www.wikidata.uk-ua.nina.az

Спектральна класифікація зір Спектра льна класифіка ція зі р класифікація зір за особливостями їх спектрів Спектри зір с

Спектральна класифікація зір

Спектра́льна класифіка́ція зі́р — класифікація зір за особливостями їх спектрів. Спектри зір сильно різняться, здебільшого вони є неперервними з лініями поглинання. Сучасна спектральна класифікація є двопараметричною: вид спектру, що залежить насамперед від температури, описується спектральним класом, а світність зорі описується класом світності. Також класифікація може враховувати додаткові особливості спектра.

Зорі різних спектральних класів

Основні спектральні класи зір у порядку зменшення температури, від блакитніших до червоніших — O, B, A, F, G, K, M. Більшість зір, у тому числі і Сонце, відноситься до цих спектральних класів, але існують інші класи: наприклад, L, T, Y для коричневих карликів або C, S для вуглецевих і цирконієвих зір. Основні спектральні класи поділяються на підкласи, що позначаються цифрою після позначення класу, від 0 до 9 (крім O, підкласи якого від 2 до 9) в порядку зниження температури. Класи зір вищих температур умовно називають ранніми, нижчих температур — пізніми.

Зорі одного спектрального класу можуть мати різні світності. При цьому спектральні класи та світності розподілені не випадково: між ними є певний зв'язок, і на діаграмі спектральний клас — абсолютна зоряна величина зорі групуються в окремих областях, кожній з яких відповідає свій клас світності. Класи світності позначаються римськими цифрами від I до VII, від яскравіших до тьмяних. Світність зорі трохи впливає на вигляд її спектра, так що між спектрами зір одного спектрального класу і різних класів світності є відмінності.

Спектральні особливості, які не вписуються в цю класифікацію, прийнято позначати додатковими символами. Наприклад, наявність емісійних ліній позначається буквою e, а пекулярні спектри позначаються буквою p.

Розвиток спектроскопії у ХІХ столітті дав можливість класифікувати спектри зір. У 1860-х роках одну з перших класифікацій, яка використовувалася до кінця XIX століття, розробив Анджело Секкі. На рубежі XIX і XX століть астрономами Гарвардської обсерваторії була створена Гарвардська класифікація, в якій спектральні класи набули близького до сучасного вигляду, а в 1943 році була створена Єркська класифікація, в якій з'явилися класи світності, і яка з деякими змінами використовується дотепер.

Спектри зір

Спектр зорі класу A0V. Пунктиром позначені спектри абсолютно чорних тіл із температурою 9500 K та 15000 K

Спектри зір відіграють дуже важливу роль у визначенні багатьох їхніх характеристик. Спектри більшості зір є незперервними з накладеними на них лініями поглинання, але в деяких зір у спектрах є емісійні лінії.

Дуже спрощено можна розглядати фотосферу зорі як джерело неперервного спектру, а більш високі шари її атмосфери — як джерело ліній, але в реальності між ними немає чіткої межі. У якості найпростішої моделі зорі можна взяти випромінювання абсолютно чорного тіла, спектр якого описується законом Планка, і, навіть коли спектр зорі сильно відрізняється від чорнотільного, для зорі вводять поняття ефективної температури — температури абсолютно чорного тіла тих самих розмірів і тієї є світності, як і зоря.

При цьому виявляється, що спектри зір дуже різняться. У спектрі можуть домінувати короткі чи довгі хвилі, що впливає на колір зорі. Спектральні лінії можуть бути нечисленними, а можуть, навпаки, заповнювати більшу частину спектра.

Сучасна класифікація

Сучасна спектральна класифікація враховує два параметри. Перший — це власне спектральний клас, який описує вигляд спектру та ліній у ньому і залежить, в основному, від температури зорі. Другий параметр залежить від світності зорі, і, відповідно, називається класом світності: у зір одного спектрального класу можуть значно відрізнятися світності, причому деталі спектра в таких випадках також відрізняються. Крім того, за наявності особливостей у спектрі зорі, наприклад, емісійних ліній можуть використовуватися додаткові позначення. У класифікації враховуються параметри та особливості спектру не тільки в оптичному діапазоні, а й в інфрачервоному та ультрафіолетовому. Зазвичай для практичного визначення класу тієї чи іншої зорі її спектр порівнюють з добре відомими спектрами певних зір-стандартів.

Описана система називається Єркською класифікацією за назвою Єркської обсерваторії, де вона була розроблена, або системою Моргана — Кінана за прізвищами астрономів, що її розробили. У цій системі клас Сонця, що має спектральний клас G2 і клас світності V, записується як G2V.

Спектральні класи

Спектри зір різних класів
Еквівалентна ширина деяких спектральних ліній у зорях як функція спектрального класу чи температури

Переважна більшість зір може бути віднесена до одного з основних класів: O, B, A, F, G, K, M. У такому порядку ці класи утворюють безперервну послідовність за зменшенням ефективної температури зорі і за кольором — від блакитних до червоних.

Кожен із цих класів, у свою чергу, поділяється на підкласи від 0 до 9 у порядку зменшення температури. Позначення підкласу ставиться після позначення класу: наприклад G2. Виняток становить клас O: у ньому використовуються класи від O2 до O9. Іноді використовуються дробові класи, наприклад, B0.5. Більш високотемпературні класи та підкласи називаються ранніми, низькотемпературні — пізніми. Як умовну границю між ними може бути взятий клас Сонця G2 або інші класи, також між ранніми і пізніми класами іноді виділяюь проміжок «сонячних» класів F і G.

У зір різних спектральних класів виявляються різними не тільки температури й кольори, але й спектральні лінії. Наприклад, у спектрах зір класу M спостерігаються лінії поглинання різних молекулярних сполук, а у зір класу O — лінії багаторазово іонізованих атомів. Це безпосередньо пов'язано з температурою атмосфери зорі: у разі підвищення температури молекули розпадаються на атоми та підвищується ступінь іонізації останніх. На інтенсивність різних ліній також впливає хімічний склад зорі.

Зорі розподілені за спектральними класами вкрай нерівномірно: до класу M належить приблизно 73 % зір Чумацького Шляху, до класу K ще близько 15 %, тоді як зір класу O — лише 0,00002%. Однак через те, що яскравіші зорі видно з більших відстаней, а зорі ранніх спектральних класів зазвичай і є яскравішими, спостережуваний розподіл зір за класами часто виглядає іншим чином: наприклад, серед зір з видимою величиною яскравіше 8,5m найбільш поширені класи K та A, що становлять, відповідно, 31 % і 22 % усіх таких зір, а найменш поширені класи M та O — їх, відповідно, 3 % та 1 %.

Крім основних спектральних класів існують додаткові класи для зір, яким не підходить описана класифікація. Це, наприклад, класи L, T, Y для коричневих карликів або C, S для вуглецевих зір та цирконієвих зір. Для зір Вольфа — Райє використовують клас W, для планетарних туманностей — P, для нових зір — Q.

Для запам'ятовування основної послідовності в англомовній літературі використовується мнемонічна фраза: Oh Be A Fine Girl (Guy), Kiss Me.

