Spektrální klasifikace hvězd

Spektrální klasifikace hvězd  - klasifikace hvězd podle vlastností jejich spekter . Spektra hvězd se velmi liší, i když z větší části jsou spojitá s absorpčními čarami . Moderní spektrální klasifikace je dvouparametrická: forma spektra, která závisí především na teplotě, je popsána spektrálním typem, zatímco svítivost hvězdy je popsána třídou svítivosti . Klasifikace může také vzít v úvahu další vlastnosti spektra.

Hlavní spektrální třídy hvězd v pořadí podle klesající teploty, od modřejší po červenější - O , B , A , F , G , K , M . Většina hvězd, včetně Slunce , patří do těchto spektrálních tříd, ale existují i ​​jiné třídy: například L, T, Y pro hnědé trpaslíky nebo C, S pro uhlíkové a zirkoniové hvězdy . Hlavní spektrální třídy jsou rozděleny do podtříd, označených číslem za označením třídy, od 0 do 9 (kromě O, jehož podtřídy jsou od 2 do 9) v pořadí podle klesající teploty. Třídy hvězd s vyšší teplotou se podmíněně nazývají rané, nižší teploty se nazývají pozdní.

Hvězdy stejné spektrální třídy mohou mít různou svítivost. Zároveň nejsou spektrální typy a jasy rozděleny náhodně: existuje mezi nimi určitý vztah a na diagramu spektrální třída - absolutní velikost hvězd jsou seskupeny v samostatných oblastech, z nichž každá odpovídá svítivosti. třída. Třídy svítivosti jsou označeny římskými číslicemi od I do VII, od nejjasnější po slabší. Svítivost hvězdy má určitý vliv na tvar jejího spektra, takže existují rozdíly mezi spektry hvězd stejné spektrální třídy a různých tříd svítivosti.

Spektrální znaky, které do této klasifikace nezapadají, jsou obvykle označeny doplňkovými symboly. Například přítomnost emisních čar je označena písmenem e a zvláštní spektra jsou označena písmenem p.

Rozvoj spektroskopie v 19. století umožnil klasifikovat spektra hvězd. V 60. letech 19. století vytvořil Angelo Secchi jednu z prvních klasifikací, která se používala až do konce 19. století . Astronomové na Harvardské observatoři vytvořili na přelomu 19. a 20. století Harvardskou klasifikaci, ve které spektrální typy získaly téměř moderní podobu, a v roce 1943 vznikla Yerkesova klasifikace, ve které se objevily třídy svítivosti a která , s určitými změnami, se používá dodnes. Zdokonalování tohoto systému pokračovalo jak v důsledku objevů nových objektů, tak díky zvýšení přesnosti spektrálních pozorování.

Spektra hvězd

Spektra hvězd hrají velmi důležitou roli při studiu mnoha jejich charakteristik. Spektra většiny hvězd jsou spojitá s absorpčními čarami překrývajícími se na nich , ale některé hvězdy mají ve svých spektrech emisní čáry [1] [2] .

Je velmi zjednodušené považovat povrch hvězdy za zdroj spojitého spektra a atmosféru  za zdroj čar, ale ve skutečnosti mezi nimi není jasná hranice. Jako jednoduchý model hvězdy lze vzít záření černého tělesa , jehož spektrum je popsáno Planckovým zákonem , a přestože se často ukazuje, že jsou zcela odlišné, pojem efektivní teplota  je široce používán pro hvězdy - teplota, kterou by mělo mít černé těleso stejné velikosti jako hvězda, aby mělo stejnou svítivost [2] [3] .

Ukazuje se, že spektra hvězd jsou velmi odlišná. Ve spektru mohou dominovat krátké nebo dlouhé vlnové délky, což ovlivňuje barvu hvězdy. Spektrálních čar může být naopak málo, nebo naopak mohou zaplnit velkou část spektra [4] [5] .

Moderní klasifikace

Moderní spektrální klasifikace bere v úvahu dva parametry. První je vlastní spektrální třída, která popisuje typ spektra a čar v něm a závisí především na teplotě hvězdy [6] . Druhý parametr závisí na svítivosti hvězdy, a proto se nazývá třída svítivosti : hvězdy stejné spektrální třídy mohou mít výrazně odlišnou svítivost a detaily spektra se v takových případech také liší. Kromě toho, pokud jsou ve spektru hvězdy prvky, například emisní čáry, lze použít další označení [7] . Klasifikace zohledňuje parametry a vlastnosti spektra nejen v optické oblasti , ale také v infračervené a ultrafialové oblasti . Obvykle se v praxi pro určení třídy konkrétní hvězdy její spektrum porovnává se známými spektry určitých standardních hvězd [8] .

Popisovaný systém se nazývá Yerkeova klasifikace podle názvu observatoře Yerke , kde byl vyvinut, nebo systém Morgan  - Keenan podle jmen astronomů, kteří jej vyvinuli [9] [10] . V tomto systému je třída Slunce , která má spektrální typ G2 a třídu svítivosti V, zapsána jako G2V [11] .

Spektrální třídy

Naprostou většinu hvězd lze zařadit do jedné z hlavních tříd: O, B, A, F, G, K, M. V tomto pořadí tvoří tyto třídy souvislou sekvenci při snižování efektivní teploty hvězdy a v barvě - od modré k červené [12] .

Každá z těchto tříd je dále rozdělena do podtříd od 0 do 9 v pořadí podle klesající teploty [13] . Označení podtřídy se umísťuje za označení třídy: například G2 [14] . Výjimkou je třída O: používá třídy od O2 do O9 [15] . Někdy se používají zlomkové stupně, jako je B0,5. Vyšší teplotní třídy a podtřídy se nazývají rané, nízkoteplotní - pozdní [16] . Jako podmíněnou hranici mezi nimi lze vzít třídu Slunce G2 [17] nebo jiné třídy [18] a mezi ranými a pozdními třídami lze také mezeru „solárních“ tříd F a G [19]. rozlišoval .

Hvězdy různých spektrálních typů mají různé nejen teploty a barvy, ale i spektrální čáry. Například ve spektrech hvězd třídy M jsou pozorovány absorpční linie různých molekulárních sloučenin a u hvězd třídy O jsou pozorovány linie mnohonásobně ionizovaných atomů [20] . To přímo souvisí s teplotou povrchu hvězdy: jak teplota stoupá, molekuly se rozpadají na atomy a zvyšuje se stupeň ionizace atomů [21] . Intenzitu různých čar ovlivňuje i chemické složení hvězdy [5] .

