Spektral klassificering af stjerner

Spektral klassificering af stjerner  - klassificering af stjerner i henhold til deres spektre . Stjernernes spektre varierer meget, selvom de for det meste er kontinuerlige med absorptionslinjer . Den moderne spektralklassifikation er to-parametrisk: spektrets form, som primært afhænger af temperaturen, er beskrevet af spektraltypen, mens lysstyrken af ​​en stjerne er beskrevet af lysstyrkeklassen . Klassificeringen kan også tage højde for yderligere funktioner i spektret.

De vigtigste spektralklasser af stjerner i rækkefølge efter faldende temperatur, fra blåere til rødere - O , B , A , F , G , K , M . De fleste stjerner, inklusive Solen , tilhører disse spektralklasser, men der er andre klasser: for eksempel L, T, Y for brune dværge eller C, S for kulstof- og zirkoniumstjerner . De vigtigste spektralklasser er opdelt i underklasser, angivet med et tal efter klassebetegnelsen, fra 0 til 9 (undtagen O, hvis underklasser er fra 2 til 9) i rækkefølge efter faldende temperatur. Klasserne af stjerner med højere temperaturer kaldes betinget tidligt, lavere temperaturer kaldes sent.

Stjerner af samme spektralklasse kan have forskellige lysstyrker. Samtidig er spektraltyperne og lysstyrkerne ikke fordelt tilfældigt: der er et vist forhold mellem dem, og på diagrammet er spektralklassen - stjernernes absolutte størrelse grupperet i separate områder, som hver svarer til en lysstyrke klasse. Lysstyrkeklasser er angivet med romertal fra I til VII, fra lyseste til svagere. En stjernes lysstyrke har en vis indvirkning på formen af ​​dens spektrum, så der er forskelle mellem spektrene af stjerner af samme spektralklasse og forskellige lysstyrkeklasser.

Spektraltræk, der ikke passer ind i denne klassifikation, er normalt angivet med yderligere symboler. For eksempel er tilstedeværelsen af ​​emissionslinjer angivet med bogstavet e, og ejendommelige spektre er angivet med bogstavet p.

Udviklingen af ​​spektroskopi i det 19. århundrede gjorde det muligt at klassificere stjernernes spektre. I 1860'erne blev en af ​​de første klassifikationer, som blev brugt indtil slutningen af ​​det 19. århundrede, udviklet af Angelo Secchi . Ved overgangen til det 19. og 20. århundrede skabte astronomer ved Harvard Observatory Harvard-klassifikationen, hvor spektraltyperne fik en tæt på moderne form, og i 1943 blev Yerkes-klassifikationen skabt, hvor lysstyrkeklasser optrådte, og som , med nogle ændringer, bruges stadig i dag. Forfinelsen af ​​dette system fortsatte både som følge af opdagelsen af ​​nye objekter og på grund af en stigning i nøjagtigheden af ​​spektrale observationer.

Spektra af stjerner

Stjernernes spektre spiller en meget vigtig rolle i studiet af mange af deres egenskaber. De fleste stjerners spektre er kontinuerlige med absorptionslinjer overlejret på dem , men nogle stjerner har emissionslinjer i deres spektre [1] [2] .

Det er meget forenklet at betragte overfladen af ​​en stjerne som en kilde til et kontinuerligt spektrum og atmosfæren  som en kilde til linjer, men i virkeligheden er der ingen klar grænse mellem dem. Som en simpel model af en stjerne kan du tage strålingen fra et sort legeme , hvis spektrum er beskrevet af Plancks lov , og selvom de ofte viser sig at være helt anderledes, er begrebet effektiv temperatur  meget brugt til stjerner - den temperatur, som et sort legeme af samme størrelse som en stjerne skal have for at have samme lysstyrke [2] [3] .

Det viser sig, at stjernernes spektre er meget forskellige. Spektret kan være domineret af korte eller lange bølgelængder, hvilket påvirker stjernens farve. Spektrallinjer kan derimod være få, eller tværtimod kan de fylde en stor del af spektret [4] [5] .

Moderne klassifikation

Moderne spektral klassificering tager højde for to parametre. Den første er den faktiske spektralklasse, som beskriver typen af ​​spektrum og linjer i det og afhænger hovedsageligt af stjernens temperatur [6] . Den anden parameter afhænger af stjernens lysstyrke og kaldes derfor lysstyrkeklassen : stjerner af samme spektralklasse kan have væsentligt forskellige lysstyrker, og detaljerne i spektret i sådanne tilfælde er også forskellige. Hvis der desuden er træk i stjernens spektrum, for eksempel emissionslinjer, kan yderligere betegnelser bruges [7] . Klassificeringen tager hensyn til parametrene og funktionerne i spektret, ikke kun i det optiske område , men også i det infrarøde og ultraviolette . Normalt, i praksis, for at bestemme klassen af ​​en bestemt stjerne, sammenlignes dens spektrum med de velkendte spektre for visse standardstjerner [8] .

Det beskrevne system kaldes Yerke-klassifikationen efter navnet på Yerke-observatoriet , hvor det blev udviklet, eller Morgan  - Keenan -systemet efter navnene på de astronomer, der udviklede det [9] [10] . I dette system skrives Solens klasse , som har en spektraltype G2 og en lysstyrkeklasse V, som G2V [11] .

Spektralklasser

Langt de fleste stjerner kan henføres til en af ​​hovedklasserne: O, B, A, F, G, K, M. I denne rækkefølge danner disse klasser en kontinuerlig sekvens i at sænke stjernens effektive temperatur og i farve - fra blå til rød [12] .

Hver af disse klasser er igen opdelt i underklasser fra 0 til 9 i rækkefølge efter faldende temperatur [13] . Underklassebetegnelsen placeres efter klassebetegnelsen: for eksempel G2 [14] . Undtagelsen er klasse O: den bruger klasser fra O2 til O9 [15] . Nogle gange bruges brøkkarakterer, såsom B0,5. Højere temperaturklasser og underklasser kaldes tidlig, lav temperatur - sen [16] . Som en betinget grænse mellem dem kan klassen af ​​Solen G2 [17] eller andre klasser [18] tages ; også mellem de tidlige og sene klasser kan et mellemrum af "sol" klasserne F og G [19] være udmærket .

Stjerner af forskellige spektraltyper har forskellige ikke kun temperaturer og farver, men også spektrallinjer. For eksempel i spektrene af klasse M-stjerner observeres absorptionslinjer for forskellige molekylære forbindelser, og i klasse O-stjerner observeres linjer af multiple ioniserede atomer [20] . Dette er direkte relateret til temperaturen på stjernens overflade: Efterhånden som temperaturen stiger, bryder molekylerne op i atomer, og ioniseringsgraden af ​​sidstnævnte stiger [21] . Intensiteten af ​​forskellige linjer påvirkes også af stjernens kemiske sammensætning [5] .

