Это не официальный сайт wikipedia.org 01.01.2023

Спектральная классификация звёзд — Википедия
Википедия

Спектральная классификация звёзд

(перенаправлено с «Спектральный тип»)
Запрос «Спектральные классы звёзд»[d] перенаправляется сюда. На эту тему нужно создать отдельную статью.

Спектральная классификация звёзд — классификация звёзд по особенностям их спектров. Спектры звёзд сильно различаются, хотя в большинстве своём являются непрерывными с линиями поглощения. Современная спектральная классификация является двупараметрической: вид спектра, зависящий в первую очередь от температуры, описывается спектральным классом, а светимость звезды описывается классом светимости. Также классификация может учитывать дополнительные особенности спектра.

Звёзды различных спектральных классов

Основные спектральные классы звёзд в порядке уменьшения температуры, от более голубых к более красным — O, B, A, F, G, K, M. Большинство звёзд, в том числе и Солнце, относится к этим спектральным классам, но существуют и другие классы: например, L, T, Y для коричневых карликов или C, S для углеродных и циркониевых звёзд. Основные спектральные классы делятся на подклассы, обозначаемые цифрой после обозначения класса, от 0 до 9 (кроме O, подклассы которого — от 2 до 9) в порядке понижения температуры. Классы звёзд более высоких температур условно называют ранними, более низких температур — поздними.

Звёзды одного спектрального класса могут иметь разные светимости. При этом спектральные классы и светимости распределены не случайным образом: между ними есть определённая связь, и на диаграмме спектральный класс — абсолютная звёздная величина звёзды группируются в отдельных областях, каждой из которых и соответствует класс светимости. Классы светимости обозначаются римскими цифрами от I до VII, от более ярких к более тусклым. Светимость звезды оказывает некоторое влияние на вид её спектра, так что между спектрами звёзд одного спектрального класса и разных классов светимости есть различия.

Спектральные особенности, которые не вписываются в данную классификацию, принято обозначать дополнительными символами. Например, наличие эмиссионных линий обозначается буквой e, а пекулярные спектры обозначаются буквой p.

Развитие спектроскопии в XIX веке дало возможность классифицировать спектры звёзд. В 1860-х годах одну из первых классификаций, которая использовалась до конца XIX века, разработал Анджело Секки. На рубеже XIX и XX веков астрономами Гарвардской обсерватории была создана Гарвардская классификация, в которой спектральные классы приобрели близкий к современному вид, а в 1943 году была создана Йеркская классификация, в которой появились классы светимости и которая с некоторыми изменениями используется до сих пор. Доработка этой системы продолжалась как в результате открытия новых объектов, так и благодаря увеличению точности спектральных наблюдений.

Спектры звёздПравить

 
Спектр звезды класса A0V. Пунктирами обозначены спектры абсолютно чёрных тел с температурой 9500 K и 15000 K

Спектры звёзд играют очень важную роль при изучении многих их характеристик. Спектры большинства звёзд являются непрерывными с наложенными на них линиями поглощения, но у некоторых звёзд в спектрах бывают эмиссионные линии[1][2].

Очень упрощённо можно рассматривать поверхность звезды как источник непрерывного спектра, а атмосферу — как источник линий, но в реальности между ними нет чёткой границы. В качестве простой модели звезды можно взять излучение абсолютно чёрного тела, спектр которого описывается законом Планка, и, хотя зачастую они оказываются совсем непохожими, для звёзд широко используется понятие эффективной температуры — температуры, которую должно иметь абсолютно чёрное тело тех же размеров, что и звезда, чтобы иметь такую же светимость[2][3].

При этом оказывается, что спектры звёзд очень сильно различаются. В спектре могут доминировать короткие или длинные волны, что влияет на цвет звезды. Спектральные линии же могут быть немногочисленными, а могут, наоборот, заполнять большую часть спектра[4][5].

Современная классификацияПравить

Современная спектральная классификация учитывает два параметра. Первый — это собственно спектральный класс, который описывает вид спектра и линий в нём и зависит в основном от температуры звезды[6]. Второй параметр зависит от светимости звезды, и, соответственно, называется классом светимости: у звёзд одного спектрального класса могут значительно отличаться светимости, причём детали спектра в таких случаях также различаются. Кроме того, при наличии особенностей в спектре звезды, например, эмиссионных линий, могут использоваться дополнительные обозначения[7]. В классификации учитываются параметры и особенности спектра не только в оптическом диапазоне, но и в инфракрасном и ультрафиолетовом. Обычно на практике для определения класса той или иной звезды её спектр сравнивают с хорошо известными спектрами определённых звёзд-стандартов[8].

Описанная система называется Йеркской классификацией по названию Йеркской обсерватории, где она была разработана, или системой Моргана — Кинана по фамилиям разработавших её астрономов[9][10]. В этой системе класс Солнца, имеющего спектральный класс G2 и класс светимости V, записывается как G2V[11].

Спектральные классыПравить

 
Спектры звёзд различных классов
 
Эквивалентная ширина некоторых спектральных линий в звёздах как функция спектрального класса или температуры

Подавляющее большинство звёзд может быть отнесено к одному из основных классов: O, B, A, F, G, K, M. В таком порядке эти классы образуют непрерывную последовательность по уменьшению эффективной температуры звезды и по цвету — от голубых к красным[12].

Каждый из этих классов, в свою очередь, делится на подклассы от 0 до 9 в порядке уменьшения температуры[13]. Обозначение подкласса ставится после обозначения класса: например, G2[14]. Исключение составляет класс O: в нём используются классы от O2 до O9[15]. Иногда используются дробные классы, например, B0.5. Более высокотемпературные классы и подклассы называются ранними, низкотемпературные — поздними[16]. В качестве условной границы между ними может быть взят класс Солнца G2[17] или другие классы[18], также между ранними и поздними классами может выделяться промежуток «солнечных» классов F и G[19].

У звёзд разных спектральных классов оказываются разными не только температуры и цвета, но и спектральные линии. Например, в спектрах звёзд класса M наблюдаются линии поглощения различных молекулярных соединений, а у звёзд класса O — линии многократно ионизованных атомов[20]. Это напрямую связано с температурой поверхности звезды: при повышении температуры молекулы распадаются на атомы и повышается степень ионизации последних[21]. На интенсивность разных линий также влияет химический состав звезды[5].

