Tähtien spektriluokitus

Tähtien spektriluokitus - tähtien  luokittelu spektrien ominaisuuksien mukaan . Tähtien spektrit vaihtelevat suuresti, vaikka ne ovat suurimmaksi osaksi jatkuvia absorptioviivojen kanssa . Nykyaikainen spektriluokitus on kaksiparametrinen: spektrin muoto, joka riippuu ensisijaisesti lämpötilasta, kuvataan spektrityypillä, kun taas tähden kirkkautta kuvaa kirkkausluokka . Luokituksessa voidaan myös ottaa huomioon spektrin lisäominaisuudet.

Tähtien pääspektriluokat alenevan lämpötilan järjestyksessä, sinisemmästä punaisempaan - O , B , A , F , G , K , M . Useimmat tähdet, mukaan lukien aurinko , kuuluvat näihin spektriluokkiin, mutta on muitakin luokkia: esimerkiksi L, T, Y ruskeille kääpiöille tai C, S hiili- ja zirkoniumtähdille . Pääspektriluokat on jaettu alaluokkiin, jotka on merkitty numerolla luokkamerkinnän jälkeen, 0-9 (paitsi O, jonka alaluokat ovat 2-9) lämpötilan laskevassa järjestyksessä. Tähtien luokkia, joiden lämpötila on korkeampi, kutsutaan ehdollisesti varhaisiksi, alempia lämpötiloja kutsutaan myöhäisiksi.

Saman spektriluokan tähdillä voi olla erilainen kirkkaus. Samaan aikaan spektrityypit ja valoisuudet eivät ole jakautuneet satunnaisesti: niiden välillä on tietty suhde, ja kaaviossa spektriluokka - tähtien absoluuttinen suuruus on ryhmitelty erillisiin alueisiin, joista jokainen vastaa kirkkautta. luokkaa. Valoisuusluokat on merkitty roomalaisilla numeroilla I–VII, kirkkaimmasta himmeämpään. Tähden kirkkaus vaikuttaa jonkin verran sen spektrin muotoon, joten saman spektriluokan ja eri valoisuusluokkien tähtien spektrien välillä on eroja.

Spektriominaisuudet, jotka eivät sovi tähän luokitukseen, on yleensä merkitty lisäsymboleilla. Esimerkiksi emissioviivojen olemassaolo osoitetaan kirjaimella e ja erikoiset spektrit kirjaimella p.

Spektroskopian kehitys 1800-luvulla mahdollisti tähtien spektrien luokittelun. Angelo Secchi kehitti 1860-luvulla yhden ensimmäisistä luokitteluista, jota käytettiin 1800-luvun loppuun asti . 1800- ja 1900-luvun vaihteessa Harvardin observatorion tähtitieteilijät loivat Harvardin luokituksen, jossa spektrityypit saivat lähes nykyaikaisen muodon, ja vuonna 1943 syntyi Yerkes-luokitus, jossa luminositeettiluokat ilmestyivät ja joka , joissakin muutoksissa, on käytössä edelleen. Tämän järjestelmän jalostaminen jatkui sekä uusien kohteiden löytämisen että spektrihavaintojen tarkkuuden lisääntymisen seurauksena.

Tähtien spektrit

Tähtien spektreillä on erittäin tärkeä rooli monien niiden ominaisuuksien tutkimisessa. Useimpien tähtien spektrit ovat jatkuvia ja niiden päällä on absorptioviivoja , mutta joidenkin tähtien spektrissä on emissioviivoja [1] [2] .

On hyvin yksinkertaista pitää tähden pintaa jatkuvan spektrin lähteenä ja ilmakehää  viivojen lähteenä, mutta todellisuudessa niiden välillä ei ole selkeää rajaa. Yksinkertaisena tähden mallina voidaan ottaa mustan kappaleen säteily , jonka spektri kuvataan Planckin lailla , ja vaikka ne usein osoittautuvat täysin erilaisiksi, efektiivisen lämpötilan käsitettä  käytetään laajalti tähdet - lämpötila, jonka mustan kappaleen, joka on samankokoinen kuin tähti, tulee olla sama kirkkaus [2] [3] .

Osoittautuu, että tähtien spektrit ovat hyvin erilaisia. Spektriä voivat hallita lyhyet tai pitkät aallonpituudet, mikä vaikuttaa tähden väriin. Spektriviivoja sen sijaan voi olla vähän, tai päinvastoin, ne voivat täyttää suuren osan spektristä [4] [5] .

Moderni luokitus

Nykyaikainen spektriluokitus ottaa huomioon kaksi parametria. Ensimmäinen on todellinen spektriluokka, joka kuvaa spektrin tyyppiä ja siinä olevia viivoja ja riippuu pääasiassa tähden lämpötilasta [6] . Toinen parametri riippuu tähden kirkkaudesta, ja sitä kutsutaan vastaavasti luminositeettiluokaksi : saman spektriluokan tähdillä voi olla huomattavasti erilainen kirkkaus, ja myös spektrin yksityiskohdat vaihtelevat tällaisissa tapauksissa. Lisäksi, jos tähden spektrissä on piirteitä, esimerkiksi emissioviivoja, voidaan käyttää lisämerkintöjä [7] . Luokittelussa otetaan huomioon spektrin parametrit ja ominaisuudet paitsi optisella alueella myös infrapuna- ja ultraviolettisäteilyssä . Yleensä käytännössä tietyn tähden luokan määrittämiseksi sen spektriä verrataan tiettyjen standarditähtien tunnettuihin spektreihin [8] .

Kuvattua järjestelmää kutsutaan Yerken luokitukseksi sen Yerken observatorion nimen mukaan, jossa se kehitettiin, tai Morgan  - Keenan järjestelmäksi sen kehittäneiden tähtitieteilijöiden nimien mukaan [9] [10] . Tässä järjestelmässä Auringon luokka , jonka spektrityyppi on G2 ja valoisuusluokka V, on kirjoitettu nimellä G2V [11] .

Spektriluokat

Suurin osa tähdistä voidaan luokitella johonkin pääluokkiin: O, B, A, F, G, K, M. Tässä järjestyksessä nämä luokat muodostavat jatkuvan sarjan alentaessaan tähden tehollista lämpötilaa ja väriä. - sinisestä punaiseen [12] .

Jokainen näistä luokista puolestaan ​​on jaettu alaluokkiin 0-9 lämpötilan laskun mukaan [13] . Alaluokkamerkintä sijoitetaan luokkatunnuksen jälkeen: esimerkiksi G2 [14] . Poikkeuksena on luokka O: se käyttää luokkia O2:sta O9:ään [15] . Joskus käytetään murto-arvoja, kuten B0.5. Korkeampia lämpötilaluokkia ja alaluokkia kutsutaan varhaisiksi, matalalämpötila- myöhäisiksi [16] . Ehdollisena rajana niiden välillä voidaan ottaa Auringon luokka G2 [17] tai muita luokkia [18] ; myös varhaisten ja myöhäisten luokkien välillä voidaan muodostaa "aurinko" luokkien F ja G [19] aukko. erottuva .

Eri spektrityyppisillä tähdillä on erilaiset paitsi lämpötilat ja värit, myös spektriviivat. Esimerkiksi luokan M tähtien spektrissä havaitaan erilaisten molekyyliyhdisteiden absorptioviivoja ja luokan O tähdissä moninkertaisesti ionisoituneiden atomien viivoja [20] . Tämä liittyy suoraan tähden pinnan lämpötilaan: lämpötilan noustessa molekyylit hajoavat atomeiksi ja niiden ionisaatioaste kasvaa [21] . Eri linjojen voimakkuuteen vaikuttaa myös tähden kemiallinen koostumus [5] .