Stjerner er ekstremt ujævnt fordelt over spektralklasser: omkring 73 % af Mælkevejens stjerner tilhører M -klassen, omkring 15 % mere til K-klassen, mens 0,00002 % af O-klassens stjerner [22] . Men på grund af det faktum, at lysere stjerner er synlige fra større afstande, og stjerner af tidlige spektraltyper er normalt lysere, ser den observerede fordeling af stjerner efter klasse ofte anderledes ud: for eksempel blandt stjerner med en tilsyneladende størrelsesorden lysere end 8,5 m , de fleste af alle K- og A-klasserne er fælles og udgør henholdsvis 31 % og 22 % af alle stjerner, mens de mindst almindelige er M- og O-klasserne - henholdsvis 3 % og 1 % [23] [24] .

Ud over hovedspektralklasserne er der andre for stjerner, der ikke passer til den beskrevne klassificering. Det er for eksempel klasserne L, T, Y for brune dværge [12] eller C, S for kulstofstjerner og zirkoniumstjerner [20] . For Wolf-Rayet-stjerner bruges W-klassen, for planetariske tåger  , P, og for nye stjerner  , Q [16] .

For at huske hovedsekvensen er der en mnemonisk sætning : O h B e A F ine G irl ( G uy ), K iss M e [12] . Sætninger konstrueret med et lignende formål findes også på russisk : Odin Barberede englænder Finiki Zheval Kak Morkov , og også O Boris Aleksandrovich , Physicists Wait for the End of M Teachings [ 25 ] .

Karakteristika for stjerner i hovedklasserne [12]
Klasse Temperatur ( K ) [26] Farve [16] Farveindeks B−V [27] M V (for hovedsekvensen ) [23]
O > 30.000 Blå -0,3 −5,7...−3,3
B 10.000—30.000 hvid-blå -0,2 −4,1…+1,5
EN 7400—10.000 hvid 0 +0,7…+3,1
F 6000-7400 gul hvid +0,4 +2,6…+4,6
G 5000-6000 Gul +0,6 +4,4…+6,0
K 3800-5000 orange +1,0 +5,9…+9,0
M 2500-3800 Rød +1,5 +9,0…+16

Lysstyrkeklasser

Stjerner, der tilhører den samme spektralklasse, kan have meget forskellige lysstyrker og absolutte stjernestørrelser , derfor er en spektralklasse ikke nok til at beskrive en stjernes egenskaber. Stjernerne på Hertzsprung-Russell-diagrammet , hvor de er markeret med spektraltype og absolut størrelse, er ikke jævnt fordelt, men er koncentreret i flere områder af diagrammet. Derfor er lysstyrkeklassen ikke direkte relateret til lysstyrken, men svarer til et eller andet område af diagrammet [28] . Stjerner af samme lysstyrkeklasse kan variere meget [29] , men lysstyrkeklassen gør det virkelig muligt at skelne mellem stjerner af samme spektralklasse og forskellige lysstyrker [30] .

Lysstyrkeklasser er angivet med romertal, som er placeret efter spektralklassen. De vigtigste lysstyrkeklasser, i faldende rækkefølge af lysstyrke [11] [30] [31] :

I sjældne tilfælde skelnes der fra lysstyrkeklasse VIII, som planetariske stjernetåger tilhører , der bliver til hvide dværge [34] .

I hver lysstyrkeklasse er der et vist forhold mellem spektralklassen og lysstyrken [11] . Så for eksempel er hovedsekvensstjerner lysere, jo tidligere deres spektraltype er: fra +16 m for stjerner i M8V-klassen til -5,7 m for stjerner i O5V-klassen (se ovenfor ) [23] .

Lysstyrkeeffekter

Stjerner af samme spektralklasse, men forskellige lysstyrkeklasser, adskiller sig ikke kun i absolut størrelse. Nogle spektrale træk bliver mere udtalte eller tværtimod svækket, når de går over til lysere lysstyrkeklasser. I engelsk  litteratur kaldes sådanne fænomener luminosity effects [10] [ 35] .

Kæmper og supergiganter er meget større end hovedsekvensstjerner af de samme spektraltyper, med næsten samme masse. Følgelig er accelerationen af ​​frit fald nær overfladen af ​​klare stjerner lavere, så både tætheden og trykket af gassen er lavere der. Dette fører til forskellige lysstyrkeeffekter [10] .

For eksempel er en af ​​de mest almindelige lysstyrkeeffekter, at lysere stjerner har smallere og dybere spektrallinjer. I stjerner med lysere lysstyrkeklasser er linjerne af ioniserede grundstoffer stærkere, og disse stjerner i sig selv er koldere og rødere end hovedsekvensstjerner af samme spektralklasser [36] . Alle disse egenskaber gør det muligt kun at bestemme en stjernes lysstyrkeklasse og følgelig dens lysstyrke generelt [30] [37] ud fra spektrets form .

Yderligere notationer

Hvis spektret af en stjerne har nogle funktioner, afspejles dette af en ekstra betegnelse tilføjet til betegnelsen for dens klasse (før eller bagved den). For eksempel, hvis der er emissionslinjer i spektret af en B5-klassestjerne, så vil dens spektraltype være B5e [38] .

Noget ekstra notation [9] [13] [39]
Betegnelse Beskrivelse af spektret
c, s Smalle dybe linjer
komp Det kombinerede spektrum af to stjerner af forskellige klasser ( spektral binær stjerne )
e Emissionslinjer, der normalt refererer til brint (for eksempel i Be stars ) [40]
[e] Forbudte emissionslinjer (for eksempel i B[e]-stjerner ) [40]
f, (f), ((f)), f*, f+ [komm. en] Visse emissionslinjer for He II og N III i O-stjerner [41]
k Interstellære absorptionslinjer
m Stærke metallinjer
n, nn Brede linjer (f.eks. på grund af rotation)
neb Spektret er suppleret med spektret af tågen
s Besynderligt spektrum
sd underdværg
sh skalstjerne
v, var Variabel spektral type
wd hvid dværg
uge, wl Svage linjer
: Unøjagtighed i klassedefinition

Mellemliggende spektralklasser

Nogle gange udviser en stjernes spektrum karakteristika for spektre af forskellige klasser. For eksempel, hvis spektret indeholder både emissionslinjer, der er karakteristiske for en Wolf-Rayet-stjerne af WN6-klassen og dem, der er karakteristiske for en blå supergigant af O2If*-klassen, vil dens klasse blive skrevet som O2If*/WN6. Sådanne stjerner kaldes i engelske kilder slash stars (lit. " slash -stars") [42] . Hvis stjernen udviser mellemliggende karakteristika mellem to klasser, så kan både tegnet / og - [30] [43] [44] bruges : for eksempel har Procyon en spektral type F5V-IV [45] .

Karakteristika for stjerner af forskellige klasser

Klasse O

De varmeste stjerner tilhører spektraltypen O. Deres overfladetemperatur er over 30.000 Kelvin og de er blå: B−V farveindekset for sådanne genstande er omkring -0,3 m [12] [46] [27] .