Звёзды распределены по спектральным классам крайне неравномерно: к классу M принадлежит примерно 73 % звёзд Млечного Пути, к классу K ещё около 15 %, в то время как звёзд класса O — 0,00002 %[22]. Однако из-за того, что более яркие звёзды видны с бо́льших расстояний, а звёзды ранних спектральных классов обычно и являются более яркими, наблюдаемое распределение звёзд по классам часто выглядит иным образом: например, среди звёзд с видимой величиной ярче 8,5m больше всего распространены класс K и A, составляющие, соответственно, 31 % и 22 % всех звёзд, а наименее распространены классы M и O — их, соответственно, 3 % и 1 %[23][24].

Кроме основных спектральных классов существуют и другие для звёзд, которым не подходит описанная классификация. Это, например, классы L, T, Y для коричневых карликов[12] или C, S для углеродных звёзд и циркониевых звёзд[20]. Для звёзд Вольфа — Райе используют класс W, для планетарных туманностей — P, для новых звёзд — Q[16].

Для запоминания основной последовательности существует мнемоническая фраза: Oh Be A Fine Girl (Guy), Kiss Me[12]. Фразы, построенные с аналогичной целью, существуют и на русском языке: Один Бритый Англичанин Финики Жевал Как Морковь, а также О Борис Александрович, Физики Ждут Конца Мучений[25].

Характеристики звёзд основных классов[12]
Класс Температура (K)[26] Цвет[16] Показатель цвета B−V[27] MV (для главной последовательности)[23]
O > 30 000 Голубой −0,3 −5,7…−3,3
B 10 000—30 000 Бело-голубой −0,2 −4,1…+1,5
A 7400—10 000 Белый 0 +0,7…+3,1
F 6000—7400 Жёлто-белый +0,4 +2,6…+4,6
G 5000—6000 Жёлтый +0,6 +4,4…+6,0
K 3800—5000 Оранжевый +1,0 +5,9…+9,0
M 2500—3800 Красный +1,5 +9,0…+16

Классы светимостиПравить

 
Диаграмма Герцшпрунга — Рассела с отмеченными на ней классами светимости
Основная статья: Класс светимости

Звёзды, относящиеся к одному спектральному классу, могут иметь сильно различающиеся светимости и абсолютные звёздные величины, поэтому для описания свойств звезды одного спектрального класса недостаточно. Звёзды на диаграмме Герцшпрунга — Рассела, где они отмечены по спектральному классу и абсолютной звёздной величине, распределены не равномерно, а сосредоточены в нескольких областях диаграммы. Поэтому класс светимости не напрямую связан со светимостью, а соответствует той или иной области диаграммы[28]. У звёзд одного класса светимости могут сильно различаться[29], но класс светимости действительно позволяет различать звёзды одного спектрального класса и разных светимостей[30].

Классы светимости обозначаются римскими цифрами, которые ставятся после спектрального класса. Основные классы светимости в порядке уменьшения светимости[11][30][31]:

В редких случаях выделяют класс светимости VIII, к которому принадлежат ядра планетарных туманностей, превращающиеся в белые карлики[34].

В каждом классе светимости есть определённая связь между спектральным классом и светимостью[11]. Так, например, звёзды главной последовательности тем ярче, чем более ранний их спектральный класс: от +16m для звёзд класса M8V до −5,7m для звёзд класса O5V (см. выше[⇨])[23].

Эффекты светимостиПравить

 
Спектры звёзд класса K2: сверхгиганта (синим), гиганта (оранжевым) и звезды главной последовательности (зелёным). Видны различия в глубинах и ширинах спектральных линий

Звёзды одного спектрального класса, но разных классов светимости отличаются не только абсолютной звёздной величиной. Некоторые спектральные особенности становятся более выраженными или, наоборот, слабеют при переходе к более ярким классам светимости. В английской литературе такие явления называются эффектами светимости (англ. luminosity effects)[10][35].

Гиганты и сверхгиганты имеют гораздо большие размеры, чем звёзды главной последовательности тех же спектральных классов, при практически той же массе. Следовательно, ускорение свободного падения у поверхностей ярких звёзд оказывается ниже, поэтому и плотность, и давление газа там меньше. Это приводит к появлению различных эффектов светимости[10].

Например, один из самых распространённых эффектов светимости состоит в том, что у более ярких звёзд спектральные линии оказываются более узкими и глубокими. В звёздах более ярких классов светимости более сильны линии ионизованных элементов, а сами эти звёзды более холодные и более красные, чем звёзды главной последовательности тех же спектральных классов[36]. Все эти особенности позволяют только по виду спектра определять класс светимости звезды и, следовательно, её светимость вообще[30][37].

Дополнительные обозначенияПравить

В случае, если спектр звезды обладает какими-то особенностями, это отражается дополнительным обозначением, добавляемым к обозначению её класса (перед или за ним). Например, если в спектре звезды класса B5 есть эмиссионные линии, то её спектральным классом будет B5e[38].

Некоторые дополнительные обозначения[9][13][39]
Обозначение Описание спектра
c, s Узкие глубокие линии
comp Объединённый спектр двух звёзд разных классов (спектрально-двойная звезда)
e Эмиссионные линии, обычно имеется в виду водород (например, у Be-звёзд)[40]
[e] Запрещённые эмиссионные линии (например, у B[e]-звёзд)[40]
f, (f), ((f)), f*, f+[комм. 1] Определённые эмиссионные линии He II и N III в звёздах класса O[41]
k Линии поглощения межзвёздной среды
m Сильные линии металлов
n, nn Широкие линии (например, из-за вращения)
neb Спектр дополнен спектром туманности
p Пекулярный спектр
sd Субкарлик
sh Оболочечная звезда
v, var Переменный спектральный класс
wd Белый карлик
wk, wl Слабые линии
: Неточность в определении класса

Промежуточные спектральные классыПравить

Иногда спектр звезды проявляет характеристики спектров разных классов. Например, если в спектре наблюдаются как эмиссионные линии, характерные для звезды Вольфа — Райе класса WN6, так и те, что характерны для голубого сверхгиганта класса O2If*, её класс будет записываться как O2If*/WN6. Такие звёзды в английских источниках называются slash stars (букв. «слеш-звёзды»)[42]. Если же звезда проявляет промежуточные характеристики между двумя классами, то может использоваться как знак /, так и -[30][43][44]: например, Процион имеет спектральный класс F5V-IV[45].

Характеристики звёзд различных классовПравить

Класс OПравить

 
Спектр звезды класса O5V

К спектральному классу O относятся наиболее горячие звёзды. Температура их поверхности составляет более 30 тысяч кельвинов, и они имеют голубой цвет: показатель цвета B−V для таких объектов составляет около −0,3m[12][46][27].