Tähdet jakautuvat erittäin epätasaisesti spektriluokkien kesken: noin 73 % Linnunradan tähdistä kuuluu M- luokkaan, noin 15 % enemmän K-luokkaan ja 0,00002 % O-luokan tähdistä [22] . Kuitenkin, koska kirkkaammat tähdet näkyvät suuremmilta etäisyyksiltä ja varhaisten spektrityyppien tähdet ovat yleensä kirkkaampia, tähtien havaittu jakautuminen luokittain näyttää usein erilaiselta: esimerkiksi tähtien joukossa, joiden näennäinen magnitudi on kirkkaampi kuin 8,5 m , useimmat K- ja A-luokat ovat yleisiä, ja niiden osuus kaikista tähdistä on 31 % ja 22 %, kun taas vähiten yleisiä ovat M- ja O-luokat – 3 % ja 1 % [23] [24] .

Tärkeimpien spektriluokkien lisäksi tähdille on olemassa muita, jotka eivät sovi kuvattuun luokitukseen. Näitä ovat esimerkiksi luokat L, T, Y ruskeille kääpiöille [12] tai C, S hiilitähdille ja zirkoniumtähdille [20] . Wolf-Rayet-tähdille käytetään W-luokkaa, planeettojen sumuille  P ja uusille tähdille  Q [16] .

Pääsekvenssin muistamiseksi on muistolause : O h B e A Fine G irl ( G uy), K iss M e [12] . Myös venäjäksi on olemassa samankaltaisia ​​sanoja : Odin Shaved englantilainen Finiki Zheval Kak Morkov ja myös O Boris Aleksandrovich , Physicists Wait for the End of M Teachings [ 25 ] .

Pääluokkien tähtien ominaisuudet [12]
Luokka Lämpötila ( K ) [26] Väri [16] Väriindeksi B−V [27] M V ( pääsarjalle ) [23]
O > 30 000 Sininen −0.3 −5,7…−3,3
B 10 000–30 000 valkoinen-sininen −0.2 −4,1…+1,5
A 7400–10 000 Valkoinen 0 +0,7…+3,1
F 6000-7400 keltainen valkoinen +0,4 +2,6…+4,6
G 5000-6000 Keltainen +0,6 +4,4…+6,0
K 3800-5000 Oranssi +1,0 +5,9…+9,0
M 2500-3800 Punainen +1.5 +9,0…+16

Valoisuusluokat

Samaan spektriluokkaan kuuluvilla tähdillä voi olla hyvin erilainen kirkkaus ja absoluuttinen tähtien suuruus , joten yksi spektriluokka ei riitä kuvaamaan tähden ominaisuuksia. Tähdet Hertzsprung-Russell-kaaviossa , jossa ne on merkitty spektrityypillä ja absoluuttisella magnitudilla, eivät ole jakautuneet tasaisesti, vaan ne ovat keskittyneet kaavion useille alueille. Siksi valoisuusluokka ei liity suoraan kirkkauteen, vaan vastaa yhtä tai toista kaavion aluetta [28] . Saman kirkkausluokan tähdet voivat vaihdella suuresti [29] , mutta kirkkausluokka todellakin mahdollistaa saman spektriluokan tähdet ja erilaiset kirkkaussuhteet [30] .

Valoisuusluokat on merkitty roomalaisilla numeroilla, jotka sijoitetaan spektriluokan jälkeen. Tärkeimmät kirkkausluokat valoisuuden laskevassa järjestyksessä [11] [30] [31] :

Harvinaisissa tapauksissa erotetaan valoisuusluokka VIII, johon kuuluvat planetaaristen sumujen ytimet , jotka muuttuvat valkoisiksi kääpiöiksi [34] .

Jokaisessa valoisuusluokassa on tietty suhde spektriluokan ja valoisuuden välillä [11] . Joten esimerkiksi pääsarjan tähdet ovat kirkkaampia, mitä aikaisempi niiden spektrityyppi on: +16 m M8V-luokan tähdillä -5,7 m O5V-luokan tähdillä (katso yllä ) [23] .

Luminosity Effects

Saman spektriluokan, mutta eri valoisuusluokkien tähdet eroavat paitsi absoluuttisen suuruuden suhteen. Jotkut spektrin piirteet korostuvat tai päinvastoin heikkenevät siirtyessään kirkkaampiin kirkkausluokkiin. Englanninkielisessä  kirjallisuudessa tällaisia ​​ilmiöitä kutsutaan valoisuusefekteiksi [10] [ 35] .

Jättiläiset ja superjättiläiset ovat paljon suurempia kuin saman spektrityypin pääsarjatähdet, joiden massa on lähes sama. Tämän seurauksena vapaan pudotuksen kiihtyvyys kirkkaiden tähtien pintojen lähellä on pienempi, joten sekä kaasun tiheys että paine ovat siellä pienempiä. Tämä johtaa erilaisiin valoisuusefekteihin [10] .

Esimerkiksi yksi yleisimmistä kirkkausvaikutuksista on se, että kirkkaammilla tähdillä on kapeammat ja syvemmät spektriviivat. Kirkkaampien valoisuusluokkien tähdissä ionisoituneiden alkuaineiden viivat ovat vahvempia, ja nämä tähdet itse ovat kylmempiä ja punaisempia kuin samoihin spektriluokkiin kuuluvat pääsarjan tähdet [36] . Kaikki nämä ominaisuudet mahdollistavat tähden kirkkausluokan ja siten sen kirkkauden yleisesti [30] [37] määrittämisen vain spektrin muodon perusteella .

Lisämerkinnät

Jos tähden spektrissä on joitain piirteitä, tämä näkyy lisämerkinnällä, joka lisätään sen luokkaan (ennen tai takana). Jos esimerkiksi B5-luokan tähden spektrissä on emissioviivoja, niin sen spektrityyppi on B5e [38] .

Muutama lisämerkintä [9] [13] [39]
Nimitys Spektrin kuvaus
c, s Kapeat syvät linjat
comp Kahden eri luokkien tähden yhdistetty spektri ( spektrinen binääritähti )
e Päästöviivat, jotka yleensä viittaavat vetyyn (esimerkiksi kirjassa Be stars ) [40]
[e] Kielletyt päästöviivat (esimerkiksi B[e]-tähdissä ) [40]
f, (f), (f)), f*, f+ [komm. yksi] Tietyt He II :n ja N III :n emissiolinjat O-tähdissä [41]
k Tähtienväliset absorptiolinjat
m Vahvat metallilinjat
n, nn Leveät viivat (esim. pyörimisen vuoksi)
neb Spektriä täydentää sumun spektri
s Erikoinen spektri
sd alikääpiö
sh kuori tähti
v, var Muuttuva spektrityyppi
wd valkoinen kääpiö
vk, vk Heikot linjat
: Epätarkkuus luokan määrittelyssä

Keskitason spektriluokat

Joskus tähden spektrissä on eri luokkien spektrien ominaisuuksia. Jos spektri sisältää esimerkiksi sekä WN6-luokan Wolf-Rayet-tähdelle ominaiset emissioviivat että O2If*-luokan siniselle superjättiläiselle ominaiset emissioviivat, sen luokka kirjoitetaan muodossa O2If*/WN6. Tällaisia ​​tähtiä kutsutaan englanninkielisissä lähteissä slash stars (lit. " slash -stars") [42] . Jos tähdellä on kahden luokan väliominaisuudet, voidaan käyttää sekä merkkiä / että - [30] [43] [44] : esimerkiksi Procyonilla on spektrityyppi F5V-IV [45] .

