Clasificarea spectrală a stelelor

Clasificarea spectrală a stelelor  - clasificarea stelelor în funcție de caracteristicile spectrelor lor . Spectrele stelelor variază foarte mult, deși în cea mai mare parte sunt continue cu linii de absorbție . Clasificarea spectrală modernă este bi-parametrică: forma spectrului, care depinde în primul rând de temperatură, este descrisă de tipul spectral, în timp ce luminozitatea unei stele este descrisă de clasa de luminozitate . De asemenea, clasificarea poate lua în considerare caracteristici suplimentare ale spectrului.

Principalele clase spectrale de stele în ordinea descrescătoare a temperaturii, de la mai albastru la mai roșu - O , B , A , F , G , K , M . Majoritatea stelelor, inclusiv Soarele , aparțin acestor clase spectrale, dar există și alte clase: de exemplu, L, T, Y pentru piticele brune sau C, S pentru stele de carbon și zirconiu . Principalele clase spectrale sunt împărțite în subclase, indicate printr-un număr după desemnarea clasei, de la 0 la 9 (cu excepția O, ale cărui subclase sunt de la 2 la 9) în ordinea descrescătoare a temperaturii. Clasele de stele cu temperaturi mai ridicate sunt numite condiționat timpuriu, temperaturile mai scăzute sunt numite târziu.

Stelele din aceeași clasă spectrală pot avea luminozități diferite. În același timp, tipurile spectrale și luminozitățile nu sunt distribuite aleatoriu: există o anumită relație între ele, iar pe diagramă clasa spectrală - magnitudinea absolută a stelelor este grupată în zone separate, fiecare dintre ele corespunde unei luminozități. clasă. Clasele de luminozitate sunt desemnate cu cifre romane de la I la VII, de la cel mai luminos la mai slab. Luminozitatea unei stele are un anumit efect asupra formei spectrului său, deci există diferențe între spectrele stelelor din aceeași clasă spectrală și diferite clase de luminozitate.

Caracteristicile spectrale care nu se încadrează în această clasificare sunt de obicei notate prin simboluri suplimentare. De exemplu, prezența liniilor de emisie este indicată de litera e, iar spectrele specifice sunt indicate de litera p.

Dezvoltarea spectroscopiei în secolul al XIX-lea a făcut posibilă clasificarea spectrelor stelelor. În anii 1860, una dintre primele clasificări, care a fost folosită până la sfârșitul secolului al XIX-lea, a fost dezvoltată de Angelo Secchi . La începutul secolelor al XIX-lea și al XX-lea, astronomii de la Observatorul Harvard au creat clasificarea Harvard, în care tipurile spectrale au căpătat o formă aproape modernă, iar în 1943 a fost creată clasificarea Yerkes, în care au apărut clasele de luminozitate și care , cu unele modificări, este folosit și astăzi. Rafinamentul acestui sistem a continuat atât ca urmare a descoperirii de noi obiecte, cât și datorită creșterii preciziei observațiilor spectrale.

Spectre de stele

Spectrele stelelor joacă un rol foarte important în studiul multor caracteristici ale acestora. Spectrele majorității stelelor sunt continue cu linii de absorbție suprapuse , dar unele stele au linii de emisie în spectre [1] [2] .

Este foarte simplist să considerăm suprafața unei stele ca o sursă a unui spectru continuu, iar atmosfera  ca o sursă de linii, dar în realitate nu există o graniță clară între ele. Ca model simplu al unei stele, puteți lua radiația unui corp negru , al cărui spectru este descris de legea lui Planck și, deși adesea se dovedesc a fi complet diferite, conceptul de temperatură efectivă  este utilizat pe scară largă pentru stele - temperatura pe care ar trebui să o aibă un corp negru de aceeași dimensiune ca o stea pentru a avea aceeași luminozitate [2] [3] .

Se pare că spectrele stelelor sunt foarte diferite. Spectrul poate fi dominat de lungimi de undă scurte sau lungi, care afectează culoarea stelei. Liniile spectrale, pe de altă parte, pot fi puține sau, dimpotrivă, pot umple o mare parte a spectrului [4] [5] .

Clasificare modernă

Clasificarea spectrală modernă ia în considerare doi parametri. Prima este clasa spectrală propriu-zisă, care descrie tipul de spectru și liniile din ea și depinde în principal de temperatura stelei [6] . Al doilea parametru depinde de luminozitatea stelei și, în consecință, se numește clasa de luminozitate : stelele din aceeași clasă spectrală pot avea luminozități semnificativ diferite, iar detaliile spectrului în astfel de cazuri diferă și ele. În plus, dacă există caracteristici în spectrul stelei, de exemplu, linii de emisie, pot fi utilizate denumiri suplimentare [7] . Clasificarea ia în considerare parametrii și caracteristicile spectrului nu numai în domeniul optic , ci și în infraroșu și ultraviolet . De obicei, în practică, pentru a determina clasa unei anumite stele, spectrul acesteia este comparat cu spectrele binecunoscute ale anumitor stele standard [8] .

Sistemul descris este numit clasificarea Yerke după numele observatorului Yerke unde a fost dezvoltat, sau sistemul Morgan  - Keenan după numele astronomilor care l-au dezvoltat [9] [10] . În acest sistem, clasa Soarelui , care are un tip spectral G2 și o clasă de luminozitate V, este scrisă ca G2V [11] .

Clasele spectrale

Marea majoritate a stelelor pot fi atribuite uneia dintre clasele principale: O, B, A, F, G, K, M. În această ordine, aceste clase formează o secvență continuă în scăderea temperaturii efective a stelei și în culoare. - de la albastru la roșu [12] .

Fiecare dintre aceste clase, la rândul său, este împărțită în subclase de la 0 la 9 în ordinea descrescătoare a temperaturii [13] . Denumirea subclasei este plasată după desemnarea clasei: de exemplu, G2 [14] . Excepția este clasa O: folosește clase de la O2 la O9 [15] . Uneori sunt folosite note fracționate, cum ar fi B0.5. Clasele și subclasele de temperatură mai înaltă se numesc timpuriu, temperatură scăzută - târziu [16] . Ca graniță condiționată între ele, poate fi luată clasa Soarelui G2 [17] sau alte clase [18] ; de asemenea, între clasele timpurii și cele târzii, poate fi un decalaj al claselor „solare” F și G [19] distins .

Stele de diferite tipuri spectrale au nu numai temperaturi și culori diferite, ci și linii spectrale. De exemplu, în spectrele stelelor din clasa M se observă linii de absorbție ale diverșilor compuși moleculari, iar în stelele din clasa O se observă linii ale atomilor multiplicați cu ionizare [20] . Aceasta este direct legată de temperatura suprafeței stelei: pe măsură ce temperatura crește, moleculele se descompun în atomi și gradul de ionizare al acestora din urmă crește [21] . Intensitatea diferitelor linii este afectată și de compoziția chimică a stelei [5] .