Hvězdy jsou ve spektrálních třídách rozmístěny extrémně nerovnoměrně: asi 73 % hvězd Mléčné dráhy patří do třídy M, asi o 15 % více do třídy K, zatímco 0,00002 % hvězd třídy O [22] . Avšak vzhledem k tomu, že jasnější hvězdy jsou viditelné z větších vzdáleností a hvězdy raných spektrálních typů jsou obvykle jasnější, vypadá pozorované rozložení hvězd podle tříd často jinak: například mezi hvězdami se zdánlivou magnitudou jasnější než 8,5 m , nejvíce ze všech tříd K a A jsou běžné, představují 31 % a 22 % všech hvězd, v tomto pořadí, zatímco nejméně běžné jsou třídy M a O — 3 % a 1 % [23] [24] .

Kromě hlavních spektrálních tříd existují další pro hvězdy, které neodpovídají popsané klasifikaci. Jedná se např. o třídy L, T, Y pro hnědé trpaslíky [12] nebo C, S pro uhlíkové hvězdy a zirkonové hvězdy [20] . Pro Wolf-Rayetovy hvězdy se používá třída W, pro planetární mlhoviny  P a pro nové hvězdy  Q [16] .

Pro zapamatování hlavní sekvence existuje mnemotechnická fráze : O h B e A Fine G irl ( G uy ) , K iss M e [ 12 ] . Fráze vytvořené s podobným účelem existují také v ruštině : Angličan Ódin vyholený Finiki Zheval Kak Morkov a také O Boris Aleksandrovich , Fyzikové čekají na konec učení M [ 25 ] .

Charakteristika hvězd hlavních tříd [12]
Třída Teplota ( K ) [26] Barva [16] Index barev B−V [27] M V (pro hlavní sekvenci ) [23]
Ó > 30 000 Modrý −0,3 −5,7…−3,3
B 10 000–30 000 bílo-modrá −0,2 −4,1…+1,5
A 7400–10 000 Bílý 0 +0,7…+3,1
F 6000-7400 žlutá bílá +0,4 +2,6…+4,6
G 5000-6000 Žlutá +0,6 +4,4…+6,0
K 3800-5000 oranžový +1,0 +5,9…+9,0
M 2500-3800 Červené +1,5 +9,0…+16

Třídy svítivosti

Hvězdy patřící do stejné spektrální třídy mohou mít velmi rozdílné jasy a absolutní hvězdné velikosti , proto jedna spektrální třída nestačí k popisu vlastností hvězdy. Hvězdy na Hertzsprung-Russellově diagramu , kde jsou označeny spektrálním typem a absolutní velikostí, nejsou rozmístěny rovnoměrně, ale jsou soustředěny v několika oblastech diagramu. Třída svítivosti tedy přímo nesouvisí se svítivostí, ale odpovídá jedné nebo druhé oblasti diagramu [28] . Hvězdy stejné třídy svítivosti se mohou velmi lišit [29] , ale třída svítivosti skutečně umožňuje rozlišovat mezi hvězdami stejné spektrální třídy a různé svítivosti [30] .

Třídy svítivosti jsou označeny římskými číslicemi, které jsou umístěny za spektrální třídou. Hlavní třídy svítivosti v sestupném pořadí podle svítivosti [11] [30] [31] :

V ojedinělých případech se rozlišuje VIII. třída svítivosti, do které patří jádra planetárních mlhovin přecházející v bílé trpaslíky [34] .

V každé třídě svítivosti existuje určitý vztah mezi spektrální třídou a svítivostí [11] . Takže například hvězdy hlavní posloupnosti jsou jasnější, čím dřívější je jejich spektrální typ: od +16 m pro hvězdy třídy M8V do −5,7 m pro hvězdy třídy O5V (viz výše ) [23] .

Efekty svítivosti

Hvězdy stejné spektrální třídy, ale různých tříd svítivosti, se liší nejen absolutní velikostí. Některé spektrální rysy se při přechodu do jasnějších tříd svítivosti zvýrazní nebo naopak slábnou. V anglické  literatuře se takové jevy nazývají luminosity effects [10] [ 35] .

Obři a veleobri jsou mnohem větší než hvězdy hlavní sekvence stejných spektrálních typů a mají téměř stejnou hmotnost. V důsledku toho je zrychlení volného pádu v blízkosti povrchů jasných hvězd nižší, takže hustota i tlak plynu jsou zde nižší. To vede k různým světelným efektům [10] .

Například jedním z nejběžnějších efektů svítivosti je, že jasnější hvězdy mají užší a hlubší spektrální čáry. U hvězd jasnějších tříd svítivosti jsou linie ionizovaných prvků silnější a tyto hvězdy samotné jsou chladnější a červenější než hvězdy hlavní sekvence stejných spektrálních tříd [36] . Všechny tyto vlastnosti umožňují určit třídu svítivosti hvězdy a následně i její svítivost obecně [30] [37] pouze formou spektra .

Další notace

Pokud má spektrum hvězdy nějaké rysy, projeví se to dodatečným označením přidaným k označení její třídy (před nebo za ním). Pokud jsou například ve spektru hvězdy třídy B5 emisní čáry, pak její spektrální typ bude B5e [38] .

Nějaký další zápis [9] [13] [39]
Označení Popis spektra
c, s Úzké hluboké linie
komp Kombinované spektrum dvou hvězd různých tříd ( spektrální dvojhvězda )
E Emisní čáry, obvykle odkazující na vodík (například ve hvězdách Be ) [40]
[E] Zakázané emisní čáry (například v B[e]-hvězdách ) [40]
f, (f), ((f)), f*, f+ [comm. jeden] Určité emisní čáry He II a N III v O hvězdách [41]
k Mezihvězdné absorpční čáry
m Silné kovové linie
n, nn Široké čáry (např. kvůli rotaci)
neb Spektrum je doplněno spektrem mlhoviny
p Zvláštní spektrum
sd podtrpaslík
sh skořápková hvězda
v, var Variabilní spektrální typ
wd bílý trpaslík
wk, wl Slabé čáry
: Nepřesnost v definici třídy

Střední spektrální třídy

Někdy spektrum hvězdy vykazuje charakteristiky spekter různých tříd. Pokud například spektrum obsahuje obě emisní čáry charakteristické pro Wolf-Rayetovu hvězdu třídy WN6 a charakteristické pro modrého veleobra třídy O2If*, bude její třída zapsána jako O2If*/WN6. Takové hvězdy se v anglických zdrojích nazývají slash stars (rozsvícený " slash -stars") [42] . Pokud hvězda vykazuje střední charakteristiky mezi dvěma třídami, pak lze použít znaménko / i - [30] [43] [44] : například Procyon má spektrální typ F5V-IV [45] .

Charakteristika hvězd různých tříd

Třída O

Nejžhavější hvězdy patří ke spektrálnímu typu O. Jejich povrchová teplota je přes 30 000 Kelvinů a jsou modré: B−V barevný index pro takové objekty je asi -0,3 m [12] [46] [27] .

Na rozdíl od zbytku spektrálních tříd je nejstarší podtřídou O O2, nikoli O0, a v minulosti se používaly pouze O5 až O9 [15] [20] .