В отличие от остальных спектральных классов, самый ранний подкласс O — это O2, а не O0, а в прошлом использовались классы только от O5 до O9[15][20].

В спектрах звёзд класса O доминирует синее и ультрафиолетовое излучение. Кроме того, отличительной чертой их спектров являются линии поглощения многократно ионизованных элементов: к примеру, Si V и C III, N III и O III[комм. 2]. Сильны также линии He II — в частности, серия Пикеринга. Линии нейтрального гелия и водорода заметны, но слабы[47][48][49]. Довольно часто наблюдаются эмиссионные линии: они встречаются у 15 % звёзд классов O и B[50]. У многих звёзд в рентгеновском диапазоне наблюдается эмиссия очень сильно ионизованных элементов, например, Si XV[51].

У более поздних подклассов относительно более ранних увеличивается интенсивность линий нейтрального гелия и уменьшается — ионизованного: отношение их интенсивностей используется как один из основных критериев для определения, к какому подклассу принадлежит звезда. В зависимости от того, какие именно спектральные линии берутся, интенсивности сравниваются в подклассах O6—O7. В звёздах класса O3 линии нейтрального гелия обнаружить уже не удаётся[52].

К этому классу принадлежат в основном самые массивные и яркие звёзды. Они живут короткий срок и вносят основной вклад в светимость (но не массу) галактик, где такие звёзды имеются, очерчивают структуру спиральных рукавов и играют основную роль в обогащении галактик некоторыми элементами, такими, как кислород. Похожие физические и спектральные характеристики имеют звёзды ранних подклассов B, поэтому они часто объединяются со звёздами класса O под общим названием «OB-звёзды». Эта общность, несмотря на название, не включает в себя поздние подклассы B: среди звёзд главной последовательности к ней принадлежат звёзды не позднее B2, но для более ярких классов светимости эта граница сдвинута к более поздним подклассам[53].

К звёздам класса O относятся, например, Альфа Жирафа — сверхгигант класса O9Ia[54], а также Тета¹ Ориона C — звезда главной последовательности класса O7Vp[55].

Класс BПравить

 
Спектр звезды класса B3V
 
Спектр звезды класса B8V

Звёзды спектрального класса B имеют более низкие температуры, чем звёзды класса O: от 10 до 30 тысяч кельвинов. Они имеют бело-голубой цвет и показатель цвета B−V около −0,2m[12][27].

Как и у класса O, у звёзд класса B в спектрах наличествуют линии ионизованных элементов, например, O II, Si II и Mg II[комм. 2]. Однако в спектрах звёзд класса B практически нет линий He II — лишь в самых ранних подклассах, не позднее B0.5, могут наблюдаться слабые линии. Линии нейтрального гелия, наоборот, очень сильны и максимума своей интенсивности достигают в подклассе B2, но в поздних подклассах значительно ослабевают. Также хорошо заметны линии водорода, в частности, серия Бальмера, которые усиливаются к поздним спектральным классам[21][48][56]. У звёзд класса B также часто встречаются эмиссионные линии[50].

К сверхгигантам класса B можно отнести Ригель (B8Iae)[57]. Примером гиганта класса B может служить Тау Ориона (B5III)[58], а к звёздам главной последовательности класса B относятся Эта Возничего (B3V)[59] и 18 Тельца (B8V)[60].

Класс AПравить

 
Спектр звезды класса A5V

Звёзды спектрального класса A имеют температуры в диапазоне 7400—10000 K. Их показатели цвета B−V близки к нулю, а цвет кажется белым[12][27].

В спектрах звёзд класса A очень сильны линии водорода, которые достигают максимума интенсивности в подклассе A2, особенно это касается серии Бальмера[9]. Остальные линии гораздо слабее и могут быть практически незаметны. К поздним классам усиливаются линии Ca II[комм. 2] и появляются линии некоторых нейтральных металлов. Линии нейтрального гелия отсутствуют у всех подклассов, кроме самого раннего — A0, где они могут быть слабо видны[21][48]. Тем не менее, спектры звёзд класса A довольно разнообразны. Например, более 30 % звёзд класса A являются химически пекулярными: имеющими сильный дефицит металлов или, наоборот, избыток тех или иных элементов. Также часто встречаются быстро вращающиеся звёзды класса A, что соответствующим образом меняет спектр и делает звезду ярче. По этой причине главную последовательность для звёзд класса A иногда делят на два подкласса светимости: более яркий Va и более тусклый Vb[61].

К звёздам главной последовательности класса A относятся, например, Вега (A0Va)[62] и Денебола (A3Va)[63]. Пример гиганта этого класса — Тубан (A0III)[64], сверхгиганта — Эта Льва (A0Ib)[65].

Класс FПравить

 
Спектр звезды класса F5V

Температуры звёзд класса F лежат в диапазоне 6000—7400 K. Их показатели цвета B−V — около 0,4m, а цвет — жёлто-белый[12][27].

В спектрах этих звёзд видны линии ионизованных и нейтральных металлов, таких как Ca II, Fe I, Fe II, Cr II, Ti II[комм. 2]. У более поздних подклассов они проявляются сильнее, а линии нейтрального водорода — слабее[9][21][48]. У звёзд подклассов позднее F5 имеется конвективная оболочка, поэтому избыток или недостаток тех или иных элементов на поверхности исчезает благодаря перемешиванию с более глубокими слоями. Таким образом, химически пекулярных звёзд в позднем классе F практически нет, в отличие от класса A (см. выше[⇨])[66].

На точке поворота для популяций галактического гало и толстого диска располагаются звёзды класса не ранее F. Таким образом, этот класс — самый ранний для звёзд населения II, находящихся на главной последовательности[66].

Примером звезды главной последовательности класса F может служить Процион (F5IV-V)[67], гиганта — Ипсилон Пегаса (F8III)[68], к сверхгигантам класса F относятся Арнеб (F0Ia)[69] и Везен (F8Ia)[70].

Класс GПравить

 
Спектр звезды класса G5V

У звёзд класса G температуры составляют 5000—6000 K. Цвет таких звёзд — жёлтый, показатели цвета B−V составляют около 0,6m[12][27].

Наиболее отчётливо в спектрах таких звёзд видны линии металлов, в частности, железа, титана и в особенности линии Ca II[комм. 2], достигающие максимума интенсивности в подклассе G0. В спектрах звёзд-гигантов видны линии циана. Линии водорода слабы и не выделяются среди линий металлов[9][21][48]. Линии металлов усиливаются к поздним спектральным подклассам[71].