I modsætning til resten af ​​spektralklasserne er den tidligste underklasse af O O2, ikke O0, og tidligere blev der kun brugt O5 til O9 [15] [20] .

Spektrene af klasse O-stjerner er domineret af blå og ultraviolet stråling. Derudover er et karakteristisk træk ved deres spektre absorptionslinjerne for multiple ioniserede grundstoffer: for eksempel Si V og C III , N III og O III [komm. 2] . He II - linjerne er også stærke  , især Pickering-serien . Linjerne af neutral helium og brint er mærkbare, men svage [47] [48] [49] . Emissionslinjer observeres ret ofte: de findes i 15 % af O- og B-klassestjerner [50] . Mange stjerner udsender meget stærkt ioniserede grundstoffer i røntgenområdet , for eksempel Si XV [51] .

I senere underklasser, i forhold til tidligere, øges intensiteten af ​​neutrale heliumlinjer, og intensiteten af ​​ioniseret helium falder: forholdet mellem deres intensiteter bruges som et af hovedkriterierne til at bestemme, hvilken underklasse en stjerne tilhører. Afhængigt af hvilke spektrallinjer der tages, sammenlignes intensiteterne i underklasserne O6-O7. Neutrale heliumlinjer kan ikke længere detekteres i stjerner i O3-klassen [52] .

De mest massive og lyseste stjerner tilhører denne klasse. De lever kort tid og yder hovedbidraget til lysstyrken (men ikke massen) af galakser , hvor sådanne stjerner findes, skitserer strukturen af ​​spiralarme og spiller en stor rolle i at berige galakser med nogle elementer, såsom ilt. Tidlige underklasse B-stjerner har lignende fysiske og spektrale karakteristika, så de er ofte grupperet med klasse O-stjerner under det generelle navn " OB-stjerner ". Dette samfund omfatter på trods af navnet ikke sene B-underklasser: blandt hovedsekvensstjerner hører stjerner senest B2 til det, men for lysere lysstyrkeklasser flyttes denne grænse til senere underklasser [53] .

Klasse O-stjerner omfatter for eksempel Alpha Giraffe  , en superkæmpe i O9Ia-klassen [ 54] samt Theta¹ Orion C  , en hovedsekvensstjerne i O7Vp-klassen [55] .

Klasse B

Spektralklasse B- stjerner har lavere temperaturer end klasse O-stjerner: fra 10 til 30 tusind kelvin . De har en blå-hvid farve og et B−V farveindeks på omkring −0,2 m [12] [27] .

Ligesom klasse O har klasse B-stjerner linjer af ioniserede grundstoffer i deres spektre, for eksempel O II , Si II og Mg II [komm. 2] . Der er dog praktisk talt ingen He II -linjer i spektrene for klasse B-stjerner  - kun i de tidligste underklasser, senest B0.5, kan svage linjer observeres. De neutrale heliumlinjer er tværtimod meget stærke og når deres maksimale intensitet i B2-underklassen, men svækkes betydeligt i de sene underklasser. Brintlinjer er også tydeligt synlige , især Balmer-serien , som øges mod sene spektralklasser [21] [48] [56] . Klasse B-stjerner har også ofte emissionslinjer [50] .

Rigel (B8Iae) [ 57] kan henvises til klasse B supergiganter . Et eksempel på en klasse B kæmpe er Tau Orionis (B5III) [58] , mens klasse B hovedsekvensstjerner omfatter Eta Aurigae (B3V) [59] og 18 Taurus (B8V) [60] .

Klasse A

Stjerner af spektral type A har temperaturer i området 7400–10000 K. Deres B−V farveindeks er tæt på nul, og farven ser hvid ud [12] [27] .

I spektrene for klasse A-stjerner er brintlinjer meget stærke , som når en maksimal intensitet i A2-underklassen, især for Balmer-serien [9] . Resten af ​​linjerne er meget svagere og kan næsten være usynlige. Ved sene klasser er Ca II -linjerne forbedret [komm. 2] og linjer af nogle neutrale metaller vises. Neutrale heliumlinjer er fraværende i alle underklasser undtagen den tidligste, A0, hvor de kan være svagt synlige [21] [48] . Spektrene for klasse A-stjerner er dog ret forskellige. For eksempel er mere end 30 % af klasse A-stjerner kemisk ejendommelige : har en stærk mangel på metaller eller omvendt et overskud af visse grundstoffer. Hurtigt roterende klasse A-stjerner er også almindelige, hvilket ændrer spektret i overensstemmelse hermed og gør stjernen lysere. Af denne grund er hovedsekvensen for klasse A-stjerner nogle gange opdelt i to lysstyrkeunderklasser: den lysere Va og den svagere Vb [61] .

Klasse A hovedsekvensstjerner omfatter for eksempel Vega (A0Va) [62] og Denebola (A3Va) [63] . Et eksempel på en kæmpe af denne klasse er Tuban (A0III) [64] , en supergigant er Eta Lion (A0Ib) [65] .

Klasse F

Temperaturerne for klasse F-stjerner ligger i området 6000–7400 K . Deres B−V farveværdier  er omkring 0,4 m og deres farve er gul-hvid [12] [27] .

Disse stjerners spektre viser linjer af ioniserede og neutrale metaller, såsom Ca II , Fe I , Fe II, Cr II , Ti II [komm. 2] . I senere underklasser er de mere udtalte, og linjerne af neutral brint er svagere [9] [21] [48] . Underklassestjerner senere end F5 har en konvektiv skal , så overskydende eller mangel på visse elementer på overfladen forsvinder på grund af blanding med dybere lag. Der er således praktisk talt ingen kemisk ejendommelige stjerner i den sene klasse F, i modsætning til klasse A (se ovenfor ) [66] .

Ved vendepunktet for populationerne af den galaktiske glorie og den tykke skive er der stjerner af klasse tidligst F. Denne klasse er således den tidligste for population II stjerner placeret på hovedsekvensen [66] .

Et eksempel på en F-klasse hovedsekvensstjerne er Procyon (F5IV-V) [67] , en kæmpe er Ypsilon Pegasus (F8III) [68] , F-klasse supergiganter inkluderer Arneb (F0Ia) [69] og Wesen (F8Ia) [70 ] .

Klasse G

G-klasse stjerner har temperaturer på 5000-6000 K. Farven på sådanne stjerner er gul, B−V-farveindeksene er omkring 0,6 m [12] [27] .

De mest tydeligt synlige i spektrene af sådanne stjerner er linjerne af metaller, især jern , titanium , og især linjerne af Ca II [komm. 2] , når intensitetsmaksimum i underklassen G0. Cyan linjer er synlige i spektrene af kæmpestjerner . Brintlinjer er svage og skiller sig ikke ud blandt metallinjer [ 9] [21] [48] . Metallinjer intensiveres mod sene spektrale underklasser [71] .