Stelele sunt distribuite extrem de neuniform pe clase spectrale: aproximativ 73% dintre stelele Căii Lactee aparțin clasei M, cu aproximativ 15% mai mult clasei K, în timp ce 0,00002% din stelele din clasa O [22] . Cu toate acestea, datorită faptului că stelele mai strălucitoare sunt vizibile de la distanțe mai mari, iar stelele din tipurile spectrale timpurii sunt de obicei mai strălucitoare, distribuția observată a stelelor în funcție de clasă arată adesea diferită: de exemplu, printre stelele cu o magnitudine aparentă mai luminoasă de 8,5 m , cele mai multe dintre clasele K și A sunt comune, reprezentând 31% și, respectiv, 22% din toate stelele, în timp ce cele mai puțin comune sunt clasele M și O - 3% și respectiv 1% [23] [24] .

Pe lângă principalele clase spectrale, există și altele pentru stele care nu se încadrează în clasificarea descrisă. Acestea sunt, de exemplu, clasele L, T, Y pentru piticele brune [12] sau C, S pentru stele de carbon și stele de zirconiu [ 20] . Pentru stelele Wolf-Rayet se folosește clasa W, pentru nebuloasele planetare  , P, iar pentru stele noi  , Q [16] .

Pentru memorarea secvenței principale, există o frază mnemonică : O h B e A F ine G irl ( G uy), K iss M e [12] . Expresii construite cu un scop similar există și în rusă : Odin Shaved , englezul Finiki Zheval Kak Morkov , și , de asemenea, O Boris Aleksandrovich , Physicists Wait for the End of M Teachings [ 25 ] .

Caracteristicile stelelor claselor principale [12]
Clasă Temperatura ( K ) [26] Culoare [16] Indice de culoare B−V [27] M V (pentru secvența principală ) [23]
O > 30.000 Albastru −0,3 −5,7…−3,3
B 10.000—30.000 alb-albastru −0,2 −4,1…+1,5
A 7400—10.000 alb 0 +0,7…+3,1
F 6000-7400 galben alb +0,4 +2,6…+4,6
G 5000-6000 Galben +0,6 +4,4…+6,0
K 3800-5000 Portocale +1,0 +5,9…+9,0
M 2500-3800 roșu +1,5 +9,0...+16

Clasele de luminozitate

Stelele aparținând aceleiași clase spectrale pot avea luminozități foarte diferite și magnitudini stelare absolute , prin urmare, o clasă spectrală nu este suficientă pentru a descrie proprietățile unei stele. Stelele de pe diagrama Hertzsprung-Russell , unde sunt marcate prin tipul spectral și magnitudinea absolută, nu sunt distribuite uniform, ci sunt concentrate în mai multe zone ale diagramei. Prin urmare, clasa de luminozitate nu este direct legată de luminozitate, ci corespunde uneia sau alteia zone a diagramei [28] . Stelele din aceeași clasă de luminozitate pot varia foarte mult [29] , dar clasa de luminozitate face cu adevărat posibilă distingerea între stelele din aceeași clasă spectrală și luminozități diferite [30] .

Clasele de luminozitate sunt indicate prin cifre romane, care sunt plasate după clasa spectrală. Principalele clase de luminozitate, în ordinea descrescătoare a luminozității [11] [30] [31] :

În cazuri rare, se distinge clasa a VIII-a de luminozitate, căreia îi aparțin nucleele nebuloaselor planetare , transformându-se în pitice albe [34] .

În fiecare clasă de luminozitate există o anumită relație între clasa spectrală și luminozitate [11] . Deci, de exemplu, stelele din secvența principală sunt mai strălucitoare, cu cât tipul lor spectral este mai devreme: de la +16 m pentru stelele din clasa M8V la −5,7 m pentru stelele din clasa O5V (vezi mai sus ) [23] .

Efecte de luminozitate

Stelele din aceeași clasă spectrală, dar diferite clase de luminozitate, diferă nu numai în mărime absolută. Unele trăsături spectrale devin mai pronunțate sau, dimpotrivă, slăbesc atunci când se trece la clase de luminozitate mai strălucitoare. În literatura engleză  astfel de fenomene sunt numite efecte de luminozitate [10] [ 35] .

Giganții și supergiganții sunt mult mai mari decât stelele din secvența principală de aceleași tipuri spectrale, cu aproape aceeași masă. În consecință, accelerația căderii libere în apropierea suprafețelor stelelor strălucitoare este mai mică, astfel încât atât densitatea, cât și presiunea gazului sunt mai mici acolo. Aceasta duce la diferite efecte de luminozitate [10] .

De exemplu, unul dintre cele mai comune efecte de luminozitate este că stelele mai strălucitoare au linii spectrale mai înguste și mai profunde. În stelele cu clase de luminozitate mai strălucitoare, liniile elementelor ionizate sunt mai puternice, iar aceste stele în sine sunt mai reci și mai roșii decât stelele din secvența principală din aceleași clase spectrale [36] . Toate aceste caracteristici fac posibilă determinarea clasei de luminozitate a unei stele și, în consecință, a luminozității acesteia în general [30] [37] numai prin forma spectrului .

Notații suplimentare

Dacă spectrul unei stele are unele caracteristici, acest lucru este reflectat de o desemnare suplimentară adăugată la desemnarea clasei sale (înainte sau în spatele ei). De exemplu, dacă există linii de emisie în spectrul unei stele din clasa B5, atunci tipul ei spectral va fi B5e [38] .

O notație suplimentară [9] [13] [39]
Desemnare Descrierea spectrului
c, s Linii înguste și adânci
comp Spectrul combinat a două stele de clase diferite ( steaua binară spectrală )
e Linii de emisie, care se referă de obicei la hidrogen (de exemplu, în stele Be ) [40]
[e] Liniile de emisie interzise (de exemplu, în stele B[e] ) [40]
f, (f), ((f)), f*, f+ [com. unu] Anumite linii de emisie ale He II și N III în stele O [41]
k Liniile de absorbție interstelară
m Linii metalice puternice
n, nn Linii largi (de exemplu, datorită rotației)
neb Spectrul este completat de spectrul nebuloasei
p Spectru deosebit
sd subpitic
SH stea coajă
v, var Tip spectral variabil
wd pitic alb
saptamana, wl Liniile slabe
: Inexactitate în definirea clasei

Clase spectrale intermediare

Uneori, spectrul unei stele prezintă caracteristicile spectrelor diferitelor clase. De exemplu, dacă spectrul conține atât linii de emisie caracteristice unei stele Wolf-Rayet din clasa WN6, cât și cele caracteristice unei supergigante albastre din clasa O2If*, clasa sa va fi scrisă ca O2If*/WN6. Astfel de stele din sursele engleze sunt numite slash stars (lit. „ slash -stars”) [42] . Dacă steaua prezintă caracteristici intermediare între două clase, atunci se pot folosi atât semnul / cât și - [30] [43] [44] : de exemplu, Procyon are un tip spectral F5V-IV [45] .

Caracteristicile vedetelor de diferite clase

Clasa O

Cele mai fierbinți stele aparțin tipului spectral O. Temperatura suprafeței lor este de peste 30.000 Kelvin și sunt albastre: indicele de culoare B−V pentru astfel de obiecte este de aproximativ −0,3 m [12] [46] [27] .