К классу G относится Солнце, благодаря чему звёзды класса G главной последовательности представляют дополнительный интерес. Кроме того, звёзды-карлики классов G и K считаются наиболее подходящими для возникновения и развития жизни в их планетных системах[72].

Кроме Солнца, имеющего класс G2V, к карликам класса G относится, например, Каппа¹ Кита (G5V)[73]. К гигантам относится Каппа Близнецов (G8III-IIIb)[74], а к сверхгигантам — Эпсилон Близнецов (G8Ib)[75].

Класс KПравить

 
Спектр звезды класса K5V

Звёзды класса K имеют поверхностную температуру 3800—5000 K. Их цвет ― оранжевый, а показатели цвета B−V близки к 1,0m[12][27].

В спектрах таких звёзд хорошо видны линии металлов, в частности, Ca I[комм. 2], и других элементов, которые видны у звёзд класса G. Линии водорода очень слабы и практически незаметны на фоне многочисленных линий металлов. Появляются широкие полосы поглощения молекул: например, полосы TiO появляются в подклассе K5 и в более поздних. Фиолетовая часть спектра уже довольно слаба[9][21][48]. В целом, к более поздним подклассам линии металлов продолжают усиливаться[71].

Примером звезды главной последовательности класса K может быть Эпсилон Эридана (K2V)[76], к гигантам относятся Арктур (K1.5III)[77] и Этамин (K5III)[78], а к сверхгигантам ― Дзета Цефея (K1.5Ib)[79].

Класс MПравить

 
Спектр звезды класса M5V

Температура звёзд класса M составляет 2500—3800 K. Они имеют красный цвет, их показатели цвета B−V ― около 1,5m[12][27].

Спектры этих звёзд пересечены молекулярными полосами поглощения TiO и других молекулярных соединений. Также наблюдается множество линий нейтральных металлов, из которых линия Ca I[комм. 2] наиболее сильна[9][21][48]. Полосы TiO усиливаются у поздних подклассов[80].

Всего звёзд класса M больше, чем всех остальных, вместе взятых ― 73 % от общего числа. Гиганты и сверхгиганты этого класса часто переменны, причём их переменность очень долгопериодична, например, как у Миры[22][81].

К звёздам главной последовательности класса M можно отнести 40 Эридана C (M4.5V)[82], примером гиганта служит Бета Пегаса (M2.5II-III)[83], а сверхгиганта ― Бетельгейзе (M1-M2Ia-Iab)[84].

Классы углеродных и циркониевых звёздПравить

Углеродные и циркониевые звёзды относят, соответственно, к классам C и S. Звёзды этих классов чаще всего имеют примерно те же поверхностные температуры, что и звёзды класса M, красный цвет и их показатели цвета B−V ― около 1,5m. Эти классы обычно рассматриваются в последовательности основных классов как ответвление от класса K или G[16][48].

Спектры также похожи на таковые у звёзд классов позднего G, K и M[85]. Отличия от них у звёзд класса S в том, что вместо полос TiO в их спектре сильнее всего выражены полосы ZrO[86]. Также наблюдаются полосы других соединений: YO, LaO. В спектрах звёзд класса C вместо полос TiO также наблюдаются линии атомарного углерода и некоторых его соединений, например, C2, CN, CH  (англ.) (рус.[87].

В прошлом вместо класса C использовались два класса: более горячий класс R и более холодный N, но оказалось, что они в некоторой степени перекрываются, что привело к объединению их в общий класс. Однако в дальнейшем выяснилось, что звёзды этого класса могут иметь разную природу и спектральные особенности, и с учётом того, что классы светимости для них не используются, были выделены несколько подтипов этого класса[85]:

  • C-R приблизительно соответствует устаревшему классу R.
  • C-N приблизительно соответствует устаревшему классу N.
  • В спектрах C-J сильны линии изотопа углерода 13C.
  • В спектрах C-H сильны линии соединения CH.
  • В спектрах C-Hd слабы линии водорода и его соединений.

Среди звёзд классов C и S наиболее известны гиганты и яркие гиганты — звёзды асимптотической ветви гигантов, у которых содержание углерода на поверхности сильно увеличивается на этой стадии[88]. Являясь сначала звёздами класса M, они превращаются в звезды класса S, а затем переходят в класс C, поэтому в классификации иногда используют промежуточные классы MS и SC. Тем не менее, известны углеродные звёзды-карлики, которых, возможно, даже больше, чем гигантов[85].

Примером углеродной звезды может служить U Жирафа[87], а циркониевой — S Большой Медведицы[86].

Классы коричневых карликовПравить

Коричневые карлики — объекты, недостаточно массивные для того, чтобы поддерживать термоядерный синтез гелия в своих недрах длительный срок. Они тусклее и холоднее красных карликов, поэтому для них используют иные спектральные классы: L, T, Y в порядке понижения температуры. Эта последовательность рассматривается как продолжение основных классов после M[16]. Самые массивные коричневые карлики могут относиться и к классу M, но не ранее подкласса M7[89].

Коричневые карлики имеют тёмно-красный цвет, линии TiO исчезают в звёздах раннего класса L. Принадлежащие классу L имеют температуры в диапазоне 1300—2500 K[46], в их спектрах присутствуют линии щелочных металлов, например, натрия и рубидия. У карликов класса T температуры составляют 600—1300 K, а спектры отличаются наличием линий метана. Наконец, температура карликов класса Y не превышает 600 K, а в их спектрах видны полосы поглощения воды и аммиака[12][16][90].

Классы звёзд Вольфа — РайеПравить

 
Спектр звезды Вольфа — Райе

Звёзды Вольфа — Райе — класс ярких, массивных звёзд с температурами более 25 тыс. K, которые выделяются в отдельный спектральный класс W или WR[47][91][92].

Главная особенность спектров таких звёзд — яркие и широкие эмиссионные линии H I, He I—II, N III—V, C III—IV, O III—V[комм. 2]. Их ширина может составлять 50—100 ангстрем, а в максимуме линии интенсивность излучения может в 10—20 раз превосходить интенсивность соседних участков непрерывного спектра[93][94].

По виду их спектров звёзды Вольфа — Райе подразделяются на три подтипа: WN, WC, WO. В спектрах звёзд этих подтипов, соответственно, доминируют линии азота, углерода и кислорода[92]. Деление на подклассы отличается от принятого для основных спектральных классов: используют подклассы от WN2 до WN11, от WC4 до WC9 и от WO1 до WO4[95].

