Location via proxy:   [ UP ]  
[Report a bug]   [Manage cookies]                
Прејди на содржината

Ѕвездена класификација

Од Википедија — слободната енциклопедија
Едноставна табела за класификација на главните типови ѕвезди користејќи ја Харвардската класификација

Ѕвездена класификација — класификација на ѕвездите врз основа на температурата на фотосферата и нејзиното поврзување со спектралните одлики..Електромагнетното зрачење од ѕвездата се анализира со нејзиното делење со призма или дифракциона решетка во спектар што го прикажува виножитото од бои прошарани со спектрални линии. Секоја линија означува одреден хемиски елемент или молекула, при што јачината на линијата укажува на изобилството на тој елемент. Јачините на различните спектрални линии варираат главно поради температурата на фотосферата, иако во некои случаи постојат вистински разлики во изобилството. Спектралната класа на ѕвездата е краток код кој првенствено ја сумира состојбата на јонизација, давајќи објективна мерка за температурата на фотосферата.

Повеќето ѕвезди моментално се класифицирани според Морган-Кинановиот систем (МК) со помош на буквите O, B, A, F, G, K и М, низа од најжешкиот (тип О) до најстудениот (тип М). Секоја класа на букви потоа се дели со помош на нумерички број со 0 која е најжешка, а 9 е најстудена (на пр., A8, A9, F0 и F1 формираат низа од потопла до поладна). Низата е проширена со три класи за други ѕвезди кои не се вклопуваат во класичниот систем: W, S и C. На некои неѕвездени објекти им се доделени и букви: D за бели џуџиња и L, T и Y за кафеави џуџиња.

Во Морган-Кинановиот систем, сјајносната класа се додава на спектралната класа со помош на римски бројки. Ова се заснова на ширината на одредени линии на апсорпција во спектарот на ѕвездите, кои варираат во зависност од густината на атмосферата и така ги разликуваат џиновските ѕвезди од џуџињата. Класа на осветленост 0 или Ia+ се користи за хиперџинови, класа I за суперџинови, класа II за светли џинови, класа III за обични џинови, класа IV за подџинови, класа V за ѕвезди од главната низа, класа sd (или VI ) за подџуџиња и класа D (или VII ) за бели џуџиња. Целосната спектрална класа за Сонцето е тогаш G2V, што укажува на ѕвезда од главната низа со температура на површината околу 5.800 К.

Конвенционален опис на боја

[уреди | уреди извор]

Конвенционалниот опис на бојата го зема предвид единствено врвот на ѕвездениот спектар. Меѓутоа, всушност, ѕвездите зрачат во сите делови на спектарот. Бидејќи сите спектрални бои комбинирани изгледаат бели, вистинските очигледни бои што би ги забележал човечкото око се многу посветли отколку што би сугерирале обичните описи на бои. Оваа карактеристика на „леснотија“ покажува дека поедноставеното доделување на боите во спектарот може да биде погрешно. Со исклучок на ефектите на контраст на бои при слаба светлина, во типични услови на гледање нема зелени, цијанови, индиго или виолетови ѕвезди. „Жолтите“ џуџиња како Сонцето се бели, „црвените“ џуџиња се длабока нијанса на жолта/портокалова, а „кафеавите“ џуџиња не изгледаат буквално кафеави, но хипотетички би изгледале слабо црвени или сиви/црни на блискиот набљудувач.

Современа класификација

[уреди | уреди извор]

Современиот систем на класификација е познат како класификација Морган–Кинанов систем (МК). На секоја ѕвезда ѝ е доделена спектрална класа (од постарата спектрална Харвардска класификација, која не вклучувала сјајност [1] ) и сјајносна класа користејќи римски бројки како што е објаснето подолу, формирајќи го спектралниот тип на ѕвездата.

Другите современи системи за класификација на ѕвездите, како што е системот UBV, се засноваат на боен показател - измерените разлики во три или повеќе величини на бои.[2] На тие броеви им се дадени ознаки како „U−V“ или „B−V“, кои ги претставуваат боите поминати од два стандардни филтри (на пр. U ltraviolet, B lue и V isual).

Харвардска спектрална класификација

[уреди | уреди извор]

Харвардскиот систем е еднодимензионален модел за класификација на астрономот Ени Џамп Канон, која повторно го наредил и поедноставил претходниот азбучен систем од Дрејпер (види Историја). Ѕвездите се групирани според нивните спектрални карактеристики по единечни букви од азбуката, опционално со нумерички поделби. Ѕвездите од главната низа варираат во површинската температура од приближно 2.000 до 50.000 К, додека повеќе развојни ѕвезди можат да имаат температури над 100.000 К. Физички, класите ја покажуваат температурата на атмосферата на ѕвездата и вообичаено се наведени од најтопли до најстудени.

Класа Делотворна температура [3][4] Обичајо опишана боја [5][6][б 1] Вистинска привидна боја (D65)[5][7][8][б 2] Маса [3][9]

(сончеви маси) 		Полупречник[3][9]

(сончеви полупречници ) 		Сјајност[3][9]

(болометриска ) 		Водородни

линии

Застапеност во

главнонизните ѕвезди[б 3][10]
O ≥ 33,000 K сина blue ≥ 16 M☉ ≥ 6.6 R☉ ≥ 30,000 L☉ Weak 0.00003%
B 10,000–33,000 K синобела deep bluish white 2.1–16 M☉ 1.8–6.6 R☉ 25–30,000 L☉ Medium 0.12%
A 7,300–10,000 K бела bluish white 1.4–2.1 M☉ 1.4–1.8 R☉ 5–25 L☉ Strong 0.61%
F 6,000–7,300 K жолтобела white 1.04–1.4 M☉ 1.15–1.4 R☉ 1.5–5 L☉ Medium 3.0%
G 5,300–6,000 K жолта yellowish white 0.8–1.04 M☉ 0.96–1.15 R☉ 0.6–1.5 L☉ Weak 7.6%
K 3,900–5,300 K светло портокалова pale yellowish orange 0.45–0.8 M☉ 0.7–0.96 R☉ 0.08–0.6 L☉ Very weak 12%
M 2,300–3,900 K портокалово црвена light orangish red 0.08–0.45 M☉ ≤ 0.7 R☉ ≤ 0.08 L☉ Very weak 76%

Вообичаен мнемоник за запомнување на редоследот на буквите од спектрален тип, од најтопли до најстудени, е „ O h, B e A F ine G uy/ G irl: K iss M e!“, (О, биди добар дечко/девојка: Бакни ме!) или друг е „ Нашите светли астрономи често генерираат убиствени мнемоници“ .[11]

Спектралните класи О до М, како и други поспецијализирани класи за кои се дискутира подоцна, се поделени со арапски бројки (0–9), каде што 0 ги означува најжешките ѕвезди од дадена класа. На пример, А0 ги означува најжешките ѕвезди во класата А и А9 ги означуваат најстудени. Дробните броеви се дозволени; на пример, ѕвездата Ми Рамнило е класифицирана како О9.7.[12] Сонцето е класифицирано како G2.[13]

Фактот дека харвардската класификација на ѕвезда ја означува нејзината површинска или фотосферска температура (или попрецизно, нејзината делотворна температура) не била целосно разбрана дури по нејзиниот развој, иако до моментот кога бил формулиран првиот Херцшпрунг-Раселов дијаграм (до 1914 година). генерално се сомневало дека ова е вистина. Во 1920-тите, индискиот физичар Мегнад Саха извел теорија за јонизација со проширување на добро познатите идеи во физичката хемија кои се однесуваат на дисоцијација на молекулите со јонизација на атомите. Прво го применил на сончевата хромосфера, а потоа на ѕвездените спектри.[14]

Астрономот од Харвард Сесилија Пејн тогаш покажала дека спектралната низа OBAFGKM е всушност низа во температурата. Бидејќи секвенцата на класификација претходи на нашето разбирање дека се работи за температурна низа, поставувањето на спектарот во даден подтип, како што се B3 или A7, зависи од (во голема мера субјективни) проценки на јачината на карактеристиките на апсорпција во ѕвездените спектри. Како резултат на тоа, овие подтипови не се рамномерно поделени на какви било математички репрезентативни интервали.

Јеркисова спектрална класификација

[уреди | уреди извор]

Јеркисовата спектрална класификација, исто така наречена МК, или Морган-Кинанова класификација) [15][16] системот од иницијалите на авторите, е воведен систем на ѕвездена спектрална класификација во 1943 година од Вилијам Вилсон Морган, Филип К. Кинан и Едит Келман од Јеркисовата опсерваторија.[17] Овој дводимензионален ( температура и сјајност) модел за класификација се заснова на спектрални линии чувствителни на ѕвездената температура и површинска гравитација, која е поврзана со сјајноста (додека Харвардската класификација се заснова само на температурата на површината). Подоцна, во 1953 година, по некои ревизии на списокот на стандардни ѕвезди и критериумите за класификација, моделот бил именуван како Морган–Кинанова класификација, или МК,[18] која останува во употреба и денес.

Погустите ѕвезди со поголема површинска гравитација покажуваат поголемо проширување на притисокот на спектралните линии. Гравитацијата, а со тоа и притисокот, на површината на џиновска ѕвезда е многу помала отколку кај џуџеста ѕвезда бидејќи полупречникот на џинот е многу поголем од џуџе со слична маса. Затоа, разликите во спектарот може да се толкуваат како ефекти на осветленост и сјајносната класа може да се додели чисто од испитувањето на спектарот.

Се разликуваат голем број различни класи на осветленост, како што е наведено во табелата подолу.[19]

Класи на сјајност на Yerkes
Сјајносна класа Опис Примери
0 или Ia + хиперџинови или екстремно светли суперџинови Лебед OB2#12 - B3-4Ia+ [20]
la светлечки суперџинови Ета Големо Куче – B5Ia [21]
Iab прозрачни суперџинови со средна големина Гама Лебед - F8Iab [22]
lb помалку светлечки суперџинови Зета Персеј - B1Ib [23]
II светли џинови Бета Зајак – G0II [24]
III нормални џинови Арктур - K0III [25]
IV подџинови Гама Касиопеја - B0.5IVpe [26]
V ѕвезди од главната низа (џуџиња) Ахернар – B6Vep [23]
sd ( префикс ) или VI подџуџиња HD 149382 - sdB5 или B5VI [27]
D ( префикс ) или VII бели џуџиња [б 4] ван Маанен 2 – ДЗ8 [28]

Дозволени се маргинални случаи; на пример, ѕвездата може да биде или суперџин или светол џин, или може да биде помеѓу класификациите на подџинот и на главната низа. Во овие случаи, се користат два специјални симболи:

  • Косата црта (/) значи дека ѕвездата е или една или друга класа.
  • Цртичка (-) значи дека ѕвездата е помеѓу двете класи.

На пример, ѕвезда класифицирана како A3-4III/IV би била помеѓу спектралните типови А3 и А4, додека е или џиновска ѕвезда или подџин.

Се користат и подџуџести класи: VI за подџуџиња (ѕвезди малку помалку светлечки од главната низа).

Номинална класа на осветленост VII (а понекогаш и повисоки бројки) денес ретко се користат за класите на бели џуџиња или „жешки подџуџиња“, бидејќи температурните букви од главната низа и џиновските ѕвезди повеќе не важат за белите џуџиња.