Spre deosebire de restul claselor spectrale, cea mai veche subclasă a lui O este O2, nu O0, iar în trecut se foloseau doar O5 până la O9 [15] [20] .

Spectrele stelelor din clasa O sunt dominate de radiațiile albastre și ultraviolete . În plus, o caracteristică distinctivă a spectrelor lor sunt liniile de absorbție ale elementelor ionizate multiplicate : de exemplu, Si V și C III , N III și O III [comm. 2] . Liniile He II sunt de asemenea puternice  , în special seria Pickering . Liniile neutre de heliu și hidrogen sunt vizibile, dar slabe [47] [48] [49] . Liniile de emisie sunt observate destul de des: ele se găsesc în 15% dintre stelele din clasa O și B [50] . Multe stele emit elemente foarte puternic ionizate în intervalul de raze X , de exemplu, Si XV [51] .

În subclasele ulterioare, față de cele anterioare, intensitatea liniilor neutre de heliu crește și cea a heliului ionizat scade: raportul intensităților acestora este folosit ca unul dintre criteriile principale pentru a determina cărei subclase îi aparține o stea. În funcție de ce linii spectrale sunt luate, intensitățile sunt comparate în subclasele O6-O7. Liniile neutre de heliu nu mai pot fi detectate în stelele din clasa O3 [52] .

Cele mai masive și mai strălucitoare stele aparțin acestei clase. Ele trăiesc puțin și aduc principala contribuție la luminozitatea (dar nu și masa) galaxiilor în care există astfel de stele, conturează structura brațelor spiralate și joacă un rol major în îmbogățirea galaxiilor cu unele elemente, precum oxigenul. Stelele timpurii din subclasa B au caracteristici fizice și spectrale similare, așa că sunt adesea grupate cu stele din clasa O sub denumirea generală de „ stele OB ”. Această comunitate, în ciuda numelui, nu include subclasele B târzii: printre stelele din secvența principală, stelele nu mai târziu de B2 îi aparțin, dar pentru clasele de luminozitate mai strălucitoare această limită este mutată către subclasele ulterioare [53] .

Stelele din clasa O includ, de exemplu, Alpha Giraffe  , o supergiant de clasă O9Ia [ 54] , precum și Theta¹ Orion C  , o stea din secvența principală din clasa O7Vp [55] .

Clasa B

Stelele spectrale din clasa B au temperaturi mai scăzute decât stelele din clasa O: de la 10 la 30 mii kelvin . Au o culoare albastru-alb și un indice de culoare B−V de aproximativ −0,2 m [12] [27] .

Ca și clasa O, stelele din clasa B au linii de elemente ionizate în spectre, de exemplu, O II , Si II și Mg II [comm. 2] . Cu toate acestea, practic nu există linii He II în spectrele stelelor din clasa B  - doar în primele subclase, nu mai târziu de B0.5, pot fi observate linii slabe. Liniile neutre de heliu, dimpotrivă, sunt foarte puternice și ating intensitatea maximă în subclasa B2, dar slăbesc considerabil în subclasele târzii. Liniile de hidrogen sunt, de asemenea, clar vizibile , în special seria Balmer , care cresc spre clasele spectrale târzii [21] [48] [56] . Stelele din clasa B au adesea linii de emisie [50] .

Rigel (B8Iae) [ 57] poate fi referit la supergiganți de clasă B. Un exemplu de gigant de clasa B este Tau Orionis (B5III) [58] , în timp ce stelele din secvența principală de clasa B includ Eta Aurigae (B3V) [59] și 18 Taur (B8V) [60] .

Clasa A

Stelele de tip spectral A au temperaturi în intervalul 7400-10000 K. Indicii lor de culoare B−V sunt aproape de zero și culoarea apare albă [12] [27] .

În spectrele stelelor din clasa A, liniile de hidrogen sunt foarte puternice , care ating o intensitate maximă în subclasa A2, în special pentru seria Balmer [9] . Restul liniilor sunt mult mai slabe și pot fi aproape invizibile. La cursurile târzii, liniile Ca II sunt îmbunătățite [comm. 2] și apar linii ale unor metale neutre. Liniile neutre de heliu sunt absente în toate subclasele, cu excepția celei mai vechi, A0, unde pot fi ușor vizibile [21] [48] . Cu toate acestea, spectrele stelelor de clasa A sunt destul de diverse. De exemplu, mai mult de 30% din stelele din clasa A sunt specifice din punct de vedere chimic : au o deficiență puternică de metale sau, dimpotrivă, un exces de anumite elemente. Stelele de clasa A cu rotație rapidă sunt, de asemenea, comune, ceea ce modifică spectrul în consecință și face steaua mai strălucitoare. Din acest motiv, secvența principală pentru stelele din clasa A este uneori împărțită în două subclase de luminozitate: Va mai strălucitoare și Vb mai slabă [61] .

Stelele secvenței principale din clasa A includ , de exemplu, Vega (A0Va) [62] și Denebola (A3Va) [63] . Un exemplu de gigant din această clasă este Tuban (A0III) [64] , un supergigant este Eta Lion (A0Ib) [65] .

Clasa F

Temperaturile stelelor de clasa F se situează în intervalul 6000-7400 K. Valorile lor de culoare B−V  sunt de aproximativ 0,4 m și culoarea lor este galben-alb [12] [27] .

Spectrele acestor stele prezintă linii de metale ionizate și neutre, cum ar fi Ca II , Fe I , Fe II, Cr II , Ti II [comm. 2] . În subclasele ulterioare, ele sunt mai pronunțate, iar liniile de hidrogen neutru sunt mai slabe [9] [21] [48] . Stelele din subclasa mai târziu decât F5 au o înveliș convectivă , astfel încât excesul sau deficiența anumitor elemente de la suprafață dispare din cauza amestecării cu straturi mai adânci. Astfel, practic nu există stele specifice din punct de vedere chimic în clasa târzie F, spre deosebire de clasa A (vezi mai sus ) [66] .

La punctul de cotitură pentru populațiile halou galactic și discul gros , există stele de clasa nu mai devreme decât F. Astfel, această clasă este cea mai timpurie pentru stelele populației II situate pe secvența principală [66] .

Un exemplu de stea de secvență principală de clasă F este Procyon (F5IV-V) [67] , un gigant este Ypsilon Pegasus (F8III) [68] , supergiganții de clasă F includ Arneb (F0Ia) [69] și Wesen (F8Ia) [70 ] .

Clasa G

Stelele din clasa G au temperaturi de 5000-6000 K. Culoarea unor astfel de stele este galbenă, indicii de culoare B−V sunt de aproximativ 0,6 m [12] [27] .

Cele mai vizibile în spectrele unor astfel de stele sunt liniile de metale, în special, fierul , titanul și în special liniile de Ca II [comm. 2] , atingând intensitatea maximă în subclasa G0. Liniile cian sunt vizibile în spectrele stelelor gigantice . Liniile de hidrogen sunt slabe și nu ies în evidență printre liniile metalice [9] [21] [48] . Liniile metalice se intensifică spre subclase spectrale târzii [71] .