Solen tilhører klasse G , på grund af hvilken stjernerne i klasse G i hovedsekvensen er af yderligere interesse. Derudover anses dværgstjerner i klasse G og K for at være de bedst egnede til fremkomst og udvikling af liv i deres planetsystemer [72] .

Udover Solen, som har G2V-klassen, omfatter G-klassens dværge for eksempel Kappa¹ Ceti (G5V) [73] . Kappa Gemini (G8III-IIIb) [74] tilhører giganterne , og Epsilon Gemini (G8Ib) [75] tilhører supergiganterne .

Klasse K

Klasse K-stjerner har en overfladetemperatur på 3800-5000 K. Deres farve er orange, og B−V farveindeksene er tæt på 1,0 m [12] [27] .

I sådanne stjerners spektre er metallinjer tydeligt synlige, især Ca I [komm. 2] , og andre grundstoffer, der er synlige i klasse G-stjerner. Brintlinjer er meget svage og næsten usynlige på baggrund af talrige metallinjer. Brede molekylære absorptionsbånd vises: for eksempel vises TiO- bånd i K5-underklassen og senere. Den violette del af spektret er allerede ret svag [9] [21] [48] . Generelt fortsætter metallernes linjer med at intensivere mod senere underklasser [71] .

Et eksempel på en klasse K hovedsekvensstjerne kan være Epsilon Eridani (K2V) [76] , kæmper inkluderer Arcturus (K1.5III) [77] og Etamin (K5III) [78] og supergiganterne Zeta Cephei (K1.5Ib) [ 79] .

Klasse M

Temperaturen på klasse M stjerner er 2500-3800 K . De er røde, deres B−V farveindeks er omkring 1,5 m [12] [27] .

Disse stjerners spektre krydses af de molekylære absorptionsbånd af TiO og andre molekylære forbindelser. Mange linier af neutrale metaller observeres også, hvoraf Ca I -linjen [komm. 2] er den stærkeste [9] [21] [48] . TiO-bånd er forbedret i sene underklasser [80] .

Der er flere klasse M-stjerner end alle de andre tilsammen - 73% af det samlede antal. Kæmper og supergiganter af denne klasse er ofte variable , og deres variabilitet er meget langsigtet , for eksempel som Mira [22] [81] .

Klasse M hovedsekvensstjerner inkluderer 40 Eridani C (M4.5V) [82] , et eksempel på en kæmpe er Beta Pegasus (M2.5II-III) [83] , og en supergigant er Betelgeuse (M1-M2Ia-Iab) [ 84] .

Klasser af kulstof- og zirkoniumstjerner

Carbon- og zirconiumstjerner henføres til henholdsvis klasse C og S. Stjerner af disse klasser har oftest omtrent samme overfladetemperaturer som klasse M-stjerner, rød farve og deres farveindeks B−V er omkring 1,5 m . Disse klasser betragtes normalt i rækkefølgen af ​​hovedklasser som en udløber af klasse K eller G [16] [48] .

Spektrene ligner også dem for sene G-, K- og M-stjerner [85] . Klasse S-stjerner adskiller sig fra dem ved, at i stedet for TiO -bånd er ZrO- bånd mest udtalte i deres spektrum [86] . Bånd af andre forbindelser observeres også: YO , LaO . I spektrene af klasse C-stjerner observeres i stedet for TiO-bånd også linjer af atomart kulstof og nogle af dets forbindelser, for eksempel C 2 , CN , CH[87] .

Tidligere har man brugt to klasser i stedet for klasse C: den varmere klasse R og den køligere klasse N, men de har vist sig at overlappe til en vis grad, hvilket har ført til, at de er blevet kombineret til en fælles klasse. Senere viste det sig dog, at stjernerne i denne klasse kan have forskellige natur og spektrale træk, og under hensyntagen til det faktum, at lysstyrkeklasser ikke bruges til dem, blev der skelnet mellem flere undertyper af denne klasse [85] :

  • CR svarer nogenlunde til den forældede R-klasse.
  • CN tilnærmer sig den forældede klasse N.
  • CJ-spektrene viser stærke linjer i 13C - kulstofisotopen .
  • I CH-spektrene er linjerne af CH-forbindelsen stærke.
  • C-Hd-spektrene viser svage linier af hydrogen og dets forbindelser.

Blandt stjernerne i klasse C og S er de mest berømte kæmper og lysstærke kæmper - stjerner af den asymptotiske kæmpegren , hvor kulstofindholdet på overfladen stiger kraftigt på dette stadium [88] . Da de er førsteklasses M-stjerner, bliver de til klasse S-stjerner og flytter derefter til klasse C, derfor bruges mellemklasserne MS og SC nogle gange i klassificeringen. Ikke desto mindre er der kendte kulstofdværgstjerner, som måske endda er større end giganter [85] .

Et eksempel på en kulstofstjerne er U Giraffe [87] , og en zirconiumstjerne er S Ursa Major [86] .

Klasser af brune dværge

Brune dværge  er genstande, der ikke er massive nok til at understøtte den termonukleære fusion af helium i deres dybder i lang tid. De er svagere og køligere end røde dværge , så andre spektralklasser bruges til dem: L, T, Y i rækkefølge efter faldende temperatur. Denne sekvens betragtes som en fortsættelse af hovedklasserne efter M [16] . De mest massive brune dværge kan også tilhøre M-klassen, men ikke tidligere end M7-underklassen [89] .

Brune dværge er mørkerøde, TiO -linjer forsvinder i stjerner i tidlig klasse L. De, der tilhører klasse L, har temperaturer i området 1300–2500 K [46] , og deres spektre indeholder linjer af alkalimetaller, for eksempel natrium og rubidium . T-klasse dværge har temperaturer på 600-1300 K , og deres spektre er kendetegnet ved tilstedeværelsen af ​​metanlinjer . Endelig overstiger temperaturen for Y-klasse dværge ikke 600 K , og absorptionsbånd af vand og ammoniak er synlige i deres spektre [12] [16] [90] .

Klasser af Wolf-Rayet stjerner

Wolf-Rayet-stjerner  er en klasse af lyse, massive stjerner med temperaturer over 25.000 K , som skiller sig ud som en separat W- eller WR-spektralklasse [47] [91] [92] .

Hovedtrækket ved sådanne stjerners spektre er de lyse og brede emissionslinjer for HI , He I-II , N III-V , C III-IV , O III-V [komm. 2] . Deres bredde kan være 50-100 ångstrøm , og ved linjens maksimum kan strålingsintensiteten være 10-20 gange større end intensiteten af ​​tilstødende områder af det kontinuerlige spektrum [93] [94] .

Ifølge udseendet af deres spektre er Wolf-Rayet stjerner opdelt i tre undertyper: WN, WC, WO. Spektrene for stjerner af disse undertyper er henholdsvis domineret af nitrogen-, kulstof- og oxygenlinjer [92] . Opdelingen i underklasser adskiller sig fra den, der er vedtaget for de vigtigste spektralklasser: underklasser bruges fra WN2 til WN11, fra WC4 til WC9 og fra WO1 til WO4 [95] .