Повремено, буквите a и b се применуваат на класи на сјајност, освен суперџинови; на пример, џиновска ѕвезда малку посјајна од типичната може да добие сјајносната класа IIIb, додека сјајносната класа IIIa означува ѕвезда малку посјајна од типичен џин.[29]

Примерок од екстремни V ѕвезди со силна апсорпција во спектралните линии He II λ4686 добиле ознака Vz. Пример ѕвезда е HD 93129 B.[30]

Спектрални особености

[уреди | уреди извор]

Дополнителна номенклатура, во форма на мали букви, може да го следи спектралниот тип за да укаже на посебни карактеристики на спектарот.[31]

Код Спектрални особености за ѕвездите
: неизвесна спектрална вредност
... Постојат неопишани спектрални особености
! Посебна особеност
comp Композитен спектар
e Присутни емисиони линии[32]
[e] Присутни „забранети“ линии за емисија
er „Обратен“ центар на емисиони линии послаб од рабовите
eq Емисиони линии со профил P Лебед
f Емисии на N III и He II
f* N IV 4058Å е посилен од N III 4634Å, 4640Å и 4642Å линиите[33]
f+ Si IV 4089Å и 4116Å се емитираат, покрај линијата N III
f? C III 4647-4650-4652Å емисиони линии со споредлива јачина на линијата N III[34]
(f) N III емисија, отсуство или слаба апсорпција на He II
(f+) [35]
((f)) Прикажува силна апсорпција на He II придружена со слаби емисии N III[36]
((f*))
h Волф-рајеови ѕвезди со линии за емисија на водород.[37]
ha Волф-рајеови ѕвезди со водород забележани и при апсорпција и во емисија.
He wk Слаби хелиумски линии
k Спектра со карактеристики на меѓуѕвездена апсорпција
m Подобрени металични карактеристики
n Широка („небулозна“) апсорпција
nn Многу широки карактеристики на апсорпција
neb Спектарот на маглина измешан
p Неодредена особеност, чудна ѕвезда.[б 5]
pq Необичен спектар, сличен на спектрите на нови
q Профил на P Лебед
s Тесни („остри“) линии на апсорпција
ss Многу тесни линии
sh Карактеристики на ѕвезда-школка
var Променлива спектрална карактеристика (понекогаш скратено на „v“)
wl Слаби линии (исто така „w“ и „wk“)
симбол Ненормално силни спектрални линии на наведениот елемент(и)
z што укажува на ненормално силна јонизирана линија на хелиум на 468,6

На пример, 59 Лебед е наведен како спектрален тип B1.5Vnne,[38] што укажува на спектар со општата класификација B1.5V, како и многу широки линии на апсорпција и одредени линии на емисија.

Историја

[уреди | уреди извор]

Причината за чудното распоредување на буквите во Харвардската класификацијата е историска, бидејќи се развила од претходните класи на Секи и постепено се менувала како што се подобрувало разбирањето.

Секиеви класи

[уреди | уреди извор]

Во текот на 1860-тите и 1870-тите, пионерскиот ѕвезден спектроскоп Анџело Секи ги создал Секиевите класи со цел да ги класифицира набљудуваните спектри. До 1866 година, тој развил три класи на ѕвездени спектри, прикажани во табелата подолу.[39][40][41]

Во доцните 1890-ти, оваа класификација започнала да се заменува со Харвардската класификацијата, за која се дискутира во остатокот од овој напис.[42][43][44]

Класа број Опис
Секиева класа I Бели и сини ѕвезди со широки тешки водородни линии, како што се Вега и Алтаир . Ова ја вклучува современата класа А и рана класа F.
Секиева класа I (подкласа на Орион) Подтип на Секиевата класа со тесни линии на местото на широките бендови, како што се Ригел и Белатрикс. Во современи услови, ова одговара на раните ѕвезди од типот B
Секиева класа II Жолти ѕвезди - помалку застапени со водород, но евидентни металични линии, како што се Сонцето, Арктур и Капела. Ова ги вклучува современите класи G и К, како и доцната класа F.
Секиева класа III Ѕвезди од портокалова до црвена боја со сложени спектри, како што се Бетелгез и Антарес.
Ова одговара на современата класа М.
Секиева класа IV Во 1868 година, тој открил јаглеродни ѕвезди, кои ги ставил во посебна група:[45]
Црвени ѕвезди со значајни јаглеродни ленти и линии, што одговараат на современите класи C и S.
Секиева класа V Во 1877 година, тој додал петта класа:[46]
Ѕвезди со емисиона линија, како што се Гама Касиопеја и Бета Лира, кои се во современата класа Be. Во 1891 година, Едвард Чарлс Пикеринг предложил класата V да одговара на современата класа О (која тогаш ги вклучувала Волф-Рајеовите ѕвезди) и ѕвездите во планетарните маглини.[47]

Римските бројки што се користат за Секиевите класи не треба да се мешаат со целосно неповрзаните римски бројки што се користат за класите на сјајност на Јеркес и предложените класи на неутронски ѕвезди.

Драјперов систем

[уреди | уреди извор]
Класификација според Драјперовиот каталогот на ѕвездени спектри [48][49]
Секи Драјпер Коментар
I A, B, C, D Водородните линии доминираат
II E, F, G, H, I, K, L
III М
IV N Не се појавиле во каталогот
V О Вклучени спектри на Волф-Рајеови ѕвезди со светли линии
V P Планетарни маглини
Q Други спектри
Часовите што се спроведуваат во системот МК се со задебелени букви .

Во 1880-тите, астрономот Едвард Пикеринг започнал да прави истражување на ѕвездени спектри во опсерваторијата на колеџот Харвард, користејќи го методот на објективна призма. Првиот резултат од оваа работа бил Draper Catalog of Stellar Spectra, објавен во 1890 година. Вилијамина Флеминг ги класифицирала повеќето спектри во овој каталог и била заслужна за класификација на над 10.000 истакнати ѕвезди и откривање на 10 нови и повеќе од 200 променливи ѕвезди.[50] Со помош на компјутерите од Харвард, особено Вилијамина Флеминг, била смислена првата итерација на каталогот „Хенри Дрејпер“ за да го промени моделот со римски броеви воспоставен од Анџело Секи.[51]

Каталогот користел модел во кој претходно користените Секиеви класи (I до V) биле поделени на поспецифични класи, дадени букви од A до P. Исто така, буквата Q се користела за ѕвезди кои не се вклопуваат во ниедна друга класа. Флеминг работел со Пикеринг за да разликува 17 различни класи врз основа на интензитетот на водородните спектрални линии, што предизвикува варијација во брановите должини што произлегуваат од ѕвездите и резултира со варијација во изгледот на бојата. Спектрите во класата А имаат тенденција да произведуваат најсилни линии за апсорпција на водород додека спектрите од класата О практично не произведуваат видливи линии. Системот на букви го прикажал постепеното намалување на апсорпцијата на водород во спектралните класи кога се движи по азбуката. Овој систем на класификација подоцна бил модифициран од Ени Џамп Канон и Антонија Мори за да се произведе Харвардскиот спектрален модел на класификација.

Стариот систем на Харвард (1897)

[уреди | уреди извор]

Во 1897 година, друг астроном на Харвард, Антонија Мори, го поставила подтипот Орион од Секиевата класа I пред остатокот од Секиевата класа I, со што ја создала современата класа B пред современата класа А. Таа била првата што го сторила тоа, иако не користела спектрални типови со букви, туку серија од дваесет и два типа нумерирани од I–XXII.[52][53]

Резиме на Харвардскиот систем од 1897 година [54]
Групи Резиме
I−V вклучува ѕвезди од „класа на Орион“ кои покажале зголемена јачина во линиите за апсорпција на водород од групата I до В
VI делува како посредник помеѓу класа „Орион“ и Секиева класа I
VII−XI вклучува ѕвезди на Секиева класа 1 со намалена јачина во линиите за апсорпција на водород од групи VII−XI
XIII−XVI вклучува ѕвезди на Секиева класа 2 со намалени линии на апсорпција на водород и зголемени металични линии од сончев вид
XVII−XX вклучува ѕвезди на Секиева класа 3 со зголемени спектрални линии
XXI вклучува ѕвезди на Секиева класа 4
XXII вклучува Волф-Рајеови ѕвезди

Бидејќи 22 римските нумерички групи не ги земале предвид дополнителните варијации во спектрите, биле направени три дополнителни поделби за дополнително да се специфицираат разликите: Биле додадени мали букви за да се разликува изгледот на релативната линија во спектрите; линиите биле дефинирани како:[54]

  • (а): просечна ширина
  • (б): маглива
  • (в): остара

Антонија Мори објавила свој каталог за класификација на ѕвездите во 1897 година наречен „Спектра на светли ѕвезди фотографирани со 11 инчен телескоп Дрејпер како дел од споменикот на Хенри Дрејпер“, кој вклучувал 4.800 фотографии и анализите на Мори од 681 светли северни ѕвезди. Ова бил првиот случај во кој една жена станала заслужна за публикација на опсерваторијата.[55]

Сегашниот систем на Харвард (1912)

[уреди | уреди извор]

Во 1901 година, Ени Џамп Канон се вратила на типовите со букви, но ги исфрлила сите букви освен O, B, A, F, G, K, M, и N користени по тој редослед, како и P за планетарни маглини и Q за некои необични спектри. Таа исто така користела типови како што се B5A за ѕвезди на половина пат помеѓу типовите B и A, F2G за ѕвезди една петтина од патот од F до G итн.[56][57]

Конечно, до 1912 година, Канон ги променила типовите во B, A, B5A, F2G, итн. во B0, A0, B5, F2, и.т.н.[58].[59] во B0, A0, B5, F2, итн. Овој систем бил развиен преку анализа на спектри на фотографски плочи, кои можеле да ја претворат светлината што произлегува од ѕвездите во читлив спектар.[60]

Вилсонови типови

[уреди | уреди извор]

Класификација на сјајност позната како систем од планината Вилсон била користена за да се направи разлика помеѓу ѕвезди со различна сјајност.[61][62][63] Овој систем на нотација сè уште понекогаш се гледа на современите спектри.[64]

Спектрални типови

[уреди | уреди извор]

Системот за класификација на ѕвездите е таксономски, базиран на типови примероци, сличен на класификацијата на видовите во биологијата: Категориите се дефинирани со една или повеќе стандардни ѕвезди за секоја категорија и под-категорија, со поврзан опис на карактеристиките.[65]

„Рана“ и „доцна“ номенклатура

[уреди | уреди извор]

Ѕвездите често се нарекуваат рани или доцни типови. „Рани“ е синоним за потопли, додека „доцни“ е синоним за поладни.

Во зависност од контекстот, „рано“ и „доцна“ може да бидат апсолутни или релативни поими. Затоа, „рано“ како апсолутен термин би се однесувало на ѕвездите О или В, а можеби и А. Како релативен навод, се однесува на ѕвезди потопли од другите, како што е „раниот К“ што е можеби K0, K1, K2 и K3.

„Доцна“ се користи на ист начин, со неквалификувана употреба на терминот што означува ѕвезди со спектрални типови како што се K и M, но може да се користи и за ѕвезди кои се ладни во однос на другите ѕвезди, како во употребата на „доцна G " да се однесуваат на G7, G8 и G9.

Во релативна смисла, „рано“ значи понизок арапски број по класната буква, а „доцна“ значи поголем број.

Оваа нејасна терминологија е задржување од моделот на ѕвезден развој од крајот на 19 век, кој претпоставува дека ѕвездите се напојуваат со гравитациска контракција преку Келвин-Хелмоловиот механизам, за кој сега е познато дека не важи за ѕвездите од главната низа. Ако тоа било вистина, тогаш ѕвездите би го започнале својот живот како многу жешки ѕвезди од „ран тип“, а потоа постепено ќе се оладат во ѕвезди од „доцен тип“. Овој механизам обезбедил возрасти на Сонцето кои биле многу помали од она што е забележано во геолошките записи, и станал застарен со откритието дека ѕвездите се напојуваат со јадрено соединување.[66] Термините „рано“ и „доцна“ биле пренесени, надвор од пропаѓањето на моделот на кој се базирале.