Ve spektrech hvězd třídy O dominuje modré a ultrafialové záření. Charakteristickým rysem jejich spekter jsou navíc absorpční čáry vícenásobně ionizovaných prvků: například Si V a C III , N III a O III [comm. 2] . Silné jsou také řady He II  , zejména série Pickering . Čáry neutrálního helia a vodíku jsou patrné, ale slabé [47] [48] [49] . Emisní čáry jsou pozorovány poměrně často: nacházejí se u 15 % hvězd třídy O a B [50] . Mnoho hvězd emituje velmi silně ionizované prvky v oblasti rentgenového záření , například Si XV [51] .

V pozdějších podtřídách, ve srovnání s dřívějšími, se intenzita čar neutrálního helia zvyšuje a intenzita ionizovaného helia klesá: poměr jejich intenzit se používá jako jedno z hlavních kritérií pro určení, do které podtřídy hvězda patří. Podle toho, které spektrální čáry se berou, jsou intenzity porovnávány v podtřídách O6-O7. U hvězd třídy O3 již nelze detekovat neutrální čáry helia [52] .

Do této třídy patří nejhmotnější a nejjasnější hvězdy. Žijí krátkou dobu a mají hlavní příspěvek ke svítivosti (ale ne k hmotnosti) galaxií , kde takové hvězdy existují, nastiňují strukturu spirálních ramen a hrají hlavní roli při obohacování galaxií o některé prvky, jako je kyslík. Rané hvězdy podtřídy B mají podobné fyzikální a spektrální charakteristiky, takže jsou často seskupeny s hvězdami třídy O pod obecným názvem „ Hvězdy OB “. Tato komunita, navzdory názvu, nezahrnuje pozdní podtřídy B: mezi hvězdy hlavní posloupnosti do ní patří hvězdy nejpozději B2, ale pro jasnější třídy svítivosti je tato hranice posunuta do pozdějších podtříd [53] .

Mezi hvězdy třídy O patří například žirafa Alpha  , supergiant třídy O9Ia [ 54] , stejně jako Theta¹ Orion C  , hvězda hlavní posloupnosti třídy O7Vp [55] .

Třída B

Spektrální hvězdy třídy B mají nižší teploty než hvězdy třídy O: od 10 do 30 tisíc kelvinů . Mají modrobílou barvu a barevný index B−V asi −0,2 m [12] [27] .

Stejně jako třídy O mají hvězdy třídy B ve svých spektrech čáry ionizovaných prvků, například OII , Si II a Mg II [comm. 2] . Ve spektrech hvězd třídy B však prakticky nejsou žádné čáry He II  — pouze v nejranějších podtřídách, nejpozději do B0,5, lze pozorovat slabé čáry. Neutrální čáry helia jsou naopak velmi silné a dosahují maximální intenzity v podtřídě B2, ale v pozdních podtřídách značně slábnou. Vodíkové čáry jsou také jasně viditelné , zejména řada Balmer , které se zvyšují směrem k pozdním spektrálním třídám [21] [48] [56] . Hvězdy třídy B také často mají emisní čáry [50] .

Rigel (B8Iae) [ 57] lze označit jako supergianty třídy B. Příkladem obra třídy B je Tau Orionis (B5III) [58] , zatímco hvězdy hlavní posloupnosti třídy B zahrnují Eta Aurigae (B3V) [59] a 18 Taurus (B8V) [60] .

Třída A

Hvězdy spektrálního typu A mají teploty v rozmezí 7400–10000 K. Jejich barevné indexy B−V se blíží nule a barva se jeví jako bílá [12] [27] .

Ve spektrech hvězd třídy A jsou velmi silné vodíkové čáry , které dosahují maximální intenzity v podtřídě A2, zejména u řady Balmer [9] . Zbytek čar je mnohem slabší a může být téměř neviditelný. V pozdních třídách jsou linie Ca II zesíleny [comm. 2] a objevují se linie některých neutrálních kovů. Neutrální čáry helia chybí ve všech podtřídách kromě první, A0, kde mohou být slabě viditelné [21] [48] . Spektra hvězd třídy A jsou však značně různorodá. Například více než 30 % hvězd třídy A je chemicky zvláštních : mají silný nedostatek kovů nebo naopak přebytek určitých prvků. Běžné jsou také rychle rotující hvězdy třídy A, které odpovídajícím způsobem mění spektrum a činí hvězdu jasnější. Z tohoto důvodu je hlavní posloupnost hvězd třídy A někdy rozdělena do dvou podtříd svítivosti: jasnější Va a slabší Vb [61] .

Mezi hvězdy hlavní sekvence třídy A patří například Vega (A0Va) [62] a Denebola (A3Va) [63] . Příkladem obra této třídy je Tuban (A0III) [64] , veleobrem Eta Lion (A0Ib) [65] .

Třída F

Teploty hvězd třídy F leží v rozmezí 6000–7400 K . Jejich barevné hodnoty B−V  jsou asi 0,4 m a jejich barva je žluto-bílá [12] [27] .

Spektra těchto hvězd ukazují čáry ionizovaných a neutrálních kovů, jako je Ca II , Fe I , Fe II, Cr II , Ti II [comm. 2] . V pozdějších podtřídách jsou výraznější a čáry neutrálního vodíku jsou slabší [9] [21] [48] . Hvězdy podtřídy pozdější než F5 mají konvektivní obal , takže přebytek nebo nedostatek určitých prvků na povrchu mizí v důsledku míšení s hlubšími vrstvami. V pozdní třídě F tedy prakticky neexistují žádné chemicky zvláštní hvězdy, na rozdíl od třídy A (viz výše ) [66] .

V bodě obratu pro populace galaktického hala a tlustého disku jsou hvězdy třídy ne starší než F. Tato třída je tedy nejstarší pro hvězdy populace II umístěné v hlavní posloupnosti [66] .

Příkladem hvězdy hlavní posloupnosti třídy F je Procyon (F5IV-V) [67] , obr je Ypsilon Pegasus (F8III) [68] , mezi supergianty třídy F patří Arneb (F0Ia) [69] a Wesen (F8Ia) [70 ] .

Třída G

Hvězdy třídy G mají teploty 5000–6000 K. Barva takových hvězd je žlutá, barevné indexy B−V jsou asi 0,6 m [12] [27] .

Nejzřetelněji jsou ve spektrech takových hvězd viditelné čáry kovů, zejména železa , titanu a zejména čáry Ca II [comm. 2] , dosahující maxima intenzity v podtřídě G0. Azurové čáry jsou viditelné ve spektrech obřích hvězd . Vodíkové čáry jsou slabé a mezi kovovými čarami nevynikají [9] [21] [48] . Kovové čáry zesilují směrem k pozdním spektrálním podtřídám [71] .