Wolf-Rayet-stjerner er de centrale dele af massive stjerner i O-klassen, der har mistet deres brinthylster på grund af stærke stjernevinde eller påvirkning af en ledsager i et tæt binært system . I evolutionsprocessen går stjerner fra WN-klassen til WC og derefter til WO [92] [96] .

Klasser af hvide dværge og planetariske tåger

Ofte betragtes hvide dværge ikke som en separat lysstyrkeklasse, men som en separat spektralklasse D. Deres spektre er kendetegnet ved meget bredere absorptionslinjer end andre stjerners. Ellers kan disse stjerners spektre variere meget, så der er 6 hovedundertyper af klasse D [97] :

  • Kun brintlinjer i Balmer-serien er observeret i DA-spektrene .
  • Kun He I -linjer er til stede i DB-spektrene [komm. 2] .
  • I DC-spektrene er linjedybden ikke mere end 5% af intensiteten af ​​det kontinuerlige spektrum.
  • He II-linjerne er stærke i DO-spektrene sammen med He I- og H-linjerne.
  • DZ-spektrene viser linjer af grundstoffer, der er tungere end helium i fravær af brint- og heliumlinjer.
  • DQ-spektre har linjer af carbonatomer eller molekyler .

Hvis spektret af en hvid dværg indeholder linjer, der forekommer i forskellige undertyper, bruges flere tilsvarende bogstaver ud over D: hvis for eksempel linjer af kulstof, oxygen og ioniseret helium er synlige i spektret, vil klassen blive betegnet som DZQO [98] .

Temperaturværdierne for hvide dværge er også i et bredt område: fra flere tusinde til mere end hundrede tusinde kelvin [99] . Underklassen af ​​en hvid dværg er bestemt af den effektive temperatur, og for eksempel kan der for hvide dværge af DA-klassen være underklasser fra 0,1 (skrevet som DA.1) til 13 [97] .

Hvide dværge er resterne af stjerner, der har dimensioner af Jordens orden, og en masse af størrelsesordenen af ​​Solen [100] . Bredden af ​​deres absorptionslinjer er forårsaget af den store acceleration af frit fald på deres overflade [97] .

Hvide dværge omfatter for eksempel Sirius B af DA1.9-klassen [101] , samt Procyon B af DQZ-klassen [102] .

Planetariske tåger er tildelt en separat klasse P [47] , og deres centrale stjerner, som bliver til hvide dværge, kan klassificeres sammen med andre objekter: hvide dværge, klasse O-underdværge eller endda Wolf-Rayet-stjerner [103] .

Klasser af nye og supernovaer

Klassen Q [47] bruges til at betegne nye stjerner , men der er også en mere detaljeret klassificering, der tager højde for lyskurven og formen af ​​spektret af de nye efter det maksimale lys. Spektrene for nye stjerner ved maksimal lysstyrke er kontinuerlige med absorptionslinjer svarende til klasse A- eller F-supergiganterne, men efterhånden som lysstyrken falder, vises emissionslinjer [104] [105] .

Supernovaer er primært opdelt ved tilstedeværelsen af ​​brintspektrallinjer: hvis de er til stede, klassificeres supernovaen som type II , i fravær - som type I. Type I supernovaer er også opdelt i typer Ia , Ib, Ic: i spektrene af type Ia supernovaer er der Si II linjer [komm. 2] , mens spektrene for henholdsvis Ib og Ic adskiller sig i nærvær eller fravær af He I -linjer . Type II supernovaer adskiller sig hovedsageligt i deres lyskurver, men der er også forskelle i deres spektre: for eksempel i type IIb supernovaer bliver spektrene efterhånden lig dem i klasse Ib, og spektre med unormalt smalle absorptionslinjer klassificeres som klasse IIn [ 106] .

Både nye og supernovaer er kataklysmiske variable , der kraftigt øger deres lysstyrke, som derefter gradvist aftager. I nye stjerner sker dette som følge af en termonuklear eksplosion på overfladen af ​​en hvid dværg, som trak en tilstrækkelig mængde stof fra ledsagestjernen. Supernovaeksplosioner kan være forårsaget af forskellige mekanismer, men under alle omstændigheder fører de, i modsætning til nye stjerner, til ødelæggelsen af ​​selve stjernen [107] .

Historie

En forudsætning for oprettelsen af ​​en spektral klassificering af stjerner var fremkomsten af ​​spektroskopi . Tilbage i 1666 observerede Isaac Newton Solens spektrum , men det første seriøse resultat blev opnået i 1814: Josef Fraunhofer opdagede mørke absorptionslinjer i Solens spektrum, som senere blev kendt som Fraunhofer- linjer . I 1860 fastslog Gustav Kirchhoff og Robert Bunsen , at disse linjer er genereret af visse kemiske grundstoffer [2] [108] [109] .

Secchi-klasser

Angelo Secchi gjorde et af de første forsøg på at klassificere stjerner efter deres spektre i 1860'erne . I 1863 inddelte han stjernerne i to klasser: I, svarende til de moderne tidlige klasser, og II, svarende til de senere. I de efterfølgende år introducerede Secchi klasse III, som omfattede klasse M-stjerner, og derefter klasse IV, som omfattede kulstofstjerner. Til sidst, for stjerner med emissionslinjer, udpegede han klasse V [110] .

Secchi var ikke den første til at klassificere stjernespektre - på samme tid gjorde videnskabsmænd som Giovanni Donati , George Airy , William Huggins og Lewis Rutherford dette , og de ydede også et væsentligt bidrag til deres undersøgelse. Men blandt sine samtidige var Secchi den mest succesrige i observationer. Han klassificerede omkring 4000 stjerner, og det var hans klassifikation, der blev mest brugt i anden halvdel af det 19. århundrede [109] [110] [111] .

Harvard-klassifikation

I slutningen af ​​det 19. og begyndelsen af ​​det 20. århundrede blev spektral klassificering udviklet af astronomer ved Harvard Observatory . I 1872 tog Henry Draper det første fotografi af Vegas spektrum , men et omfattende arbejde begyndte i 1885, da direktøren for observatoriet, Edward Pickering , organiserede en spektroskopisk undersøgelse af hele himlen [47] [112] .

Analysen af ​​spektrene blev betroet Williamina Fleming , og i 1890 dukkede det første katalog op, hvor mere end 10 tusinde stjerner blev opdelt i 16 klasser. Klasserne blev betegnet med latinske bogstaver fra A til Q med en udeladelse J, og 13 af dem var undertyper af de første fire Secchi-klasser, og klasserne gik i rækkefølge efter svækkelse af brintlinjerne [113] . Nogle af disse klasser er blevet bevaret i den moderne klassifikation, selvom nogle senere blev forladt: for eksempel inkluderede klasse C stjerner med dobbelte streger, hvis udseende faktisk viste sig at være en instrumentel fejl [112] [114] .