Eri luokkien tähtien ominaisuudet

Luokka O

Kuumimmat tähdet kuuluvat spektrityyppiin O. Niiden pintalämpötila on yli 30 000 Kelviniä ja ne ovat sinisiä: tällaisten kohteiden B−V- väriindeksi on noin −0,3 m [12] [46] [27] .

Toisin kuin muut spektriluokat, O:n varhaisin alaluokka on O2, ei O0, ja aiemmin käytettiin vain O5 - O9 [15] [20] .

O-luokan tähtien spektrejä hallitsevat sininen ja ultraviolettisäteily . Lisäksi niiden spektrien erottuva piirre ovat moninkertaisesti ionisoitujen alkuaineiden absorptioviivat: esimerkiksi Si V ja C III , N III ja O III [comm. 2] . He II - linjat ovat myös vahvoja  , erityisesti Pickering - sarja . Neutraalin heliumin ja vedyn linjat ovat havaittavissa, mutta heikot [47] [48] [49] . Emissioviivoja havaitaan melko usein: niitä löytyy 15 prosentista O- ja B-luokan tähdistä [50] . Monet tähdet lähettävät röntgenalueella erittäin voimakkaasti ionisoituneita elementtejä , esimerkiksi Si XV [51] .

Myöhemmissä alaluokissa aiempiin verrattuna neutraalien heliumilinjojen intensiteetti kasvaa ja ionisoidun heliumin intensiteetti pienenee: niiden intensiteettien suhdetta käytetään yhtenä pääkriteerinä määritettäessä, mihin alaluokkaan tähti kuuluu. Riippuen siitä, mitkä spektriviivat otetaan, intensiteettejä verrataan alaluokissa O6-O7. Neutraaleja heliumviivoja ei voida enää havaita O3-luokan tähdistä [52] .

Massiiviset ja kirkkaimmat tähdet kuuluvat tähän luokkaan. Ne elävät lyhyen aikaa ja antavat suurimman panoksen sellaisten galaksien kirkkauteen (mutta eivät massaan), joissa tällaisia ​​tähtiä esiintyy, hahmottelevat kierrehaarojen rakennetta ja niillä on tärkeä rooli galaksien rikastamisessa joillakin alkuaineilla, kuten hapella. Varhaisilla B-alaluokan tähdillä on samanlaiset fyysiset ja spektriominaisuudet, joten ne ryhmitellään usein O-luokan tähtien kanssa yleisnimellä " OB-tähdet ". Tämä yhteisö ei nimestä huolimatta sisällä myöhäisiä B-alaluokkia: pääsarjan tähdistä siihen kuuluvat vähintään B2 tähdet, mutta kirkkaammilla kirkkausluokilla tämä raja on siirtynyt myöhempiin alaluokkiin [53] .

Luokan O tähtiä ovat esimerkiksi Alpha Giraffe  , O9Ia-luokan superjättiläinen [ 54] , sekä Theta¹ Orion C  , O7Vp-luokan pääsarjatähti [55] .

Luokka B

Spektriluokan B tähtien lämpötila on alhaisempi kuin luokan O tähtien lämpötila: 10 - 30 tuhatta kelviniä . Niiden väri on sinivalkoinen ja B−V-väriindeksi noin -0,2 m [12] [27] .

Kuten luokan O, myös luokan B tähtien spektrissä on ionisoitujen alkuaineiden viivoja, esimerkiksi O II , Si II ja Mg II [comm. 2] . Luokan B tähtien spektrissä ei kuitenkaan käytännössä ole He II  -viivoja - vain varhaisemmissa alaluokissa, viimeistään B0.5, voidaan havaita heikkoja viivoja. Neutraalit heliumviivat päinvastoin ovat erittäin vahvoja ja saavuttavat maksimivoimakkuutensa B2-alaluokassa, mutta heikkenevät huomattavasti myöhäisissä alaluokissa. Vetyviivat ovat myös selvästi näkyvissä , erityisesti Balmer-sarja , joka kasvaa kohti myöhäisiä spektriluokkia [21] [48] [56] . Luokan B tähdillä on myös usein päästöviivat [50] .

Rigel (B8Iae) [ 57] voidaan viitata B-luokan superjättiläisiin . Esimerkki B-luokan jättiläisestä on Tau Orionis (B5III) [58] , kun taas luokan B pääsarjan tähdet ovat Eta Aurigae (B3V) [59] ja 18 Taurus (B8V) [60] .

Luokka A

Spektrityypin A tähtien lämpötilat ovat välillä 7400–10000 K. Niiden B−V-väriindeksit ovat lähellä nollaa ja väri näyttää valkoiselta [12] [27] .

Luokan A tähtien spektrissä vetyviivat ovat erittäin vahvoja , ja ne saavuttavat maksimiintensiteetin A2-alaluokassa, erityisesti Balmer-sarjassa [9] . Loput linjat ovat paljon heikompia ja voivat olla melkein näkymättömiä. Myöhäisillä luokilla Ca II -linjat ovat parantuneet [comm. 2] ja joidenkin neutraalien metallien viivoja ilmestyy. Neutraaleja heliumviivoja ei esiinny kaikista alaluokista paitsi varhaisimmassa, A0:ssa, jossa ne voivat olla heikosti näkyvissä [21] [48] . A-luokan tähtien spektrit ovat kuitenkin melko erilaisia. Esimerkiksi yli 30 % luokan A tähdistä on kemiallisesti omituisia : niissä on voimakas metallien puute tai päinvastoin tiettyjen alkuaineiden ylimäärä. Myös nopeasti pyörivät A-luokan tähdet ovat yleisiä, mikä muuttaa spektriä vastaavasti ja tekee tähden kirkkaammaksi. Tästä syystä luokan A tähtien pääsekvenssi jaetaan joskus kahteen kirkkausalaluokkaan: kirkkaampaan Va ja himmeämpään Vb [61] .

A-luokan pääsarjan tähtiä ovat esimerkiksi Vega (A0Va) [62] ja Denebola (A3Va) [63] . Esimerkki tämän luokan jättiläisestä on Tuban (A0III) [64] , superjättiläinen on Eta Lion (A0Ib) [65] .

Luokka F

F-luokan tähtien lämpötilat ovat välillä 6000–7400 K . Niiden B−V-väriarvot  ovat noin 0,4 m ja niiden väri on kelta-valkoinen [12] [27] .

Näiden tähtien spektrit osoittavat ionisoituneiden ja neutraalien metallien viivoja, kuten Ca II , Fe I , Fe II, Cr II , Ti II [comm. 2] . Myöhemmissä alaluokissa ne ovat selvempiä ja neutraalin vedyn viivat ovat heikompia [9] [21] [48] . Alaluokan tähdillä, jotka ovat myöhempiä kuin F5, on konvektiivinen kuori , joten pinnalla olevien alkuaineiden ylimäärä tai puute häviää sekoittuessaan syvempien kerrosten kanssa. Näin ollen myöhäisessä luokassa F ei käytännössä ole kemiallisesti omituisia tähtiä, toisin kuin luokassa A (katso edellä ) [66] .

Galaktisen halon ja paksun kiekon populaatioiden käännekohdassa on tähtiä, joiden luokka on aikaisintaan F. Näin ollen tämä luokka on varhaisin pääsekvenssissä sijaitseville II populaation tähdille [66] .