Slunce patří do třídy G , díky čemuž jsou hvězdy třídy G hlavní posloupnosti předmětem dalšího zájmu. Kromě toho jsou trpasličí hvězdy tříd G a K považovány za nejvhodnější pro vznik a rozvoj života v jejich planetárních soustavách [72] .

Kromě Slunce, které má třídu G2V, patří mezi trpaslíky třídy G například Kappa¹ Ceti (G5V) [73] . Kappa Gemini (G8III-IIIb) [74] patří k obrům a Epsilon Gemini (G8Ib) [75] patří k veleobrům .

Třída K

Hvězdy třídy K mají povrchovou teplotu 3800–5000 K. Jejich barva je oranžová a barevné indexy B−V se blíží 1,0 m [12] [27] .

Ve spektrech takových hvězd jsou jasně viditelné kovové čáry, zejména Ca I [comm. 2] a další prvky, které jsou viditelné u hvězd třídy G. Vodíkové čáry jsou velmi slabé a téměř neviditelné na pozadí četných kovových čar. Objevují se široké pásy molekulární absorpce: například pásy TiO se objevují v podtřídě K5 a později. Fialová část spektra je již dost slabá [9] [21] [48] . Obecně se linie kovů dále zintenzivňují směrem k pozdějším podtřídám [71] .

Příkladem hvězdy hlavní posloupnosti třídy K může být Epsilon Eridani (K2V) [76] , mezi obry patří Arcturus (K1.5III) [77] a Etamin (K5III) [78] a supergianti Zeta Cephei (K1.5Ib) [ 79] .

Třída M

Teplota hvězd třídy M je 2500-3800 K . Jsou červené, jejich barevné indexy B−V jsou asi 1,5 m [12] [27] .

Spektra těchto hvězd protínají molekulární absorpční pásy TiO a dalších molekulárních sloučenin. Je také pozorováno mnoho čar neutrálních kovů, z nichž Ca I čára [comm. 2] je nejsilnější [9] [21] [48] . Pásma TiO jsou rozšířena v pozdních podtřídách [80] .

Hvězd třídy M je více než všech ostatních dohromady – 73 % z celkového počtu. Obři a veleobri této třídy jsou často variabilní a jejich variabilita je velmi dlouhodobá , např. jako Mira [22] [81] .

Mezi hvězdy hlavní posloupnosti třídy M patří 40 Eridani C (M4.5V) [82] , příkladem obra je Beta Pegasus (M2.5II-III) [83] a supergiant je Betelgeuse (M1-M2Ia-Iab) [ 84] .

Třídy uhlíkových a zirkoniových hvězd

Uhlíkové a zirkonové hvězdy jsou zařazeny do tříd C, respektive S. Hvězdy těchto tříd mají nejčastěji přibližně stejnou povrchovou teplotu jako hvězdy třídy M, červenou barvu a jejich barevné indexy B−V jsou asi 1,5 m . Tyto třídy jsou obvykle považovány v posloupnosti hlavních tříd za odnož třídy K nebo G [16] [48] .

Spektra jsou také podobná spektrům pozdních G, K a M hvězd [85] . Hvězdy třídy S se od nich liší tím, že místo pásů TiO jsou v jejich spektru nejvýraznější pásy ZrO [86] . Pozorovány jsou také pásy dalších sloučenin: YO , LaO . Ve spektrech hvězd třídy C jsou místo pásů TiO pozorovány také čáry atomového uhlíku a některých jeho sloučenin, např. C 2 , CN , CH[87] .

V minulosti se místo třídy C používaly dvě třídy: teplejší třída R a chladnější třída N, ale ukázalo se, že se do určité míry překrývají, což vedlo k jejich spojení do společné třídy. Později se však ukázalo, že hvězdy této třídy mohou mít různou povahu a spektrální rysy a s přihlédnutím k tomu, že se pro ně třídy svítivosti nepoužívají, bylo rozlišeno několik podtypů této třídy [85] :

  • CR zhruba odpovídá zastaralé třídě R.
  • CN se blíží zastaralé třídě N.
  • CJ spektra ukazují silné linie izotopu uhlíku 13C .
  • Ve spektrech CH jsou čáry sloučeniny CH silné.
  • C-Hd spektra ukazují slabé čáry vodíku a jeho sloučenin.

Mezi hvězdami tříd C a S jsou nejznámější obři a jasní obři - hvězdy asymptotické obří větve , u kterých se v této fázi silně zvyšuje obsah uhlíku na povrchu [88] . Jako hvězdy první třídy M se promění ve hvězdy třídy S a poté se přesunou do třídy C, proto se v klasifikaci někdy používají střední třídy MS a SC. Přesto jsou známy uhlíkové trpasličí hvězdy, které mohou dokonce převyšovat počet obrů [85] .

Příkladem uhlíkové hvězdy je U Giraffe [87] a zirkoniová hvězda S Ursa Major [86] .

Třídy hnědých trpaslíků

Hnědí trpaslíci  jsou objekty, které nejsou dostatečně hmotné, aby ve svých hloubkách dlouhodobě podporovaly termonukleární fúzi helia . Jsou slabší a chladnější než červení trpaslíci , takže se pro ně používají jiné spektrální třídy: L, T, Y v pořadí podle klesající teploty. Tato posloupnost je považována za pokračování hlavních tříd po M [16] . Nejmohutnější hnědí trpaslíci mohou také patřit do třídy M, ale ne dříve než podtřída M7 [89] .

Hnědí trpaslíci jsou tmavě červení, čáry TiO mizí u raných hvězd třídy L. Ti, kteří patří do třídy L, mají teploty v rozmezí 1300–2500 K [46] a jejich spektra obsahují čáry alkalických kovů, např. sodík a rubidium . Trpaslíci třídy T mají teploty 600–1300 K a jejich spektra se vyznačují přítomností metanových čar . Konečně teplota trpaslíků třídy Y nepřesahuje 600 K a v jejich spektrech jsou viditelné absorpční pásy vody a čpavku [12] [16] [90] .

Třídy Wolf-Rayetových hvězd

Wolf-Rayetovy hvězdy  jsou třídou jasných, hmotných hvězd s teplotami nad 25 000 K , které vystupují jako samostatná W nebo WR spektrální třída [47] [91] [92] .

Hlavním rysem spekter takových hvězd jsou jasné a široké emisní čáry HI , He I-II , N III-V , C III-IV , O III-V [comm. 2] . Jejich šířka může být 50-100 angstromů a v liniovém maximu může být intenzita záření 10-20krát větší než intenzita sousedních oblastí spojitého spektra [93] [94] .

Wolf-Rayetovy hvězdy se podle vzhledu spekter dělí na tři podtypy: WN, WC, WO. Ve spektrech hvězd těchto podtypů dominují linie dusíku, uhlíku a kyslíku [92] . Rozdělení do podtříd se liší od dělení pro hlavní spektrální třídy: používají se podtřídy od WN2 do WN11, od WC4 do WC9 a od WO1 do WO4 [95] .