Клас Температура
(°K) 		Відповідний
стандартний колір 		Видимий колір Маса
(у сонячних масах) 		Радіус
(у радіусах Сонця) 		Світність
(болометрична) 		Лінії водню Частка від усіх
зір головної послідовності
O ≥ 33 000 K Синій Синій ≥ 16 M☉ ≥ 6,6 R☉ ≥ 30 000 L☉ Слабкі ~0,00003 %
B 10 000—30 000 K Від синього до біло-блакитного Біло-блакитний 2,1—16 M☉ 1,8—6,6 R☉ 25—30 000 L☉ Середні 0,13 %
A 7500—10 000 K Білий Від біло-блакитного до білого 1,4—2,1 M☉ 1,4—1,8 R☉ 5—25 L☉ Сильні 0,6 %
F 6000—7500 K Біло-жовтуватий Білий 1,04—1,4 M☉ 1,15—1,4 R☉ 1,5—5 L☉ Середні 3 %
G 5200—6000 K Жовтий Жовто-білий 0,8—1,04 M☉ 0,96—1,15 R☉ 0,6—1,5 L☉ Слабкі 7,6 %
K 3700—5200 K Помаранчевий Жовто-помаранчевий 0,45—0,8 M☉ 0,7—0,96 R☉ 0,08—0,6 L☉ Дуже слабкі 12,1 %
M ≤ 3700 K Червоний Помаранчево-червоний ≤ 0,45 M☉ ≤ 0,7 R☉ ≤ 0,08 L☉ Дуже слабкі 76,45 %

Класи світності

Діаграма Герцшпрунга — Рассела з відзначеними на ній класами світності

Зорі, що відносяться до одного спектрального класу, можуть мати різні світності і абсолютні зоряні величини, тому для повноцінного опису властивостей зорі одного лише спектрального класу недостатньо. Зорі на діаграмі Герцшпрунга — Рассела відмічені спектральним класом і абсолютною зоряною величиною, розподілені не рівномірно, а сконцентровані в кількох областях діаграми. Тому клас світності не безпосередньо пов'язаний зі світністю, а відповідає тій чи іншій ділянці діаграми. У зір одного спектрального класу можуть сильно відрізнятися світності, але клас світності дозволяє розрізняти зорі одного спектрального класу та різних світностей.

Класи світності позначаються римськими цифрами, що ставляться після спектрального класу. Основні класи світності в порядку зменшення світності:

У поодиноких випадках виділяють клас світності VIII, до якого належать ядра планетарних туманностей, що перетворюються на білі карлики.

У кожному класі світності є певний зв'язок між спектральним класом та світністю. Так, наприклад, зорі головної послідовності тим яскравіше, чим більш ранній спектральний клас: від +16m для зір класу M8V до −5,7m для зір класу O5V.

Ефекти світності

Спектри зір класу K2: надгіганта (синім), гіганта (помаранчевим) та зорі головної послідовності (зеленим). Видно відмінності в глибинах та ширинах спектральних ліній

Зорі одного спектрального класу, але різних класів світності відрізняються не тільки абсолютною зоряною величиною. Деякі спектральні особливості стають більш вираженими або, навпаки, слабшають під час переходу до яскравіших класів світності. В англійській літературі такі явища називаються ефектами світності (англ. luminosity effects).

Гіганти та надгіганти мають набагато більші розміри, ніж зорі головної послідовності тих самих спектральних класів і приблизно тієї ж маси. Отже, прискорення вільного падіння біля поверхонь яскравих зір виявляється нижчим, тому і густина, і тиск газу там менше. Це призводить до появи різних ефектів світності.

Наприклад, один із найпоширеніших ефектів світності полягає в тому, що у яскравіших зір спектральні лінії виявляються вужчими і глибшими. У зорях яскравіших класів світності сильніші лінії іонізованих елементів, а самі ці зорі холодніші і червоніші, ніж у зір головної послідовності тих самих спектральних класів . Всі ці особливості дозволяють лише за видом спектру визначати клас світності зорі і, отже, її світність взагалі.

Додаткові позначення

У випадку, якщо спектр зорі має якісь особливості, це позначають додатковою відміткою, що додається до позначення її класу (перед або за ним). Наприклад, якщо в спектрі зорі класу B5 є емісійні лінії, її спектральним класом буде B5e.

Деякі додаткові позначення
Позначення Опис спектру
c, s Вузькі глибокі лінії
comp Об'єднаний спектр двох зір різних класів (спектрально-подвійна зоря)
e Емісійні лінії, зазвичай мають на увазі водень (наприклад, у Be-зір)
[e] Заборонені емісійні лінії (наприклад, у B[e]-зір)
f, (f), ((f)), f *, f + Певні емісійні лінії He II та N III у зорях класу O
k Лінії поглинання міжзоряного середовища
m Сильні лінії металів
n, nn Широкі лінії (наприклад, через обертання)
neb Спектр доповнений спектром туманності
p Пекулярний спектр
sd Субкарлик
sh Оболонкова зоря
v, var Змінний спектральний клас
wd Білий карлик
wk, wl Слабкі лінії
: Неточність у визначенні класу

Проміжні спектральні класи

Іноді спектр зорі виявляє характеристики спектрів різних класів. Наприклад, якщо в спектрі спостерігаються як емісійні лінії, характерні для зорі Вольфа-Райє класу WN6, так і ті, що характерні для блакитного надгіганта класу O2If*, її клас записуватиметься як O2If*/WN6. Такі зорі в англомовних джерелах називаються slash stars (букв. «слєш -зорі»). Якщо ж зоря виявляє проміжні характеристики між двома класами, то може використовуватися як знак /, так і -: наприклад, Проціон має спектральний клас F5V-IV.

Характеристики зір різних класів

Клас O

Спектр зорі класу O5V

До спектрального класу O належать найгарячіші зорі. Температура їх поверхні становить понад 30 тисяч кельвінів, і вони мають блакитний колір: показник кольору B-V для таких об'єктів становить близько -0,3m.

На відміну від інших спектральних класів, найбільш ранній підклас O — це O2, а не O0, а в минулому використовувалися класи тільки від O5 до O9.

У спектрах зір класу O домінує синє та ультрафіолетове випромінювання. З іншого боку, відмінністю їх спектрів є лінії поглинання багаторазово іонізованих елементів: наприклад, Si V і C III, N III і O III. Також потужними є лінії He II — зокрема, серія Пікерінга. Лінії нейтрального гелію та водню помітні, але слабкі. Досить часто спостерігаються емісійні лінії: вони зустрічаються у 15 % зір класів O і B. У багатьох зір у рентгенівському діапазоні спостерігається емісія дуже сильно йонізованих елементів, наприклад Si XV.

У пізніших підкласів порівняно з ранніми збільшується інтенсивність ліній нейтрального гелію і зменшується — іонізованого: відношення їх інтенсивностей використовується як один з основних критеріїв для визначення, до якого підкласу належить зоря. В залежності від того, які саме спектральні лінії беруться, інтенсивності ліній нейтрального та йонізованого гелію стають рівними в підкласах O6—O7. У зорях класу O3 лінії нейтрального гелію виявити не вдається.

До цього класу належать в основному наймасивніші та найяскравіші зорі. Вони живуть короткий час і дають значний внесок у світність (але не в масу) галактик, де такі зорі, докрема, окреслюють структуру спіральних рукавів і відіграють основну роль у збагачення галактик деякими елементами, такими, як кисень. Подібні фізичні та спектральні характеристики мають зорі ранніх підкласів B, тому вони часто поєднуються із зорями класу O під загальною назвою «OB-зорі». Це позначення, незважаючи на назву, не включає пізні підкласи B: серед зір головної послідовності до неї належать зорі не пізніше B2, але для більш яскравих класів світності ця межа змішууться до пізніших підкласів.

До зір класу O належать, наприклад, Альфа Жирафа — надгігант класу O9Ia, а також Тета Оріона C — зоря головної послідовності класу O7Vp.

Клас B

Спектр зорі класу B3V
Спектр зорі класу B8V

Зорі спектрального класу B мають нижчі температури, ніж зорі класу O: від 10 до 30 тисяч кельвінів. Вони мають біло-блакитний колір і показник кольору BV близько −0,2m.