Esimerkki F-luokan pääsarjatähdestä on Procyon (F5IV-V) [67] , jättiläinen on Ypsilon Pegasus (F8III) [68] , F-luokan superjättiläisiä ovat Arneb (F0Ia) [69] ja Wesen (F8Ia) [70 ]. ] .

Luokka G

G-luokan tähtien lämpötila on 5000–6000 K. Tällaisten tähtien väri on keltainen, B−V-väriindeksit ovat noin 0,6 m [12] [27] .

Selkeimmin tällaisten tähtien spektrissä näkyvät metallien, erityisesti raudan , titaanin , ja erityisesti Ca II :n viivat [comm. 2] , saavuttaen intensiteettimaksimin alaluokassa G0. Syaanit viivat näkyvät jättiläisten tähtien spektrissä . Vetylinjat ovat heikkoja eivätkä erotu metallilinjoista [9] [21] [48] . Metalliviivat voimistuvat kohti myöhäisiä spektrialaluokkia [71] .

Aurinko kuuluu luokkaan G , minkä vuoksi pääsarjan G-luokan tähdet kiinnostavat lisää. Lisäksi luokkien G ja K kääpiötähtiä pidetään sopivimpana elämän syntymiseen ja kehittymiseen niiden planeettajärjestelmissä [72] .

G2V -luokan Auringon lisäksi G-luokan kääpiöihin kuuluu esimerkiksi Kappa¹ Ceti (G5V) [73] . Kappa Gemini (G8III-IIIb) [74] kuuluu jättiläisille ja Epsilon Gemini (G8Ib) [75] kuuluu superjättiläisille .

Luokka K

Luokan K tähtien pintalämpötila on 3800–5000 K. Niiden väri on oranssi ja B−V-väriindeksit ovat lähellä 1,0 m [12] [27] .

Tällaisten tähtien spektrissä metalliviivat ovat selvästi näkyvissä, erityisesti Ca I [comm. 2] ja muut elementit, jotka näkyvät luokan G tähdissä. Vetyviivat ovat erittäin heikkoja ja lähes näkymättömiä lukuisten metalliviivojen taustalla. Ilmenee leveitä molekyyliabsorptiojuovia: esimerkiksi TiO -juovia esiintyy K5-alaluokassa ja myöhemmin. Spektrin violetti osa on jo melko heikko [9] [21] [48] . Yleisesti ottaen metallilinjat jatkavat tiivistymistä kohti myöhempiä alaluokkia [71] .

Esimerkki luokan K pääsarjatähdestä voi olla Epsilon Eridani (K2V) [76] , jättiläisiä ovat Arcturus (K1.5III) [77] ja Etamin (K5III) [78] ja superjättiläiset Zeta Cephei (K1.5Ib) [ 79] .

Luokka M

Luokan M tähtien lämpötila on 2500-3800 K . Ne ovat punaisia, niiden B−V-väriindeksit ovat noin 1,5 m [12] [27] .

TiO :n ja muiden molekyyliyhdisteiden molekyyliabsorptiokaistat ylittävät näiden tähtien spektrit . Myös monia neutraalien metallien linjoja havaitaan, joista Ca I -linja [comm. 2] on vahvin [9] [21] [48] . TiO-kaistat ovat parannettuja myöhäisissä alaluokissa [80] .

Luokan M tähtiä on enemmän kuin kaikkia muita yhteensä – 73 % kokonaismäärästä. Tämän luokan jättiläiset ja superjättiläiset ovat usein vaihtelevia ja niiden vaihtelevuus on erittäin pitkäkestoista , kuten esimerkiksi Mira [22] [81] .

Luokan M pääsarjan tähtiä ovat 40 Eridani C (M4.5V) [82] , esimerkki jättiläisestä on Beta Pegasus ( M2.5II-III) [83] ja superjättiläinen on Betelgeuse (M1-M2Ia-Iab) [ 84] .

Hiili- ja zirkoniumtähtien luokat

Hiilitähdet ja zirkoniumtähdet luokitellaan luokkiin C ja S. Näiden luokkien tähdillä on useimmiten suunnilleen sama pintalämpötila kuin luokan M tähdillä, punainen väri ja niiden väriindeksit B−V ovat noin 1,5 m . Näitä luokkia pidetään yleensä pääluokkien sarjassa luokan K tai G sivuhaarana [16] [48] .

Spektrit ovat myös samanlaisia ​​kuin myöhäisten G-, K- ja M-tähtien spektrit [85] . Luokan S tähdet eroavat niistä siinä, että TiO -kaistojen sijaan ZrO - nauhat ovat voimakkaimpia spektrissään [86] . Myös muiden yhdisteiden vyöhykkeitä havaitaan: YO , LaO . C-luokan tähtien spektrissä havaitaan TiO-vyöhykkeiden sijaan myös atomihiilen ja joidenkin sen yhdisteiden viivoja, esimerkiksi C 2 , CN , CH[87] .

Aiemmin luokan C sijasta on käytetty kahta luokkaa: kuumempaa luokkaa R ja viileämpää luokkaa N, mutta ne ovat osoittautuneet jossain määrin päällekkäisiksi, mikä on johtanut niiden yhdistämiseen yhteiseksi luokkaksi. Myöhemmin kuitenkin kävi ilmi, että tämän luokan tähdillä voi olla erilaisia ​​​​luonne- ja spektriominaisuuksia, ja ottaen huomioon, että niille ei käytetä kirkkausluokkia, erotettiin useita tämän luokan alatyyppejä [85] :

  • CR vastaa karkeasti vanhentunutta R-luokkaa.
  • CN approksimoi vanhentunutta luokkaa N.
  • CJ - spektrit osoittavat 13C - hiili - isotoopin vahvoja viivoja .
  • CH-spektreissä CH-yhdisteen viivat ovat voimakkaita.
  • C-Hd-spektreissä näkyy vedyn ja sen yhdisteiden heikkoja viivoja.

Luokkien C ja S tähdistä tunnetuimpia ovat jättiläiset ja kirkkaat jättiläiset - asymptoottisen jättiläishaaran tähdet, joiden pinnan hiilipitoisuus kasvaa tässä vaiheessa voimakkaasti [88] . Koska ne ovat ensimmäisen luokan M tähtiä, ne muuttuvat luokan S tähdiksi ja siirtyvät sitten luokkaan C, joten luokituksessa käytetään joskus väliluokkia MS ja SC. Siitä huolimatta tunnetaan hiilikääpiötähtiä, joita voi olla enemmän kuin jättiläisiä [85] .

Esimerkki hiilitähdestä on U-kirahvi [87] ja zirkoniumtähti S Ursa Major [86] .

Ruskeiden kääpiöiden luokat

Ruskeat kääpiöt  ovat esineitä, jotka eivät ole tarpeeksi massiivisia tukemaan heliumin lämpöydinfuusiota syvyyksissään pitkään. Ne ovat himmeämpiä ja viileämpiä kuin punaiset kääpiöt , joten niille käytetään muita spektriluokkia: L, T, Y lämpötilan laskun järjestyksessä. Tätä sekvenssiä pidetään pääluokkien jatkona M:n jälkeen [16] . Massiiviset ruskeat kääpiöt voivat myös kuulua M-luokkaan, mutta ei aikaisemmin kuin M7-alaluokkaan [89] .