Wolf-Rayetovy hvězdy jsou centrální části masivních hvězd třídy O, které ztratily svůj vodíkový obal v důsledku silného hvězdného větru nebo vlivem souputníka v blízkém dvojhvězdném systému . V procesu evoluce hvězdy přecházejí z třídy WN do WC a poté do WO [92] [96] .

Třídy bílých trpaslíků a planetárních mlhovin

Často jsou bílí trpaslíci považováni nikoli za samostatnou třídu svítivosti, ale za samostatnou spektrální třídu D. Jejich spektra se vyznačují mnohem širšími absorpčními čarami než u jiných hvězd. Jinak se spektra těchto hvězd mohou značně lišit, takže existuje 6 hlavních podtypů třídy D [97] :

  • V DA spektrech jsou pozorovány pouze vodíkové čáry Balmerovy řady .
  • Ve spektrech DB jsou přítomny pouze linie He I [comm. 2] .
  • V DC spektrech není hloubka čáry větší než 5 % intenzity spojitého spektra.
  • Čáry He II jsou silné ve spektrech DO, spolu s čárami He I a H.
  • Spektra DZ ukazují čáry prvků těžších než helium v ​​nepřítomnosti vodíku a heliových čar.
  • DQ spektra mají čáry atomů uhlíku nebo molekul .

Pokud spektrum bílého trpaslíka obsahuje čáry, které se vyskytují v různých podtypech, použije se kromě písmene D několik odpovídajících písmen: pokud jsou například ve spektru viditelné čáry uhlíku, kyslíku a ionizovaného helia, bude třída označena jako DZQO [98] .

Teplotní hodnoty bílých trpaslíků jsou také v širokém rozmezí: od několika tisíc až po více než sto tisíc kelvinů [99] . Podtřída bílého trpaslíka je určena efektivní teplotou a např. pro bílé trpaslíky třídy DA mohou existovat podtřídy od 0,1 (psáno jako DA.1) do 13 [97] .

Bílí trpaslíci jsou zbytky hvězd, které mají rozměry řádu Země a hmotnost řádu Slunce [100] . Šířka jejich absorpčních čar je způsobena velkým zrychlením volného pádu na jejich povrchu [97] .

Mezi bílé trpaslíky patří např. Sirius B třídy DA1.9 [101] , dále Procyon B třídy DQZ [102] .

Planetárním mlhovinám je přiřazena samostatná třída P [47] a jejich centrální hvězdy, které se mění v bílé trpaslíky, lze klasifikovat společně s dalšími objekty: bílé trpaslíky, subtrpaslíky třídy O nebo dokonce Wolf-Rayetovy hvězdy [103] .

Třídy nových a supernov

Pro označení nových hvězd se používá třída Q [47] , existuje však i podrobnější klasifikace, která bere v úvahu světelnou křivku a tvar spektra nové po maximálním světle. Spektra nových hvězd při maximální jasnosti jsou spojitá s absorpčními čarami podobnými těm u supergiantů třídy A nebo F, ale jak jasnost klesá, objevují se emisní čáry [104] [105] .

Supernovy jsou primárně rozděleny podle přítomnosti vodíkových spektrálních čar: pokud jsou přítomny, supernova je klasifikována jako typ II , v nepřítomnosti jako typ I. Supernovy typu I se také dělí na typy Ia , Ib, Ic: ve spektrech supernov typu Ia jsou linie Si II [comm. 2] , zatímco spektra Ib a Ic se liší v přítomnosti nebo nepřítomnosti čar He I. Supernovy typu II se liší hlavně svými světelnými křivkami, ale existují také rozdíly v jejich spektrech: například u supernov typu IIb se spektra nakonec stanou podobnými spektrům třídy Ib a spektra s anomálně úzkými absorpčními čarami jsou klasifikována jako třída IIn [ 106] .

Nové i supernovy jsou kataklyzmatické proměnné , které prudce zvyšují jejich svítivost, která pak postupně klesá. U nových hvězd k tomu dochází v důsledku termonukleárního výbuchu na povrchu bílého trpaslíka, který ze doprovodné hvězdy vytáhl dostatečné množství hmoty. Výbuchy supernov mohou být způsobeny různými mechanismy, v každém případě však na rozdíl od nových hvězd vedou ke zničení hvězdy samotné [107] .

Historie

Předpokladem pro vytvoření spektrální klasifikace hvězd byl nástup spektroskopie . Již v roce 1666 pozoroval Isaac Newton spektrum Slunce , ale prvního vážného výsledku bylo dosaženo v roce 1814: Josef Fraunhofer objevil ve spektru Slunce tmavé absorpční čáry, které se později staly známými jako Fraunhoferovy čáry . V roce 1860 Gustav Kirchhoff a Robert Bunsen zjistili, že tyto čáry jsou vytvářeny určitými chemickými prvky [2] [108] [109] .

Secchi třídy

Angelo Secchi učinil jeden z prvních pokusů klasifikovat hvězdy podle jejich spekter v 60. letech 19. století . V roce 1863 rozdělil hvězdy do dvou tříd: I, odpovídající moderním raným třídám, a II, odpovídající pozdějším. V následujících letech Secchi představil třídu III, která zahrnovala hvězdy třídy M, a poté třídu IV, která zahrnovala uhlíkové hvězdy. Nakonec pro hvězdy s emisními čarami vyčlenil třídu V [110] .

Secchi nebyl první, kdo klasifikoval hvězdná spektra - ve stejné době to dělali vědci jako Giovanni Donati , George Airy , William Huggins a Lewis Rutherford , kteří také významně přispěli k jejich studii. Mezi svými současníky byl však v pozorování nejúspěšnější Secchi. Klasifikoval asi 4000 hvězd a právě jeho klasifikace byla nejrozšířenější ve druhé polovině 19. století [109] [110] [111] .

Harvardská klasifikace

Koncem 19. a začátkem 20. století byla spektrální klasifikace vyvinuta astronomy z Harvardské observatoře . V roce 1872 pořídil Henry Draper první fotografii spektra Vega , ale rozsáhlá práce začala v roce 1885, kdy ředitel observatoře Edward Pickering zorganizoval spektroskopický průzkum celé oblohy [47] [112] .

Analýza spekter byla svěřena Williamině Flemingové a v roce 1890 se objevil první katalog, ve kterém bylo více než 10 tisíc hvězd rozděleno do 16 tříd. Třídy byly označeny latinskými písmeny od A do Q s vynecháním J a 13 z nich byly podtypy prvních čtyř tříd Secchi a třídy šly v pořadí zeslabování vodíkových čar [113] . Některé z těchto tříd zůstaly zachovány v moderní klasifikaci, i když některé byly později opuštěny: například třída C zahrnovala hvězdy s dvojitými čarami, jejichž vzhled se ve skutečnosti ukázal jako přístrojová chyba [112] [114] .