Soarele aparține clasei G , datorită căreia stelele din clasa G din secvența principală prezintă un interes suplimentar. În plus, stelele pitice din clasele G și K sunt considerate cele mai potrivite pentru apariția și dezvoltarea vieții în sistemele lor planetare [72] .

Pe lângă Soare, care are clasa G2V, piticii din clasa G includ, de exemplu, Kappa¹ Ceti (G5V) [73] . Kappa Gemini (G8III-IIIb) [74] aparține giganților , iar Epsilon Gemini (G8Ib) [75] aparține supergiganților .

Clasa K

Stelele din clasa K au o temperatură la suprafață de 3800-5000 K. Culoarea lor este portocalie, iar indicii de culoare B−V sunt aproape de 1,0 m [12] [27] .

În spectrele unor astfel de stele, liniile metalice sunt clar vizibile, în special, Ca I [comm. 2] și alte elemente care sunt vizibile în stelele din clasa G. Liniile de hidrogen sunt foarte slabe și aproape invizibile pe fundalul numeroaselor linii metalice. Apar benzi largi de absorbție moleculară: de exemplu, benzi de TiO apar în subclasa K5 și mai târziu. Partea violetă a spectrului este deja destul de slabă [9] [21] [48] . În general, liniile de metale continuă să se intensifice spre subclasele ulterioare [71] .

Un exemplu de stea cu secvență principală de clasă K poate fi Epsilon Eridani (K2V) [76] , giganții includ Arcturus (K1.5III) [77] și Etamin (K5III) [78] și supergiganții Zeta Cephei (K1.5Ib) [ 77] 79] .

Clasa M

Temperatura stelelor din clasa M este de 2500-3800 K. Sunt roșii, indicii lor de culoare B−V sunt de aproximativ 1,5 m [12] [27] .

Spectrele acestor stele sunt străbătute de benzile de absorbție moleculară ale TiO și alți compuși moleculari. Se observă, de asemenea, multe linii de metale neutre, dintre care linia Ca I [comm. 2] este cel mai puternic [9] [21] [48] . Benzile de TiO sunt îmbunătățite în subclasele târzii [80] .

Există mai multe stele de clasa M decât toate celelalte combinate - 73% din numărul total. Giganții și supergiganții din această clasă sunt adesea variabili , iar variabilitatea lor este foarte lungă , de exemplu, ca Mira [22] [81] .

Stele din secvența principală de clasă M includ 40 Eridani C (M4.5V) [82] , un exemplu de gigant este Beta Pegasus (M2.5II-III) [83] , iar o supergigant este Betelgeuse (M1-M2Ia-Iab ) [ 83] 84] .

Clase de stele de carbon și zirconiu

Stelele de carbon și zirconiu sunt atribuite claselor C și respectiv S. Stelele din aceste clase au cel mai adesea aproximativ aceleași temperaturi de suprafață ca și stelele din clasa M, culoarea roșie și indicii lor de culoare B−V sunt de aproximativ 1,5 m . Aceste clase sunt de obicei considerate în succesiunea claselor principale ca o ramură a clasei K sau G [16] [48] .

Spectrele sunt, de asemenea, similare cu cele ale stelelor G, K și M târzii [85] . Stelele din clasa S diferă de ele prin aceea că, în loc de benzile TiO , benzile ZrO sunt cele mai pronunțate în spectrul lor [86] . Se observă și benzi ale altor compuși: YO , LaO . În spectrele stelelor din clasa C, în loc de benzile TiO, se observă și linii de carbon atomic și unii dintre compușii săi, de exemplu, C 2 , CN , CH[87] .

În trecut, în locul clasei C au fost folosite două clase: clasa R mai caldă și clasa N mai rece, dar s-au dovedit a se suprapune într-o oarecare măsură, ducând la combinarea lor într-o clasă comună. Cu toate acestea, mai târziu s-a dovedit că stelele din această clasă pot avea natură și trăsături spectrale diferite și, ținând cont de faptul că clasele de luminozitate nu sunt folosite pentru ele, au fost distinse mai multe subtipuri ale acestei clase [85] :

  • CR corespunde aproximativ clasei R depreciate.
  • CN aproximează clasa N învechită.
  • Spectrele CJ arată linii puternice ale izotopului de carbon 13C .
  • În spectrele CH, liniile compusului CH sunt puternice.
  • Spectrele C-Hd prezintă linii slabe de hidrogen și compușii săi.

Dintre stelele din clasele C și S, cele mai cunoscute sunt giganții și giganții strălucitori - stele ale ramului gigant asimptotic , în care conținutul de carbon de la suprafață crește puternic în acest stadiu [88] . Fiind stele de prima clasă M, se transformă în stele de clasa S, iar apoi trec în clasa C, prin urmare, clasele intermediare MS și SC sunt uneori folosite în clasificare. Cu toate acestea, sunt cunoscute stele pitice de carbon, care pot chiar depăși numărul giganților [85] .

Un exemplu de stea de carbon este U Giraffe [87] , iar o stea de zirconiu este S Ursa Major [86] .

Clase de pitice brune

Piticile brune  sunt obiecte care nu sunt suficient de masive pentru a susține fuziunea termonucleară a heliului în adâncimea lor pentru o lungă perioadă de timp. Sunt mai slabe și mai reci decât piticele roșii , așa că pentru ele sunt folosite și alte clase spectrale: L, T, Y în ordinea scăderii temperaturii. Această secvență este considerată ca o continuare a claselor principale după M [16] . Cele mai masive pitice brune pot aparține și clasei M, dar nu mai devreme decât subclasa M7 [89] .

Piticile brune sunt roșii închise, liniile TiO dispar în stelele timpurii din clasa L. Cele aparținând clasei L au temperaturi în intervalul 1300–2500 K [46] , iar spectrele lor conțin linii de metale alcaline, de exemplu, sodiu și rubidiu . Piticii din clasa T au temperaturi de 600–1300 K , iar spectrele lor se disting prin prezența liniilor de metan . În cele din urmă, temperatura piticilor din clasa Y nu depășește 600 K , iar benzile de absorbție de apă și amoniac sunt vizibile în spectrele lor [12] [16] [90] .

Clasele de stele Wolf-Rayet

Stelele Wolf-Rayet  sunt o clasă de stele luminoase, masive, cu temperaturi peste 25.000 K , care se evidențiază ca o clasă spectrală separată W sau WR [47] [91] [92] .

Caracteristica principală a spectrelor unor astfel de stele sunt liniile de emisie luminoase și largi ale HI , He I-II , N III-V , C III-IV , O III-V [comm. 2] . Lățimea lor poate fi de 50-100 angstromi , iar la maximul liniei intensitatea radiației poate fi de 10-20 de ori mai mare decât intensitatea regiunilor învecinate ale spectrului continuu [93] [94] .

În funcție de aspectul spectrelor lor, stelele Wolf-Rayet sunt împărțite în trei subtipuri: WN, WC, WO. Spectrele stelelor din aceste subtipuri, respectiv, sunt dominate de linii de azot, carbon și oxigen [92] . Împărțirea în subclase diferă de cea adoptată pentru principalele clase spectrale: se folosesc subclase de la WN2 la WN11, de la WC4 la WC9 și de la WO1 la WO4 [95] .