Ruskeat kääpiöt ovat tummanpunaisia, TiO -viivat häviävät varhaisissa luokan L tähdissä. Luokkaan L kuuluvien lämpötilat ovat 1300–2500 K [46] ja niiden spektrit sisältävät alkalimetalliviivoja, esimerkiksi natriumia ja rubidiumia . T-luokan kääpiöiden lämpötilat ovat 600–1300 K ja niiden spektrit erottuvat metaaniviivojen läsnäolosta . Lopuksi Y-luokan kääpiöiden lämpötila ei ylitä 600 K ja niiden spektrissä näkyy veden ja ammoniakin absorptiokaistat [12] [16] [90] .

Wolf-Rayet-tähtien luokat

Wolf-Rayet-tähdet  ovat kirkkaiden, massiivisten tähtien luokka, joiden lämpötila on yli 25 000 K ja joka erottuu erillisenä W- tai WR-spektriluokkana [47] [91] [92] .

Tällaisten tähtien spektrien pääpiirre on kirkkaat ja leveät emissioviivat HI , He I-II , N III-V , C III-IV , O III-V [comm. 2] . Niiden leveys voi olla 50-100 angströmiä ja linjan maksimissa säteilyn intensiteetti voi olla 10-20 kertaa suurempi kuin jatkuvan spektrin viereisten alueiden intensiteetti [93] [94] .

Spektriensä ulkonäön mukaan Wolf-Rayet-tähdet jaetaan kolmeen alatyyppiin: WN, WC, WO. Näiden alatyyppien tähtien spektrejä hallitsevat typen, hiilen ja hapen viivat [92] . Jako alaluokkiin poikkeaa pääspektriluokista: alaluokkia käytetään WN2:sta WN11:een, WC4:stä WC9:ään ja WO1:stä WO4:ään [95] .

Wolf-Rayet-tähdet ovat massiivisten O-luokan tähtien keskeisiä osia, jotka ovat menettäneet vetyverhonsa voimakkaiden tähtituulten tai läheisen binäärijärjestelmän seuralaisen vaikutuksen vuoksi . Evoluutioprosessissa tähdet siirtyvät WN- luokasta WC:hen ja sitten WO:han [92] [96] .

Valkoisten kääpiöiden ja planetaaristen sumujen luokat

Usein valkoisia kääpiöitä ei pidetä erillisenä valoisuusluokkana, vaan erillisenä spektriluokkana D. Niiden spektrit erottuvat paljon laajemmista absorptioviivoista kuin muiden tähtien. Muuten näiden tähtien spektrit voivat vaihdella suuresti, joten luokassa D on kuusi pääalatyyppiä [97] :

Jos valkoisen kääpiön spektri sisältää viivoja, joita esiintyy eri alatyypeissä, käytetään useita vastaavia kirjaimia D:n lisäksi: esimerkiksi jos spektrissä näkyy hiilen, hapen ja ionisoidun heliumin viivoja, luokka merkitään DZQO [98] .

Valkoisten kääpiöiden lämpötila-arvot ovat myös laajalla alueella: useista tuhansista yli sataan tuhanteen kelviniin [99] . Valkoisen kääpiön alaluokka määräytyy tehollisen lämpötilan mukaan, ja esimerkiksi DA-luokan valkoisille kääpiöille voi olla alaluokkia 0,1 (kirjoitettuna DA.1) - 13 [97] .

Valkoiset kääpiöt ovat tähtien jäänteitä, joiden mitat ovat Maan luokkaa ja massa Auringon luokkaa [100] . Niiden absorptioviivojen leveys johtuu suuresta vapaan pudotuksen kiihtyvyydestä niiden pinnalla [97] .

Valkoisia kääpiöitä ovat esimerkiksi DA1.9-luokan Sirius B [101] sekä DQZ-luokan Procyon B [102] .

Planetaarismuille on määritetty erillinen luokka P [47] , ja niiden valkoisiksi kääpiöiksi muuttuvat keskitähdet voidaan luokitella muiden kohteiden kanssa: valkoiset kääpiöt, luokan O alikääpiöt tai jopa Wolf-Rayet-tähti [103] .

Uusien ja supernovien luokat

Luokkaa Q [47] käytetään merkitsemään uusia tähtiä , mutta on olemassa myös tarkempi luokitus, joka ottaa huomioon valokäyrän ja uusien spektrin muodon maksimivalon jälkeen. Uusien tähtien spektrit suurimmalla kirkkaudella ovat jatkuvia ja absorptioviivat ovat samankaltaisia ​​kuin luokan A tai F superjättiläisten, mutta kirkkauden pienentyessä ilmaantuu emissioviivoja [104] [105] .

Supernovat jaetaan ensisijaisesti vetyspektriviivojen läsnäolon perusteella: jos niitä on, supernova luokitellaan tyyppiin II , puuttuessa - tyyppi I. Tyypin I supernovat jaetaan myös tyyppeihin Ia , Ib, Ic: spektreissä tyypin Ia supernovassa on Si II -viivoja [comm. 2] , kun taas Ib:n ja Ic:n spektrit eroavat vastaavasti He I -linjojen läsnäolosta tai puuttumisesta . Tyypin II supernovat eroavat pääasiassa valokäyriensä suhteen, mutta eroja on myös spektreissä: esimerkiksi tyypin IIb supernoveissa spektrit tulevat lopulta samanlaisiksi kuin luokan Ib, ja spektrit, joissa on epätavallisen kapeat absorptioviivat, luokitellaan luokkaan IIn [ 106] .

Sekä uudet että supernovat ovat kataklysmisiä muuttujia , jotka lisäävät jyrkästi valovoimaansa, joka sitten vähenee vähitellen. Uusissa tähdissä tämä tapahtuu valkoisen kääpiön pinnalla tapahtuneen lämpöydinräjähdyksen seurauksena, joka veti riittävän määrän ainetta seuralaistähdestä. Supernovaräjähdyksiä voivat aiheuttaa erilaiset mekanismit, mutta joka tapauksessa, toisin kuin uudet tähdet, ne johtavat itse tähden tuhoutumiseen [107] .

Historia

Edellytyksenä tähtien spektriluokituksen luomiselle oli spektroskopian tulo . Vuonna 1666 Isaac Newton tarkkaili Auringon spektriä , mutta ensimmäinen vakava tulos saavutettiin vuonna 1814: Josef Fraunhofer löysi Auringon spektristä tummia absorptioviivoja, jotka myöhemmin tunnettiin Fraunhofer -viivoina . Vuonna 1860 Gustav Kirchhoff ja Robert Bunsen päättelivät , että tietyt kemialliset alkuaineet synnyttävät nämä viivat [2] [108] [109] .

Secchi-tunnit

Angelo Secchi teki yhden ensimmäisistä yrityksistä luokitella tähdet spektrien mukaan 1860 -luvulla. Vuonna 1863 hän jakoi tähdet kahteen luokkaan: I, joka vastaa nykyajan varhaisia ​​luokkia, ja II, joka vastaa myöhempiä. Seuraavina vuosina Secchi esitteli luokan III, joka sisälsi luokan M tähdet, ja sitten luokan IV, joka sisälsi hiilitähdet. Lopuksi tähdille, joilla on päästöviivat, hän valitsi luokan V [110] .

Secchi ei ollut ensimmäinen, joka luokitteli tähtien spektrejä - samaan aikaan sellaiset tiedemiehet kuin Giovanni Donati , George Airy , William Huggins ja Lewis Rutherford tekivät tätä , ja he myös osallistuivat merkittävästi tutkimukseensa. Aikalaistensa joukossa Secchi oli kuitenkin menestynein havainnoissa. Hän luokitteli noin 4000 tähteä, ja hänen luokitustaan ​​käytettiin laajimmin 1800-luvun jälkipuoliskolla [109] [110] [111] .