Звёзды Вольфа — Райе — это центральные части массивных звёзд класса O, которые лишились водородной оболочки из-за сильного звёздного ветра или влияния компаньона в тесной двойной системе. В процессе эволюции звёзды переходят из класса WN в WC, а затем в WO[92][96].

Классы белых карликов и планетарных туманностейПравить

Зачастую белые карлики рассматриваются не как отдельный класс светимости, а как отдельный спектральный класс D. Их спектры выделяются гораздо более широкими линиями поглощения, чем у других звёзд. В остальном же спектры этих звёзд могут сильно различаться, поэтому существует 6 основных подтипов класса D[97]:

  • В спектрах DA наблюдаются только водородные линии серии Бальмера.
  • В спектрах DB присутствуют только линии He I[комм. 2].
  • В спектрах DC глубина линий составляет не более 5 % от интенсивности непрерывного спектра.
  • В спектрах DO сильны линии He II, вместе с ними наблюдаются линии He I и H.
  • В спектрах DZ наблюдаются линии элементов тяжелее гелия при отсутствии линий водорода и гелия.
  • В спектрах DQ есть линии атомов или молекул углерода.

В случае, если в спектре белого карлика есть линии, которые встречаются у разных подтипов, используется несколько соответствующих букв дополнительно к D: например, если в спектре видны линии углерода, кислорода и ионизованного гелия, то класс будет обозначаться как DZQO[98].

В широком диапазоне находятся и значения температур белых карликов: от нескольких тысяч до более ста тысяч кельвинов[99]. Подкласс белого карлика определяется эффективной температурой, и, например, для белых карликов класса DA могут существовать подклассы от 0.1 (записывается как DA.1) до 13[97].

Белые карлики — остатки звёзд, имеющие размеры порядка земных, а массу — порядка солнечной[100]. Ширина их линий поглощения вызвана больши́м ускорением свободного падения на их поверхности[97].

К белым карликам относится, например, Сириус B, имеющий класс DA1.9[101], а также Процион B класса DQZ[102].

Планетарным туманностям присваивается отдельный класс P[47], а их центральные звёзды, которые превращаются в белые карлики, могут классифицироваться вместе с другими объектами: с белыми карликами, с субкарликами класса O или даже со звёздами Вольфа — Райе[103].

Классы новых и сверхновых звёздПравить

Для обозначения новых звёзд используется класс Q[47], но существует и более подробная классификация, которая учитывает кривую блеска и вид спектра новой после максимума блеска. Спектры новых звёзд в максимуме блеска являются непрерывными с линиями поглощения, похожими на спектры сверхгигантов класса A или F, но с падением яркости у них появляются эмиссионные линии[104][105].

Сверхновые звёзды в первую очередь делятся по наличию спектральных линий водорода: при их наличии сверхновая относится к типу II, при отсутствии — к типу I. Сверхновые типа I также делятся на типы Ia, Ib, Ic: в спектрах сверхновых типа Ia есть линии Si II[комм. 2], а спектры Ib и Ic отличаются, соответственно, наличием или отсутствием линий He I. Сверхновые типа II в основном различаются кривыми блеска, но есть отличия и в спектрах: например, у сверхновых типа IIb спектры со временем становятся похожи на таковые класса Ib, а спектры с аномально узкими линиями поглощения выделяют в класс IIn[106].

И новые, и сверхновые звёзды — катаклизмические переменные, резко повышающие свою светимость, которая затем постепенно падает. У новых звёзд это происходит в результате термоядерного взрыва на поверхности белого карлика, который перетянул достаточное количество вещества со звезды-компаньона. Вспышки сверхновых могут быть вызваны различными механизмами, но они в любом случае, в отличие от новых звёзд, приводят к разрушению самой звезды[107].

ИсторияПравить

 
Классы Анджело Секки

Предпосылкой к созданию спектральной классификации звёзд стало появление спектроскопии. Ещё в 1666 году Исаак Ньютон наблюдал спектр Солнца, но первый серьёзный результат был достигнут в 1814 году: Йозеф Фраунгофер обнаружил в спектре Солнца тёмные линии поглощения, которые впоследствии стали называться фраунгоферовыми. В 1860 году Густав Кирхгоф и Роберт Бунзен определили, что эти линии порождаются определёнными химическими элементами[2][108][109].

Классы СеккиПравить

Анджело Секки в 1860-х годах предпринял одну из первых попыток классификации звёзд по их спектрам. В 1863 году он разделил звёзды на два класса: I, соответствующий современным ранним классам, и II — соответствующий более поздним. В последующие годы Секки ввёл класс III, в который попали звёзды класса M, а затем класс IV, в который попали углеродные звёзды. Наконец, для звёзд с эмиссионными линиями он выделил класс V[110].

Секки не был первым, кто классифицировал звёздные спектры — в то же время этим занимались такие учёные как Джованни Донати, Джордж Эйри, Уильям Хаггинс и Льюис Резерфорд, и они также внесли заметный вклад в их изучение. Однако среди современников Секки больше всех преуспел в наблюдениях. Он классифицировал около 4000 звёзд, и именно его классификация наиболее широко использовалась во второй половине XIX века[109][110][111].

Гарвардская классификацияПравить

В конце XIX и в начале XX века спектральную классификацию разрабатывали астрономы Гарвардской обсерватории. В 1872 году Генри Дрейпер сделал первую фотографию спектра Веги, но масштабная работа началась с 1885 года, когда директор обсерватории, Эдуард Пикеринг, организовал спектроскопический обзор всего неба[47][112].

Анализ спектров был поручен Вильямине Флеминг, и в 1890 году появился первый каталог, в котором более 10 тысяч звёзд были разделены на 16 классов. Классы обозначались латинскими буквами от A до Q с пропуском J, причём 13 из них являлись подтипами первых четырёх классов Секки, а классы шли в порядке ослабевания линий водорода[113]. Часть этих классов сохранилась и в современной классификации, хотя от некоторых впоследствии отказались: например, к классу C относились звёзды с двойными линиями, появление которых на самом деле оказалось ошибкой приборов[112][114].

Антония Мори в то же время работала с более детальными спектрами более ярких звёзд, которые разделила на 22 класса от I до XXII. В её классификации самым ранним классом стал тот, который соответствовал современному классу B, в то время как в предыдущих классификациях таковым считался класс A как имеющий самые сильные линии водорода. Кроме того, в классификации Мори впервые учитывался вид линий: рассматривались линии средней ширины, размытые или узкие. Несмотря на эти нововведения, классификация не получила дальнейшего развития[112].