Ѕвезди од типот O

[уреди | уреди извор]
Спектар на хипотетичка O5V ѕвезда

Ѕвездите од типот O се многу жешки и екстремно светли, со најголем дел од нивното зрачење во опсегот на ултравиолетовото. Овие се најретките од сите ѕвезди од главната низа. Околу 1 од 3.000.000 (0,00003%) од ѕвездите од главната низа во сончевото соседство се ѕвезди од типот O. Некои од најмасивните ѕвезди лежат во оваа спектрална класа. Ѕвездите од класа О често имаат сложена околина што го отежнува мерењето на нивните спектри.

Спектри од O-тип порано биле дефинирани според односот на јачината на He II λ4541 во однос на онаа на He I λ4471, каде што λ е бранова должина на зрачење. Спектралната класа O7 била дефинирана како точка во која двата интензитети се еднакви, со He I линија слабеење кон претходните типови. Класа О3 била, по дефиниција, точката во која наведената линија целосно исчезнува, иако може да се види многу слабо со современа технологија. Поради ова, современата дефиниција го користи односот на азотната линија N IV λ4058 до Н III λλ4634-40-42.[67]

Ѕвездите од типот O имаат доминантни линии на апсорпција и понекогаш емисија за He II линии, истакнати јонизирани (Si IV, О III, Н III и В III) и неутрални линии на хелиум, зајакнување од O5 до O9, и истакнати водородни балмерови линии, иако не толку силни како кај подоцнежните типови. Ѕвездите со поголема маса О-класа не задржуваат екстензивна атмосфера поради екстремната брзина на нивниот ѕвезден ветер, кој може да достигне 2.000 km/s. Бидејќи се толку масивни, ѕвездите од класа О имаат многу жешки јадра и многу брзо согоруваат преку нивното водородно гориво, така што тие се првите ѕвезди што ја напуштаат главната низа.

Кога за прв пат бил опишан моделот за класификација МКК во 1943 година, единствените користени подтипови на класи О биле О5 до О9.5.[68] Моделот MKK бил проширен на O9.7 во 1971 година [69] и O4 во 1978 година,[70] и потоа биле воведени нови модели за класификација кои додаваат типови O2, O3 и O3.5.[71]

Спектрални стандарди: [65]

  • O7V – S Monocerotis
  • O9V – 10 Lacertae

Ѕвезди од типот B

[уреди | уреди извор]
Спектар на хипотетичка B3V ѕвезда

Ѕвездите од типот B се многу светли и сини. Нивните спектри имаат неутрални линии на хелиум, кои се најистакнати во подкласата B2, и умерени линии на водород. Бидејќи ѕвездите од класа О и В се толку енергични, тие живеат само релативно кратко време. Така, поради малата веројатност за кинематска интеракција во текот на нивниот животен век, тие не можат да се оддалечат далеку од областа во која се формирале, освен од ѕвезди-бегалки.

Премин од класа О во класа В првично беше дефинирано како точка во која He II λ4541 исчезнува. Сепак, со современа опрема, линијата е сè уште очигледна кај раните ѕвезди од класа В. Денес за ѕвездите од главната низа, класата В наместо тоа се дефинира со интензитетот на He I виолетовиот спектар, со максимален интензитет што одговара на класата В2. За суперџинови, наместо тоа се користат линии на силициум; Si IV λ4089 и Si III λ4552 линии се индикативни за почетокот на B. Во средината на B, интензитетот на вториот во однос на оној на Si II λλ4128-30 е дефинирачка карактеристика, додека за доцниот В, тоа е интензитетот на Mg II λ4481 во однос на онаа на He I λ4471.[72]

Овие ѕвезди имаат тенденција да се најдат во нивните првични OB-здруженија, кои се поврзани со џиновскимолекуларни облаци. Здружението Орион ОВ1 зафаќа голем дел од спиралниот крак на Млечниот Пат и содржи многу од посветлите ѕвезди на соѕвездието Орион. Околу 1 од 800 (0,125%) од ѕвездите од главната низа во сончевото соседство се ѕвезди од главната низа од класа В. Ѕвездите од класа В се релативно невообичаени, а најблиску е Регул, на околу 80 светлосни години.[73]

Било забележано дека масивните, но не- суперџиновски ѕвезди, познати како ѕвезди „Be“ покажуваат една или повеќе Балмерови линии во емисијата, при што сериите на електромагнетно зрачење поврзано со водород, проектирани од ѕвездите се од особен интерес. Се смета дека Be-ѕвездите се карактеризираат со невообичаено силни ѕвездени ветрови, високи температури на површината и значително трошење на ѕвездената маса додека објектите се вртатсо чудна голема брзина.[74]

Објектите познати како B[e] ѕвезди поседуваат карактеристични неутрални или ниски емисиони линии за кои се смета дека имаат забранети механизми, подложени на процеси кои вообичаено не се дозволени според денешните сфаќања за квантната механика.

Спектрални стандарди:

  • B0V – Ипсилон Орион
  • B0Ia – Алнилам
  • Б2Иа – Чи 2 Орион
  • B2Ib – 9 Кефеј
  • B3V – Ета Голема Мечка
  • B3V – Ета Кочијаш
  • B3Ia – Омикрон 2 Големо Куче
  • B5Ia – Ета Големо Куче
  • B8Ia – Ригел

Ѕвезди од типот A

[уреди | уреди извор]
Спектар на хипотетичка A5V ѕвезда

Ѕвездите од типот A се меѓу најчестите ѕвезди со голо око и се бели или синкаво-бели. Тие имаат силни водородни линии, максимално за A0, а исто така и линии на јонизирани метали ( Fe II, Mg II, Си II) максимум на А5. Присуството на Ca II линиите значително се зацврстуваат до овој момент. Околу 1 од 160 (0,625%) од ѕвездите од главната низа во сончевото соседство се ѕвезди од класа А, што вклучува 9 ѕвезди во 15 парсеци.[75]

Спектрални стандарди:

Ѕвезди од типот F

[уреди | уреди извор]
Спектар на хипотетичка F5V ѕвезда

Ѕвездите од типот F имаат зајакнувачки спектрални линии H и K на Ca II. Неутрални метали (Fe I, Cr I) почнуваат да добиваат на јонизирани металични линии до крајот на F. Нивните спектри се карактеризираат со послаби водородни линии и јонизирани метали. Нивната боја е бела. Околу 1 од 33 (3,03%) од ѕвездите од главната низа во сончевото соседство се ѕвезди од типот F, вклучувајќи една ѕвезда Прокион A во рок од 20 ly.[76]

Спектрални стандарди: [77][78][79][80]

  • F0IIIa – Зета Лав
  • F0Ib – Алфа Лав
  • F1V - 37 Голема Мечка
  • F2V – 78 Голема Мечка
  • F7V - Јота Риби
  • F9V - Бета Девица
  • F9V - HD 10647

Ѕвезди од типот G

[уреди | уреди извор]
Спектар на хипотетичка ѕвезда G5V

Ѕвездите од типот G, вклучувајќи го и Сонцето, имаат истакнати спектрални линии H и K на Ca II, кои се најизразени на G2. Тие имаат дури и послаби водородни линии од F, но заедно со јонизираните метали имаат и неутрални метали. Постои истакнат скок во G појасот на CN молекули. Класата од главната низа G сочинуваат околу 7,5%, речиси една од тринаесет, од ѕвездите од главната низа во сончевото соседство. Има 21 ѕвезда од типот G со 10 парсеци.

Класата G ја содржи „Жолтата развојна празнина“.[81] Суперџиновите ѕвезди често се лулаат помеѓу О или В (сино) и К или М (црвено). Додека го прават ова, не остануваат долго во нестабилната жолта суперџинска класа.

Спектрални стандарди:

  • G0V – Бета Ловечки Кучиња
  • G0IV – Ета Воловар
  • G0Ib - Бета Аквариус
  • G2V – Сонце
  • G5V – Капа 1 Кит
  • G5IV – Ми Херкул
  • G5Ib – 9 Пегаз
  • G8V – 61 Голема Мечка
  • G8IV - Бета Орел
  • G8IIIa – Капа Близнаци
  • G8IIIab - Ипислон Девица
  • G8Ib - Ипсилон Близнаци

Ѕвезди од типот K

[уреди | уреди извор]
Спектар на хипотетичка ѕвезда K5V

Ѕвездите од типот K се портокалови ѕвезди кои се малку поладни од Сонцето. Тие сочинуваат околу 12% од ѕвездите од главната низа во сончевото соседство. Исто така, постојат џиновски ѕвезди од класа К, кои се движат од хиперџинови како RW Кефеј, до џинови и суперџинови, како што е Арктур, додека портокаловите џуџиња, како Алфа Кентаур, се ѕвезди од главната низа.

Тие имаат екстремно слаби водородни линии, доколку воопшто ги имаат, и главно неутрални метали (Mn I, Fe I, Si I).До крајот на К, стануваат присутни молекуларни ленти на титаниум оксид. Теориите (оние кои се вкоренети во помала штетна радиоактивност и долговечност на ѕвездите) сугерираат дека таквите ѕвезди имаат оптимални шанси за силно еволуиран живот на планетите кои орбитираат (ако таквиот живот е директно аналоген на Земјата) поради широкиот појас погоден за живот, но сепак многу помала штетна периоди на емисија во споредба со оние со најшироки такви зони.[82][83]

Спектрални стандарди:

Ѕвезди од типот M

[уреди | уреди извор]
Спектар на хипотетичка M5V ѕвезда

Ѕвездите од типот M се убедливо најчести. Околу 76% од ѕвездите од главната низа во сончевото соседство се класа М ѕвезди.[б 6] Сепак, класа М ѕвездите од главната низа (црвените џуџиња) имаат толку ниска осветленост што ниту една не е доволно светла за да се види со голо око, освен доколку не е под исклучителни услови. Најпознатата ѕвезда од М класа на главната низа е Lacaille 8760, класа M0V, со величина 6,7 (ограничувачката величина за типична видливост со голо око при добри услови вообичаено е цитирана како 6,5), и крајно е малку веројатно дека ќе се најдат посветли примери.

Иако поголемиот дел од ѕвездите од класа М се црвени џуџиња, повеќето од најголемите познати суперџиновски ѕвезди на Млечниот Пат се ѕвезди од класата М, како што се VY Големо Куче , VV Кефеј, Антарес и Бетелгез. Понатаму, некои поголеми, пожешки кафеави џуџиња се доцна класа М, обично во опсег од M6,5 до M9,5.

Спектарот на една ѕвезда од класа М содржи линии од молекули на оксид (во видливиот спектар, особено TiO) и сите неутрални метали, но линиите за апсорпција на водород обично се отсутни. TiO бендовите можат да бидат силни во класата на M ѕвезди, кои обично доминираат во нивниот видлив спектар за околу M5. Ванадиум (II) оксидните ленти стануваат присутни кај ѕвездите од доцна М класа.

Спектрални стандарди:

Проширени спектрални типови

[уреди | уреди извор]

Голем број на нови спектрални типови се земени во употреба од новооткриените типови на ѕвезди.[84]

Типови на ѕвезди со жешка сина емисија

[уреди | уреди извор]
UGC 5797, галаксија со емисиона линија каде се формираат масивни светли сини ѕвезди [85]

Спектрите на некои многу жешки и синкави ѕвезди покажуваат означени емисиони линии од јаглерод или азот, или понекогаш од кислород.