Harvardin luokitus

1800-luvun lopulla ja 1900-luvun alussa Harvardin observatorion tähtitieteilijät kehittivät spektriluokituksen . Vuonna 1872 Henry Draper otti ensimmäisen valokuvan Vegan spektristä , mutta laaja työ alkoi vuonna 1885, kun observatorion johtaja Edward Pickering järjesti spektroskooppisen tutkimuksen koko taivaasta [47] [112] .

Spektrien analyysi uskottiin Williamina Flemingille , ja vuonna 1890 ilmestyi ensimmäinen luettelo, jossa yli 10 tuhatta tähteä jaettiin 16 luokkaan. Luokat merkittiin latinalaisilla kirjaimilla A:sta Q:iin jättäen pois J:n, ja niistä 13 oli neljän ensimmäisen Secchi-luokan alatyyppejä, ja luokat menivät vetylinjojen heikkenemisjärjestyksessä [113] . Osa näistä luokista on säilynyt nykyaikaisessa luokituksessa, vaikka osa niistä hylättiin myöhemmin: esimerkiksi luokkaan C kuului kaksoisviivaisia ​​tähtiä, joiden esiintyminen itse asiassa osoittautui instrumentaalivirheeksi [112] [114] .

Antonia Mori työskenteli samalla kirkkaampien tähtien yksityiskohtaisemmilla spektreillä, jotka hän jakoi 22 luokkaan I - XXII. Hänen luokittelussaan varhaisin luokka vastasi nykyaikaista luokkaa B, kun taas aikaisemmissa luokitteluissa luokkaa A pidettiin vahvimman vetylinjan omaavana. Lisäksi Morin luokituksessa otettiin ensimmäistä kertaa huomioon viivojen tyyppi: keskileveät, sumeat tai kapeat viivat huomioitiin. Näistä innovaatioista huolimatta luokitusta ei kehitetty edelleen [112] .

Muita tärkeitä panoksia antoi Annie Cannon . Hän viimeisteli Flemingin aakkosjärjestyksen: erityisesti jotkut luokat hylättiin ja loput järjestettiin lämpötilan laskun mukaan. Pääluokkien järjestys sai nykyaikaisen muotonsa - O, B, A, F, G, K, M. Lisäksi Cannon lisäsi alaluokkia, ja vuoteen 1912 mennessä luokitusjärjestelmä valmistui. Vuonna 1922 Kansainvälinen tähtitieteellinen unioni hyväksyi järjestelmän , ja vuoteen 1924 mennessä Henry Draperin luettelo julkaistiin kokonaisuudessaan , johon luokiteltiin yli 225 tuhatta tähteä. Itse järjestelmää kutsuttiin Harvardin luokitukseksi [47] tai Draper-järjestelmäksi [112] .

Yerk luokitus

Harvardin luokituksen kehittelyn aikana tuli tiedoksi, että saman luokan tähtien valovoimat voivat vaihdella, ja myös kirkkaampien ja himmeämpien tähtien spektrit osoittautuvat erilaisiksi. Tämä osoitti tarvetta tarkentaa luokitusta [115] .

Tämän jälkeen William Morgan havaitsi, että jokaisessa Hertzsprung-Russell-kaavion ryhmässä tähdillä on lähes sama vapaan pudotuksen kiihtyvyys , joka voidaan mitata spektriviivojen leveydestä (katso yllä ) [13] . Näin ollen tähtien luokittelu niiden spektriviivojen leveyden mukaan osoittautui käteväksi. Vuonna 1943 Morgan ja kaksi kollegaansa - Philip Keenan ja Edith Kellmanjulkaisi Atlas of Stellar Spectra [116] , jossa esiteltiin valoisuusluokkia ja tarkasteltiin valoisuusefektejä yksityiskohtaisesti. Tämä järjestelmä tuli tunnetuksi Yerken luokituksena sen observatorion nimen mukaan, jossa se kehitettiin [10] tai Morgan-Keenan-järjestelmäksi [115] .

Jatkokehitys

Yerkes-luokittelusta tuli nopeasti tärkeä työkalu tähtitieteessä, ja se on edelleen käytössä, mutta sitä on muutettu sen perustamisesta lähtien. Esimerkiksi ruskeiden kääpiöiden löydön jälkeen vuonna 1994 [117] näille kohteille otettiin käyttöön L-luokka ja sitten T- ja Y-luokat [12] . Luokitukseen vaikutti myös spektroskopian tarkkuuden kasvu. Spektriluokka O, jonka varhaisin alaluokka oli alun perin O5, laajennettiin alaluokkaan O2 vuoteen 2002 mennessä [15] [118] .

Muistiinpanot

Kommentit

  1. ↑ Eri linjaparametreille käytetään eri nimityksiä.
  2. ↑ 1 2 3 4 5 6 7 8 9 10 Roomalainen numero elementin nimen jälkeen ilmaisee sen ionisaatioasteen. I on neutraali atomi, II on yksi-ionisoitu alkuaine, III on kaksinkertaisesti ionisoitunut ja niin edelleen.

