....1M. CiteSeerX 10.1.1.565.5507 . doi :10.1086/313186. S2CID  122286998. 
  124. ^ Апелланис, Дж. Майс; Барба, Р.Х.; Аранда, Р. Фернандес; Гонсалес, М. Панталеони; Беллидо, П. Креспо; Сота, А.; Альфаро, EJ (1 января 2022 г.). «Каталог галактических OB-групп Виллафранки - II. От Gaia DR2 до EDR3 и десяти новых систем со звездами O». Астрономия и астрофизика . 657 : А131. arXiv : 2110.01464 . Бибкод : 2022A&A...657A.131M. дои : 10.1051/0004-6361/202142364. ISSN  0004-6361.
  125. ^ Мэсси, Филипп; Нойджент, Кэтрин Ф.; Смарт, Брианна М. (1 сентября 2016 г.). "СПЕКТРОСКОПИЧЕСКИЙ ОБЗОР МАССИВНЫХ ЗВЕЗД В M31 И M33*". The Astronomical Journal . 152 (3): 62. arXiv : 1604.00112 . Bibcode :2016AJ....152...62M. doi : 10.3847/0004-6256/152/3/62 . ISSN  0004-6256.
  126. ^ "Пульсирующие переменные звезды и диаграмма Герцшпрунга-Рассела (HR)". Центр астрофизики | Гарвард и Смитсоновский институт. 9 марта 2015 г. Получено 23 июля 2016 г.
  127. ^ Яковлев, Д.Г.; Каминкер, АД; Гензель, П.; Гнедин, О.Ю. (2002). «Охлаждающаяся нейтронная звезда в 3C 58». Астрономия и астрофизика . 389 : L24–L27. arXiv : astro-ph/0204233 . Bibcode : 2002A&A...389L..24Y. doi : 10.1051/0004-6361:20020699. S2CID  6247160.
  128. ^ ab "Звезды и обитаемые планеты". www.solstation.com .

Дальнейшее чтение

Внешние ссылки

Найдите информацию о звездах позднего типа  или звездах раннего типа в Викисловаре, бесплатном словаре.