Тип ВР (или В): Волф-Раје

[уреди | уреди извор]
Главна статија: Волф-Рајеова ѕвезда
Слика од вселенскиот телескоп „Хабл“ на маглината М1-67 и Волф-Рајеовата ѕвездаWR 124 во средина

Откако биле вклучени како ѕвезди од тип О, Волф-Рајеовите ѕвезди В [86] или ВР се забележливи по спектрите на кои им недостасуваат водородни линии. Наместо тоа, во нивните спектри доминираат широки емисиони линии на високо јонизиран хелиум, азот, јаглерод, а понекогаш и кислород. Се смета дека тие се претежно суперџинови на згаснување со нивните водородни слоеви однесени од ѕвездените ветрови, со што директно ги изложуваат нивните жешки кори од хелиум. Оваа класа понатаму е поделена на подкласи според релативната јачина на линиите за емисија на азот и јаглерод во нивните спектри (и надворешни слоеви).

Опсегот на спектри е наведен подолу:[87][88]

  • WN [37] - спектар доминиран од N III-V and He I-II линии
    • WNE (WN2 до WN5 со некои WN6) - потопли или „рани“
    • WNL (WN7 до WN9 со некои WN6) - поладни или „доцни“
    • Проширените WN класи WN10 и WN11 понекогаш се користат за ѕвездите Ofpe/WN9 [37]
    • h ознака што се користи (на пр. WN9h) за WR со емисија на водород и ha (на пр. WN6ha) и за емисија и за апсорпција на водород
  • WN/C – WN ѕвезди плус силни C IV линии, средно помеѓу ѕвездите WN и WC
  • WC – спектар со силен C II-IV линии
    • WCE (WC4 до WC6) - потопли или „рани“
    • WCL (WC7 до WC9) - поладни или „доцни“
  • WO (WO1 до WO4) – силни О VI линии, исклучително ретки, продолжување на класата WCE на неверојатно високи температури (до 200 kK или повеќе)

Иако средишните ѕвезди на повеќето планетарни маглини (CSPNe) покажуваат спектри од класа О,[89] околу 10% се со недостаток на водород и покажуваат спектри на Волф-Рајеова ѕвезда.[90] Овие се ѕвезди со мала маса и за да се разликуваат од масивните Волф-Рајеовите ѕвезди, нивните спектри се затворени во квадратни загради: на пр. [WC]. Повеќето од овие покажуваат [WC] спектри, некои [WO], а многу ретко [WN].

Коси ѕвезди

[уреди | уреди извор]

Ѕвездите со коса црта се ѕвезди од класа О со линии слични на WN во нивните спектри. Името „коса“ доаѓа од нивниот печатен спектрален тип кој има коса црта (на пр. „Of/WNL“ ).

Постои секундарна група пронајдена со овие спектри, поладна, „средна“ група означена како „Ofpe/WN9“. Овие ѕвезди исто така се нарекуваат WN10 или WN11, но тоа станало помалку популарно со реализацијата на развојната разлика од другите Волф-Рајеови ѕвезди. Неодамнешните откритија на уште поретки ѕвезди го прошириле опсегот на коси ѕвезди до O2-3.5If * /WN5-7, кои се уште потопли од првобитните „коси“ ѕвезди.[91]

Магнетни О ѕвезди

[уреди | уреди извор]

Тие се О ѕвезди со силни магнетни полиња. Означувањето е Of?p.

Студени типови на црвени и кафеави џуџиња

[уреди | уреди извор]
Главни статии: Кафеаво џуџе и Црвено џуџе

Новите спектрални типови L, T и Y биле создадени за да ги класифицираат инфрацрвените спектри на студени ѕвезди. Ова ги вклучува и црвените и кафеавите џуџиња кои се многу слаби во видливиот спектар.[92]

Кафеавите џуџиња, ѕвезди кои не подлежат на водородна фузија, се ладат како што стареат и така напредуваат кон подоцнежните спектрални типови. Кафеавите џуџиња го започнуваат својот живот со спектри од типот M и ќе се оладат низ спектралните класи L, T и Y, толку побрзо колку што се помалку масивни; кафеавите џуџиња со најголема маса не можеле да се оладат до Y, па дури и до T џуџиња во добата на вселената. Бидејќи ова води до нерешливо преклопување помеѓу делотворната температура и сјајностаспектралните типови за некои маси и возрасти од различни типови LTY, не може да се дадат посебни вредности за температура или сјајност.

Ѕвезди од типот L

[уреди | уреди извор]
Уметнички впечаток за L-џуџе

Џуџињата од типот L ја добиваат својата ознака затоа што се поладни од M ѕвездите, а L е преостанатата буква по азбучен најблиску до M. Некои од овие објекти имаат маси доволно големи за да поддржат фузија на водород и затоа се ѕвезди, но повеќето се со потѕвездена маса и затоа претставуваат кафеави џуџиња. Тие се со многу темно црвена боја и најсветли во инфрацрвена боја. Нивната атмосфера е доволно ладна за да дозволи металните хидриди и алкалните метали да бидат истакнати во нивните спектри.[93][94][95]

Поради малата површинска гравитација кај џиновските ѕвезди, кондензатите кои носат TiO и VO никогаш не се формираат. Така, ѕвездите од типот L поголеми од џуџињата никогаш не можат да се формираат во изолирана средина. Сепак, можеби е можно овие суперџинови од типот L да се формираат преку ѕвездени судири, чиј пример е V838 Еднорог додека е во висина на неговата сјајна црвена нова ерупција.

Ѕвезди од типот T

[уреди | уреди извор]
Уметнички впечаток за Т-џуџе

Ѕвезди од типот T се ладни кафеави џуџиња со површински т. емператури помеѓу приближно 550 и 1,300 K (277 and 1,027 °C; 530 and 1,880 °F) . Нивната емисија достигнува врв во инфрацрвената светлина. Метанот е истакнат во нивните спектри.

Проучувањето на бројот на пролиди (протопланетарни дискови, купчиња гас во маглините од кои се формираат ѕвезди и планетарни системи) покажува дека бројот на ѕвезди во галаксијата треба да биде неколку реда по големина поголем од она што било претходно претпоставено. Теоретизирано е дека овие пролиди се во трка едни со други. Првата што ќе се формира ќе стане протоѕвезда, кои се многу насилни објекти и ќе ги наруши другите блиски делови, отстранувајќи ги од нивниот гас. Потоа, жртвата ќе продолжи да станува ѕвезда од главната низа или кафево џуџе од класа L и T, кои се сосема невидливи за човекот.[96]

Ѕвезди од типот Y

[уреди | уреди извор]
Уметнички впечаток за Y-џуџе

Кафеави џуџиња од спектрална класа Y се поладни од оние од спектрална класа Т и имаат квалитативно различни спектри од нив. Вкупно 17 тела се сместени во класа Y од август 2013 година.[97] Иако таквите џуџиња се моделирани [98] и откриени во рок од четириесет светлосни години од страна на Инфрацрвениот Истражувач со широко поле (WISE) [99][100][101] не постои добро дефинирана спектрална секвенца уште и без прототипови. Сепак, неколку објекти се предложени како спектрални класи Y0, Y1 и Y2.[102]

Спектрите на овие потенцијални Y објекти прикажуваат апсорпција околу 1,55 микрометри.[103] Делорме и сор. предложиле дека оваа карактеристика се должи на апсорпција од амонијак и дека ова треба да се земе како индикативна карактеристика за TY премин.[104] Всушност, оваа карактеристика на апсорпција на амонијак е главниот критериум што е усвоен за да се дефинира оваа класа. Сепак, оваа карактеристика е тешко да се разликува од апсорпцијата со вода и метан, и други автори изјавиле дека доделувањето на класата Y0 е прерано.[105]

Најновото кафеаво џуџе предложено за спектрален тип Y, WISE 1828+2650, е > Y2 џуџе со делотворна температура првично проценета околу 300 К, температурата на човечкото тело.[106] Мерењата на паралаксата, сепак, оттогаш покажало дека неговата сјајност не е во согласност со тоа што е постудено од ~ 400 К. Најстуденото џуџе Y моментално познато е WISE 0855−0714 со приближна температура од 250 К, и маса само седум пати поголема од онаа на Јупитер.[107]

Масовниот опсег за Y џуџињата е 9-25 јупитерови маси, но младите објекти може да достигнат под една маса на Јупитер (иако се ладат за да станат планети), што значи дека објектите од Y класа се протегаат на 13 јупитерови маси деутериум - граница на фузија што ја означува тековната поделба на МАС помеѓу кафеавите џуџиња и планетите.

Необични кафеави џуџиња

[уреди | уреди извор]
Симболи што се користат за чудни кафеави џуџиња
пек Оваа наставка значи „необично“ (на пр. L2pec).[108]
сд Овој префикс (на пр. sdL0) се залага за подџуџе и означува ниска металичност и сина боја [109]
β Телата со бета (β) наставка (на пр. L4 β) имаат гравитација на средна површина.[110]
γ Телата со гама (γ) наставка (на пр. L5 γ) имаат мала површинска гравитација.[110]
црвено Црвениот суфикс (на пр. L0red) означува тела без знаци на младост, но со висока содржина на прашина.[111]
сина боја Синиот суфикс (на пр. L3blue) означува необични сини близу инфрацрвени бои за L-џуџињата без очигледна мала металичност.[112]

Младите кафеави џуџиња имаат ниска површинска гравитација бидејќи имаат поголеми полупречници и помали маси во споредба со теренските ѕвезди од сличен спектрален тип. Овие извори се означени со буквата бета (β) за гравитација на средна површина и гама (γ) за мала површинска гравитација. Индикација за мала површинска гравитација се слабите линии CaH, K I и Na I, како и силна VO линија.[110] Алфа (α) значи нормална површинска гравитација и обично се испушта. Понекогаш екстремно ниската површинска гравитација се означува со делта (δ). </ref> Наставката „pec“ значи чудна. Необичната наставка сè уште се користи за други карактеристики кои се невообичаени и ги собира различните својства, кои укажуваат на мала површинска гравитација, подџуџести и нерешени двојни податоци.[113] Претставката sd се додава за подџуџе и вклучува само ладни подџуџиња. Овој префикс означува ниска металичност и кинематички својства кои се повеќе слични на ореол ѕвездите отколку на ѕвездите на дискот. Подџуџестите изгледаат посини од објектите на дискот.[114] Црвениот суфикс опишува предмети со црвена боја, но со постара возраст. Ова не се толкува како мала површинска гравитација, туку како висока содржина на прашина. Синиот суфикс опишува објекти со сини блиско-инфрацрвени бои кои не можат да се објаснат со мала металичност. Некои се објаснети како двојни L+T, други не се двојни, како што е 2MASS J11263991−5003550 и се објаснети со тенки и/или крупнозрнести облаци.

Доцни типови на џиновски јаглеродни ѕвезди

[уреди | уреди извор]

Јаглеродните ѕвезди се ѕвезди чии спектри укажуваат на производство на јаглерод - нуспроизвод на троен алфапроцес со фузија на хелиум. Со зголеменото изобилство на јаглерод, и одредено паралелно производство на тешки елементи од s-процесот, спектрите на овие ѕвезди се повеќе отстапуваат од вообичаените доцни спектрални класи G, K и M. Еквивалентни класи за ѕвезди богати со јаглерод се S и C.

Се претпоставува дека џиновите помеѓу тие ѕвезди сами го произведуваат овој јаглерод, но некои ѕвезди од оваа класа се двојни ѕвезди, за чија чудна атмосфера постои сомнеж дека е пренесена од придружник кој сега е бело џуџе, кога придружникот бил јаглеродна ѕвезда.