Antonia Mori arbejdede samtidig med mere detaljerede spektre af lysere stjerner, som hun inddelte i 22 klasser fra I til XXII. I hendes klassifikation var den tidligste klasse den, der svarede til den moderne klasse B, mens klasse A i tidligere klassifikationer blev anset for at have de stærkeste brintlinjer. Derudover tog Moris klassificering for første gang hensyn til typen af ​​linjer: linjer med mellembredde, slørede eller smalle blev overvejet. På trods af disse nyskabelser blev klassifikationen ikke videreudviklet [112] .

Yderligere vigtige bidrag blev givet af Annie Cannon . Hun afsluttede Flemings alfabetiske klassifikationsskema: Især nogle klasser blev afvist, og resten blev arrangeret i rækkefølge efter faldende temperatur. Rækkefølgen af ​​hovedklasser antog sin moderne form - O, B, A, F, G, K, M. Derudover tilføjede Cannon underklasser, og i 1912 var klassifikationssystemet afsluttet. I 1922 blev systemet vedtaget af Den Internationale Astronomiske Union , og i 1924 blev Henry Draper-kataloget udgivet i sin helhed , hvor mere end 225 tusind stjerner blev klassificeret. Selve systemet blev kaldt Harvard-klassifikationen [47] eller Draper-systemet [112] .

Yerk klassifikation

I den periode, hvor Harvard-klassifikationen blev udviklet, blev det kendt, at lysstyrkerne af stjerner af samme klasse kan variere, og spektrene for lysere og svagere stjerner viser sig også at være forskellige. Dette indikerede behovet for at forfine klassifikationen [115] .

Derefter opdagede William Morgan , at inden for hver gruppe på Hertzsprung-Russell-diagrammet har stjernerne næsten den samme fritfaldsacceleration , som kan måles ud fra bredden af ​​spektrallinjerne (se ovenfor ) [13] . Klassificeringen af ​​stjerner i henhold til bredden af ​​deres spektrallinjer viste sig således at være praktisk. I 1943, Morgan og to kolleger - Philip Keenan og Edith Kellmanudgav Atlas of Stellar Spectra [116] , hvor lysstyrkeklasser blev introduceret og lysstyrkeeffekter blev overvejet i detaljer. Dette system blev kendt som Yerke-klassifikationen efter navnet på observatoriet , hvor det blev udviklet [10] , eller Morgan-Keenan-systemet [115] .

Videreudvikling

Yerkes-klassifikationen blev hurtigt et vigtigt værktøj for astronomi og er stadig i brug i dag, men er blevet ændret siden starten. For eksempel, efter opdagelsen af ​​brune dværge i 1994 [117] blev L-klassen introduceret for disse objekter, og derefter T- og Y-klasserne [12] . Klassificeringen blev også påvirket af en stigning i nøjagtigheden af ​​spektroskopi. Spektralklasse O, hvis tidligste underklasse oprindeligt var O5, blev udvidet til underklasse O2 i 2002 [15] [118] .

Noter

Kommentarer

  1. ↑ Forskellige betegnelser bruges til forskellige linjeparametre.
  2. ↑ 1 2 3 4 5 6 7 8 9 10 Romertallet efter betegnelsen for grundstoffet angiver dets ioniseringsgrad. I er et neutralt atom, II er et enkelt ioniseret grundstof, III er dobbeltioniseret og så videre.