Далее важный вклад внесла Энни Кэннон. Она доработала алфавитную схему классификации Флеминг: в частности, часть классов была отвергнута, а остальные были расставлены в порядке понижения температуры. Последовательность основных классов приобрела современный вид — O, B, A, F, G, K, M. Кроме того, Кэннон добавила подклассы, и к 1912 году система классификации была завершена. В 1922 году система была принята Международным астрономическим союзом, а к 1924 году был полностью опубликован каталог Генри Дрейпера, в котором классифицировались более 225 тысяч звёзд. Сама система получила название Гарвардской классификации[47], либо системы Дрейпера[112].

Йеркская классификацияПравить

В период, когда разрабатывалась Гарвардская классификация, стало известно, что светимости у звёзд одного класса могут отличаться, причём спектры более ярких и более тусклых звёзд также оказываются различными. Это указывало на необходимость уточнения классификации[115].

После этого Уильям Морган обнаружил, что внутри каждой группы на диаграмме Герцшпрунга — Рассела у звёзд практически одинаково ускорение свободного падения, которое может быть измерено по ширине спектральных линий (см. выше[⇨])[13]. Таким образом, классификация звёзд по ширине спектральных линий оказалась удобной. В 1943 году Морган и двое коллег — Филипп Кинан и Эдит Келлман  (англ.) (рус. опубликовали Атлас звёздных спектров[116], в котором вводились классы светимости и подробно рассматривались эффекты светимости. Эта система стала называться Йеркской классификацией по названию обсерватории, где она была разработана[10], или системой Моргана — Кинана[115].

Дальнейшее развитиеПравить

Йеркская классификация быстро стала важным инструментом для астрономии и используется до сих пор, но с момента создания в неё вносились изменения. Так, например, после открытия коричневых карликов в 1994 году[117] для этих объектов ввели класс L, а затем классы T и Y[12]. Также на классификацию повлияло и увеличение точности спектроскопии. Спектральный класс O, самым ранним подклассом которого изначально был O5, к 2002 году был расширен до подкласса O2[15][118].

ПримечанияПравить

КомментарииПравить

  1. ↑ Разные обозначения используются при разных параметрах линий.
  2. ↑ 1 2 3 4 5 6 7 8 9 10 Римская цифра после обозначения элемента означает его степень ионизации. I — нейтральный атом, II — однократно ионизованный элемент, III — дважды ионизованный, и так далее.