Ѕвезди од типот C

[уреди | уреди извор]
Главна статија: Јаглеродна ѕвезда
Слика на јаглеродната ѕвезда R Скорпија и нејзината впечатлива спирална структура

Првично класифицирани како R и N ѕвезди, тие се познати и како јаглеродни ѕвезди. Станува збор за црвени џинови, при крајот на нивниот живот, во кои има вишок на јаглерод во атмосферата. Старите класи R и N се воделе паралелно со нормалниот систем на класификација од приближно средината на G до крајот на M. Овие неодамна биле премапирани во унифициран јаглероден класификатор C со N0 почнувајќи од приближно C6. Друга подгрупа на ладни јаглеродни ѕвезди се ѕвездите од типот C-J, кои се карактеризираат со силно присуство на молекули од 13CN, покрај оние од 12 CN.[115] Познати се неколку јаглеродни ѕвезди од главната низа, но огромното мнозинство познати јаглеродни ѕвезди се џинови или суперџинови. Постојат неколку подкласи:

  • CR - Порано своја класа (R) што претставува еквивалент на јаглеродна ѕвезда на доцните ѕвезди од G-класа до раната K-класа.
  • CN - Порано своја класа која претставува еквивалент на јаглеродна ѕвезда на доцните ѕвезди од класа К до М.
  • CJ – Подкласа на студени ѕвезди од класа C со висока содржина од 13 C.
  • CH – Население II
  • C-Hd – јаглеродни ѕвезди со недостаток на водород, слични на доцните G суперџинови со додадени појаси CH и C2 .

Ѕвезди од типот S

[уреди | уреди извор]
Главна статија: Ѕвезда од типот S

Ѕвездите од класа S формираат континуум помеѓу ѕвездите од класа M и јаглеродните ѕвезди. Оние кои се најслични на ѕвездите од класа М имаат силни појаси за апсорпција на ZrO аналогни на појасите TiO од ѕвездите од класа M, додека оние кои се најслични на јаглеродните ѕвезди имаат силни натриумови D линии и слаби појаси C2.[116] Ѕвездите од класа S имаат вишок на циркониум и други елементи произведени од процесот s, и имаат повеќе слични јаглерод и кислород во изобилство во ѕвездите од класа М или јаглеродни ѕвезди. Како јаглеродни ѕвезди, речиси сите познати ѕвезди од класа S се ѕвезди со асимптотични џиновски гранки.

Спектралниот тип се формира со буквата S и број помеѓу нула и десет. Овој број одговара на температурата на ѕвездата и приближно ја следи температурната скала што се користи за ѕвездите од класа М. Најчестите типови се S3 до S5. Нестандардната ознака S10 се користи за ѕвездата Хи Лебед само кога е на екстремен минимум.

Основната класификација обично е проследена со индикација за изобилство, следејќи една од неколкуте модели: S2,5; S2/5; S2 Zr4 Ti2; или S2*5. Бројот кој следи запирка е скала помеѓу 1 и 9 врз основа на односот на ZrO и TiO. Бројката по коса црта е понова, но помалку вообичаен модел дизајниран да го претставува односот на јаглеродот и кислородот на скала од 1 до 10, каде што 0 би било MS ѕвезда. Интензитетот на циркониум и титаниум може да биде експлицитно наведен. Исто така, повремено се гледа и број по ѕвездичка, што ја претставува јачината на лентите на ZrO на скала од 1 до 5.

Типови MS и SC: Средни типови поврзани со јаглерод

[уреди | уреди извор]

Помеѓу типови M и S, граничните случаи се нарекуваат MS ѕвезди. На сличен начин, граничните случаи помеѓу класите S и CN се именувани како SC или CS. Секвенцата M → MS → S → SC → CN се претпоставува дека е низа на зголемено јаглеродно изобилство со возраста за јаглеродни ѕвезди во асимптотска гранка на џинови.

Класификација на бело џуџе

[уреди | уреди извор]
Главна статија: Спектроскопија на бело џуџе

Класата D (за Дегенерисана материја) е современа класификација што се користи за белите џуџиња - ѕвезди со мала маса кои повеќе не се подложени на јадрено соединување и се намалиле до планетарна големина, полека се ладат. Класа D е дополнително поделена на спектрални типови DA, DB, DC, DO, DQ, DX и DZ. Буквите не се поврзани со буквите што се користат во класификацијата на другите ѕвезди, туку го означуваат составот на видливиот надворешен слој или атмосфера на белото џуџе.

Видовите на бели џуџиња се следниве:[117][118]

  • DA – атмосфера или надворешен слој богат со водород, означена со силните балмерови водородни спектрални линии .
  • DB – атмосфера богата со хелиум, означена со неутрален хелиум, He I, спектрални линии.
  • DO – атмосфера богата со хелиум, означена со јонизиран хелиум, He II, спектрални линии.
  • DQ – атмосфера богата со јаглерод, означена со атомски или молекуларни јаглеродни линии.
  • DZ – атмосфера богата со метал, означена со метални спектрални линии (спој на застарените спектрални типови на бело џуџе, DG, DK и DM).
  • DC – нема силни спектрални линии што укажуваат на една од горенаведените категории.
  • DX – спектралните линии се недоволно јасни за да се класифицираат во една од горенаведените категории.

Типот е проследен со број кој ја дава температурата на површината на белото џуџе. Овој број е заоблен облик на 50400/ Teff, каде што Teff е делотворна температура на површината, мерена во келвини. Првично, овој број бил заокружен на една од цифрите од 1 до 9, но неодамна започнале да се користат фракциони вредности, како и вредности под 1 и над 9. (На пример DA1.5 за IK Пегаз B) [119]

Две или повеќе букви од класата може да се користат за означување на бело џуџе што прикажува повеќе од една од спектралните карактеристики погоре.

Проширени спектрални типови на бело џуџе

[уреди | уреди извор]
Сириус А и Б (бело џуџе од типот DA2), слика од од Хабл
  • DAB – бело џуџе богато со водород и хелиум кое прикажува неутрални линии на хелиум
  • DAO – бело џуџе богато со водород и хелиум кое прикажува јонизирани линии на хелиум
  • ДАЗ - металично бело џуџе богато со водород
  • DBZ – металично бело џуџе богато со хелиум

Различен сет на симболи за спектрална особеност се користат за белите џуџиња отколку за другите видови ѕвезди:

Код Спектрални особености за ѕвездите
P Магнетично бело џуџе со забележлива поларизација
Е Присутни емисиони линии
H Магнетно бело џуџе без забележлива поларизација
V Променлива
PEC Постоење спектрални особености

Не-ѕвездени спектрални типови: Класи P и Q

[уреди | уреди извор]

Класите P и Q се останати од системот развиен од Канон за каталогот „Хенри Дрејпер“. Повремено се користат за одредени неѕвездени објекти: Класа Р објектите се ѕвезди во планетарните маглини (обично млади бели џуџиња или М џинови сиромашни со водород); класа Q објектите се нови.

Ѕвездени остатоци

[уреди | уреди извор]
Главни статии: Неутронска ѕвезда, Црна дупка, и Егзотична ѕвезда

Ѕвездените остатоци се тела поврзани со згаснувањето однодно со смртта на ѕвездите. Во категоријата се вклучени бели џуџиња и како што може да се види од радикално различниот модел за класификација за класа D, не-ѕвездените објекти тешко се вклопуваат во системот МК.

Херцшпрунг-Раселовиот дијаграм, на кој се заснова системот МК, има опсервациски карактер, така што овие остатоци не можат лесно да се исцртаат на дијаграмот или воопшто не можат да се постават. Старите неутронски ѕвезди се релативно мали и студени и би паднале на крајната десна страна од дијаграмот. Планетарните маглини се динамични и имаат тенденција брзо да бледнеат во осветленоста додека ѕвездата-предок преминува во бело џуџеста гранка. Доколку е прикажано, планетарна маглина ќе биде нацртана десно од горниот десен квадрант на дијаграмот. Црната дупка не емитува сопствена видлива светлина и затоа не би се појавила на дијаграмот.[120]

Предложен е систем за класификација за неутронски ѕвезди со римски бројки: класа I за помалку масивни неутронски ѕвезди со ниски стапки на ладење, класа II за помасивни неутронски ѕвезди со повисоки стапки на ладење и предложена класа III за помасивни неутронски ѕвезди (можни кандидати за егзотични ѕвезди) со повисоки стапки на ладење.[121] Колку е помасивна неутронската ѕвезда, толку е поголем неутринофлуксот што го носи. Овие неутрина носат толку многу топлинска енергија што по само неколку години температурата на изолирана неутронска ѕвезда паѓа од редот на милијарди на само околу милион келвини. Овој предложен систем за класификација на неутронските ѕвезди не треба да се меша со претходните спектрални класи Секи и класите на сјајност на Јеркес.

Заменети спектрални типови

[уреди | уреди извор]

Неколку спектрални типови, сите претходно користени за нестандардни ѕвезди во средината на 20 век, биле заменети за време на ревизиите на системот за класификација на ѕвездите. Тие сè уште може да се најдат во старите изданија на каталози со ѕвезди: R и N се подведени во новата класа C како CR и CN.

Ѕвездена класификација, погодност за живеење и потрага по живот

[уреди | уреди извор]

Додека луѓето на крајот ќе можат да колонизираат секаков вид на ѕвездено живеалиште, овој дел ќе се осврне на веројатноста за појава на живот околу други ѕвезди.

Стабилноста, осветленоста и животниот век се фактори за населување на ѕвездите. Луѓето знаат само за една ѕвезда која е домаќин на живот, Сонцето од класата G, ѕвезда со изобилство на тешки елементи и мала варијабилност во осветленоста. Сончевиот Систем е, за разлика од многу ѕвездени системи, познат по тоа што содржи само една ѕвезда (види Населување на двојни ѕвездени системи).

Работејќи од овие ограничувања и проблемите да се има емпириски примерок од само еден, опсегот на ѕвезди за кои се предвидува дека можат да поддржат живот е ограничен од неколку фактори. Од типовите ѕвезди од главната низа, ѕвездите помасивни од 1,5 пати од Сонцето (спектрални типови О, В и А) стареат пребрзо за да се развие напреден живот (користејќи ја Земјата како водич). Од друга крајност, џуџињата со помала од половина од масата на Сонцето (спектрална класа М) најверојатно плимно ќе ги блокираат планетите во нивниот појас погоден за живеење, заедно со други проблеми (види Животопогодност во црвеноџуџестите системи).[122] Иако има многу проблеми со кои се соочува животот на црвените џуџиња, многу астрономи продолжуваат да ги моделираат овие системи поради нивниот огромен број и долговечност.

Поради овие причини, мисијата Кеплер на НАСА бара планети погодни за населување кај блиските ѕвезди од главната низа кои се помалку масивни од спектрална класа А, но помасивни од класа М, што ги прави најверојатните ѕвезди да бидат домаќини на животните џуџести ѕвезди од класа F, G и K.

Белешки

[уреди | уреди извор]
  1. ↑ Ова е релативната боја на ѕвездата ако Вега, генерално се смета за синкаста ѕвезда, се користи како стандард за „бело“.
  2. ↑ Хроматичноста може значително да варира во рамките на класата; на пример, Сонцето (ѕвезда Г2) е бела, додека ѕвездата Г9 е жолта ѕвезда.
  3. ↑ Овие пропорции се фракции на ѕвезди посветли од апсолутната величина 16; намалувањето на оваа граница ќе ги направи претходните типови уште поретки, додека генерално додавањето само во класата М. Пропорциите се пресметуваат игнорирајќи ја вредноста 800 во вкупната колона бидејќи вистинските бројки се собираат до 824.
  4. ↑ Технички, белите џуџиња повеќе не се „живи“ ѕвезди, туку „мртви“ остатоци од изгаснати ѕвезди. Нивната класификација користи различен сет на спектрални типови од „живи“ ѕвезди што горат елементи.
  5. ↑ Кога се користи со ѕвезди од типот A, ова се однесува на ненормално силни металични спектрални линии
  6. ↑ Ова се зголемува на 78,6% ако ги вклучиме сите ѕвезди. (Видете ја горната белешка.)