Lähteet

  1. ↑ Tähti-  tähtispektrit . Encyclopedia Britannica . Haettu 14. huhtikuuta 2021. Arkistoitu alkuperäisestä 1. tammikuuta 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. Tähtien spektriluokat . Suuri venäläinen tietosanakirja . Haettu 14. huhtikuuta 2021. Arkistoitu alkuperäisestä 26. lokakuuta 2020.
  8. ↑ Gray, Corbally, 2009 , s. 21-25.
  9. ↑ 1 2 3 4 5 6 7 Darling D. Spektrityyppi . Tieteen Internet Encyclopedia . Haettu 14. huhtikuuta 2021. Arkistoitu alkuperäisestä 15. huhtikuuta 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 Tähtiluokitus  . _ Encyclopedia Britannica . Haettu 14. huhtikuuta 2021. Arkistoitu alkuperäisestä 3. toukokuuta 2021.
  13. ↑ 1 2 3 Berlind P. Huomautus spektriatlasista ja spektriluokituksesta . Astrofysiikan keskus Harvard & Smithsonian . Haettu 16. huhtikuuta 2021. Arkistoitu alkuperäisestä 4. huhtikuuta 2021.
  14. ↑ Kononovich, Moroz, 2004 , s. 369-370.
  15. ↑ 1 2 3 Walborn NR, Howarth ID, Lennon DJ, Massey P., Oey MS Uusi spektriluokitusjärjestelmä varhaisimmille O-tähdille: O2-tyypin määritelmä  //  The Astronomical Journal . - Bristol: IOP Publishing , 2002. - 1. toukokuuta (osa 123). - P. 2754-2771. — ISSN 0004-6256 . - doi : 10.1086/339831 . Arkistoitu alkuperäisestä 5. lokakuuta 2018.
  16. ↑ 1 2 3 4 5 6 Karttunen et al., 2007 , s. 209-210.
  17. ↑ Gray, Corbally, 2009 , s. 34.
  18. ↑ Darling D. Varhaisen tyypin tähdet . Tieteen Internet Encyclopedia . Haettu 28. toukokuuta 2021. Arkistoitu alkuperäisestä 25. marraskuuta 2021.
  19. ↑ Masevich A. G. Tähtien spektriluokat . Astronetti . Haettu 14. huhtikuuta 2021. Arkistoitu alkuperäisestä 12. heinäkuuta 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 kulta D. Tähtien lukumäärät . Tieteen Internet Encyclopedia . Haettu 14. huhtikuuta 2021. Arkistoitu alkuperäisestä 9. kesäkuuta 2021.
  23. ↑ 1 2 3 Zombeck MV Handbook of Space Astronomy and Astrophysics 71, 78. Cambridge University Press . Haettu 1. huhtikuuta 2021. Arkistoitu alkuperäisestä 29. joulukuuta 2010.
  24. ↑ Karttunen ym., 2007 , s. 216.
  25. ↑ Tähtien spektrityypit: OBAFGKM . Astronetti . Haettu 15. huhtikuuta 2021. Arkistoitu alkuperäisestä 15. huhtikuuta 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-kaavio . Tähtitiede . Swinburnen teknillinen yliopisto . Haettu 16. huhtikuuta 2021. Arkistoitu alkuperäisestä 16. huhtikuuta 2021.
  30. ↑ 1 2 3 4 Yungelson L.R. Valoisuusluokat . Suuri venäläinen tietosanakirja . Haettu 16. huhtikuuta 2021. Arkistoitu alkuperäisestä 16. huhtikuuta 2021.
  31. ↑ Surdin, 2015 , s. 148-150.
  32. ↑ Surdin, 2015 , s. 149.
  33. ↑ Darling D. Pääjakso . Tieteen Internet Encyclopedia . Haettu 16. huhtikuuta 2021. Arkistoitu alkuperäisestä 29. lokakuuta 2020.
  34. ↑ Surdin, 2015 , s. 150.
  35. ↑ Gray, Corbally, 2009 , s. 44.
  36. ↑ Karttunen ym., 2007 , s. 212-213.
  37. ↑ Kononovich, Moroz, 2004 , s. 377-378.
  38. ↑ Kononovich, Moroz, 2004 , s. 370-371.
  39. ↑ Crowthers P. Tähtien spektrien luokittelu . UCL Astrofysiikan ryhmä . University College London . Haettu 16. huhtikuuta 2021. Arkistoitu alkuperäisestä 2. helmikuuta 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. ↑ Harmaa RO MK-spektriluokitusjärjestelmän laajentaminen välipopulaatioon II F-tyypin tähtiin  //  The Astronomical Journal . - Bristol: IOP Publishing , 1989. - 1. syyskuuta (osa 98). - s. 1049-1062. — ISSN 0004-6256 . - doi : 10.1086/115195 .
  44. ↑ Bailer-Jones CAL, Irwin M., von Hippel T. Tähtien spektrien automaattinen luokittelu - II. Kaksiulotteinen luokitus hermoverkkojen ja pääkomponenttien analyysin avulla  // Monthly Notices of the Royal Astronomical Society  . - N. Y .: Wiley-Blackwell , 1998. - 1. elokuuta (osa 298). - s. 361-377. — ISSN 0035-8711 . - doi : 10.1046/j.1365-8711.1998.01596.x .
  45. ↑ Rakas D. Procyon . Tieteen Internet Encyclopedia . Haettu 16. huhtikuuta 2021. Arkistoitu alkuperäisestä 18. huhtikuuta 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 . Haettu 18. huhtikuuta 2021. Arkistoitu alkuperäisestä 21. huhtikuuta 2021.
  55. ↑ Theta1 Orionis C. SIMBAD . Haettu 18. huhtikuuta 2021. Arkistoitu alkuperäisestä 18. huhtikuuta 2021.
  56. ↑ Gray, Corbally, 2009 , s. 115-116.
  57. ↑ Rigel . SIMBAD . Haettu 18. huhtikuuta 2021. Arkistoitu alkuperäisestä 18. huhtikuuta 2021.
  58. ↑ Tau Orionis . SIMBAD . Haettu 18. huhtikuuta 2021. Arkistoitu alkuperäisestä 19. huhtikuuta 2021.
  59. ↑ Eta Aurigae . SIMBAD . Haettu 18. huhtikuuta 2021. Arkistoitu alkuperäisestä 21. huhtikuuta 2021.
  60. ↑ 18 Tauri . SIMBAD . Haettu 18. huhtikuuta 2021. Arkistoitu alkuperäisestä 21. huhtikuuta 2021.
  61. ↑ Gray, Corbally, 2009 , s. 160-162.
  62. ↑ Vega . SIMBAD . Haettu 18. huhtikuuta 2021. Arkistoitu alkuperäisestä 21. huhtikuuta 2021.
  63. ↑ Denebola . SIMBAD . Haettu 18. huhtikuuta 2021. Arkistoitu alkuperäisestä 22. joulukuuta 2015.
  64. ↑ Thuban . SIMBAD . Haettu 18. huhtikuuta 2021. Arkistoitu alkuperäisestä 21. huhtikuuta 2021.
  65. ↑ Eta Leonis . SIMBAD . Haettu 18. huhtikuuta 2021. Arkistoitu alkuperäisestä 21. huhtikuuta 2021.
  66. ↑ 1 2 Gray, Corbally, 2009 , s. 221.
  67. ↑ Procyon . SIMBAD . Haettu 18. huhtikuuta 2021. Arkistoitu alkuperäisestä 14. lokakuuta 2013.
  68. ↑ Upsilon Pegasi . SIMBAD . Haettu 18. huhtikuuta 2021. Arkistoitu alkuperäisestä 21. huhtikuuta 2021.
  69. ↑ Arneb . SIMBAD . Haettu 18. huhtikuuta 2021. Arkistoitu alkuperäisestä 19. huhtikuuta 2021.
  70. ↑ Wezen . SIMBAD . Haettu 18. huhtikuuta 2021. Arkistoitu alkuperäisestä 20. huhtikuuta 2021.
  71. ↑ 1 2 Gray, Corbally, 2009 , s. 259.
  72. ↑ Gray, Corbally, 2009 , s. 259, 270-273.
  73. ↑ Kappa1 Ceti . SIMBAD . Haettu 18. huhtikuuta 2021. Arkistoitu alkuperäisestä 20. huhtikuuta 2021.
  74. ↑ Kappa geminorum . SIMBAD . Haettu 18. huhtikuuta 2021. Arkistoitu alkuperäisestä 21. huhtikuuta 2021.