ИсточникиПравить

  1. ↑ Star — Stellar spectra (англ.). Encyclopedia Britannica. Дата обращения: 14 апреля 2021. Архивировано 1 января 2018 года.
  2. ↑ 1 2 3 Karttunen et al., 2007, p. 207.
  3. ↑ Сурдин, 2015, с. 148—149.
  4. ↑ Кононович, Мороз, 2004, с. 368—370.
  5. ↑ 1 2 Gray, Corbally, 2009, p. 32.
  6. ↑ Кононович, Мороз, 2004, с. 369.
  7. ↑ Юнгельсон Л. Р. Спектральные классы звёзд  (неопр.). Большая российская энциклопедия. Дата обращения: 14 апреля 2021. Архивировано 26 октября 2020 года.
  8. ↑ Gray, Corbally, 2009, pp. 21—25.
  9. ↑ 1 2 3 4 5 6 7 Darling D. Spectral type  (неопр.). Internet Encyclopedia of Science. Дата обращения: 14 апреля 2021. Архивировано 15 апреля 2021 года.
  10. ↑ 1 2 3 4 Karttunen et al., 2007, p. 212.
  11. ↑ 1 2 3 Кононович, Мороз, 2004, с. 377.
  12. ↑ 1 2 3 4 5 6 7 8 9 10 11 12 13 Stellar classification (англ.). Encyclopedia Britannica. Дата обращения: 14 апреля 2021. Архивировано 3 мая 2021 года.
  13. ↑ 1 2 3 Berlind P. A note on the spectral atlas and spectral classification  (неопр.). Center for Astrophysics Harvard & Smithsonian. Дата обращения: 16 апреля 2021. Архивировано 4 апреля 2021 года.
  14. ↑ Кононович, Мороз, 2004, с. 369—370.
  15. ↑ 1 2 3 Walborn N. R., Howarth I. D., Lennon D. J., Massey P., Oey M. S. A New Spectral Classification System for the Earliest O Stars: Definition of Type O2 (англ.) // The Astronomical Journal. — Bristol: IOP Publishing, 2002. — 1 May (vol. 123). — P. 2754—2771. — ISSN 0004-6256. — doi:10.1086/339831. Архивировано 5 октября 2018 года.
  16. ↑ 1 2 3 4 5 6 Karttunen et al., 2007, pp. 209—210.
  17. ↑ Gray, Corbally, 2009, p. 34.
  18. ↑ Darling D. Early-type stars  (неопр.). Internet Encyclopedia of Science. Дата обращения: 28 мая 2021. Архивировано 25 ноября 2021 года.
  19. ↑ Масевич А. Г. Спектральные классы звезд  (неопр.). Астронет. Дата обращения: 14 апреля 2021. Архивировано 12 июля 2021 года.
  20. ↑ 1 2 3 Кононович, Мороз, 2004, с. 370.
  21. ↑ 1 2 3 4 5 6 7 Karttunen et al., 2007, p. 210.
  22. ↑ 1 2 Darling D. Numbers of stars  (неопр.). Internet Encyclopedia of Science. Дата обращения: 14 апреля 2021. Архивировано 9 июня 2021 года.
  23. ↑ 1 2 3 Zombeck M. V. Handbook of Space Astronomy and Astrophysics  (неопр.) 71, 78. Cambridge University Press. Дата обращения: 1 апреля 2021. Архивировано 29 декабря 2010 года.
  24. ↑ Karttunen et al., 2007, p. 216.
  25. ↑ Спектральные классы звезд: OBAFGKM  (неопр.). Астронет. Дата обращения: 15 апреля 2021. Архивировано 15 апреля 2021 года.
  26. ↑ Gray, Corbally, 2009, pp. 567—568.
  27. ↑ 1 2 3 4 5 6 7 8 Кононович, Мороз, 2004, с. 373.
  28. ↑ Кононович, Мороз, 2004, с. 376—377.
  29. ↑ Hertzsprung-Russell Diagram  (неопр.). Astronomy. Swinburne University of Technology. Дата обращения: 16 апреля 2021. Архивировано 16 апреля 2021 года.
  30. ↑ 1 2 3 4 Юнгельсон Л. Р. Светимости классы  (неопр.). Большая российская энциклопедия. Дата обращения: 16 апреля 2021. Архивировано 16 апреля 2021 года.
  31. ↑ Сурдин, 2015, с. 148—150.
  32. ↑ Сурдин, 2015, с. 149.
  33. ↑ Darling D. Main sequence  (неопр.). Internet Encyclopedia of Science. Дата обращения: 16 апреля 2021. Архивировано 29 октября 2020 года.
  34. ↑ Сурдин, 2015, с. 150.
  35. ↑ Gray, Corbally, 2009, p. 44.
  36. ↑ Karttunen et al., 2007, pp. 212—213.
  37. ↑ Кононович, Мороз, 2004, с. 377—378.
  38. ↑ Кононович, Мороз, 2004, с. 370—371.
  39. ↑ Crowthers P. The Classification of Stellar Spectra  (неопр.). UCL Astrophysics Group. University College London. Дата обращения: 16 апреля 2021. Архивировано 2 февраля 2021 года.
  40. ↑ 1 2 Gray, Corbally, 2009, pp. 135—137.
  41. ↑ Gray, Corbally, 2009, pp. 71—73.
  42. ↑ Gray, Corbally, 2009, pp. 74—75.
  43. ↑ Gray R. O. The extension of the MK spectral classification system to the intermediate population II F type stars (англ.) // The Astronomical Journal. — Bristol: IOP Publishing, 1989. — 1 September (vol. 98). — P. 1049—1062. — ISSN 0004-6256. — doi:10.1086/115195.
  44. ↑ Bailer-Jones C. A. L., Irwin M., von Hippel T. Automated classification of stellar spectra - II. Two-dimensional classification with neural networks and principal components analysis (англ.) // Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. — N. Y.: Wiley-Blackwell, 1998. — 1 August (vol. 298). — P. 361—377. — ISSN 0035-8711. — doi:10.1046/j.1365-8711.1998.01596.x.
  45. ↑ Darling D. Procyon  (неопр.). Internet Encyclopedia of Science. Дата обращения: 16 апреля 2021. Архивировано 18 апреля 2021 года.
  46. ↑ 1 2 Gray, Corbally, 2009, p. 568.
  47. ↑ 1 2 3 4 5 6 Karttunen et al., 2007, p. 209.
  48. ↑ 1 2 3 4 5 6 7 8 Кононович, Мороз, 2004, с. 369—373.
  49. ↑ Gray, Corbally, 2009, pp. 66—67.
  50. ↑ 1 2 Karttunen et al., 2007, p. 214.
  51. ↑ Gray, Corbally, 2009, pp. 102—104.
  52. ↑ Gray, Corbally, 2009, p. 67.
  53. ↑ Gray, Corbally, 2009, p. 66.
  54. ↑ Alpha Camelopardalis  (неопр.). SIMBAD. Дата обращения: 18 апреля 2021. Архивировано 21 апреля 2021 года.
  55. ↑ Theta1 Orionis C  (неопр.). SIMBAD. Дата обращения: 18 апреля 2021. Архивировано 18 апреля 2021 года.
  56. ↑ Gray, Corbally, 2009, pp. 115—116.
  57. ↑ Rigel  (неопр.). SIMBAD. Дата обращения: 18 апреля 2021. Архивировано 18 апреля 2021 года.
  58. ↑ Tau Orionis  (неопр.). SIMBAD. Дата обращения: 18 апреля 2021. Архивировано 19 апреля 2021 года.
  59. ↑ Eta Aurigae  (неопр.). SIMBAD. Дата обращения: 18 апреля 2021. Архивировано 21 апреля 2021 года.
  60. ↑ 18 Tauri  (неопр.). SIMBAD. Дата обращения: 18 апреля 2021. Архивировано 21 апреля 2021 года.
  61. ↑ Gray, Corbally, 2009, pp. 160—162.
  62. ↑ Vega  (неопр.). SIMBAD. Дата обращения: 18 апреля 2021. Архивировано 21 апреля 2021 года.
  63. ↑ Denebola  (неопр.). SIMBAD. Дата обращения: 18 апреля 2021. Архивировано 22 декабря 2015 года.
  64. ↑ Thuban  (неопр.). SIMBAD. Дата обращения: 18 апреля 2021. Архивировано 21 апреля 2021 года.
  65. ↑ Eta Leonis  (неопр.). SIMBAD. Дата обращения: 18 апреля 2021. Архивировано 21 апреля 2021 года.