Наводи

[уреди | уреди извор]
  1. ↑ „Morgan-Keenan Luminosity Class | COSMOS“. astronomy.swin.edu.au. Посетено на 2022-08-31.
  2. ↑ O’Connell (March 27, 2023). „MAGNITUDE AND COLOR SYSTEMS“ (PDF). Caltech ASTR 511. Архивирано од изворникот (PDF) на 28 March 2023. Посетено на March 27, 2023.
  3. ↑ 3,0 3,1 3,2 3,3 Habets, G. M. H. J.; Heinze, J. R. W. (November 1981). „Empirical bolometric corrections for the main-sequence“. Astronomy and Astrophysics Supplement Series. 46: 193–237 (Tables VII and VIII). Bibcode:1981A&AS...46..193H. – Luminosities are derived from Mbol figures, using Mbol(☉)=4.75.
  4. ↑ Weidner, Carsten; Vink, Jorick S. (December 2010). „The masses, and the mass discrepancy of O-type stars“. Astronomy and Astrophysics. 524. A98. arXiv:1010.2204. Bibcode:2010A&A...524A..98W. doi:10.1051/0004-6361/201014491.
  5. ↑ 5,0 5,1 Charity, Mitchell. „What color are the stars?“. Vendian.org. Посетено на 13 May 2006.
  6. ↑ „The Colour of Stars“. Australia Telescope National Facility. 2018-10-17.
  7. ↑ Moore, Patrick (1992). The Guinness Book of Astronomy: Facts & Feats (4th. изд.). Guinness. ISBN 978-0-85112-940-2.
  8. ↑ „The Colour of Stars“. Australia Telescope Outreach and Education. 21 December 2004. Архивирано од изворникот на 3 December 2013. Посетено на 26 September 2007. — Explains the reason for the difference in color perception.
  9. ↑ 9,0 9,1 9,2 Baraffe, I.; Chabrier, G.; Barman, T. S.; Allard, F.; Hauschildt, P. H. (May 2003). „Evolutionary models for cool brown dwarfs and extrasolar giant planets. The case of HD 209458“. Astronomy and Astrophysics. 402 (2): 701–712. arXiv:astro-ph/0302293. Bibcode:2003A&A...402..701B. doi:10.1051/0004-6361:20030252.
  10. ↑ Ledrew, Glenn (February 2001). „The Real Starry Sky“. Journal of the Royal Astronomical Society of Canada. 95: 32. Bibcode:2001JRASC..95...32L.
  11. ↑ „Spectral classification of stars (OBAFGKM)“. www.eudesign.com. Посетено на 2019-04-06.
  12. ↑ Sota, A.; Maíz Apellániz, J.; Morrell, N. I.; Barbá, R. H.; Walborn, N. R.; и др. (March 2014). „The Galactic O-Star Spectroscopic Survey (GOSSS). II. Bright Southern Stars“. The Astrophysical Journal Supplement Series. 211 (1). 10. arXiv:1312.6222. Bibcode:2014ApJS..211...10S. doi:10.1088/0067-0049/211/1/10.
  13. ↑ Phillips, Kenneth J. H. (1995). Guide to the Sun. Cambridge University Press. стр. 47–53. ISBN 978-0-521-39788-9.
  14. ↑ Saha, M. N. (May 1921). „On a Physical Theory of Stellar Spectra“. Proceedings of the Royal Society of London. Series A. 99 (697): 135–153. Bibcode:1921RSPSA..99..135S. doi:10.1098/rspa.1921.0029.
  15. ↑ Universe, Physics And (2013-06-14). „The Yerkes spectral classification“. Physics and Universe (англиски). Посетено на 2022-08-31.
  16. ↑ UCL (2018-11-30). „The MKK and Revised MK Atlas“. UCL Observatory (UCLO) (англиски). Посетено на 2022-08-31.
  17. ↑ Morgan, William Wilson; Keenan, Philip Childs; Kellman, Edith (1943). An atlas of stellar spectra, with an outline of spectral classification. The University of Chicago Press. Bibcode:1943assw.book.....M. OCLC 1806249.
  18. ↑ Morgan, William Wilson; Keenan, Philip Childs (1973). „Spectral Classification“. Annual Review of Astronomy and Astrophysics. 11: 29–50. Bibcode:1973ARA&A..11...29M. doi:10.1146/annurev.aa.11.090173.000333.
  19. ↑ „A note on the spectral atlas and spectral classification“. Centre de données astronomiques de Strasbourg. Посетено на 2 January 2015.
  20. ↑ Caballero-Nieves, S. M.; Nelan, E. P.; Gies, D. R.; Wallace, D. J.; DeGioia-Eastwood, K.; и др. (February 2014). „A High Angular Resolution Survey of Massive Stars in Cygnus OB2: Results from the Hubble Space Telescope Fine Guidance Sensors“. The Astronomical Journal. 147 (2). 40. arXiv:1311.5087. Bibcode:2014AJ....147...40C. doi:10.1088/0004-6256/147/2/40.
  21. ↑ Prinja, R. K.; Massa, D. L. (October 2010). „Signature of wide-spread clumping in B supergiant winds“. Astronomy and Astrophysics. 521. L55. arXiv:1007.2744. Bibcode:2010A&A...521L..55P. doi:10.1051/0004-6361/201015252.
  22. ↑ Gray, David F. (November 2010). „Photospheric Variations of the Supergiant γ Cyg“. The Astronomical Journal. 140 (5): 1329–1336. Bibcode:2010AJ....140.1329G. doi:10.1088/0004-6256/140/5/1329.
  23. ↑ 23,0 23,1 Nazé, Y. (November 2009). „Hot stars observed by XMM-Newton. I. The catalog and the properties of OB stars“. Astronomy and Astrophysics. 506 (2): 1055–1064. arXiv:0908.1461. Bibcode:2009A&A...506.1055N. doi:10.1051/0004-6361/200912659.
  24. ↑ Lyubimkov, Leonid S.; Lambert, David L.; Rostopchin, Sergey I.; Rachkovskaya, Tamara M.; Poklad, Dmitry B. (February 2010). „Accurate fundamental parameters for A-, F- and G-type Supergiants in the solar neighbourhood“. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 402 (2): 1369–1379. arXiv:0911.1335. Bibcode:2010MNRAS.402.1369L. doi:10.1111/j.1365-2966.2009.15979.x.
  25. ↑ Gray, R. O.; Corbally, C. J.; Garrison, R. F.; McFadden, M. T.; Robinson, P. E. (October 2003). „Contributions to the Nearby Stars (NStars) Project: Spectroscopy of Stars Earlier than M0 within 40 Parsecs: The Northern Sample. I“. The Astronomical Journal. 126 (4): 2048–2059. arXiv:astro-ph/0308182. Bibcode:2003AJ....126.2048G. doi:10.1086/378365.
  26. ↑ Shenavrin, V. I.; Taranova, O. G.; Nadzhip, A. E. (January 2011). „Search for and study of hot circumstellar dust envelopes“. Astronomy Reports. 55 (1): 31–81. Bibcode:2011ARep...55...31S. doi:10.1134/S1063772911010070.
  27. ↑ Cenarro, A. J.; Peletier, R. F.; Sanchez-Blazquez, P.; Selam, S. O.; Toloba, E.; Cardiel, N.; Falcon-Barroso, J.; Gorgas, J.; Jimenez-Vicente, J. (January 2007). „Medium-resolution Isaac Newton Telescope library of empirical spectra - II. The stellar atmospheric parameters“. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 374 (2): 664–690. arXiv:astro-ph/0611618. Bibcode:2007MNRAS.374..664C. doi:10.1111/j.1365-2966.2006.11196.x.
  28. ↑ Sion, Edward M.; Holberg, J. B.; Oswalt, Terry D.; McCook, George P.; Wasatonic, Richard (December 2009). „The White Dwarfs Within 20 Parsecs of the Sun: Kinematics and Statistics“. The Astronomical Journal. 138 (6): 1681–1689. arXiv:0910.1288. Bibcode:2009AJ....138.1681S. doi:10.1088/0004-6256/138/6/1681.
  29. ↑ D.S. Hayes; L.E. Pasinetti; A.G. Davis Philip (6 December 2012). Calibration of Fundamental Stellar Quantities: Proceedings of the 111th Symposium of the International Astronomical Union held at Villa Olmo, Como, Italy, May 24–29, 1984. Springer Science & Business Media. стр. 129–. ISBN 978-94-009-5456-4.
  30. ↑ Arias, Julia I.; и др. (August 2016). „Spectral Classification and Properties of the OVz Stars in the Galactic O Star Spectroscopic Survey (GOSSS)“. The Astronomical Journal. 152 (2): 31. arXiv:1604.03842. Bibcode:2016AJ....152...31A. doi:10.3847/0004-6256/152/2/31.
  31. ↑ MacRobert, Alan (1 August 2006). „The Spectral Types of Stars“. Sky & Telescope.
  32. ↑ Allen, J. S. „The Classification of Stellar Spectra“. UCL Department of Physics and Astronomy: Astrophysics Group. Посетено на 1 January 2014.
  33. ↑ Maíz Apellániz, J.; Walborn, Nolan R.; Morrell, N. I.; Niemela, V. S.; Nelan, E. P. (2007). „Pismis 24-1: The Stellar Upper Mass Limit Preserved“. The Astrophysical Journal. 660 (2): 1480–1485. arXiv:astro-ph/0612012. Bibcode:2007ApJ...660.1480M. doi:10.1086/513098.
  34. ↑ Walborn, Nolan R.; Sota, Alfredo; Maíz Apellániz, Jesús; Alfaro, Emilio J.; Morrell, Nidia I.; Barbá, Rodolfo H.; Arias, Julia I.; Gamen, Roberto C. (2010). „Early Results from the Galactic O-Star Spectroscopic Survey: C III Emission Lines in of Spectra“. The Astrophysical Journal Letters. 711 (2): L143. arXiv:1002.3293. Bibcode:2010ApJ...711L.143W. doi:10.1088/2041-8205/711/2/L143.
  35. ↑ Fariña, Cecilia; Bosch, Guillermo L.; Morrell, Nidia I.; Barbá, Rodolfo H.; Walborn, Nolan R. (2009). „Spectroscopic Study of the N159/N160 Complex in the Large Magellanic Cloud“. The Astronomical Journal. 138 (2): 510–516. arXiv:0907.1033. Bibcode:2009AJ....138..510F. doi:10.1088/0004-6256/138/2/510.
  36. ↑ Rauw, G.; Manfroid, J.; Gosset, E.; Nazé, Y.; Sana, H.; De Becker, M.; Foellmi, C.; Moffat, A. F. J. (2007). „Early-type stars in the core of the young open cluster Westerlund 2“. Astronomy and Astrophysics. 463 (3): 981–991. arXiv:astro-ph/0612622. Bibcode:2007A&A...463..981R. doi:10.1051/0004-6361:20066495.
  37. ↑ 37,0 37,1 37,2 Crowther, Paul A. (2007). „Physical Properties of Wolf-Rayet Stars“. Annual Review of Astronomy & Astrophysics. 45 (1): 177–219. arXiv:astro-ph/0610356. Bibcode:2007ARA&A..45..177C. doi:10.1146/annurev.astro.45.051806.110615.
  38. ↑ Rountree Lesh, J. (1968). „The Kinematics of the Gould Belt: An Expanding Group?“. The Astrophysical Journal Supplement Series. 17: 371. Bibcode:1968ApJS...17..371L. doi:10.1086/190179.
  39. ↑ Analyse spectrale de la lumière de quelques étoiles, et nouvelles observations sur les taches solaires, P. Secchi, Comptes Rendus des Séances de l'Académie des Sciences 63 (July–December 1866), pp. 364–368.
  40. ↑ Nouvelles recherches sur l'analyse spectrale de la lumière des étoiles, P. Secchi, Comptes Rendus des Séances de l'Académie des Sciences 63 (July–December 1866), pp. 621–628.
  41. ↑ Hearnshaw, J. B. (1986). The Analysis of Starlight: One Hundred and Fifty Years of Astronomical Spectroscopy. Cambridge, UK: Cambridge University Press. стр. 60, 134. ISBN 978-0-521-25548-6.
  42. ↑ „Classification of Stellar Spectra: Some History“.
  43. ↑ Kaler, James B. (1997). Stars and Their Spectra: An Introduction to the Spectral Sequence. Cambridge: Cambridge University Press. стр. 62–63. ISBN 978-0-521-58570-5.
  44. ↑ p. 60–63, Hearnshaw 1986; pp. 623–625, Secchi 1866.
  45. ↑ pp. 62–63, Hearnshaw 1986.
  46. ↑ p. 60, Hearnshaw 1986.
  47. ↑ Catchers of the Light: The Forgotten Lives of the Men and Women Who First Photographed the Heavens by Stefan Hughes.
  48. ↑ Pickering, Edward C. (1890). „The Draper Catalogue of stellar spectra photographed with the 8-inch Bache telescope as a part of the Henry Draper memorial“. Annals of Harvard College Observatory. 27: 1. Bibcode:1890AnHar..27....1P.
  49. ↑ pp. 106–108, Hearnshaw 1986.
  50. ↑ „Williamina Fleming“. Oxford Reference (англиски). Посетено на 2020-06-10.
  51. ↑ „Williamina Paton Fleming -“. www.projectcontinua.org (англиски). Посетено на 2020-06-10.
  52. ↑ Hearnshaw (1986) pp. 111–112
  53. ↑ Maury, Antonia C.; Pickering, Edward C. (1897). „Spectra of bright stars photographed with the 11 inch Draper Telescope as part of the Henry Draper Memorial“. Annals of Harvard College Observatory. 28: 1. Bibcode:1897AnHar..28....1M.
  54. ↑ 54,0 54,1 „Antonia Maury“. www.projectcontinua.org (англиски). Посетено на 2020-06-10."Antonia Maury". www.projectcontinua.org. Retrieved 10 June 2020.