Kilder

  1. ↑ Stjerne-  stjernespektre . Encyclopedia Britannica . Hentet 14. april 2021. Arkiveret fra originalen 1. januar 2018.
  2. ↑ 1 2 3 Karttunen et al., 2007 , s. 207.
  3. ↑ Surdin, 2015 , s. 148-149.
  4. ↑ Kononovich, Moroz, 2004 , s. 368-370.
  5. ↑ 1 2 Gray, Corbally, 2009 , s. 32.
  6. ↑ Kononovich, Moroz, 2004 , s. 369.
  7. ↑ Yungelson L. R. Spektralklasser af stjerner . Stor russisk encyklopædi . Hentet 14. april 2021. Arkiveret fra originalen 26. oktober 2020.
  8. ↑ Gray, Corbally, 2009 , s. 21-25.
  9. ↑ 1 2 3 4 5 6 7 Darling D. Spektral type . Internet Encyclopedia of Science . Hentet 14. april 2021. Arkiveret fra originalen 15. april 2021.
  10. ↑ 1 2 3 4 Karttunen et al., 2007 , s. 212.
  11. ↑ 1 2 3 Kononovich, Moroz, 2004 , s. 377.
  12. ↑ 1 2 3 4 5 6 7 8 9 10 11 12 13 Stjerneklassifikation  . _ Encyclopedia Britannica . Hentet 14. april 2021. Arkiveret fra originalen 3. maj 2021.
  13. ↑ 1 2 3 Berlind P. En note om spektralatlas og spektralklassifikation . Center for Astrofysik Harvard & Smithsonian . Hentet 16. april 2021. Arkiveret fra originalen 4. april 2021.
  14. ↑ Kononovich, Moroz, 2004 , s. 369-370.
  15. ↑ 1 2 3 Walborn NR, Howarth ID, Lennon DJ, Massey P., Oey MS Et nyt spektralt klassifikationssystem for de tidligste O-stjerner: Definition af type O2  //  The Astronomical Journal . - Bristol: IOP Publishing , 2002. - 1. maj (bind 123). - P. 2754-2771. — ISSN 0004-6256 . - doi : 10.1086/339831 . Arkiveret fra originalen den 5. oktober 2018.
  16. ↑ 1 2 3 4 5 6 Karttunen et al., 2007 , s. 209-210.
  17. ↑ Gray, Corbally, 2009 , s. 34.
  18. ↑ Darling D. Stjerner af tidlig type . Internet Encyclopedia of Science . Hentet 28. maj 2021. Arkiveret fra originalen 25. november 2021.
  19. ↑ Masevich A. G. Spektralklasser af stjerner . Astronet . Hentet 14. april 2021. Arkiveret fra originalen 12. juli 2021.
  20. ↑ 1 2 3 Kononovich, Moroz, 2004 , s. 370.
  21. ↑ 1 2 3 4 5 6 7 Karttunen et al., 2007 , s. 210.
  22. ↑ 1 2 Darling D. Antal stjerner . Internet Encyclopedia of Science . Hentet 14. april 2021. Arkiveret fra originalen 9. juni 2021.
  23. ↑ 1 2 3 Zombeck MV Handbook of Space Astronomy and Astrophysics 71, 78. Cambridge University Press . Hentet 1. april 2021. Arkiveret fra originalen 29. december 2010.
  24. ↑ Karttunen et al., 2007 , s. 216.
  25. ↑ Spektraltyper af stjerner: OBAFGKM . Astronet . Hentet 15. april 2021. Arkiveret fra originalen 15. april 2021.
  26. ↑ Gray, Corbally, 2009 , s. 567-568.
  27. ↑ 1 2 3 4 5 6 7 8 Kononovich, Moroz, 2004 , s. 373.
  28. ↑ Kononovich, Moroz, 2004 , s. 376-377.
  29. ↑ Hertzsprung-Russell Diagram . Astronomi . Swinburne University of Technology . Hentet 16. april 2021. Arkiveret fra originalen 16. april 2021.
  30. ↑ 1 2 3 4 Yungelson L.R. Lysstyrkeklasser . Stor russisk encyklopædi . Hentet 16. april 2021. Arkiveret fra originalen 16. april 2021.
  31. ↑ Surdin, 2015 , s. 148-150.
  32. ↑ Surdin, 2015 , s. 149.
  33. ↑ Darling D. Hovedsekvens . Internet Encyclopedia of Science . Hentet 16. april 2021. Arkiveret fra originalen 29. oktober 2020.
  34. ↑ Surdin, 2015 , s. 150.
  35. ↑ Gray, Corbally, 2009 , s. 44.
  36. ↑ Karttunen et al., 2007 , s. 212-213.
  37. ↑ Kononovich, Moroz, 2004 , s. 377-378.
  38. ↑ Kononovich, Moroz, 2004 , s. 370-371.
  39. ↑ Crowthers P. Klassifikationen af ​​stjernespektre . UCL Astrophysics Group . University College London . Hentet 16. april 2021. Arkiveret fra originalen 2. februar 2021.
  40. ↑ 1 2 Gray, Corbally, 2009 , s. 135-137.
  41. ↑ Gray, Corbally, 2009 , s. 71-73.
  42. ↑ Gray, Corbally, 2009 , s. 74-75.
  43. ↑ Grå RO Udvidelsen af ​​MK-spektralklassifikationssystemet til mellempopulationen af ​​stjerner af typen II F  //  The Astronomical Journal . - Bristol: IOP Publishing , 1989. - 1. september (bd. 98). - S. 1049-1062. — ISSN 0004-6256 . - doi : 10.1086/115195 .
  44. ↑ Bailer-Jones CAL, Irwin M., von Hippel T. Automatiseret klassificering af stjernespektre - II. Todimensionel klassifikation med neurale netværk og hovedkomponentanalyse  // Monthly Notices of the Royal Astronomical Society  . - N. Y .: Wiley-Blackwell , 1998. - 1. august (bd. 298). - s. 361-377. — ISSN 0035-8711 . - doi : 10.1046/j.1365-8711.1998.01596.x .
  45. ↑ Darling D. Procyon . Internet Encyclopedia of Science . Hentet 16. april 2021. Arkiveret fra originalen 18. april 2021.
  46. ↑ 1 2 Gray, Corbally, 2009 , s. 568.
  47. ↑ 1 2 3 4 5 6 Karttunen et al., 2007 , s. 209.
  48. ↑ 1 2 3 4 5 6 7 8 Kononovich, Moroz, 2004 , s. 369-373.
  49. ↑ Gray, Corbally, 2009 , s. 66-67.
  50. ↑ 12 Karttunen et al., 2007 , s. 214.
  51. ↑ Gray, Corbally, 2009 , s. 102-104.
  52. ↑ Gray, Corbally, 2009 , s. 67.
  53. ↑ Gray, Corbally, 2009 , s. 66.
  54. ↑ Alpha camelopardalis . SIMBAD . Hentet 18. april 2021. Arkiveret fra originalen 21. april 2021.
  55. ↑ Theta1 Orionis C. SIMBAD . Hentet 18. april 2021. Arkiveret fra originalen 18. april 2021.
  56. ↑ Gray, Corbally, 2009 , s. 115-116.
  57. ↑ Rigel . SIMBAD . Hentet 18. april 2021. Arkiveret fra originalen 18. april 2021.
  58. ↑ Tau Orionis . SIMBAD . Hentet 18. april 2021. Arkiveret fra originalen 19. april 2021.
  59. ↑ Eta Aurigae . SIMBAD . Hentet 18. april 2021. Arkiveret fra originalen 21. april 2021.
  60. ↑ 18 Tauri . SIMBAD . Hentet 18. april 2021. Arkiveret fra originalen 21. april 2021.
  61. ↑ Gray, Corbally, 2009 , s. 160-162.
  62. ↑ Vega . SIMBAD . Hentet 18. april 2021. Arkiveret fra originalen 21. april 2021.
  63. ↑ Denebola . SIMBAD . Hentet 18. april 2021. Arkiveret fra originalen 22. december 2015.
  64. ↑ Thuban . SIMBAD . Hentet 18. april 2021. Arkiveret fra originalen 21. april 2021.
  65. ↑ Eta Leonis . SIMBAD . Hentet 18. april 2021. Arkiveret fra originalen 21. april 2021.
  66. ↑ 1 2 Gray, Corbally, 2009 , s. 221.
  67. ↑ Procyon . SIMBAD . Hentet 18. april 2021. Arkiveret fra originalen 14. oktober 2013.
  68. ↑ Upsilon Pegasi . SIMBAD . Hentet 18. april 2021. Arkiveret fra originalen 21. april 2021.
  69. ↑ Arneb . SIMBAD . Hentet 18. april 2021. Arkiveret fra originalen 19. april 2021.