Як і в класу O, у зір класу B у спектрах є лінії іонізованих елементів, наприклад, O II, Si II і Mg II. Однак у спектрах зір класу B практично немає ліній He II — лише в ранніх підкласах, не пізніше B0.5, можуть спостерігатися слабкі лінії. Лінії нейтрального гелію, навпаки, дуже сильні і досягають максимуму своєї інтенсивності у підкласі B2, але у пізніх підкласах значно слабшають. Також добре помітні лінії водню, зокрема, серія Бальмера, які посилюються до пізніх спектральних класів. У зір класу B також часто зустрічаються емісійні лінії.

До надгігантів класу B належить Ригель (B8Iae). Прикладом гіганта класу B може бути Тау Оріона (B5III), а до зір головної послідовності класу B відносяться Ета Возничого (B3V) і 18 Тельця (B8V).

Клас A

Спектр зорі класу A5V

Зорі спектрального класу A мають температури в діапазоні 7400-10000 K. Їх показники кольору B-V близькі до нуля, а колір здається білим.

У спектрах зір класу A дуже сильні лінії водню в серії Бальмера, які досягають максимуму інтенсивності в підкласі A2. Інші лінії набагато слабші і можуть бути практично непомітні. До пізніх класів посилюються лінії Ca II та з'являються лінії деяких нейтральних металів. Лінії нейтрального гелію відсутні у всіх підкласів, крім найбільш раннього — A0, де вони можуть бути ледь помітні. Проте спектри зір класу A досить різноманітні. Наприклад, понад 30 % зір класу A є хімічно пекулярними: мають сильний дефіцит металів чи, навпаки, надлишок тих чи інших елементів. Також часто зустрічаються зорі класу A зі швидким обертанням, яке відповідним чином змінює спектр і робить зорю яскравішою. З цієї причини головну послідовність для зір класу A іноді поділяють на два підкласи світності: яскравіший Va і більш тьмяний Vb.

До зір головної послідовності класу A відносяться, наприклад, Вега (A0Va) та Денебола (A3Va). Приклад гіганта цього класу — Тубан (A0III), надгіганта — Ета Лева (A0Ib).

Клас F

Спектр зорі класу F5V

Температури зір класу F лежать у діапазоні 6000-7400 K. Їх показники кольору B-V — близько 0,4m, а колір — жовто-білий.

У спектрах цих зір видно лінії йонізованих і нейтральних металів, таких як Ca II, Fe I, Fe II, Cr II, Ti II. У пізніших підкласів вони виявляються сильнішими, а лінії нейтрального водню — слабшими. У зір підкласів, пізніших за F5, є конвективна оболонка, тому надлишок чи нестача тих чи інших елементів на поверхні зникає завдяки перемішування з глибшими шарами. Таким чином, хімічно пекулярних зір у пізньому класі F практично немає, на відміну від класу A.

На точці повороту для популяцій галактичного гало і товстого диска розташовуються зорі класу не раніше F. Таким чином, цей клас — ранній для зір населення II, що знаходяться на головній послідовності.

Прикладом зорі головної послідовності класу F може служити Проціон (F5IV-V), гіганта — Іпсілон Пегаса (F8III), до надгігантів класу F відносяться Арнеб (F0Ia) і Везен (F8Ia).

Клас G

Спектр зорі класу G5V

У зір класу G температури становлять 5000-6000 K. Колір таких зір — жовтий, показники кольору B-V становлять близько 0,6m.

В спектрах таких зір найкраще помітні лінії металів, зокрема заліза, титану і особливо лінії Ca II, що досягають максимуму інтенсивності у підкласі G0. У спектрах зір-гігантів видно лінії циану. Лінії водню слабкі і виділяються серед ліній металів. Лінії металів посилюються до пізніх спектральних підкласів.

До класу G належить Сонце, завдяки чому зорі класу G головної послідовності становлять додатковий інтерес. Крім того, зорі-карлики класів G і K вважаються найкращими кандидатами для виникнення та розвитку життя в їхніх планетних системах.

Крім Сонця, що має клас G2V, до карликів класу G відноситься, наприклад, Каппа¹ Кіта (G5V). До гігантів відноситься Каппа Близнюків (G8III-IIIb), а до надгігантів — Епсилон Близнюків (G8Ib).

Клас K

Спектр зорі класу K5V

Зорі класу K мають поверхневу температуру 3800-5000 K. Їхній колір ― помаранчевий, а показники кольору B-V близькі до 1,0m.

У спектрах таких зір добре помітні лінії металів, зокрема Ca I, та інших елементів, які видно у зір класу G. Лінії водню дуже слабкі та практично непомітні на тлі численних ліній металів. З'являються широкі смуги поглинання молекул: наприклад, смуги TiO з'являються в підклас K5 і в пізніших. Фіолетова частина спектру досить слабка. В цілому, до пізніших підкласів лінії металів продовжують посилюватись.

Прикладом зорі головної послідовності класу K може бути Епсилон Ерідана (K2V), до гігантів відносяться Арктур (K1.5III) і Етамін (K5III), а до надгігантів — Дзета Цефея (K1.5Ib).

Клас M

Спектр зорі класу M5V

Температура зір класу M складає 2500-3800 K. Вони мають червоний колір, їх показники кольору B-V — близько 1,5m.

Спектри цих зір перетнуті молекулярними смугами поглинання TiO та інших молекулярних сполук. Також спостерігається безліч ліній нейтральних металів, у тому числі лінія Ca I найсильніша. Смуги TiO посилюються у пізніх підкласів.

Усього зір класу M більше, ніж решти зір, разом узятих ― 73 % від загальної кількості. Гіганти та надгіганти цього класу часто змінні, причому їх змінність дуже довгоперіодична, наприклад, як у Міри.

До зір головної послідовності класу M можна віднести 40 Ерідана C (M4.5V), прикладом гіганта служить Бета Пегаса (M2.5II-III), а надгіганта — Бетельгейзе (M1-M2Ia-Iab).

Класи вуглецевих та цирконієвих зір

Вуглецеві та цирконієві зорі відносять, відповідно, до класів C і S. Зорі цих класів найчастіше мають приблизно ті ж поверхневі температури, що і зорі класу M, червоний колір та їх показники кольору B-V — близько 1,5m. Ці класи зазвичай розглядаються в послідовності основних класів як відгалуження від класу K або G.

Спектри вуглецевих та цирконієвих зір також схожі на спектри зір класів пізнього G, K і M. Відмінності від них у зір класу S у тому, що замість смуг TiO у їхньому спектрі найсильніше виражені смуги ZrO. Також спостерігаються смуги інших сполук: YO, LaO. У спектрах зір класу C замість смуг TiO також спостерігаються лінії атомарного вуглецю та деяких його сполук, наприклад, C2, CN, CH[en].

У минулому замість класу C використовувалися два класи: гарячіший клас R і холодніший N, але виявилося, що вони деякою мірою перекриваються, що призвело до об'єднання їх у загальний клас. Однак надалі з'ясувалося, що зорі цього класу можуть мати різну природу та спектральні особливості, і з урахуванням того, що класи світності для них не використовуються, було виділено кілька підтипів цього класу:

  • C-R приблизно відповідає застарілому класу R.
  • C-N приблизно відповідає застарілому класу N.
  • У спектрах C-J сильні лінії ізотопу вуглецю 13C.
  • У спектрах С-Н сильні лінії з'єднання СН.
  • У спектрах C-Hd слабкі лінії водню та його сполук.

Серед зір класів C і S найбільш відомі гіганти та яскраві гіганти — зорі асимптотичної гілки гігантів, у яких вміст вуглецю на поверхні сильно збільшується на цій стадії. Будучи спочатку зорями класу M, вони перетворюються на зорі класу S, а потім переходять у клас C, тому в класифікації іноді використовують проміжні класи MS і SC. Проте відомі й вуглецеві зорі-карлики, яких, можливо, навіть більше, ніж гігантів.