    Hearnshaw, J.B. (17 March 2014). The analysis of starlight: Two centuries of astronomical spectroscopy (2nd. изд.). New York, NY. ISBN 978-1-107-03174-6. OCLC 855909920.Hearnshaw, J.B. (17 March 2014). The analysis of starlight: Two centuries of astronomical spectroscopy (2nd ed.). New York, NY. ISBN 978-1-107-03174-6. OCLC 855909920.{{cite book}}: CS1 maint: location missing publisher (link)

    Gray, Richard O.; Corbally, Christopher J.; Burgasser, Adam J. (2009). Stellar spectral classification. Princeton, NJ: Princeton University Press. ISBN 978-0-691-12510-7. OCLC 276340686.Gray, Richard O.; Corbally, Christopher J.; Burgasser, Adam J. (2009). Stellar spectral classification. Princeton, NJ: Princeton University Press. ISBN 978-0-691-12510-7. OCLC 276340686.
  55. ↑ Jones, Bessie Zaban; Boyd, Lyle Gifford (1971). The Harvard College Observatory: The first four directorships, 1839-1919 (1st. изд.). Cambridge: M.A. Belknap Press of Harvard University Press. ISBN 978-0-674-41880-6. OCLC 1013948519.
  56. ↑ Cannon, Annie J.; Pickering, Edward C. (1901). „Spectra of bright southern stars photographed with the 13 inch Boyden telescope as part of the Henry Draper Memorial“. Annals of Harvard College Observatory. 28: 129. Bibcode:1901AnHar..28..129C.
  57. ↑ Hearnshaw (1986) pp. 117–119,
  58. ↑ Cannon, Annie Jump; Pickering, Edward Charles (1912). „Classification of 1,688 southern stars by means of their spectra“. Annals of the Astronomical Observatory of Harvard College. 56 (5): 115. Bibcode:1912AnHar..56..115C.
  59. ↑ Hearnshaw (1986) pp. 121–122
  60. ↑ „Annie Jump Cannon“. www.projectcontinua.org (англиски). Посетено на 2020-06-10.
  61. ↑ Nassau, J. J.; Seyfert, Carl K. (March 1946). „Spectra of BD Stars Within Five Degrees of the North Pole“. Astrophysical Journal. 103: 117. Bibcode:1946ApJ...103..117N. doi:10.1086/144796.
  62. ↑ FitzGerald, M. Pim (October 1969). „Comparison Between Spectral-Luminosity Classes on the Mount Wilson and Morgan–Keenan Systems of Classification“. Journal of the Royal Astronomical Society of Canada. 63: 251. Bibcode:1969JRASC..63..251P.
  63. ↑ Sandage, A. (December 1969). „New subdwarfs. II. Radial velocities, photometry, and preliminary space motions for 112 stars with large proper motion“. Astrophysical Journal. 158: 1115. Bibcode:1969ApJ...158.1115S. doi:10.1086/150271.
  64. ↑ Norris, Jackson M.; Wright, Jason T.; Wade, Richard A.; Mahadevan, Suvrath; Gettel, Sara (December 2011). „Non-detection of the Putative Substellar Companion to HD 149382“. The Astrophysical Journal. 743 (1). 88. arXiv:1110.1384. Bibcode:2011ApJ...743...88N. doi:10.1088/0004-637X/743/1/88.
  65. ↑ 65,0 65,1 Garrison, R. F. (1994). „A Hierarchy of Standards for the MK Process“ (PDF). Во Corbally, C. J.; Gray, R. O.; Garrison, R. F. (уред.). The MK Process at 50 Years: A Powerful Tool for Astrophysical Insight. Astronomical Society of the Pacific conference series. 60. San Francisco: Astronomical Society of the Pacific. стр. 3–14. ISBN 978-1-58381-396-6. OCLC 680222523.Garrison, R. F. (1994). "A Hierarchy of Standards for the MK Process" (PDF). In Corbally, C. J.; Gray, R. O.; Garrison, R. F. (eds.). The MK Process at 50 Years: A Powerful Tool for Astrophysical Insight. Astronomical Society of the Pacific conference series. Vol. 60. San Francisco: Astronomical Society of the Pacific. pp. 3–14. ISBN 978-1-58381-396-6. OCLC 680222523.
  66. ↑ Darling, David. „late-type star“. The Internet Encyclopedia of Science. Посетено на 14 October 2007.
  67. ↑ Walborn, N. R. (2008). „Multiwavelength Systematics of OB Spectra“. Massive Stars: Fundamental Parameters and Circumstellar Interactions (Eds. P. Benaglia. 33: 5. Bibcode:2008RMxAC..33....5W.
  68. ↑ An atlas of stellar spectra, with an outline of spectral classification, W. W. Morgan, P. C. Keenan and E. Kellman, Chicago: The University of Chicago Press, 1943.
  69. ↑ Walborn, N. R. (1971). „Some Spectroscopic Characteristics of the OB Stars: An Investigation of the Space Distribution of Certain OB Stars and the Reference Frame of the Classification“. The Astrophysical Journal Supplement Series. 23: 257. Bibcode:1971ApJS...23..257W. doi:10.1086/190239.
  70. ↑ Morgan, W. W.; Abt, Helmut A.; Tapscott, J. W. (1978). „Revised MK Spectral Atlas for stars earlier than the sun“. Williams Bay: Yerkes Observatory. Bibcode:1978rmsa.book.....M.
  71. ↑ Walborn, Nolan R.; Howarth, Ian D.; Lennon, Daniel J.; Massey, Philip; Oey, M. S.; Moffat, Anthony F. J.; Skalkowski, Gwen; Morrell, Nidia I.; Drissen, Laurent (2002). „A New Spectral Classification System for the Earliest O Stars: Definition of Type O2“ (PDF). The Astronomical Journal. 123 (5): 2754–2771. Bibcode:2002AJ....123.2754W. doi:10.1086/339831.
  72. ↑ Walborn, N. R. (2008). „Multiwavelength Systematics of OB Spectra“. Massive Stars: Fundamental Parameters and Circumstellar Interactions (Eds. P. Benaglia. 33: 5. Bibcode:2008RMxAC..33....5W.Walborn, N. R. (2008). "Multiwavelength Systematics of OB Spectra". Massive Stars: Fundamental Parameters and Circumstellar Interactions (Eds. P. Benaglia. 33: 5. Bibcode:2008RMxAC..33....5W.
  73. ↑ Elizabeth Howell (2013-09-21). „Regulus: The Kingly Star“. Space.com (англиски). Посетено на 2022-04-13.
  74. ↑ Slettebak, Arne (July 1988). „The Be Stars“. Publications of the Astronomical Society of the Pacific. 100: 770–784. Bibcode:1988PASP..100..770S. doi:10.1086/132234.
  75. ↑ „THE 100 NEAREST STAR SYSTEMS“. www.astro.gsu.edu. Посетено на 2022-04-13.
  76. ↑ „Stars within 20 light-years“.
  77. ↑ Morgan, W. W.; Keenan, P. C. (1973). „Spectral Classification“. Annual Review of Astronomy and Astrophysics. 11: 29. Bibcode:1973ARA&A..11...29M. doi:10.1146/annurev.aa.11.090173.000333.
  78. ↑ Morgan, W. W.; Abt, Helmut A.; Tapscott, J. W. (1978). Revised MK Spectral Atlas for stars earlier than the sun. Yerkes Observatory, University of Chicago. Bibcode:1978rmsa.book.....M.
  79. ↑ Gray, R. O; Garrison, R. F (1989). „The early F-type stars - Refined classification, confrontation with Stromgren photometry, and the effects of rotation“. Astrophysical Journal Supplement Series. 69: 301. Bibcode:1989ApJS...69..301G. doi:10.1086/191315.
  80. ↑ Keenan, Philip C.; McNeil, Raymond C. (1989). „The Perkins catalog of revised MK types for the cooler stars“. Astrophysical Journal Supplement Series. 71: 245. Bibcode:1989ApJS...71..245K. doi:10.1086/191373.
  81. ↑ Nieuwenhuijzen, H.; De Jager, C. (2000). „Checking the yellow evolutionary void. Three evolutionary critical Hypergiants: HD 33579, HR 8752 & IRC +10420“. Astronomy and Astrophysics. 353: 163. Bibcode:2000A&A...353..163N.
  82. ↑ „On a cosmological timescale, The Earth's period of habitability is nearly over | International Space Fellowship“. Spacefellowship.com. Посетено на 22 May 2012.
  83. ↑ „"Goldilocks" Stars May Be "Just Right" for Finding Habitable Worlds“. NASA.com. 7 March 2019. Посетено на 26 August 2021.
  84. ↑ „Discovered: Stars as Cool as the Human Body | Science Mission Directorate“. science.nasa.gov. Архивирано од изворникот на 7 October 2011. Посетено на 12 July 2017.
  85. ↑ „Galactic refurbishment“. www.spacetelescope.org. ESA/Hubble. Посетено на 29 April 2015.
  86. ↑ Payne, Cecilia H. (1930). „Classification of the O Stars“. Harvard College Observatory Bulletin. 878: 1. Bibcode:1930BHarO.878....1P.
  87. ↑ Figer, Donald F.; McLean, Ian S.; Najarro, Francisco (1997). „AK-Band Spectral Atlas of Wolf-Rayet Stars“. The Astrophysical Journal. 486 (1): 420–434. Bibcode:1997ApJ...486..420F. doi:10.1086/304488.
  88. ↑ Kingsburgh, R. L.; Barlow, M. J.; Storey, P. J. (1995). „Properties of the WO Wolf-Rayet stars“. Astronomy and Astrophysics. 295: 75. Bibcode:1995A&A...295...75K.
  89. ↑ Tinkler, C. M.; Lamers, H. J. G. L. M. (2002). „Mass-loss rates of H-rich central stars of planetary nebulae as distance indicators?“. Astronomy and Astrophysics. 384 (3): 987–998. Bibcode:2002A&A...384..987T. doi:10.1051/0004-6361:20020061.
  90. ↑ Miszalski, B.; Crowther, P. A.; De Marco, O.; Köppen, J.; Moffat, A. F. J.; Acker, A.; Hillwig, T. C. (2012). „IC 4663: The first unambiguous [WN] Wolf-Rayet central star of a planetary nebula“. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 423 (1): 934–947. arXiv:1203.3303. Bibcode:2012MNRAS.423..934M. doi:10.1111/j.1365-2966.2012.20929.x.