Stelele Wolf-Rayet sunt părțile centrale ale stelelor masive din clasa O care și-au pierdut învelișul de hidrogen din cauza vântului stelar puternic sau a influenței unui însoțitor într-un sistem binar apropiat . În procesul de evoluție , stelele trec din clasa WN la WC și apoi la WO [92] [96] .

Clase de pitice albe și nebuloase planetare

Adesea , piticele albe sunt considerate nu ca o clasă separată de luminozitate, ci ca o clasă spectrală D separată. Spectrele lor se disting prin linii de absorbție mult mai largi decât cele ale altor stele. În caz contrar, spectrele acestor stele pot varia foarte mult, deci există 6 subtipuri principale ale clasei D [97] :

  • Doar liniile de hidrogen din seria Balmer sunt observate în spectrele DA .
  • Doar liniile He I sunt prezente în spectrele DB [comm. 2] .
  • În spectrele DC, adâncimea liniei nu este mai mare de 5% din intensitatea spectrului continuu.
  • Liniile He II sunt puternice în spectrele DO, împreună cu liniile He I și H.
  • Spectrele DZ arată linii de elemente mai grele decât heliul în absența liniilor de hidrogen și heliu.
  • Spectrele DQ au linii de atomi de carbon sau molecule .

Dacă spectrul unei pitice albe conține linii care apar în diferite subtipuri, se folosesc mai multe litere corespunzătoare în plus față de D: de exemplu, dacă liniile de carbon, oxigen și heliu ionizat sunt vizibile în spectru, atunci clasa va fi desemnată ca DZQO [98] .

Valorile temperaturii piticelor albe sunt, de asemenea, într-o gamă largă: de la câteva mii la mai mult de o sută de mii de kelvin [99] . Subclasa unei pitice albe este determinată de temperatura efectivă și, de exemplu, pentru piticele albe din clasa DA, pot exista subclase de la 0,1 (scris ca DA.1) la 13 [97] .

Piticele albe sunt rămășițele stelelor care au dimensiuni de ordinul Pământului și o masă de ordinul Soarelui [100] . Lățimea liniilor lor de absorbție este cauzată de accelerația mare a căderii libere pe suprafața lor [97] .

Piticile albe includ, de exemplu, Sirius B din clasa DA1.9 [101] , precum și Procyon B din clasa DQZ [102] .

Nebuloaselor planetare li se atribuie o clasă separată P [47] , iar stelele lor centrale, care se transformă în pitice albe, pot fi clasificate împreună cu alte obiecte: pitice albe, subpitici de clasa O sau chiar stele Wolf-Rayet [103] .

Clase de noi și supernove

Clasa Q [47] este folosită pentru a desemna stele noi , dar există și o clasificare mai detaliată care ține cont de curba luminii și de forma spectrului noii după lumina maximă. Spectrele noilor stele la luminozitate maximă sunt continue cu linii de absorbție asemănătoare cu cele ale supergiganților din clasa A sau F, dar pe măsură ce luminozitatea scade, apar linii de emisie [104] [105] .

Supernovele sunt împărțite în primul rând prin prezența liniilor spectrale de hidrogen: dacă sunt prezente, supernova este clasificată ca tip II , în absență - ca tip I. Supernovele de tip I sunt, de asemenea, împărțite în tipuri Ia , Ib, Ic: în spectre. de supernove de tip Ia există linii Si II [comm. 2] , în timp ce spectrele lui Ib și Ic diferă, respectiv, prin prezența sau absența liniilor He I . Supernovele de tip II diferă în principal în curbele luminoase, dar există și diferențe în spectre: de exemplu, în supernovele de tip IIb spectrele devin în cele din urmă similare cu cele din clasa Ib, iar spectrele cu linii de absorbție anormal de înguste sunt clasificate ca clasa IIn . 106] .

Atât noile, cât și supernovele sunt variabile cataclismice care le măresc brusc luminozitatea, care apoi scade treptat. În stele noi, acest lucru se întâmplă ca urmare a unei explozii termonucleare pe suprafața unei pitice albe, care a extras o cantitate suficientă de materie din steaua însoțitoare. Exploziile de supernove pot fi cauzate de diverse mecanisme, dar în orice caz, spre deosebire de stele noi, ele duc la distrugerea stelei în sine [107] .

Istorie

O condiție prealabilă pentru crearea unei clasificări spectrale a stelelor a fost apariția spectroscopiei . În 1666, Isaac Newton a observat spectrul Soarelui , dar primul rezultat serios a fost obținut în 1814: Josef Fraunhofer a descoperit linii întunecate de absorbție în spectrul Soarelui, care mai târziu au devenit cunoscute sub numele de linii Fraunhofer . În 1860, Gustav Kirchhoff și Robert Bunsen au stabilit că aceste linii sunt generate de anumite elemente chimice [2] [108] [109] .

Cursuri Secchi

Angelo Secchi a făcut una dintre primele încercări de a clasifica stelele după spectrele lor în anii 1860 . În 1863, el a împărțit stelele în două clase: I, corespunzătoare claselor timpurii moderne și II, corespunzătoare celor de mai târziu. În anii următori, Secchi a introdus clasa III, care includea stele din clasa M, și apoi clasa IV, care includea stele de carbon. În cele din urmă, pentru stelele cu linii de emisie, el a evidențiat clasa V [110] .

Secchi nu a fost primul care a clasificat spectrele stelare - în același timp, oameni de știință precum Giovanni Donati , George Airy , William Huggins și Lewis Rutherford făceau acest lucru și au adus, de asemenea, o contribuție semnificativă la studiul lor. Cu toate acestea, dintre contemporanii săi, Secchi a fost cel mai de succes în observații. El a clasificat aproximativ 4000 de stele, iar clasificarea sa a fost cea mai utilizată în a doua jumătate a secolului al XIX-lea [109] [110] [111] .

Clasificare Harvard

La sfârșitul secolului al XIX-lea și începutul secolului al XX-lea, clasificarea spectrală a fost dezvoltată de astronomii de la Observatorul Harvard . În 1872, Henry Draper a făcut prima fotografie a spectrului lui Vega , dar lucrările extinse au început în 1885, când directorul observatorului, Edward Pickering , a organizat un studiu spectroscopic al întregului cer [47] [112] .

Analiza spectrelor a fost încredințată Williaminei Fleming , iar în 1890 a apărut primul catalog, în care peste 10 mii de stele au fost împărțite în 16 clase. Clasele erau notate cu litere latine de la A la Q cu o omisiune J, iar 13 dintre ele erau subtipuri ale primelor patru clase Secchi, iar clasele mergeau în ordinea slăbirii liniilor de hidrogen [113] . Unele dintre aceste clase au fost păstrate în clasificarea modernă, deși unele au fost ulterior abandonate: de exemplu, clasa C includea stele cu linii duble, a căror apariție s-a dovedit de fapt a fi o eroare instrumentală [112] [114] .