Прикладом вуглецевої зорі є U Жирафа, а цирконієвої — S Великої Ведмедиці.

Класи коричневих карликів

Коричневі карлики — об'єкти, недостатньо масивні для того, щоб підтримувати термоядерний синтез гелію у своїх надрах тривалий термін. Вони тьмяніші і холодніші за червоні карлики, тому для них використовують інші спектральні класи: L, T, Y в порядку зниження температури. Ця послідовність сприймається як продовження основних класів після M. Наймасивніші коричневі карлики можуть відноситися і до класу M, але не раніше підкласу M7.

Коричневі карлики мають темно-червоний колір, лінії TiO зникають у зорях раннього класу L. Зорі класу L мають температури в діапазоні 1300—2500 K, у спектрах присутні лінії лужних металів, наприклад, натрію і рубідію. У карликів класу T температури становлять 600—1300 K, а спектри відрізняються наявністю ліній метану. Нарешті, температура карликів класу Y не перевищує 600 K, а в їх спектрах видно смуги поглинання води та аміаку.

Класи зір Вольфа — Райє

Спектр зорі Вольфа — Райє

Зорі Вольфа — Райє — клас яскравих, масивних зір з температурами понад 25 тис. K, які виділяються в окремий спектральний клас W або WR.

Головна особливість спектрів таких зір — яскраві та широкі емісійні лінії HI, He I—II, N III—V, C III—IV, O III—V. Їх ширина може становити 50-100 ангстрем, а в максимумі лінії інтенсивність випромінювання може в 10-20 разів перевищувати інтенсивність сусідніх ділянок неперервного спектру.

За видом їх спектрів зорі Вольфа-Райє поділяються на три підтипи: WN, WC, WO. У спектрах зір цих підтипів, відповідно, домінують лінії азоту, вуглецю та кисню. Розподіл на підкласи відрізняється від прийнятого для основних спектральних класів: використовують підкласи від WN2 до WN11, від WC4 до WC9 і від WO1 до WO4.

Зорі Вольфа — Райє — це центральні частини масивних зір класу O, які втратили водневу оболонку через сильний зоряний вітер або вплив компаньйона в тісній подвійній системі. У процесі еволюції зорі переходять із класу WN у WC, а потім у WO.

Класи білих карликів та планетарних туманностей

Часто білі карлики розглядаються не як окремий клас світності, а як окремий спектральний клас D. Їх спектри виділяються набагато ширшими лініями поглинання, ніж в інших зір. В іншому ж спектри цих зір можуть сильно відрізнятися, тому існує 6 основних підтипів класу D:

  • У спектрах DA спостерігаються лише водневі лінії серії Бальмера.
  • У спектрах DB присутні лінії He I.
  • У спектрах DC глибина ліній становить трохи більше 5 % від інтенсивності неперервного спектра.
  • У спектрах DO сильні лінії He II, разом із ними спостерігаються лінії He I і H.
  • У спектрах DZ спостерігаються лінії елементів, важчих за гелій, а лінії водню та гелію відсутні.
  • У спектрах DQ є лінії атомів чи молекул вуглецю.

У випадку, якщо в спектрі білого карлика є лінії, які зустрічаються у різних підтипів, використовується кілька відповідних літер додатково до D: наприклад, якщо в спектрі видно лінії вуглецю, кисню та іонізованого гелію, то клас позначатиметься як DZQO.

У широкому діапазоні знаходяться і значення температур білих карликів: від кількох тисяч до ста тисяч кельвінів. Підклас білого карлика визначається ефективною температурою, і, наприклад, для білих карликів класу DA можуть існувати підкласи від 0.1 (записується як DA.1) до 13.

Білі карлики — залишки зір, що мають розміри порядку земної, а масу — порядку сонячної. Ширина їх ліній поглинання викликана великим прискоренням вільного падіння на їх поверхні.

До білих карликів відноситься, наприклад, Сіріус B, що має клас DA1.9, а також Проціон B класу DQZ.

Планетарним туманностям присвоюється окремий клас P, а їхеі центральні зорі, які перетворюються на білі карлики, можуть класифікуватися разом з іншими об'єктами: з білими карликами, з субкарликами класу O чи навіть зі зорями Вольфа — Райе.

Класи нових та наднових зір

Для позначення нових зір використовується клас Q, але існує й докладніша класифікація, яка враховує криву блиску та вид спектру нової після максимуму блиску. Спектри нових зір у максимумі блиску є неперервними з лініями поглинання, схожими на спектри надгігантів класу A або F, але з падінням яскравості у них з'являються емісійні лінії.

Наднові зорі в першу чергу діляться за наявністю спектральних ліній водню: за їх наявності наднова відноситься до типу II, за відсутності — до типу I. Наднові типу I також поділяються на типи Ia, Ib, Ic: у спектрах наднових типу Ia є лінії Si II, а спектри Ib та Ic відрізняються, відповідно, наявністю або відсутністю ліній He I. Наднові типу II в основному відрізняються кривими блиску, але є відмінності й у спектрах: наприклад, у наднових типу IIb спектри з часом стають схожими на спектри класу Ib, а спектри з аномально вузькими лініями поглинання виділяють у клас IIn.

І нові, і наднові зорі — катаклізмічні змінні, що різко підвищують свою світність, яка потім поступово падає. У нових зір це відбувається внаслідок термоядерного вибуху на поверхні білого карлика, який перетягнув достатню кількість речовини із зорі-компаньйона. Спалахи наднових можуть бути викликані різними механізмами, але вони у будь-якому випадку, на відміну від нових зір, призводять до руйнування самої зорі.

Історія

Класи Анджело Секкі

Передумовою створення спектральної класифікації зір стала поява спектроскопії. Ще в 1666 році Ісаак Ньютон спостерігав спектр Сонця, але першого серйозного результату було досягнуто в 1814 році, коли Йозеф Фраунгофер виявив у спектрі Сонця темні лінії поглинання, які згодом стали називатися фраунгоферовими. В 1860 Густав Кірхгоф і Роберт Бунзен визначили, що ці лінії породжуються певними хімічними елементами.

Класи Секкі

Анджело Секкі у 1860-х роках зробив одну з перших спроб класифікації зір за їхніми спектрами. У 1863 році він розділив зорі на два класи: I, що відповідає сучасним раннім класам, і II, що відповідає пізнішим класам. У наступні роки Секкі ввів клас III, до якого потрапили зорі класу M, а потім клас IV, до якого потрапили вуглецеві зорі. Нарешті, для зір з емісійними лініями він виділив клас V.

Секкі не був першим, хто класифікував зоряні спектри — в той же час цим займалися такі вчені як Джованні Донаті, Джордж Ері, Вільям Гаґґінс і Льюїс Резерфорд, і вони також зробили помітний внесок у їх вивчення. Проте серед сучасників Секкі досяг найбільших успіхів у спостереженнях. Він класифікував близько 4000 зір, і саме його класифікація найширше використовувалася в другій половині ХІХ століття.

Гарвардська класифікація

Наприкінці XIX та на початку XX століття спектральну класифікацію розробляли астрономи Гарвардської обсерваторії. В 1872 Генрі Дрейпер зробив першу фотографію спектру Веги, але масштабна робота почалася з 1885 року, коли директор обсерваторії, Едуард Пікерінг, організував спектроскопічний огляд всього неба.