Antonia Mori zároveň pracovala s podrobnějšími spektry jasnějších hvězd, které rozdělila do 22 tříd od I. do XXII. V její klasifikaci byla nejstarší třída ta, která odpovídala moderní třídě B, zatímco v předchozích klasifikacích byla třída A považována za třídu s nejsilnějšími vodíkovými čarami. Moriho klasifikace navíc poprvé zohlednila typ čar: byly uvažovány čáry střední šířky, rozmazané nebo úzké. Přes tyto inovace nebyla klasifikace dále rozvíjena [112] .

Další důležité příspěvky byly vyrobeny Annie Cannonovou . Dokončila Flemingovo abecední klasifikační schéma: zejména některé třídy byly zamítnuty a zbytek byl uspořádán podle klesající teploty. Posloupnost hlavních tříd dostala svou moderní podobu - O, B, A, F, G, K, M. Cannon navíc přidal podtřídy a do roku 1912 byl systém klasifikace dokončen. V roce 1922 byl systém přijat Mezinárodní astronomickou unií a v roce 1924 byl zveřejněn katalog Henryho Drapera v plném znění , ve kterém bylo klasifikováno více než 225 tisíc hvězd. Samotný systém se nazýval Harvardská klasifikace [47] nebo Draperův systém [112] .

Yrk klasifikace

Během období, kdy se vytvářela Harvardská klasifikace, vešlo ve známost, že svítivost hvězd stejné třídy se může lišit a že se také liší spektra jasnějších a slabších hvězd. To naznačovalo potřebu zpřesnit klasifikaci [115] .

Poté William Morgan zjistil, že v rámci každé skupiny na Hertzsprung-Russellově diagramu mají hvězdy téměř stejné zrychlení volného pádu , které lze měřit z šířky spektrálních čar (viz výše ) [13] . Jako výhodná se tedy ukázala klasifikace hvězd podle šířky jejich spektrálních čar. V roce 1943 Morgan a dva kolegové - Philip Keenan a Edith Kellmanpublikoval Atlas of Stellar Spectra [116] , ve kterém byly zavedeny třídy svítivosti a byly podrobně zváženy efekty svítivosti. Tento systém se stal známým jako Yerkeova klasifikace podle názvu observatoře , kde byl vyvinut [10] , nebo systém Morgan-Keenan [115] .

Další vývoj

Yerkesova klasifikace se rychle stala důležitým nástrojem pro astronomii a používá se dodnes, ale od svého počátku byla upravována. Například po objevu hnědých trpaslíků v roce 1994 [117] byla pro tyto objekty zavedena třída L a poté třídy T a Y [12] . Také klasifikace byla ovlivněna zvýšením přesnosti spektroskopie. Spektrální třída O, jejíž nejstarší podtřídou byla původně O5, byla do roku 2002 rozšířena na podtřídu O2 [15] [118] .

Poznámky

Komentáře

  1. ↑ Pro různé parametry linky se používají různá označení.
  2. ↑ 1 2 3 4 5 6 7 8 9 10 Římská číslice za označením prvku označuje stupeň jeho ionizace. I je neutrální atom, II je jednoduše ionizovaný prvek, III je dvakrát ionizovaný a tak dále.