Antonia Mori a lucrat în același timp cu spectre mai detaliate de stele mai strălucitoare, pe care le-a împărțit în 22 de clase de la I la XXII. În clasificarea ei, cea mai veche clasă a fost cea care corespundea clasei moderne B, în timp ce în clasificările anterioare clasa A era considerată ca având cele mai puternice linii de hidrogen. În plus, clasificarea lui Mori a luat în considerare pentru prima dată tipul de linii: au fost luate în considerare linii de lățime medie, neclare sau înguste. În ciuda acestor inovații, clasificarea nu a fost dezvoltată în continuare [112] .

Alte contribuții importante au fost aduse de Annie Cannon . Ea a finalizat schema de clasificare alfabetică a lui Fleming: în special, unele clase au fost respinse, iar restul au fost aranjate în ordinea scăderii temperaturii. Secvența claselor principale a căpătat forma sa modernă - O, B, A, F, G, K, M. În plus, Cannon a adăugat subclase, iar până în 1912 sistemul de clasificare a fost finalizat. În 1922, sistemul a fost adoptat de Uniunea Astronomică Internațională , iar până în 1924 a fost publicat integral catalogul Henry Draper , în care au fost clasificate peste 225 de mii de stele. Sistemul în sine a fost numit clasificarea Harvard [47] sau sistemul Draper [112] .

Clasificare Yerk

În perioada în care s-a dezvoltat clasificarea Harvard, a devenit cunoscut faptul că luminozitățile stelelor din aceeași clasă pot diferi, iar spectrele stelelor mai strălucitoare și mai slabe se dovedesc, de asemenea, a fi diferite. Aceasta a indicat necesitatea rafinării clasificării [115] .

După aceea, William Morgan a descoperit că în cadrul fiecărui grup de pe diagrama Hertzsprung-Russell , stelele au aproape aceeași accelerație de cădere liberă , care poate fi măsurată din lățimea liniilor spectrale (vezi mai sus ) [13] . Astfel, clasificarea stelelor în funcție de lățimea liniilor lor spectrale s-a dovedit a fi convenabilă. În 1943, Morgan și doi colegi - Philip Keenan și Edith Kellmana publicat Atlasul Spectrelor Stelare [116] , în care au fost introduse clase de luminozitate și au fost luate în considerare în detaliu efectele de luminozitate. Acest sistem a devenit cunoscut sub numele de clasificarea Yerke după numele observatorului unde a fost dezvoltat [10] , sau sistemul Morgan-Keenan [115] .

Dezvoltare ulterioară

Clasificarea Yerkes a devenit rapid un instrument important pentru astronomie și este încă în uz astăzi, dar a fost modificată de la începuturile sale. De exemplu, după descoperirea piticelor brune în 1994 [117] , pentru aceste obiecte a fost introdusă clasa L, iar apoi clasele T și Y [12] . De asemenea, clasificarea a fost afectată de o creștere a preciziei spectroscopiei. Clasa spectrală O, a cărei subclasă cea mai veche a fost inițial O5, a fost extinsă la subclasa O2 până în 2002 [15] [118] .

Note

Comentarii

  1. ↑ Sunt utilizate diferite denumiri pentru diferiți parametri de linie.
  2. ↑ 1 2 3 4 5 6 7 8 9 10 Cifra romană după desemnarea elementului indică gradul de ionizare al acestuia. I este un atom neutru, II este un element ionizat individual, III este dublu ionizat și așa mai departe.