Аналіз спектрів був доручений Вільяміні Флемінг, і в 1890 році з'явився перший каталог, в якому понад 10 тисяч зір були розділені на 16 класів. Класи позначалися латинськими літерами від A до Q з пропуском J, причому 13 з них були підтипами перших чотирьох класів Секкі, а класи йшли в порядку послаблення ліній водню. Частина цих класів збереглася і в сучасній класифікації, хоча від деяких згодом відмовилися: наприклад, до класу C належали зорі з подвійними лініями, поява яких насправді виявилася помилкою приладів.

Антонія Морі в той самий час працювала з детальнішими спектрами яскравіших зір, які вона розділила на 22 класи від I до XXII. У її класифікації першим класом став той, який відповідав сучасному класу B, тоді як у попередніх класифікаціях таким вважався клас A, бо він мав найсильніші лінії водню. Крім того, у класифікації Морі вперше враховувався вид ліній: розглядалися лінії середньої ширини, розмиті чи вузькі. Незважаючи на ці нововведення, класифікація не набула подальшого розвитку.

Далі важливий внесок зробила Енні Кеннон. Вона доопрацювала алфавітну схему класифікації Флемінг: зокрема, частина класів була відкинута, інші були розставлені в порядку зниження температури. Послідовність основних класів набула сучасного вигляду — O, B, A, F, G, K, M. Крім того, Кеннон додала підкласи, і до 1912 року система класифікації була завершена. В 1922 система була прийнята Міжнародним астрономічним союзом, а до 1924 був повністю опублікований каталог Генрі Дрейпера, в якому класифікувалися понад 225 тисяч зір. Сама система отримала назву Гарвардської класифікації або системи Дрейпера.

Єркська класифікація

У період, коли розроблялася Гарвардська класифікація, стало відомо, що світності у зір одного класу можуть відрізнятися, причому спектри яскравіших і тьмяніших зір також виявляються різними. Це вказувало необхідність уточнення класифікації.

Після цього Вільям Морган виявив, що в кожній групі на діаграмі Герцшпрунга — Рассела у зір практично однакове прискорення вільного падіння, яке може бути виміряно за шириною спектральних ліній. Таким чином, класифікація зір по ширині спектральних ліній виявилася зручною. У 1943 році Морган і двоє колег — Філіп Кінан та Едіт Келлман опублікували Атлас зоряних спектрів, в якому вводилися класи світності та детально розглядалися ефекти світності. Ця система стала називатися Єркською класифікацією за назвою Єркської обсерваторії, де вона була розроблена, або системою Моргана — Кінана.

Подальший розвиток

Єркська класифікація швидко стала важливим інструментом для астрономії та використовується досі, але з моменту створення до неї вносилися зміни. Так, наприклад, після відкриття коричневих карликів в 1994 для цих об'єктів ввели клас L, а потім класи T і Y. Також на класифікацію вплинуло збільшення точності спектроскопії. Спектральний клас O, найбільш раннім підкласом якого спочатку був O5, 2002 року був розширений до підкласу O2.

Див. також

Коментарі

  1. Різні позначення використовуються за різних параметрів ліній.
  2. ↑ Римська цифра після позначення елемента означає його ступінь іонізації: I — нейтральний атом, II — одноразово іонізований елемент, III — двічі іонізований, і так далі.