Zdroje

  1. ↑ Spektra hvězda-hvězda  . Encyklopedie Britannica . Získáno 14. dubna 2021. Archivováno z originálu 1. ledna 2018.
  2. ↑ 1 2 3 Karttunen a kol., 2007 , str. 207.
  3. ↑ Surdin, 2015 , str. 148-149.
  4. ↑ Kononovich, Moroz, 2004 , str. 368-370.
  5. ↑ 1 2 Gray, Corbally, 2009 , str. 32.
  6. ↑ Kononovich, Moroz, 2004 , str. 369.
  7. ↑ Yungelson L. R. Spektrální třídy hvězd . Velká ruská encyklopedie . Získáno 14. dubna 2021. Archivováno z originálu dne 26. října 2020.
  8. ↑ Gray, Corbally, 2009 , pp. 21-25.
  9. ↑ 1 2 3 4 5 6 7 Miláček D. Spektrální typ . Internetová encyklopedie vědy . Získáno 14. dubna 2021. Archivováno z originálu dne 15. dubna 2021.
  10. ↑ 1 2 3 4 Karttunen a kol., 2007 , str. 212.
  11. ↑ 1 2 3 Kononovich, Moroz, 2004 , str. 377.
  12. ↑ 1 2 3 4 5 6 7 8 9 10 11 12 13 Klasifikace hvězd  . Encyklopedie Britannica . Získáno 14. dubna 2021. Archivováno z originálu dne 3. května 2021.
  13. ↑ 1 2 3 Berlind P. Poznámka ke spektrálnímu atlasu a spektrální klasifikaci . Centrum pro astrofyziku Harvard & Smithsonian . Získáno 16. dubna 2021. Archivováno z originálu dne 4. dubna 2021.
  14. ↑ Kononovich, Moroz, 2004 , str. 369-370.
  15. ↑ 1 2 3 Walborn NR, Howarth ID, Lennon DJ, Massey P., Oey MS Nový spektrální klasifikační systém pro nejstarší hvězdy O: Definice typu O2  //  The Astronomical Journal . - Bristol: IOP Publishing , 2002. - 1. května (vol. 123). - S. 2754-2771. — ISSN 0004-6256 . - doi : 10.1086/339831 . Archivováno z originálu 5. října 2018.
  16. ↑ 1 2 3 4 5 6 Karttunen a kol., 2007 , pp. 209-210.
  17. ↑ Gray, Corbally, 2009 , s. 34.
  18. ↑ Darling D. Hvězdy raného typu . Internetová encyklopedie vědy . Získáno 28. května 2021. Archivováno z originálu dne 25. listopadu 2021.
  19. ↑ Masevich A. G. Spektrální třídy hvězd . Astronet . Získáno 14. dubna 2021. Archivováno z originálu dne 12. července 2021.
  20. ↑ 1 2 3 Kononovich, Moroz, 2004 , str. 370.
  21. ↑ 1 2 3 4 5 6 7 Karttunen a kol., 2007 , str. 210.
  22. ↑ 1 2 Darling D. Počty hvězd . Internetová encyklopedie vědy . Staženo 14. dubna 2021. Archivováno z originálu 9. června 2021.
  23. ↑ 1 2 3 Zombeck MV Handbook of Space Astronomy and Astrophysics 71, 78. Cambridge University Press . Získáno 1. dubna 2021. Archivováno z originálu dne 29. prosince 2010.
  24. ↑ Karttunen a kol., 2007 , s. 216.
  25. ↑ Spektrální typy hvězd: OBAFGKM . Astronet . Získáno 15. dubna 2021. Archivováno z originálu dne 15. dubna 2021.
  26. ↑ Gray, Corbally, 2009 , pp. 567-568.
  27. ↑ 1 2 3 4 5 6 7 8 Kononovich, Moroz, 2004 , str. 373.
  28. ↑ Kononovich, Moroz, 2004 , str. 376-377.
  29. ↑ Hertzsprung-Russellův diagram . Astronomie . Swinburne University of Technology . Získáno 16. dubna 2021. Archivováno z originálu dne 16. dubna 2021.
  30. ↑ 1 2 3 4 Yungelson L. R. Třídy svítivosti . Velká ruská encyklopedie . Získáno 16. dubna 2021. Archivováno z originálu dne 16. dubna 2021.
  31. ↑ Surdin, 2015 , str. 148-150.
  32. ↑ Surdin, 2015 , str. 149.
  33. ↑ Miláček D. Hlavní sekvence . Internetová encyklopedie vědy . Získáno 16. dubna 2021. Archivováno z originálu dne 29. října 2020.
  34. ↑ Surdin, 2015 , str. 150.
  35. ↑ Gray, Corbally, 2009 , s. 44.
  36. ↑ Karttunen a kol., 2007 , pp. 212-213.
  37. ↑ Kononovich, Moroz, 2004 , str. 377-378.
  38. ↑ Kononovich, Moroz, 2004 , str. 370-371.
  39. ↑ Crowthers P. Klasifikace hvězdných spekter . UCL Astrophysics Group . University College London . Získáno 16. dubna 2021. Archivováno z originálu dne 2. února 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 Rozšíření spektrálního klasifikačního systému MK na střední populaci hvězd typu II F  //  The Astronomical Journal . - Bristol: IOP Publishing , 1989. - 1. září (roč. 98). - S. 1049-1062. — ISSN 0004-6256 . - doi : 10.1086/115195 .
  44. ↑ Bailer-Jones CAL, Irwin M., von Hippel T. Automatizovaná klasifikace hvězdných spekter - II. Dvourozměrná klasifikace s neuronovými sítěmi a analýzou hlavních komponent  // Monthly Notices of the Royal Astronomical Society  . - N. Y .: Wiley-Blackwell , 1998. - 1. srpen (vol. 298). - S. 361-377. — ISSN 0035-8711 . - doi : 10.1046/j.1365-8711.1998.01596.x .
  45. ↑ Miláček D. Procyon . Internetová encyklopedie vědy . Získáno 16. dubna 2021. Archivováno z originálu dne 18. dubna 2021.
  46. ↑ 1 2 Gray, Corbally, 2009 , str. 568.
  47. ↑ 1 2 3 4 5 6 Karttunen a kol., 2007 , str. 209.
  48. ↑ 1 2 3 4 5 6 7 8 Kononovich, Moroz, 2004 , str. 369-373.
  49. ↑ Gray, Corbally, 2009 , pp. 66-67.
  50. ↑ 12 Karttunen a kol., 2007 , s. 214.
  51. ↑ Gray, Corbally, 2009 , pp. 102-104.
  52. ↑ Gray, Corbally, 2009 , s. 67.
  53. ↑ Gray, Corbally, 2009 , s. 66.
  54. ↑ Alpha camelopardalis . SIMBAD . Získáno 18. dubna 2021. Archivováno z originálu dne 21. dubna 2021.
  55. ↑ Theta1 Orionis C. SIMBAD . Získáno 18. dubna 2021. Archivováno z originálu dne 18. dubna 2021.
  56. ↑ Gray, Corbally, 2009 , pp. 115-116.
  57. ↑ Rigel . SIMBAD . Získáno 18. dubna 2021. Archivováno z originálu dne 18. dubna 2021.
  58. ↑ Tau Orionis . SIMBAD . Získáno 18. dubna 2021. Archivováno z originálu 19. dubna 2021.
  59. ↑ Eta Aurigae . SIMBAD . Získáno 18. dubna 2021. Archivováno z originálu dne 21. dubna 2021.
  60. ↑ 18 Tauri . SIMBAD . Získáno 18. dubna 2021. Archivováno z originálu dne 21. dubna 2021.
  61. ↑ Gray, Corbally, 2009 , pp. 160-162.
  62. ↑ Vega . SIMBAD . Získáno 18. dubna 2021. Archivováno z originálu dne 21. dubna 2021.
  63. ↑ Denebola . SIMBAD . Získáno 18. dubna 2021. Archivováno z originálu dne 22. prosince 2015.
  64. ↑ Thuban . SIMBAD . Získáno 18. dubna 2021. Archivováno z originálu dne 21. dubna 2021.
  65. ↑ Eta Leonis . SIMBAD . Získáno 18. dubna 2021. Archivováno z originálu dne 21. dubna 2021.
  66. ↑ 1 2 Gray, Corbally, 2009 , str. 221.
  67. ↑ Procyon . SIMBAD . Získáno 18. dubna 2021. Archivováno z originálu dne 14. října 2013.
  68. ↑ Upsilon Pegasi . SIMBAD . Získáno 18. dubna 2021. Archivováno z originálu dne 21. dubna 2021.
  69. ↑ Arneb . SIMBAD . Získáno 18. dubna 2021. Archivováno z originálu 19. dubna 2021.