Surse

  1. ↑ Star - Spectre stelare  . Enciclopedia Britannica . Preluat la 14 aprilie 2021. Arhivat din original la 1 ianuarie 2018.
  2. ↑ 1 2 3 Karttunen și colab., 2007 , p. 207.
  3. ↑ Surdin, 2015 , p. 148-149.
  4. ↑ Kononovici, Moroz, 2004 , p. 368-370.
  5. ↑ 1 2 Gray, Corbally, 2009 , p. 32.
  6. ↑ Kononovici, Moroz, 2004 , p. 369.
  7. ↑ Yungelson L. R. Clase spectrale de stele . Marea Enciclopedie Rusă . Preluat la 14 aprilie 2021. Arhivat din original la 26 octombrie 2020.
  8. ↑ Gray, Corbally, 2009 , pp. 21-25.
  9. ↑ 1 2 3 4 5 6 7 Dragă D. Tip spectral . Internet Enciclopedia Științei . Preluat la 14 aprilie 2021. Arhivat din original la 15 aprilie 2021.
  10. ↑ 1 2 3 4 Karttunen și colab., 2007 , p. 212.
  11. ↑ 1 2 3 Kononovich, Moroz, 2004 , p. 377.
  12. ↑ 1 2 3 4 5 6 7 8 9 10 11 12 13 Clasificare stelar  . Enciclopedia Britannica . Preluat la 14 aprilie 2021. Arhivat din original la 3 mai 2021.
  13. ↑ 1 2 3 Berlind P. O notă despre atlasul spectral și clasificarea spectrală . Centrul pentru Astrofizică Harvard și Smithsonian . Preluat la 16 aprilie 2021. Arhivat din original la 4 aprilie 2021.
  14. ↑ Kononovici, Moroz, 2004 , p. 369-370.
  15. ↑ 1 2 3 Walborn NR, Howarth ID, Lennon DJ, Massey P., Oey MS Un nou sistem de clasificare spectrală pentru primele stele O: Definiția tipului O2  //  The Astronomical Journal . - Bristol: IOP Publishing , 2002. - 1 mai (vol. 123). - P. 2754-2771. — ISSN 0004-6256 . - doi : 10.1086/339831 . Arhivat din original pe 5 octombrie 2018.
  16. ↑ 1 2 3 4 5 6 Karttunen și colab., 2007 , pp. 209-210.
  17. ↑ Gray, Corbally, 2009 , p. 34.
  18. ↑ Darling D. Stele de tip timpuriu . Internet Enciclopedia Științei . Preluat la 28 mai 2021. Arhivat din original la 25 noiembrie 2021.
  19. ↑ Masevich A. G. Clase spectrale de stele . Astronet . Preluat la 14 aprilie 2021. Arhivat din original la 12 iulie 2021.
  20. ↑ 1 2 3 Kononovich, Moroz, 2004 , p. 370.
  21. ↑ 1 2 3 4 5 6 7 Karttunen și colab., 2007 , p. 210.
  22. ↑ 1 2 Dragă D. Numărul de stele . Internet Enciclopedia Științei . Consultat la 14 aprilie 2021. Arhivat din original pe 9 iunie 2021.
  23. ↑ 1 2 3 Zombeck MV Handbook of Space Astronomy and Astrophysics 71, 78. Cambridge University Press . Preluat la 1 aprilie 2021. Arhivat din original la 29 decembrie 2010.
  24. ↑ Karttunen și colab., 2007 , p. 216.
  25. ↑ Tipuri spectrale de stele: OBAFGKM . Astronet . Preluat la 15 aprilie 2021. Arhivat din original la 15 aprilie 2021.
  26. ↑ Gray, Corbally, 2009 , pp. 567-568.
  27. ↑ 1 2 3 4 5 6 7 8 Kononovich, Moroz, 2004 , p. 373.
  28. ↑ Kononovici, Moroz, 2004 , p. 376-377.
  29. ↑ Diagrama Hertzsprung-Russell . Astronomie . Universitatea de Tehnologie Swinburne . Preluat la 16 aprilie 2021. Arhivat din original la 16 aprilie 2021.
  30. ↑ 1 2 3 4 Yungelson L.R. Clase de luminozitate . Marea Enciclopedie Rusă . Preluat la 16 aprilie 2021. Arhivat din original la 16 aprilie 2021.
  31. ↑ Surdin, 2015 , p. 148-150.
  32. ↑ Surdin, 2015 , p. 149.
  33. ↑ Darling D. Secvența principală . Internet Enciclopedia Științei . Preluat la 16 aprilie 2021. Arhivat din original la 29 octombrie 2020.
  34. ↑ Surdin, 2015 , p. 150.
  35. ↑ Gray, Corbally, 2009 , p. 44.
  36. ↑ Karttunen și colab., 2007 , pp. 212-213.
  37. ↑ Kononovici, Moroz, 2004 , p. 377-378.
  38. ↑ Kononovici, Moroz, 2004 , p. 370-371.
  39. ↑ Crowthers P. Clasificarea Spectrelor Stelare . Grupul de astrofizică UCL . Colegiul Universitar din Londra . Preluat la 16 aprilie 2021. Arhivat din original la 2 februarie 2021.
  40. ↑ 1 2 Gray, Corbally, 2009 , pp. 135-137.
  41. ↑ Gray, Corbally, 2009 , pp. 71-73.
  42. ↑ Gray, Corbally, 2009 , pp. 74-75.
  43. ↑ Grey RO Extinderea sistemului de clasificare spectrală MK la populația intermediară de stele de tip II F  //  The Astronomical Journal . - Bristol: IOP Publishing , 1989. - 1 septembrie (vol. 98). - P. 1049-1062. — ISSN 0004-6256 . - doi : 10.1086/115195 .
  44. ↑ Bailer-Jones CAL, Irwin M., von Hippel T. Automated classification of stellar spectra - II. Clasificare bidimensională cu rețele neuronale și analiza componentelor principale  // Monthly Notices of the Royal Astronomical Society  . - N. Y. : Wiley-Blackwell , 1998. - 1 august (vol. 298). - P. 361-377. — ISSN 0035-8711 . - doi : 10.1046/j.1365-8711.1998.01596.x .
  45. ↑ Dragul D. Procyon . Internet Enciclopedia Științei . Preluat la 16 aprilie 2021. Arhivat din original la 18 aprilie 2021.
  46. ↑ 1 2 Gray, Corbally, 2009 , p. 568.
  47. ↑ 1 2 3 4 5 6 Karttunen și colab., 2007 , p. 209.
  48. ↑ 1 2 3 4 5 6 7 8 Kononovich, Moroz, 2004 , p. 369-373.
  49. ↑ Gray, Corbally, 2009 , pp. 66-67.
  50. ↑ 12 Karttunen și colab., 2007 , p. 214.
  51. ↑ Gray, Corbally, 2009 , pp. 102-104.
  52. ↑ Gray, Corbally, 2009 , p. 67.
  53. ↑ Gray, Corbally, 2009 , p. 66.
  54. ↑ Alpha camelopardalis . SIMBAD . Preluat la 18 aprilie 2021. Arhivat din original la 21 aprilie 2021.
  55. ↑ Theta1 Orionis C. SIMBAD . Preluat la 18 aprilie 2021. Arhivat din original la 18 aprilie 2021.
  56. ↑ Gray, Corbally, 2009 , pp. 115-116.
  57. ↑ Rigel . SIMBAD . Preluat la 18 aprilie 2021. Arhivat din original la 18 aprilie 2021.
  58. ↑ Tau Orionis . SIMBAD . Consultat la 18 aprilie 2021. Arhivat din original pe 19 aprilie 2021.
  59. ↑ Eta Aurigae . SIMBAD . Preluat la 18 aprilie 2021. Arhivat din original la 21 aprilie 2021.
  60. ↑ 18 Tauri . SIMBAD . Preluat la 18 aprilie 2021. Arhivat din original la 21 aprilie 2021.
  61. ↑ Gray, Corbally, 2009 , pp. 160-162.
  62. ↑ Vega . SIMBAD . Preluat la 18 aprilie 2021. Arhivat din original la 21 aprilie 2021.
  63. ↑ Denebola . SIMBAD . Preluat la 18 aprilie 2021. Arhivat din original la 22 decembrie 2015.
  64. ↑ Thuban . SIMBAD . Preluat la 18 aprilie 2021. Arhivat din original la 21 aprilie 2021.
  65. ↑ Eta Leonis . SIMBAD . Preluat la 18 aprilie 2021. Arhivat din original la 21 aprilie 2021.
  66. ↑ 1 2 Gray, Corbally, 2009 , p. 221.
  67. ↑ Procion . SIMBAD . Preluat la 18 aprilie 2021. Arhivat din original la 14 octombrie 2013.
  68. ↑ Upsilon Pegasi . SIMBAD . Preluat la 18 aprilie 2021. Arhivat din original la 21 aprilie 2021.
  69. ↑ Arneb . SIMBAD . Consultat la 18 aprilie 2021. Arhivat din original pe 19 aprilie 2021.