  75. ↑ Epsilon Geminorum . SIMBAD . Haettu 18. huhtikuuta 2021. Arkistoitu alkuperäisestä 20. huhtikuuta 2021.
  76. ↑ Epsilon Eridani . SIMBAD . Haettu 18. huhtikuuta 2021. Arkistoitu alkuperäisestä 20. huhtikuuta 2021.
  77. ↑ Arcturus . SIMBAD . Haettu 18. huhtikuuta 2021. Arkistoitu alkuperäisestä 20. huhtikuuta 2021.
  78. ↑ Gamma Draconis . SIMBAD . Haettu 18. huhtikuuta 2021. Arkistoitu alkuperäisestä 20. huhtikuuta 2021.
  79. ↑ Zeta Cephei . SIMBAD . Haettu 18. huhtikuuta 2021. Arkistoitu alkuperäisestä 19. huhtikuuta 2021.
  80. ↑ Gray, Corbally, 2009 , s. 294.
  81. ↑ Gray, Corbally, 2009 , s. 293.
  82. ↑ 40 Eridani C . SIMBAD . Haettu 18. huhtikuuta 2021. Arkistoitu alkuperäisestä 19. huhtikuuta 2021.
  83. ↑ Beta Pegasi . SIMBAD . Haettu 18. huhtikuuta 2021. Arkistoitu alkuperäisestä 21. huhtikuuta 2021.
  84. ↑ Betelgeuse . SIMBAD . Haettu 18. huhtikuuta 2021. Arkistoitu alkuperäisestä 20. huhtikuuta 2021.
  85. ↑ 1 2 3 Gray, Corbally, 2009 , s. 306-324.
  86. ↑ 12 Darling D. S tähti . Tieteen Internet Encyclopedia . Haettu 18. huhtikuuta 2021. Arkistoitu alkuperäisestä 6. huhtikuuta 2009.
  87. ↑ 12 Darling D. Hiilitähti . Tieteen Internet Encyclopedia . Haettu 18. huhtikuuta 2021. Arkistoitu alkuperäisestä 20. huhtikuuta 2021.
  88. ↑ Weiss A., Ferguson JW Uudet asymptoottiset jättihaaramallit useille metallisuuksille  // Tähtitiede & Astrofysiikka  . — Paris: EDP Sciences , 2009-12-01. — Voi. 508. - P. 1343-1358. — ISSN 1432-0746 0004-6361, 1432-0746 . - doi : 10.1051/0004-6361/200912043 . Arkistoitu alkuperäisestä 17. kesäkuuta 2021.
  89. ↑ Rakas D. Ruskea kääpiö . Tieteen Internet Encyclopedia . Haettu 18. huhtikuuta 2021. Arkistoitu alkuperäisestä 28. huhtikuuta 2021.
  90. ↑ Allard F., Homeier D. Ruskeat kääpiöt   // Scholarpedia . – 17.12.2007. — Voi. 2 , iss. 12 . — s. 4475 . — ISSN 1941-6016 . doi : 10.4249 /scholarpedia.4475 . Arkistoitu 21. toukokuuta 2021.
  91. ↑ Wolf-Rayet Star . Tähtitiede . Swinburnen teknillinen yliopisto . Haettu 18. huhtikuuta 2021. Arkistoitu alkuperäisestä 20. lokakuuta 2020.
  92. ↑ 1 2 3 Cherepashchuk A. M. Wolf-Rayet tähtiä . Suuri venäläinen tietosanakirja . Haettu 20. huhtikuuta 2021. Arkistoitu alkuperäisestä 25. helmikuuta 2021.
  93. ↑ Kononovich, Moroz, 2004 , s. 407.
  94. ↑ Cherepashchuk A. M. Wolf-Rayet tähdet . Astronetti . Haettu 18. huhtikuuta 2021. Arkistoitu alkuperäisestä 12. joulukuuta 2012.
  95. ↑ Crowther PA :n Wolf-Rayet Starsin fyysiset ominaisuudet  // Annual Review of Astronomy and Astrophysics  . - Palo Ato: Vuosikatsaukset , 2007. - 1. syyskuuta (nide 45). - s. 177-219. — ISSN 0066-4146 . - doi : 10.1146/annurev.astro.45.051806.110615 . Arkistoitu alkuperäisestä 11. lokakuuta 2019.
  96. ↑ Gray, Corbally, 2009 , s. 441.
  97. ↑ 1 2 3 Gray, Corbally, 2009 , s. 472-476.
  98. ↑ Liebert J., Sion EM Valkoisten kääpiöiden spektroskooppinen luokittelu: ainutlaatuiset vaatimukset ja haasteet  // MK-prosessi 50 vuoden iässä. - San Franciscto: Astronomical Society of the Pacific , 1994. - Voi. 60. - s. 64.
  99. ↑ Valkoinen kääpiö . Tähtitiede . Swinburnen teknillinen yliopisto . Haettu 20. huhtikuuta 2021. Arkistoitu alkuperäisestä 3. lokakuuta 2018.
  100. ↑ Darling D. Valkoinen kääpiö . Tieteen Internet Encyclopedia . Haettu 20. huhtikuuta 2021. Arkistoitu alkuperäisestä 23. huhtikuuta 2021.
  101. ↑ Sirius B. SIMBAD . Haettu 20. huhtikuuta 2021. Arkistoitu alkuperäisestä 20. huhtikuuta 2021.
  102. ↑ Procyon B. SIMBAD . Haettu 20. huhtikuuta 2021. Arkistoitu alkuperäisestä 20. huhtikuuta 2021.
  103. ↑ Gray, Corbally, 2009 , s. 472.
  104. ↑ Williams RE, Hamuy M., Phillips MM, Heathcote SR, Wells L. Postoutburst novae -spektrien kehitys ja luokittelu  //  The Astrophysical Journal . - Bristol: IOP Publishing , 1991. - 1. elokuuta (osa 376). - s. 721-737. — ISSN 0004-637X . - doi : 10.1086/170319 . Arkistoitu alkuperäisestä 17. heinäkuuta 2017.
  105. ↑ Gray, Corbally, 2009 , s. 482-494.
  106. ↑ Gray, Corbally, 2009 , s. 497-504.
  107. ↑ Karttunen ym., 2007 , s. 286-288.
  108. ↑ Gray, Corbally, 2009 , s. yksi.
  109. ↑ 1 2 Tähtitieteen historia . Luonnontieteen ja tekniikan historian instituutti. SI. Vavilov . Haettu 21. huhtikuuta 2021. Arkistoitu alkuperäisestä 29. kesäkuuta 2020.
  110. ↑ 1 2 Gray, Corbally, 2009 , s. 1-3.
  111. ↑ Darling D. Secchi, Rev. Pietro Angelo (1818-1878 ) Tieteen Internet Encyclopedia . Haettu 21. huhtikuuta 2021. Arkistoitu alkuperäisestä 27. huhtikuuta 2012.
  112. ↑ 1 2 3 4 Gray, Corbally, 2009 , s. 4-8.
  113. ↑ Richmond M. Tähtien spektrien luokittelu . Rochester Institute of Technology. Haettu 22. huhtikuuta 2021. Arkistoitu alkuperäisestä 14. helmikuuta 2021.
  114. ↑ Pickering EC 8 tuuman Bache-teleskoopilla kuvattu tähtispektrien Draperin luettelo osana Henry Draperin muistomerkkiä  // Annals of Harvard College Observatory. - Harvard: Harvard Collegen observatorio , 1890. - Voi. 27. - s. 1-6. Arkistoitu 2. toukokuuta 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. Arkistoitu 14. huhtikuuta 2021.
  117. ↑ Tähtitieteilijät julkistivat ensimmäisen selkeän todisteen ruskeasta  kääpiöstä . NASA . Käyttöönottopäivä: 23.4.2021.
  118. ↑ Gray, Corbally, 2009 , s. 15-16.

Kirjallisuus

  • Kononovich E. V., Moroz V. I. Tähtitieteen yleinen kurssi. — 2., korjattu. — M .: URSS , 2004. — 544 s. — ISBN 5-354-00866-2 .
  • Surdin VG Astronomy: XXI vuosisata. - 3. painos - Fryazino: Vek 2, 2015. - 608 s. — ISBN 978-5-85099-193-7 .
  • Gray RO, Corbally CJ Tähtien spektriluokitus . - 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. painos. - Berliini; Heidelberg; N.Y .: Springer , 2007. - 510 s. — ISBN 978-3-540-34143-7 .
  Siirry Wikidata-kohteeseen  Sanakirjat ja tietosanakirjat
Bibliografisissa luetteloissa