  70. ↑ Wezen . SIMBAD . Získáno 18. dubna 2021. Archivováno z originálu dne 20. dubna 2021.
  71. ↑ 1 2 Gray, Corbally, 2009 , str. 259.
  72. ↑ Gray, Corbally, 2009 , pp. 259, 270-273.
  73. ↑ Kappa1 Ceti . SIMBAD . Získáno 18. dubna 2021. Archivováno z originálu dne 20. dubna 2021.
  74. ↑ Kappa geminorum . SIMBAD . Získáno 18. dubna 2021. Archivováno z originálu dne 21. dubna 2021.
  75. ↑ Epsilon Geminorum . SIMBAD . Získáno 18. dubna 2021. Archivováno z originálu dne 20. dubna 2021.
  76. ↑ Epsilon Eridani . SIMBAD . Získáno 18. dubna 2021. Archivováno z originálu dne 20. dubna 2021.
  77. ↑ Arcturus . SIMBAD . Získáno 18. dubna 2021. Archivováno z originálu dne 20. dubna 2021.
  78. ↑ Gamma Draconis . SIMBAD . Získáno 18. dubna 2021. Archivováno z originálu dne 20. dubna 2021.
  79. ↑ Zeta Cephei . SIMBAD . Získáno 18. dubna 2021. Archivováno z originálu 19. dubna 2021.
  80. ↑ Gray, Corbally, 2009 , s. 294.
  81. ↑ Gray, Corbally, 2009 , s. 293.
  82. ↑ 40 Eridani C . SIMBAD . Získáno 18. dubna 2021. Archivováno z originálu 19. dubna 2021.
  83. ↑ Beta Pegasi . SIMBAD . Získáno 18. dubna 2021. Archivováno z originálu dne 21. dubna 2021.
  84. ↑ Betelgeuse . SIMBAD . Získáno 18. dubna 2021. Archivováno z originálu dne 20. dubna 2021.
  85. ↑ 1 2 3 Gray, Corbally, 2009 , str. 306-324.
  86. ↑ 12 Miláček D. S hvězda . Internetová encyklopedie vědy . Získáno 18. dubna 2021. Archivováno z originálu 6. dubna 2009.
  87. ↑ 12 Miláček D. Uhlíková hvězda . Internetová encyklopedie vědy . Získáno 18. dubna 2021. Archivováno z originálu dne 20. dubna 2021.
  88. ↑ Weiss A., Ferguson JW Nové asymptotické modely obřích větví pro řadu kovů  // Astronomie a astrofyzika  . — Paříž: EDP Sciences , 2009-12-01. — Sv. 508. - S. 1343-1358. — ISSN 1432-0746 0004-6361, 1432-0746 . - doi : 10.1051/0004-6361/200912043 . Archivováno z originálu 17. června 2021.
  89. ↑ Miláček D. Hnědý trpaslík . Internetová encyklopedie vědy . Získáno 18. dubna 2021. Archivováno z originálu 28. dubna 2021.
  90. ↑ Allard F., Homeier D. Hnědí trpaslíci   // Scholarpedia . — 2007-12-17. — Sv. 2 , iss. 12 . — S. 4475 . — ISSN 1941-6016 . doi : 10.4249 /scholarpedia.4475 . Archivováno 21. května 2021.
  91. ↑ Wolf-Rayetova hvězda . Astronomie . Swinburne University of Technology . Získáno 18. dubna 2021. Archivováno z originálu dne 20. října 2020.
  92. ↑ 1 2 3 Cherepashchuk A. M. Wolf-Rayet hvězdy . Velká ruská encyklopedie . Získáno 20. dubna 2021. Archivováno z originálu dne 25. února 2021.
  93. ↑ Kononovich, Moroz, 2004 , str. 407.
  94. ↑ Cherepashchuk A. M. Wolf-Rayet hvězdy . Astronet . Získáno 18. dubna 2021. Archivováno z originálu dne 12. prosince 2012.
  95. ↑ Crowther PA Fyzikální vlastnosti Wolf-Rayetových hvězd  // Annual Review of Astronomy and Astrophysics  . - Palo Ato: Annual Reviews , 2007. - 1. září (vol. 45). - S. 177-219. — ISSN 0066-4146 . - doi : 10.1146/annurev.astro.45.051806.110615 . Archivováno z originálu 11. října 2019.
  96. ↑ Gray, Corbally, 2009 , s. 441.
  97. ↑ 1 2 3 Gray, Corbally, 2009 , str. 472-476.
  98. ↑ Liebert J., Sion EM The Spectroscopic Classification of White Dwarfs: Unique Requirements and Challenges  // Proces MK po 50 letech. - San Franciscto: Astronomická společnost Pacifiku , 1994. - Sv. 60. - S. 64.
  99. ↑ Bílý trpaslík . Astronomie . Swinburne University of Technology . Získáno 20. dubna 2021. Archivováno z originálu dne 3. října 2018.
  100. ↑ Miláček D. Bílý trpaslík . Internetová encyklopedie vědy . Získáno 20. dubna 2021. Archivováno z originálu dne 23. dubna 2021.
  101. ↑ Sirius B. SIMBAD . Získáno 20. dubna 2021. Archivováno z originálu dne 20. dubna 2021.
  102. ↑ Procyon B. SIMBAD . Získáno 20. dubna 2021. Archivováno z originálu dne 20. dubna 2021.
  103. ↑ Gray, Corbally, 2009 , s. 472.
  104. ↑ Williams RE, Hamuy M., Phillips MM, Heathcote SR, Wells L. Evoluce a klasifikace postoutburst nove spectra  //  The Astrophysical Journal . - Bristol: IOP Publishing , 1991. - 1. srpna (roč. 376). - S. 721-737. — ISSN 0004-637X . - doi : 10.1086/170319 . Archivováno z originálu 17. července 2017.
  105. ↑ Gray, Corbally, 2009 , pp. 482-494.
  106. ↑ Gray, Corbally, 2009 , pp. 497-504.
  107. ↑ Karttunen a kol., 2007 , pp. 286-288.
  108. ↑ Gray, Corbally, 2009 , s. jeden.
  109. ↑ 1 2 Historie astronomie . Ústav dějin přírodních věd a techniky. S.I. Vavilov . Získáno 21. dubna 2021. Archivováno z originálu dne 29. června 2020.
  110. ↑ 1 2 Gray, Corbally, 2009 , pp. 1-3.
  111. ↑ Miláček D. Secchi, Rev. Pietro Angelo (1818-1878 ) Internetová encyklopedie vědy . Získáno 21. dubna 2021. Archivováno z originálu 27. dubna 2012.
  112. ↑ 1 2 3 4 Gray, Corbally, 2009 , str. 4-8.
  113. ↑ Richmond M. Klasifikace hvězdných spekter . Rochester Institute of Technology. Získáno 22. dubna 2021. Archivováno z originálu dne 14. února 2021.
  114. ↑ Pickering EC Draperův katalog hvězdných spekter vyfotografovaných 8palcovým Bacheovým dalekohledem jako součást památníku Henryho Drapera  // Annals of Harvard College Observatory. - Harvard: Harvard College Observatory , 1890. - Sv. 27. - S. 1-6. Archivováno 2. května 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. Archivováno 14. dubna 2021.
  117. ↑ Astronomové oznamují první jasný důkaz hnědého  trpaslíka . NASA . Datum přístupu: 23. dubna 2021.
  118. ↑ Gray, Corbally, 2009 , pp. 15-16.

Literatura

  • Kononovich E. V., Moroz V. I. Obecný kurz astronomie. — 2., opraveno. — M .: URSS , 2004. — 544 s. — ISBN 5-354-00866-2 .
  • Surdin VG Astronomie: XXI století. - 3. vyd. - Fryazino: Vek 2, 2015. - 608 s. — ISBN 978-5-85099-193-7 .
  • Gray RO, Corbally CJ Hvězdná spektrální klasifikace . — Princeton; Woodstock: Princeton University Press , 2009. - 592 s. - ISBN 978-0-691-12510-7 .
  • Karttunen H., Kroger P., Oja H., Poutanen M., Donner KJ Fundamental Astronomy . — 5. vydání. — Berlín; Heidelberg; N.Y .: Springer , 2007. - 510 s. — ISBN 978-3-540-34143-7 .
  Přejděte na položku Wikidata  Slovníky a encyklopedie
V bibliografických katalozích