  70. ↑ Wezen . SIMBAD . Preluat la 18 aprilie 2021. Arhivat din original la 20 aprilie 2021.
  71. ↑ 1 2 Gray, Corbally, 2009 , p. 259.
  72. ↑ Gray, Corbally, 2009 , pp. 259, 270-273.
  73. ↑ Kappa1 Ceti . SIMBAD . Preluat la 18 aprilie 2021. Arhivat din original la 20 aprilie 2021.
  74. ↑ Kappa geminorum . SIMBAD . Preluat la 18 aprilie 2021. Arhivat din original la 21 aprilie 2021.
  75. ↑ Epsilon Geminorum . SIMBAD . Preluat la 18 aprilie 2021. Arhivat din original la 20 aprilie 2021.
  76. ↑ Epsilon Eridani . SIMBAD . Preluat la 18 aprilie 2021. Arhivat din original la 20 aprilie 2021.
  77. ↑ Arcturus . SIMBAD . Preluat la 18 aprilie 2021. Arhivat din original la 20 aprilie 2021.
  78. ↑ Gamma Draconis . SIMBAD . Preluat la 18 aprilie 2021. Arhivat din original la 20 aprilie 2021.
  79. ↑ Zeta Cephei . SIMBAD . Consultat la 18 aprilie 2021. Arhivat din original pe 19 aprilie 2021.
  80. ↑ Gray, Corbally, 2009 , p. 294.
  81. ↑ Gray, Corbally, 2009 , p. 293.
  82. ↑ 40 Eridani C . SIMBAD . Consultat la 18 aprilie 2021. Arhivat din original pe 19 aprilie 2021.
  83. ↑ Beta Pegasi . SIMBAD . Preluat la 18 aprilie 2021. Arhivat din original la 21 aprilie 2021.
  84. ↑ Betelgeuse . SIMBAD . Preluat la 18 aprilie 2021. Arhivat din original la 20 aprilie 2021.
  85. ↑ 1 2 3 Gray, Corbally, 2009 , pp. 306-324.
  86. ↑ 12 Darling D. S star . Internet Enciclopedia Științei . Consultat la 18 aprilie 2021. Arhivat din original pe 6 aprilie 2009.
  87. ↑ 12 Darling D. Steaua de carbon . Internet Enciclopedia Științei . Preluat la 18 aprilie 2021. Arhivat din original la 20 aprilie 2021.
  88. ↑ Weiss A., Ferguson JW Noi modele de ramuri gigant asimptotice pentru o serie de metalități  // Astronomy & Astrophysics  . — Paris: EDP Sciences , 2009-12-01. — Vol. 508. - P. 1343-1358. — ISSN 1432-0746 0004-6361, 1432-0746 . - doi : 10.1051/0004-6361/200912043 . Arhivat din original pe 17 iunie 2021.
  89. ↑ Dragul D. Pitic brun . Internet Enciclopedia Științei . Consultat la 18 aprilie 2021. Arhivat din original pe 28 aprilie 2021.
  90. ↑ Allard F., Homeier D. Pitici  bruni  // Scholarpedia . — 17-12-2007. — Vol. 2 , iss. 12 . — P. 4475 . — ISSN 1941-6016 . doi : 10.4249 /scholarpedia.4475 . Arhivat 21 mai 2021.
  91. ↑ Wolf-Rayet Star . Astronomie . Universitatea de Tehnologie Swinburne . Preluat la 18 aprilie 2021. Arhivat din original la 20 octombrie 2020.
  92. ↑ 1 2 3 Cherepashchuk A. M. Stele Wolf-Rayet . Marea Enciclopedie Rusă . Preluat la 20 aprilie 2021. Arhivat din original la 25 februarie 2021.
  93. ↑ Kononovici, Moroz, 2004 , p. 407.
  94. ↑ Cherepashchuk A. M. Stele Wolf-Rayet . Astronet . Preluat la 18 aprilie 2021. Arhivat din original la 12 decembrie 2012.
  95. ↑ Crowther PA Physical Properties of Wolf-Rayet Stars  // Annual Review of Astronomy and Astrophysics  . - Palo Ato: Annual Reviews , 2007. - 1 septembrie (vol. 45). - P. 177-219. — ISSN 0066-4146 . - doi : 10.1146/annurev.astro.45.051806.110615 . Arhivat din original pe 11 octombrie 2019.
  96. ↑ Gray, Corbally, 2009 , p. 441.
  97. ↑ 1 2 3 Gray, Corbally, 2009 , pp. 472-476.
  98. ↑ Liebert J., Sion EM The Spectroscopic Classification of White Dwarfs: Unique Requirements and Challenges  // Procesul MK la 50 de ani. - San Franciscto: Societatea Astronomică a Pacificului , 1994. - Vol. 60. - P. 64.
  99. ↑ Pitic alb . Astronomie . Universitatea de Tehnologie Swinburne . Preluat la 20 aprilie 2021. Arhivat din original la 3 octombrie 2018.
  100. ↑ Dragul D. Pitic alb . Internet Enciclopedia Științei . Preluat la 20 aprilie 2021. Arhivat din original la 23 aprilie 2021.
  101. ↑ Sirius B. SIMBAD . Preluat la 20 aprilie 2021. Arhivat din original la 20 aprilie 2021.
  102. ↑ Procyon B. SIMBAD . Preluat la 20 aprilie 2021. Arhivat din original la 20 aprilie 2021.
  103. ↑ Gray, Corbally, 2009 , p. 472.
  104. ↑ Williams RE, Hamuy M., Phillips MM, Heathcote SR, Wells L. The evolution and classification of postoutburst novae spectra  //  The Astrophysical Journal . - Bristol: IOP Publishing , 1991. - 1 august (vol. 376). - P. 721-737. — ISSN 0004-637X . - doi : 10.1086/170319 . Arhivat din original pe 17 iulie 2017.
  105. ↑ Gray, Corbally, 2009 , pp. 482-494.
  106. ↑ Gray, Corbally, 2009 , pp. 497-504.
  107. ↑ Karttunen și colab., 2007 , pp. 286-288.
  108. ↑ Gray, Corbally, 2009 , p. unu.
  109. ↑ 1 2 Istoria astronomiei . Institutul de Istorie a Științelor Naturale și Tehnologiei. SI. Vavilov . Preluat la 21 aprilie 2021. Arhivat din original la 29 iunie 2020.
  110. ↑ 1 2 Gray, Corbally, 2009 , pp. 1-3.
  111. ↑ Dragul D. Secchi, Rev. Pietro Angelo (1818-1878 ) Internet Enciclopedia Științei . Consultat la 21 aprilie 2021. Arhivat din original pe 27 aprilie 2012.
  112. ↑ 1 2 3 4 Gray, Corbally, 2009 , pp. 4-8.
  113. ↑ Richmond M. Clasificarea spectrelor stelare . Institutul de Tehnologie Rochester. Preluat la 22 aprilie 2021. Arhivat din original la 14 februarie 2021.
  114. ↑ Pickering EC Catalogul Draper al spectrelor stelare fotografiate cu telescopul Bache de 8 inchi ca parte a memorialului Henry Draper  // Observatorul Colegiului Annals of Harvard. - Harvard: Observatorul Colegiului Harvard , 1890. - Vol. 27. - P. 1-6. Arhivat 2 mai 2019.
  115. ↑ 1 2 Gray, Corbally, 2009 , pp. 8-10.
  116. ↑ Morgan WW, Keenan PC, Kellman E. An Atlas of Stellar Spectra  // University of Chicago Press  . - 1943. Arhivat 14 aprilie 2021.
  117. ↑ Astronomii anunță prima dovadă clară a unei  pitici maro . NASA . Data accesului: 23 aprilie 2021.
  118. ↑ Gray, Corbally, 2009 , pp. 15-16.

Literatură

  • Kononovich E. V., Moroz V. I. Curs general de astronomie. — al 2-lea, corectat. — M .: URSS , 2004. — 544 p. — ISBN 5-354-00866-2 .
  • Surdin VG Astronomie: secolul XXI. - Ed. a 3-a. - Fryazino: Vek 2, 2015. - 608 p. — ISBN 978-5-85099-193-7 .
  • Grey RO, Corbally CJ Clasificare spectrală stelară . — Princeton; Woodstock: Princeton University Press , 2009. - 592 p. - ISBN 978-0-691-12510-7 .
  • Karttunen H., Kroger P., Oja H., Poutanen M., Donner KJ Fundamental Astronomy . — ediția a 5-a. — Berlin; Heidelberg; N.Y .: Springer , 2007. - 510 p. — ISBN 978-3-540-34143-7 .
  Accesați articolul Wikidata  Dicționare și enciclopedii
În cataloagele bibliografice