  91. ↑ Crowther, P. A.; Walborn, N. R. (2011). „Spectral classification of O2-3.5 If*/WN5-7 stars“. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 416 (2): 1311–1323. arXiv:1105.4757. Bibcode:2011MNRAS.416.1311C. doi:10.1111/j.1365-2966.2011.19129.x.
  92. ↑ Kirkpatrick, J. D. (2008). „Outstanding Issues in Our Understanding of L, T, and Y Dwarfs“. 14th Cambridge Workshop on Cool Stars. 384: 85. arXiv:0704.1522. Bibcode:2008ASPC..384...85K.
  93. ↑ Kirkpatrick, J. Davy; Reid, I. Neill; Liebert, James; Cutri, Roc M.; Nelson, Brant; Beichman, Charles A.; Dahn, Conard C.; Monet, David G.; Gizis, John E. (10 July 1999). „Dwarfs Cooler than M: the Definition of Spectral Type L Using Discovery from the 2-µ ALL-SKY Survey (2MASS)“. The Astrophysical Journal. 519 (2): 802–833. Bibcode:1999ApJ...519..802K. doi:10.1086/307414.
  94. ↑ Kirkpatrick, J. Davy (2005). „New Spectral Types L and T“ (PDF). Annual Review of Astronomy and Astrophysics. 43 (1): 195–246. Bibcode:2005ARA&A..43..195K. doi:10.1146/annurev.astro.42.053102.134017.
  95. ↑ Kirkpatrick, J. Davy; Barman, Travis S.; Burgasser, Adam J.; McGovern, Mark R.; McLean, Ian S.; Tinney, Christopher G.; Lowrance, Patrick J. (2006). „Discovery of a Very Young Field L Dwarf, 2MASS J01415823−4633574“. The Astrophysical Journal. 639 (2): 1120–1128. arXiv:astro-ph/0511462. Bibcode:2006ApJ...639.1120K. doi:10.1086/499622.
  96. ↑ Camenzind, Max (September 27, 2006). „Classification of Stellar Spectra and its Physical Interpretation“ (PDF). Astro Lab Landessternwarte Königstuhl: 6 – преку Heidelberg University.
  97. ↑ Kirkpatrick, J. Davy; Cushing, Michael C.; Gelino, Christopher R.; Beichman, Charles A.; Tinney, C. G.; Faherty, Jacqueline K.; Schneider, Adam; Mace, Gregory N. (2013). „Discovery of the Y1 Dwarf WISE J064723.23-623235.5“. The Astrophysical Journal. 776 (2): 128. arXiv:1308.5372. Bibcode:2013ApJ...776..128K. doi:10.1088/0004-637X/776/2/128.
  98. ↑ Deacon, N. R.; Hambly, N. C. (2006). „Y-Spectral class for Ultra-Cool Dwarfs“. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 371: 1722–1730. arXiv:astro-ph/0607305. doi:10.1111/j.1365-2966.2006.10795.x.
  99. ↑ Wehner, Mike (24 August 2011). „NASA spots chilled-out stars cooler than the human body | Technology News Blog – Yahoo! News Canada“. Ca.news.yahoo.com. Посетено на 22 May 2012.
  100. ↑ „NASA - NASA'S Wise Mission Discovers Coolest Class of Stars“. www.nasa.gov. Архивирано од изворникот на 14 February 2021. Посетено на 1 November 2019.
  101. ↑ Zuckerman, B.; Song, I. (2009). „The minimum Jeans mass, brown dwarf companion IMF, and predictions for detection of Y-type dwarfs“. Astronomy and Astrophysics. 493 (3): 1149–1154. arXiv:0811.0429. Bibcode:2009A&A...493.1149Z. doi:10.1051/0004-6361:200810038.
  102. ↑ Dupuy, T. J.; Kraus, A. L. (2013). „Distances, Luminosities, and Temperatures of the Coldest Known Substellar Objects“. Science. 341 (6153): 1492–5. arXiv:1309.1422. Bibcode:2013Sci...341.1492D. doi:10.1126/science.1241917. PMID 24009359.
  103. ↑ Leggett, Sandy K.; Cushing, Michael C.; Saumon, Didier; Marley, Mark S.; Roellig, Thomas L.; Warren, Stephen J.; Burningham, Ben; Jones, Hugh R. A.; Kirkpatrick, J. Davy (2009). „The Physical Properties of Four ~600 K T Dwarfs“. The Astrophysical Journal. 695 (2): 1517–1526. arXiv:0901.4093. Bibcode:2009ApJ...695.1517L. doi:10.1088/0004-637X/695/2/1517.
  104. ↑ Delorme, Philippe; Delfosse, Xavier; Albert, Loïc; Artigau, Étienne; Forveille, Thierry; Reylé, Céline; Allard, France; Homeier, Derek; Robin, Annie C. (2008). „CFBDS J005910.90-011401.3: Reaching the T-Y brown dwarf transition?“. Astronomy and Astrophysics. 482 (3): 961–971. arXiv:0802.4387. Bibcode:2008A&A...482..961D. doi:10.1051/0004-6361:20079317.
  105. ↑ Burningham, Ben; Pinfield, D. J.; Leggett, S. K.; Tamura, M.; Lucas, P. W.; Homeier, D.; Day-Jones, A.; Jones, H. R. A.; Clarke, J. R. A. (2008). „Exploring the substellar temperature regime down to ~550 K“. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 391 (1): 320–333. arXiv:0806.0067. Bibcode:2008MNRAS.391..320B. doi:10.1111/j.1365-2966.2008.13885.x.
  106. ↑ European Southern Observatory. "A Very Cool Pair of Brown Dwarfs", 23 March 2011
  107. ↑ Luhman, Kevin L.; Esplin, Taran L. (May 2016). „The Spectral Energy Distribution of the Coldest Known Brown Dwarf“. The Astronomical Journal. 152 (3): 78. arXiv:1605.06655. Bibcode:2016AJ....152...78L. doi:10.3847/0004-6256/152/3/78.
  108. ↑ „Spectral type codes“. simbad.u-strasbg.fr. Посетено на 2020-03-06.
  109. ↑ Burningham, Ben; Smith, L.; Cardoso, C.V.; Lucas, P.W.; Burgasser, Adam J.; Jones, H.R.A.; Smart, R.L. (May 2014). „The discovery of a T6.5 subdwarf“. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society (англиски). 440 (1): 359–364. arXiv:1401.5982. Bibcode:2014MNRAS.440..359B. doi:10.1093/mnras/stu184. ISSN 0035-8711.
  110. ↑ 110,0 110,1 110,2 Cruz, Kelle L.; Kirkpatrick, J. Davy; Burgasser, Adam J. (February 2009). „Young L dwarfs identified in the field: A preliminary low-gravity, optical spectral Sequence from L0 to L5“. The Astronomical Journal (англиски). 137 (2): 3345–3357. arXiv:0812.0364. Bibcode:2009AJ....137.3345C. doi:10.1088/0004-6256/137/2/3345. ISSN 0004-6256.
  111. ↑ Looper, Dagny L.; Kirkpatrick, J. Davy; Cutri, Roc M.; Barman, Travis; Burgasser, Adam J.; Cushing, Michael C.; Roellig, Thomas; McGovern, Mark R.; McLean, Ian S. (October 2008). „Discovery of two nearby peculiar L dwarfs from the 2MASS Proper-Motion Survey: Young or metal-rich?“. Astrophysical Journal (англиски). 686 (1): 528–541. arXiv:0806.1059. Bibcode:2008ApJ...686..528L. doi:10.1086/591025. ISSN 0004-637X.
  112. ↑ Kirkpatrick, J. Davy; Looper, Dagny L.; Burgasser, Adam J.; Schurr, Steven D.; Cutri, Roc M.; Cushing, Michael C.; Cruz, Kelle L.; Sweet, Anne C.; Knapp, Gillian R. (September 2010). „Discoveries from a near-infrared proper motion survey using multi-epoch Two Micron All-Sky Survey data“. Astrophysical Journal Supplement Series (англиски). 190 (1): 100–146. arXiv:1008.3591. Bibcode:2010ApJS..190..100K. doi:10.1088/0067-0049/190/1/100. ISSN 0067-0049.
  113. ↑ Faherty, Jacqueline K.; Riedel, Adric R.; Cruz, Kelle L.; Gagne, Jonathan; Filippazzo, Joseph C.; Lambrides, Erini; Fica, Haley; Weinberger, Alycia; Thorstensen, John R. (July 2016). „Population properties of brown dwarf analogs to exoplanets“. Astrophysical Journal Supplement Series (англиски). 225 (1): 10. arXiv:1605.07927. Bibcode:2016ApJS..225...10F. doi:10.3847/0067-0049/225/1/10. ISSN 0067-0049.
  114. ↑ „Colour-magnitude data“. Space Telescope Science Institute (www.stsci.edu). Посетено на 2020-03-06.
  115. ↑ Bouigue, R. (1954). Annales d'Astrophysique, Vol. 17, p. 104
  116. ↑ Keenan, P. C. (1954). „Classification of the S-Type Stars“. Astrophysical Journal. 120: 484. Bibcode:1954ApJ...120..484K. doi:10.1086/145937.
  117. ↑ Sion, E. M.; Greenstein, J. L.; Landstreet, J. D.; Liebert, James; Shipman, H. L.; Wegner, G. A. (1983). „A proposed new white dwarf spectral classification system“. Astrophysical Journal. 269: 253. Bibcode:1983ApJ...269..253S. doi:10.1086/161036.
  118. ↑ Córsico, A. H.; Althaus, L. G. (2004). „The rate of period change in pulsating DB-white dwarf stars“. Astronomy and Astrophysics. 428: 159–170. arXiv:astro-ph/0408237. Bibcode:2004A&A...428..159C. doi:10.1051/0004-6361:20041372.
  119. ↑ McCook, George P.; Sion, Edward M. (1999). „A Catalog of Spectroscopically Identified White Dwarfs“. The Astrophysical Journal Supplement Series. 121 (1): 1–130. Bibcode:1999ApJS..121....1M. CiteSeerX 10.1.1.565.5507. doi:10.1086/313186.
  120. ↑ „Pulsating Variable Stars and the Hertzsprung-Russell (H-R) Diagram“. Center for Astrophysics | Harvard & Smithsonian. 9 March 2015. Посетено на 23 July 2016.
  121. ↑ Yakovlev, D. G.; Kaminker, A. D.; Haensel, P.; Gnedin, O. Y. (2002). „The cooling neutron star in 3C 58“. Astronomy & Astrophysics. 389: L24–L27. arXiv:astro-ph/0204233. Bibcode:2002A&A...389L..24Y. doi:10.1051/0004-6361:20020699.
  122. ↑ „Stars and Habitable Planets“. www.solstation.com.

Дополнителна литература

[уреди | уреди извор]

Надворешни врски

[уреди | уреди извор]
Преземено од „https://mk.wikipedia.org/w/index.php?title=Ѕвездена_класификација&oldid=5277861“