  70. ↑ Wezen . SIMBAD . Hentet 18. april 2021. Arkiveret fra originalen 20. april 2021.
  71. ↑ 1 2 Gray, Corbally, 2009 , s. 259.
  72. ↑ Gray, Corbally, 2009 , s. 259, 270-273.
  73. ↑ Kappa1 Ceti . SIMBAD . Hentet 18. april 2021. Arkiveret fra originalen 20. april 2021.
  74. ↑ Kappa geminorum . SIMBAD . Hentet 18. april 2021. Arkiveret fra originalen 21. april 2021.
  75. ↑ Epsilon Geminorum . SIMBAD . Hentet 18. april 2021. Arkiveret fra originalen 20. april 2021.
  76. ↑ Epsilon Eridani . SIMBAD . Hentet 18. april 2021. Arkiveret fra originalen 20. april 2021.
  77. ↑ Arcturus . SIMBAD . Hentet 18. april 2021. Arkiveret fra originalen 20. april 2021.
  78. ↑ Gamma Draconis . SIMBAD . Hentet 18. april 2021. Arkiveret fra originalen 20. april 2021.
  79. ↑ Zeta Cephei . SIMBAD . Hentet 18. april 2021. Arkiveret fra originalen 19. april 2021.
  80. ↑ Gray, Corbally, 2009 , s. 294.
  81. ↑ Gray, Corbally, 2009 , s. 293.
  82. ↑ 40 Eridani C . SIMBAD . Hentet 18. april 2021. Arkiveret fra originalen 19. april 2021.
  83. ↑ Beta Pegasi . SIMBAD . Hentet 18. april 2021. Arkiveret fra originalen 21. april 2021.
  84. ↑ Betelgeuse . SIMBAD . Hentet 18. april 2021. Arkiveret fra originalen 20. april 2021.
  85. ↑ 1 2 3 Gray, Corbally, 2009 , s. 306-324.
  86. ↑ 12 Darling D. S star . Internet Encyclopedia of Science . Hentet 18. april 2021. Arkiveret fra originalen 6. april 2009.
  87. ↑ 12 Darling D. Carbon-stjerne . Internet Encyclopedia of Science . Hentet 18. april 2021. Arkiveret fra originalen 20. april 2021.
  88. ↑ Weiss A., Ferguson JW Nye asymptotiske kæmpegrenmodeller til en række metalliciteter  // Astronomi og astrofysik  . — Paris: EDP Sciences , 2009-12-01. — Bd. 508. - P. 1343-1358. — ISSN 1432-0746 0004-6361, 1432-0746 . - doi : 10.1051/0004-6361/200912043 . Arkiveret fra originalen den 17. juni 2021.
  89. ↑ Darling D. Brun dværg . Internet Encyclopedia of Science . Hentet 18. april 2021. Arkiveret fra originalen 28. april 2021.
  90. ↑ Allard F., Homeier D. Brune dværge   // Scholarpedia . — 2007-12-17. — Bd. 2 , iss. 12 . — S. 4475 . — ISSN 1941-6016 . doi : 10.4249 /scholarpedia.4475 . Arkiveret 21. maj 2021.
  91. ↑ Wolf-Rayet Star . Astronomi . Swinburne University of Technology . Hentet 18. april 2021. Arkiveret fra originalen 20. oktober 2020.
  92. ↑ 1 2 3 Cherepashchuk A. M. Wolf-Rayet stjerner . Stor russisk encyklopædi . Hentet 20. april 2021. Arkiveret fra originalen 25. februar 2021.
  93. ↑ Kononovich, Moroz, 2004 , s. 407.
  94. ↑ Cherepashchuk A. M. Wolf-Rayet stjerner . Astronet . Hentet 18. april 2021. Arkiveret fra originalen 12. december 2012.
  95. ↑ Crowther PA Fysiske egenskaber af Wolf-Rayet Stars  // Årlig gennemgang af astronomi og astrofysik  . - Palo Ato: Annual Reviews , 2007. - 1. september (bd. 45). - S. 177-219. — ISSN 0066-4146 . - doi : 10.1146/annurev.astro.45.051806.110615 . Arkiveret fra originalen den 11. oktober 2019.
  96. ↑ Gray, Corbally, 2009 , s. 441.
  97. ↑ 1 2 3 Gray, Corbally, 2009 , s. 472-476.
  98. ↑ Liebert J., Sion EM Den spektroskopiske klassifikation af hvide dværge: Unikke krav og udfordringer  // MK-processen efter 50 år. - San Franciscto: Astronomical Society of the Pacific , 1994. - Vol. 60. - S. 64.
  99. ↑ Hvid dværg . Astronomi . Swinburne University of Technology . Hentet 20. april 2021. Arkiveret fra originalen 3. oktober 2018.
  100. ↑ Darling D. Hvid dværg . Internet Encyclopedia of Science . Hentet 20. april 2021. Arkiveret fra originalen 23. april 2021.
  101. ↑ Sirius B. SIMBAD . Hentet 20. april 2021. Arkiveret fra originalen 20. april 2021.
  102. ↑ Procyon B. SIMBAD . Hentet 20. april 2021. Arkiveret fra originalen 20. april 2021.
  103. ↑ Gray, Corbally, 2009 , s. 472.
  104. ↑ Williams RE, Hamuy M., Phillips MM, Heathcote SR, Wells L. Udviklingen og klassificeringen af ​​postoutburst novae spektre  //  The Astrophysical Journal . - Bristol: IOP Publishing , 1991. - 1. august (bd. 376). - s. 721-737. — ISSN 0004-637X . - doi : 10.1086/170319 . Arkiveret fra originalen den 17. juli 2017.
  105. ↑ Gray, Corbally, 2009 , s. 482-494.
  106. ↑ Gray, Corbally, 2009 , s. 497-504.
  107. ↑ Karttunen et al., 2007 , s. 286-288.
  108. ↑ Gray, Corbally, 2009 , s. en.
  109. ↑ 1 2 Astronomiens historie . Institut for Naturvidenskab og Teknologi. S.I. Vavilov . Hentet 21. april 2021. Arkiveret fra originalen 29. juni 2020.
  110. ↑ 1 2 Gray, Corbally, 2009 , s. 1-3.
  111. ↑ Darling D. Secchi, Rev. Pietro Angelo (1818-1878 ) Internet Encyclopedia of Science . Hentet 21. april 2021. Arkiveret fra originalen 27. april 2012.
  112. ↑ 1 2 3 4 Gray, Corbally, 2009 , s. 4-8.
  113. ↑ Richmond M. Klassifikation af stjernespektre . Rochester Institute of Technology. Hentet 22. april 2021. Arkiveret fra originalen 14. februar 2021.
  114. ↑ Pickering EC Draper-kataloget over stjernespektre fotograferet med 8-tommer Bache-teleskopet som en del af Henry Draper-mindesmærket  // Annals of Harvard College Observatory. - Harvard: Harvard College Observatory , 1890. - Vol. 27. - S. 1-6. Arkiveret 2. maj 2019.
  115. ↑ 1 2 Gray, Corbally, 2009 , s. 8-10.
  116. ↑ Morgan WW, Keenan PC, Kellman E. An Atlas of Stellar Spectra  // University of Chicago Press  . - 1943. Arkiveret 14. april 2021.
  117. ↑ Astronomer annoncerer det første klare bevis på en brun  dværg . NASA . Dato for adgang: 23. april 2021.
  118. ↑ Gray, Corbally, 2009 , s. 15-16.

Litteratur

  • Kononovich E. V., Moroz V. I. Generelt astronomiforløb. — 2., rettet. — M .: URSS , 2004. — 544 s. — ISBN 5-354-00866-2 .
  • Surdin VG Astronomi: XXI århundrede. - 3. udg. - Fryazino: Vek 2, 2015. - 608 s. — ISBN 978-5-85099-193-7 .
  • Grey RO, Corbally CJ Stellar spektral klassificering . — Princeton; Woodstock: Princeton University Press , 2009. - 592 s. - ISBN 978-0-691-12510-7 .
  • Karttunen H., Kroger P., Oja H., Poutanen M., Donner KJ Fundamental Astronomy . — 5. udgave. — Berlin; Heidelberg; N.Y .: Springer , 2007. - 510 s. — ISBN 978-3-540-34143-7 .
  Gå til Wikidata-elementet  Ordbøger og encyklopædier
I bibliografiske kataloger