Примітки

  1. Star — Stellar spectra. Encyclopedia Britannica (англ.). оригіналу за 1 січня 2018. Процитовано 14 квітня 2021. 
  2. ↑ Karttunen et al., 2007, с. 207.
  3. Сурдин, 2015, с. 148—149.
  4. Кононович, Мороз, 2004, с. 368—370.
  5. ↑ Gray, Corbally, 2009, с. 32.
  6. Кононович, Мороз, 2004, с. 369.
  7. Большая российская энциклопедия : [в 36 т.] / председ. ред. кол. Ю. С. Осипов, отв. ред. С. Л. Кравец. — М. : Науч. изд-во «БРЭ», 2004—2017. (рос.)
  8. Gray, Corbally, 2009, с. 21—25.
  9. ↑ Darling D. Spectral type. Internet Encyclopedia of Science. оригіналу за 15 квітня 2021. Процитовано 14 квітня 2021. 
  10. ↑ Karttunen et al., 2007, с. 212.
  11. ↑ Кононович, Мороз, 2004, с. 377.
  12. ↑ Stellar classification. Encyclopedia Britannica (англ.). оригіналу за 3 травня 2021. Процитовано 14 квітня 2021. 
  13. ↑ Berlind P. A note on the spectral atlas and spectral classification. Center for Astrophysics Harvard & Smithsonian. оригіналу за 4 квітня 2021. Процитовано 16 квітня 2021. 
  14. Кононович, Мороз, 2004, с. 369—370.
  15. ↑ 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 // The Astronomical Journal. — Bristol : IOP Publishing, 2002. — Vol. 123 (5). — P. 2754—2771. — ISSN 0004-6256. — DOI:10.1086/339831. з джерела 5 жовтня 2018.
  16. ↑ Karttunen et al., 2007, с. 209—210.
  17. Gray, Corbally, 2009, с. 34.
  18. Darling D. Early-type stars. Internet Encyclopedia of Science. оригіналу за 25 листопада 2021. Процитовано 28 травня 2021. 
  19. Масевич А. Г. Спектральные классы звезд. Астронет. оригіналу за 12 липня 2021. Процитовано 14 квітня 2021. 
  20. ↑ Кононович, Мороз, 2004, с. 370.
  21. ↑ Karttunen et al., 2007, с. 210.
  22. ↑ Darling D. Numbers of stars. Internet Encyclopedia of Science. оригіналу за 9 червня 2021. Процитовано 14 квітня 2021. 
  23. ↑ Zombeck M. V. Handbook of Space Astronomy and Astrophysics. Cambridge University Press. с. 71, 78. оригіналу за 29 грудня 2010. Процитовано 1 квітня 2021. 
  24. Karttunen et al., 2007, с. 216.
  25. ↑ Таблиці VII, VIII, Емпіричні болометричні поправки для зір головної послідовності, G. M. H. J. Habets and J. R. W. Heinze, Astronomy and Astrophysics Supplement Series 46 (November 1981), pp. 193—237, Bibcode: 1981A&AS...46..193H. Світність зорі визначають за допомогою її значення Mbol, вважаючи що Mbol(☉)=4.75.
  26. The Guinness book of astronomy facts & feats, Patrick Moore, 1992, 0-900424-76-1
  27. Кольори зір. Australia Telescope Outreach and Education. 21 грудня 2004. Архів оригіналу за 24 серпня 2011. Процитовано 26 вересня 2007.  — Пояснює причини різного сприйняття кольорів.
  28. Якого кольору зорі? [ 6 серпня 2017 у Wayback Machine.], Mitchell Charity. Accessed online March 19, 2008.
  29. LeDrew, G.; The Real Starry Sky [ 14 грудня 2015 у Wayback Machine.], Journal of the Royal Astronomical Society of Canada, Vol. 95, No. 1 (whole No. 686, February 2001), pp. 32–33. Note: Table 2 has an error and so this article will use 824 as the assumed correct total of main sequence stars
  30. Кононович, Мороз, 2004, с. 376—377.
  31. Hertzsprung-Russell Diagram. Astronomy. Swinburne University of Technology. оригіналу за 16 квітня 2021. Процитовано 16 квітня 2021. 
  32. Большая российская энциклопедия : [в 36 т.] / председ. ред. кол. Ю. С. Осипов, отв. ред. С. Л. Кравец. — М. : Науч. изд-во «БРЭ», 2004—2017. (рос.)
  33. Большая российская энциклопедия : [в 36 т.] / председ. ред. кол. Ю. С. Осипов, отв. ред. С. Л. Кравец. — М. : Науч. изд-во «БРЭ», 2004—2017. (рос.)
  34. Сурдин, 2015, с. 148—150.
  35. Сурдин, 2015, с. 149.
  36. Darling D. Main sequence. Internet Encyclopedia of Science. оригіналу за 29 жовтня 2020. Процитовано 16 квітня 2021. 
  37. Сурдин, 2015, с. 150.
  38. Karttunen et al., 2007, с. 212—213.
  39. Большая российская энциклопедия : [в 36 т.] / председ. ред. кол. Ю. С. Осипов, отв. ред. С. Л. Кравец. — М. : Науч. изд-во «БРЭ», 2004—2017. (рос.)
  40. Кононович, Мороз, 2004, с. 377—378.
  41. Кононович, Мороз, 2004, с. 370—371.
  42. Crowthers P. The Classification of Stellar Spectra. UCL Astrophysics Group. University College London. оригіналу за 2 лютого 2021. Процитовано 16 квітня 2021. 
  43. ↑ Gray, Corbally, 2009, с. 135—137.
  44. Gray, Corbally, 2009, с. 71—73.
  45. Gray, Corbally, 2009, с. 74—75.
  46. Большая российская энциклопедия : [в 36 т.] / председ. ред. кол. Ю. С. Осипов, отв. ред. С. Л. Кравец. — М. : Науч. изд-во «БРЭ», 2004—2017. (рос.)
  47. Gray R. O. The extension of the MK spectral classification system to the intermediate population II F type stars // The Astronomical Journal. — Bristol : IOP Publishing, 1989. — Vol. 98 (9). — P. 1049—1062. — ISSN 0004-6256. — DOI:10.1086/115195.
  48. 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 // Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. — N. Y. : Wiley-Blackwell, 1998. — Vol. 298 (8). — P. 361—377. — ISSN 0035-8711. — DOI:10.1046/j.1365-8711.1998.01596.x.
  49. Darling D. Procyon. Internet Encyclopedia of Science. оригіналу за 18 квітня 2021. Процитовано 16 квітня 2021. 
  50. ↑ Gray, Corbally, 2009, с. 568.
  51. ↑ Кононович, Мороз, 2004, с. 373.
  52. ↑ Karttunen et al., 2007, с. 209.
  53. ↑ Кононович, Мороз, 2004, с. 369—373.
  54. Gray, Corbally, 2009, с. 66—67.
  55. ↑ Karttunen et al., 2007, с. 214.
  56. Gray, Corbally, 2009, с. 102—104.
  57. Gray, Corbally, 2009, с. 67.
  58. Gray, Corbally, 2009, с. 66.
  59. Alpha Camelopardalis. SIMBAD. оригіналу за 21 квітня 2021. Процитовано 18 квітня 2021. 
  60. Theta1 Orionis C. SIMBAD. оригіналу за 18 квітня 2021. Процитовано 18 квітня 2021. 
  61. Gray, Corbally, 2009, с. 115—116.
  62. Rigel. SIMBAD. оригіналу за 18 квітня 2021. Процитовано 18 квітня 2021. 
  63. Tau Orionis. SIMBAD. оригіналу за 19 квітня 2021. Процитовано 18 квітня 2021. 
  64. Eta Aurigae. SIMBAD. оригіналу за 21 квітня 2021. Процитовано 18 квітня 2021. 
  65. 18 Tauri. SIMBAD. оригіналу за 21 квітня 2021. Процитовано 18 квітня 2021. 
  66. Gray, Corbally, 2009, с. 160—162.