  66. ↑ 1 2 Gray, Corbally, 2009, p. 221.
  67. ↑ Procyon  (неопр.). SIMBAD. Дата обращения: 18 апреля 2021. Архивировано 14 октября 2013 года.
  68. ↑ Upsilon Pegasi  (неопр.). SIMBAD. Дата обращения: 18 апреля 2021. Архивировано 21 апреля 2021 года.
  69. ↑ Arneb  (неопр.). SIMBAD. Дата обращения: 18 апреля 2021. Архивировано 19 апреля 2021 года.
  70. ↑ Wezen  (неопр.). SIMBAD. Дата обращения: 18 апреля 2021. Архивировано 20 апреля 2021 года.
  71. ↑ 1 2 Gray, Corbally, 2009, p. 259.
  72. ↑ Gray, Corbally, 2009, pp. 259, 270—273.
  73. ↑ Kappa1 Ceti  (неопр.). SIMBAD. Дата обращения: 18 апреля 2021. Архивировано 20 апреля 2021 года.
  74. ↑ Kappa Geminorum  (неопр.). SIMBAD. Дата обращения: 18 апреля 2021. Архивировано 21 апреля 2021 года.
  75. ↑ Epsilon Geminorum  (неопр.). SIMBAD. Дата обращения: 18 апреля 2021. Архивировано 20 апреля 2021 года.
  76. ↑ Epsilon Eridani  (неопр.). SIMBAD. Дата обращения: 18 апреля 2021. Архивировано 20 апреля 2021 года.
  77. ↑ Arcturus  (неопр.). SIMBAD. Дата обращения: 18 апреля 2021. Архивировано 20 апреля 2021 года.
  78. ↑ Gamma Draconis  (неопр.). SIMBAD. Дата обращения: 18 апреля 2021. Архивировано 20 апреля 2021 года.
  79. ↑ Zeta Cephei  (неопр.). SIMBAD. Дата обращения: 18 апреля 2021. Архивировано 19 апреля 2021 года.
  80. ↑ Gray, Corbally, 2009, p. 294.
  81. ↑ Gray, Corbally, 2009, p. 293.
  82. ↑ 40 Eridani C  (неопр.). SIMBAD. Дата обращения: 18 апреля 2021. Архивировано 19 апреля 2021 года.
  83. ↑ Beta Pegasi  (неопр.). SIMBAD. Дата обращения: 18 апреля 2021. Архивировано 21 апреля 2021 года.
  84. ↑ Betelgeuse  (неопр.). SIMBAD. Дата обращения: 18 апреля 2021. Архивировано 20 апреля 2021 года.
  85. ↑ 1 2 3 Gray, Corbally, 2009, pp. 306—324.
  86. ↑ 1 2 Darling D. S star  (неопр.). Internet Encyclopedia of Science. Дата обращения: 18 апреля 2021. Архивировано 6 апреля 2009 года.
  87. ↑ 1 2 Darling D. Carbon star  (неопр.). Internet Encyclopedia of Science. Дата обращения: 18 апреля 2021. Архивировано 20 апреля 2021 года.
  88. ↑ Weiss A., Ferguson J. W. New asymptotic giant branch models for a range of metallicities (англ.) // Astronomy & Astrophysics. — Paris: EDP Sciences, 2009-12-01. — Vol. 508. — P. 1343—1358. — ISSN 1432-0746 0004-6361, 1432-0746. — doi:10.1051/0004-6361/200912043. Архивировано 17 июня 2021 года.
  89. ↑ Darling D. Brown dwarf  (неопр.). Internet Encyclopedia of Science. Дата обращения: 18 апреля 2021. Архивировано 28 апреля 2021 года.
  90. ↑ Allard F., Homeier D. Brown dwarfs (англ.) // Scholarpedia. — 2007-12-17. — Vol. 2, iss. 12. — P. 4475. — ISSN 1941-6016. — doi:10.4249/scholarpedia.4475. Архивировано 21 мая 2021 года.
  91. ↑ Wolf-Rayet Star  (неопр.). Astronomy. Swinburne University of Technology. Дата обращения: 18 апреля 2021. Архивировано 20 октября 2020 года.
  92. ↑ 1 2 3 Черепащук А. М. Вольфа-Райе звёзды  (неопр.). Большая российская энциклопедия. Дата обращения: 20 апреля 2021. Архивировано 25 февраля 2021 года.
  93. ↑ Кононович, Мороз, 2004, с. 407.
  94. ↑ Черепащук А. М. Вольфа-Райе звёзды  (неопр.). Астронет. Дата обращения: 18 апреля 2021. Архивировано 12 декабря 2012 года.
  95. ↑ Crowther P. A. Physical Properties of Wolf-Rayet Stars (англ.) // Annual Review of Astronomy and Astrophysics[en]. — Palo Ato: Annual Reviews, 2007. — 1 September (vol. 45). — P. 177—219. — ISSN 0066-4146. — doi:10.1146/annurev.astro.45.051806.110615. Архивировано 11 октября 2019 года.
  96. ↑ Gray, Corbally, 2009, p. 441.
  97. ↑ 1 2 3 Gray, Corbally, 2009, pp. 472—476.
  98. ↑ Liebert J., Sion E. M. The Spectroscopic Classification of White Dwarfs: Unique Requirements and Challenges // The MK process at 50 years. — San Franciscto: Astronomical Society of the Pacific, 1994. — Vol. 60. — P. 64.
  99. ↑ White Dwarf  (неопр.). Astronomy. Swinburne University of Technology. Дата обращения: 20 апреля 2021. Архивировано 3 октября 2018 года.
  100. ↑ Darling D. White dwarf  (неопр.). Internet Encyclopedia of Science. Дата обращения: 20 апреля 2021. Архивировано 23 апреля 2021 года.
  101. ↑ Sirius B  (неопр.). SIMBAD. Дата обращения: 20 апреля 2021. Архивировано 20 апреля 2021 года.
  102. ↑ Procyon B  (неопр.). SIMBAD. Дата обращения: 20 апреля 2021. Архивировано 20 апреля 2021 года.
  103. ↑ Gray, Corbally, 2009, p. 472.
  104. ↑ Williams R. E., Hamuy M., Phillips M. M., Heathcote S. R., Wells L. The evolution and classification of postoutburst novae spectra (англ.) // The Astrophysical Journal. — Bristol: IOP Publishing, 1991. — 1 August (vol. 376). — P. 721—737. — ISSN 0004-637X. — doi:10.1086/170319. Архивировано 17 июля 2017 года.
  105. ↑ Gray, Corbally, 2009, pp. 482—494.
  106. ↑ Gray, Corbally, 2009, pp. 497—504.
  107. ↑ Karttunen et al., 2007, pp. 286—288.
  108. ↑ Gray, Corbally, 2009, p. 1.
  109. ↑ 1 2 История астрономии  (неопр.). Институт истории естествознания и техники им. С.И. Вавилова. Дата обращения: 21 апреля 2021. Архивировано 29 июня 2020 года.
  110. ↑ 1 2 Gray, Corbally, 2009, pp. 1—3.
  111. ↑ Darling D. Secchi, Rev. Pietro Angelo (1818—1878)  (неопр.). Internet Encyclopedia of Science. Дата обращения: 21 апреля 2021. Архивировано 27 апреля 2012 года.
  112. ↑ 1 2 3 4 Gray, Corbally, 2009, pp. 4—8.
  113. ↑ Richmond M. Classification of stellar spectra  (неопр.). Rochester Institute of Technology. Дата обращения: 22 апреля 2021. Архивировано 14 февраля 2021 года.
  114. ↑ Pickering E. C. 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. — Harvard: Harvard College Observatory, 1890. — Vol. 27. — P. 1—6. Архивировано 2 мая 2019 года.
  115. ↑ 1 2 Gray, Corbally, 2009, pp. 8—10.
  116. ↑ Morgan W. W., Keenan P. C., Kellman E. An Atlas of Stellar Spectra (англ.) // University of Chicago Press. — 1943. Архивировано 14 апреля 2021 года.
  117. ↑ Astronomers Announce First Clear Evidence of a Brown Dwarf (англ.). NASA. Дата обращения: 23 апреля 2021.
  118. ↑ Gray, Corbally, 2009, pp. 15—16.

ЛитератураПравить

Источник — https://ru.wikipedia.org/w/index.php?title=Спектральная_классификация_звёзд&oldid=128323709