  67. Vega. SIMBAD. оригіналу за 21 квітня 2021. Процитовано 18 квітня 2021. 
  68. Denebola. SIMBAD. оригіналу за 22 грудня 2015. Процитовано 18 квітня 2021. 
  69. Thuban. SIMBAD. оригіналу за 21 квітня 2021. Процитовано 18 квітня 2021. 
  70. Eta Leonis. SIMBAD. оригіналу за 21 квітня 2021. Процитовано 18 квітня 2021. 
  71. ↑ Gray, Corbally, 2009, с. 221.
  72. Procyon. SIMBAD. оригіналу за 14 жовтня 2013. Процитовано 18 квітня 2021. 
  73. Upsilon Pegasi. SIMBAD. оригіналу за 21 квітня 2021. Процитовано 18 квітня 2021. 
  74. Arneb. SIMBAD. оригіналу за 19 квітня 2021. Процитовано 18 квітня 2021. 
  75. Wezen. SIMBAD. оригіналу за 20 квітня 2021. Процитовано 18 квітня 2021. 
  76. ↑ Gray, Corbally, 2009, с. 259.
  77. Gray, Corbally, 2009, с. 259, 270—273.
  78. Kappa1 Ceti. SIMBAD. оригіналу за 20 квітня 2021. Процитовано 18 квітня 2021. 
  79. Kappa Geminorum. SIMBAD. оригіналу за 21 квітня 2021. Процитовано 18 квітня 2021. 
  80. Epsilon Geminorum. SIMBAD. оригіналу за 20 квітня 2021. Процитовано 18 квітня 2021. 
  81. Epsilon Eridani. SIMBAD. оригіналу за 20 квітня 2021. Процитовано 18 квітня 2021. 
  82. Arcturus. SIMBAD. оригіналу за 20 квітня 2021. Процитовано 18 квітня 2021. 
  83. Gamma Draconis. SIMBAD. оригіналу за 20 квітня 2021. Процитовано 18 квітня 2021. 
  84. Zeta Cephei. SIMBAD. оригіналу за 19 квітня 2021. Процитовано 18 квітня 2021. 
  85. Gray, Corbally, 2009, с. 294.
  86. Gray, Corbally, 2009, с. 293.
  87. 40 Eridani C. SIMBAD. оригіналу за 19 квітня 2021. Процитовано 18 квітня 2021. 
  88. Beta Pegasi. SIMBAD. оригіналу за 21 квітня 2021. Процитовано 18 квітня 2021. 
  89. Betelgeuse. SIMBAD. оригіналу за 20 квітня 2021. Процитовано 18 квітня 2021. 
  90. ↑ Gray, Corbally, 2009, с. 306—324.
  91. Darling D. S star. Internet Encyclopedia of Science. оригіналу за 6 квітня 2009. Процитовано 18 квітня 2021. 
  92. Darling D. Carbon star. Internet Encyclopedia of Science. оригіналу за 20 квітня 2021. Процитовано 18 квітня 2021. 
  93. Weiss A., Ferguson J. W. New asymptotic giant branch models for a range of metallicities // Astronomy & Astrophysics. — Paris : EDP Sciences, 2009. — Vol. 508, iss. 3 (1 December). — P. 1343—1358. — ISSN 1432-0746 0004-6361, 1432-0746. — DOI:10.1051/0004-6361/200912043. з джерела 17 червня 2021.
  94. Darling D. Carbon star. Internet Encyclopedia of Science. оригіналу за 20 квітня 2021. Процитовано 18 квітня 2021. 
  95. Darling D. S star. Internet Encyclopedia of Science. оригіналу за 6 квітня 2009. Процитовано 18 квітня 2021. 
  96. Darling D. Brown dwarf. Internet Encyclopedia of Science. оригіналу за 28 квітня 2021. Процитовано 18 квітня 2021. 
  97. Allard F., Homeier D. Brown dwarfs // Scholarpedia. — 2007. — Vol. 2, iss. 12 (17 December). — P. 4475. — ISSN 1941-6016. — DOI:10.4249/scholarpedia.4475. з джерела 21 травня 2021.
  98. Wolf-Rayet Star. Astronomy. Swinburne University of Technology. оригіналу за 20 жовтня 2020. Процитовано 18 квітня 2021. 
  99. Большая российская энциклопедия : [в 36 т.] / председ. ред. кол. Ю. С. Осипов, отв. ред. С. Л. Кравец. — М. : Науч. изд-во «БРЭ», 2004—2017. (рос.)
  100. Кононович, Мороз, 2004, с. 407.
  101. Черепащук А. М.. Вольфа-Райе звёзды. Астронет. оригіналу за 12 грудня 2012. Процитовано 18 квітня 2021. 
  102. Большая российская энциклопедия : [в 36 т.] / председ. ред. кол. Ю. С. Осипов, отв. ред. С. Л. Кравец. — М. : Науч. изд-во «БРЭ», 2004—2017. (рос.)
  103. Crowther P. A. Physical Properties of Wolf-Rayet Stars // Annual Review of Astronomy and Astrophysics[en]. — Palo Ato : Annual Reviews, 2007. — Vol. 45 (9). — P. 177—219. — ISSN 0066-4146. — DOI:10.1146/annurev.astro.45.051806.110615. з джерела 11 жовтня 2019.
  104. Большая российская энциклопедия : [в 36 т.] / председ. ред. кол. Ю. С. Осипов, отв. ред. С. Л. Кравец. — М. : Науч. изд-во «БРЭ», 2004—2017. (рос.)
  105. Gray, Corbally, 2009, с. 441.
  106. ↑ Gray, Corbally, 2009, с. 472—476.
  107. 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. — Т. 60 (10 липня). — С. 64.
  108. White Dwarf. Astronomy. Swinburne University of Technology. оригіналу за 3 жовтня 2018. Процитовано 20 квітня 2021. 
  109. Darling D. White dwarf. Internet Encyclopedia of Science. оригіналу за 23 квітня 2021. Процитовано 20 квітня 2021. 
  110. Sirius B. SIMBAD. оригіналу за 20 квітня 2021. Процитовано 20 квітня 2021. 
  111. Procyon B. SIMBAD. оригіналу за 20 квітня 2021. Процитовано 20 квітня 2021. 
  112. Gray, Corbally, 2009, с. 472.
  113. Williams R. E., Hamuy M., Phillips M. M., Heathcote S. R., Wells L. The evolution and classification of postoutburst novae spectra // The Astrophysical Journal. — Bristol : IOP Publishing, 1991. — Vol. 376 (8). — P. 721—737. — ISSN 0004-637X. — DOI:10.1086/170319. з джерела 17 липня 2017.
  114. Gray, Corbally, 2009, с. 482—494.
  115. Gray, Corbally, 2009, с. 497—504.
  116. Karttunen et al., 2007, с. 286—288.
  117. Gray, Corbally, 2009, с. 1.
  118. История астрономии. Институт истории естествознания и техники им. С.И. Вавилова. оригіналу за 29 червня 2020. Процитовано 21 квітня 2021. 
  119. ↑ Gray, Corbally, 2009, с. 1—3.
  120. История астрономии. Институт истории естествознания и техники им. С.И. Вавилова. оригіналу за 29 червня 2020. Процитовано 21 квітня 2021. 
  121. Darling D. Secchi, Rev. Pietro Angelo (1818—1878). Internet Encyclopedia of Science. оригіналу за 27 квітня 2012. Процитовано 21 квітня 2021. 
  122. ↑ Gray, Corbally, 2009, с. 4—8.
  123. Richmond M. Classification of stellar spectra. Rochester Institute of Technology. оригіналу за 14 лютого 2021. Процитовано 22 квітня 2021. 
  124. 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. — Т. 27 (10 липня). — С. 1—6. з джерела 2 травня 2019.
  125. ↑ Gray, Corbally, 2009, с. 8—10.
  126. Morgan W. W., Keenan P. C., Kellman E. An Atlas of Stellar Spectra // University of Chicago Press. — 1943. — 10 July. з джерела 14 квітня 2021.
  127. Astronomers Announce First Clear Evidence of a Brown Dwarf. NASA (англ.). Процитовано 23 квітня 2021. 
  128. Gray, Corbally, 2009, с. 15—16.

Література

  • Кононович Э. В., Мороз В. И. Общий курс астрономии. — 2-е, исправленное. — М. : УРСС, 2004. — 544 с. — ISBN 5-354-00866-2.
  • Сурдин В. Г. Астрономия: век XXI. — 3-е изд. — Фрязино : Век 2, 2015. — 608 с. — ISBN 978-5-85099-193-7.
  • Gray R. O., Corbally C. J. Stellar spectral classification. — Princeton; Woodstock : Princeton University Press, 2009. — 592 p. — ISBN 978-0-691-12510-7.
  • Karttunen H., Kroger P., Oja H., Poutanen M., Donner K. J. Fundamental Astronomy. — 5th Edition. — Berlin; Heidelberg; N. Y. : Springer, 2007. — 510 p. — ISBN 978-3-540-34143-7.

Посилання

Вікіпедія, Українська, Україна, книга, книги, бібліотека, стаття, читати, завантажити, безкоштовно, безкоштовно завантажити, mp3, відео, mp4, 3gp, jpg, jpeg, gif, png, малюнок, музика, пісня, фільм, книга, гра, ігри
Дата публікації:
Spektra lna klasifika ciya zi r klasifikaciya zir za osoblivostyami yih spektriv Spektri zir silno riznyatsya zdebilshogo voni ye neperervnimi z liniyami poglinannya Suchasna spektralna klasifikaciya ye dvoparametrichnoyu vid spektru sho zalezhit nasampered vid temperaturi opisuyetsya spektralnim klasom a svitnist zori opisuyetsya klasom svitnosti Takozh klasifikaciya mozhe vrahovuvati dodatkovi osoblivosti spektra Zori riznih spektralnih klasivOsnovni spektralni klasi zir u poryadku zmenshennya temperaturi vid blakitnishih do chervonishih O B A F G K M Bilshist zir u tomu chisli i Sonce vidnositsya do cih spektralnih klasiv ale isnuyut inshi klasi napriklad L T Y dlya korichnevih karlikiv abo C S dlya vuglecevih i cirkoniyevih zir Osnovni spektralni klasi podilyayutsya na pidklasi sho poznachayutsya cifroyu pislya poznachennya klasu vid 0 do 9 krim O pidklasi yakogo vid 2 do 9 v poryadku znizhennya temperaturi Klasi zir vishih temperatur umovno nazivayut rannimi nizhchih temperatur piznimi Zori odnogo spektralnogo klasu mozhut mati rizni svitnosti Pri comu spektralni klasi ta svitnosti rozpodileni ne vipadkovo mizh nimi ye pevnij zv yazok i na diagrami spektralnij klas absolyutna zoryana velichina zori grupuyutsya v okremih oblastyah kozhnij z yakih vidpovidaye svij klas svitnosti Klasi svitnosti poznachayutsya rimskimi ciframi vid I do VII vid yaskravishih do tmyanih Svitnist zori trohi vplivaye na viglyad yiyi spektra tak sho mizh spektrami zir odnogo spektralnogo klasu i riznih klasiv svitnosti ye vidminnosti Spektralni osoblivosti yaki ne vpisuyutsya v cyu klasifikaciyu prijnyato poznachati dodatkovimi simvolami Napriklad nayavnist emisijnih linij poznachayetsya bukvoyu e a pekulyarni spektri poznachayutsya bukvoyu p Rozvitok spektroskopiyi u HIH stolitti dav mozhlivist klasifikuvati spektri zir U 1860 h rokah odnu z pershih klasifikacij yaka vikoristovuvalasya do kincya XIX stolittya rozrobiv Andzhelo Sekki Na rubezhi XIX i XX stolit astronomami Garvardskoyi observatoriyi bula stvorena Garvardska klasifikaciya v yakij spektralni klasi nabuli blizkogo do suchasnogo viglyadu a v 1943 roci bula stvorena Yerkska klasifikaciya v yakij z yavilisya klasi svitnosti i yaka z deyakimi zminami vikoristovuyetsya doteper Zmist 1 Spektri zir 2 Suchasna klasifikaciya 2 1 Spektralni klasi 2 2 Klasi svitnosti 2 2 1 Efekti svitnosti 2 3 Dodatkovi poznachennya 2 4 Promizhni spektralni klasi 3 Harakteristiki zir riznih klasiv 3 1 Klas O 3 2 Klas B 3 3 Klas A 3 4 Klas F 3 5 Klas G 3 6 Klas K 3 7 Klas M 3 8 Klasi vuglecevih ta cirkoniyevih zir 3 9 Klasi korichnevih karlikiv 3 10 Klasi zir Volfa Rajye 3 11 Klasi bilih karlikiv ta planetarnih tumannostej 3 12 Klasi novih ta nadnovih zir 4 Istoriya 4 1 Klasi Sekki 4 2 Garvardska klasifikaciya 4 3 Yerkska klasifikaciya 4 4 Podalshij rozvitok 5 Div takozh 6 Komentari 7 Primitki 8 Literatura 9 PosilannyaSpektri zir Redaguvati Spektr zori klasu A0V Punktirom poznacheni spektri absolyutno chornih til iz temperaturoyu 9500 K ta 15000 KSpektri zir vidigrayut duzhe vazhlivu rol u viznachenni bagatoh yihnih harakteristik Spektri bilshosti zir ye nezperervnimi z nakladenimi na nih liniyami poglinannya ale v deyakih zir u spektrah ye emisijni liniyi 1 2 Duzhe sprosheno mozhna rozglyadati fotosferu zori yak dzherelo neperervnogo spektru a bilsh visoki shari yiyi atmosferi yak dzherelo linij ale v realnosti mizh nimi nemaye chitkoyi mezhi U yakosti najprostishoyi modeli zori mozhna vzyati viprominyuvannya absolyutno chornogo tila spektr yakogo opisuyetsya zakonom Planka i navit koli spektr zori silno vidriznyayetsya vid chornotilnogo dlya zori vvodyat ponyattya efektivnoyi temperaturi temperaturi absolyutno chornogo tila tih samih rozmiriv i tiyeyi ye svitnosti yak i zorya 2 3 Pri comu viyavlyayetsya sho spektri zir duzhe riznyatsya U spektri mozhut dominuvati korotki chi dovgi hvili sho vplivaye na kolir zori Spektralni liniyi mozhut buti nechislennimi a mozhut navpaki zapovnyuvati bilshu chastinu spektra 4 5 Suchasna klasifikaciya RedaguvatiSuchasna spektralna klasifikaciya vrahovuye dva parametri Pershij ce vlasne spektralnij klas yakij opisuye viglyad spektru ta linij u nomu i zalezhit v osnovnomu vid temperaturi zori 6 Drugij parametr zalezhit vid svitnosti zori i vidpovidno nazivayetsya klasom svitnosti u zir odnogo spektralnogo klasu mozhut znachno vidriznyatisya svitnosti prichomu detali spektra v takih vipadkah takozh vidriznyayutsya Krim togo za nayavnosti osoblivostej u spektri zori napriklad emisijnih linij mozhut vikoristovuvatisya dodatkovi poznachennya 7 U klasifikaciyi vrahovuyutsya parametri ta osoblivosti spektru ne tilki v optichnomu diapazoni a j v infrachervonomu ta ultrafioletovomu Zazvichaj dlya praktichnogo viznachennya klasu tiyeyi chi inshoyi zori yiyi spektr porivnyuyut z dobre vidomimi spektrami pevnih zir standartiv 8 Opisana sistema nazivayetsya Yerkskoyu klasifikaciyeyu za nazvoyu Yerkskoyi observatoriyi de vona bula rozroblena abo sistemoyu Morgana Kinana za prizvishami astronomiv sho yiyi rozrobili 9 10 U cij sistemi klas Soncya sho maye spektralnij klas G2 i klas svitnosti V zapisuyetsya yak G2V 11 Spektralni klasi Redaguvati Spektri zir riznih klasiv Ekvivalentna shirina deyakih spektralnih linij u zoryah yak funkciya spektralnogo klasu chi temperaturiPerevazhna bilshist zir mozhe buti vidnesena do odnogo z osnovnih klasiv O B A F G K M U takomu poryadku ci klasi utvoryuyut bezperervnu poslidovnist za zmenshennyam efektivnoyi temperaturi zori i za kolorom vid blakitnih do chervonih 12 Kozhen iz cih klasiv u svoyu chergu podilyayetsya na pidklasi vid 0 do 9 u poryadku zmenshennya temperaturi 13 Poznachennya pidklasu stavitsya pislya poznachennya klasu napriklad G2 14 Vinyatok stanovit klas O u nomu vikoristovuyutsya klasi vid O2 do O9 15 Inodi vikoristovuyutsya drobovi klasi napriklad B0 5 Bilsh visokotemperaturni klasi ta pidklasi nazivayutsya rannimi nizkotemperaturni piznimi 16 Yak umovnu granicyu mizh nimi mozhe buti vzyatij klas Soncya G2 17 abo inshi klasi 18 takozh mizh rannimi i piznimi klasami inodi vidilyayu promizhok sonyachnih klasiv F i G 19 U zir riznih spektralnih klasiv viyavlyayutsya riznimi ne tilki temperaturi j kolori ale j spektralni liniyi Napriklad u spektrah zir klasu M sposterigayutsya liniyi poglinannya riznih molekulyarnih spoluk a u zir klasu O liniyi bagatorazovo ionizovanih atomiv 20 Ce bezposeredno pov yazano z temperaturoyu atmosferi zori u razi pidvishennya temperaturi molekuli rozpadayutsya na atomi ta pidvishuyetsya stupin ionizaciyi ostannih 21 Na intensivnist riznih linij takozh vplivaye himichnij sklad zori 5 Zori rozpodileni za spektralnimi klasami vkraj nerivnomirno do klasu M nalezhit priblizno 73 zir Chumackogo Shlyahu do klasu K she blizko 15 todi yak zir klasu O lishe 0 00002 22 Odnak cherez te sho yaskravishi zori vidno z bilshih vidstanej a zori rannih spektralnih klasiv zazvichaj i ye yaskravishimi sposterezhuvanij rozpodil zir za klasami chasto viglyadaye inshim chinom napriklad sered zir z vidimoyu velichinoyu yaskravishe 8 5m najbilsh poshireni klasi K ta A sho stanovlyat vidpovidno 31 i 22 usih takih zir a najmensh poshireni klasi M ta O yih vidpovidno 3 ta 1 23 24 Krim osnovnih spektralnih klasiv isnuyut dodatkovi klasi dlya zir yakim ne pidhodit opisana klasifikaciya Ce napriklad klasi L T Y dlya korichnevih karlikiv 12 abo C S dlya vuglecevih zir ta cirkoniyevih zir 20 Dlya zir Volfa Rajye vikoristovuyut klas W dlya planetarnih tumannostej P dlya novih zir Q 16 Dlya zapam yatovuvannya osnovnoyi poslidovnosti v anglomovnij literaturi vikoristovuyetsya mnemonichna fraza Oh Be A Fine Girl Guy Kiss Me 12 Klas Temperatura 25 K Vidpovidnij standartnij kolir Vidimij kolir 26 27 28 Masa 25 u sonyachnih masah Radius 25 u radiusah Soncya Svitnist 25 bolometrichna Liniyi vodnyu Chastka vid usihzir golovnoyi poslidovnosti 29 O 33 000 K Sinij Sinij 16 M 6 6 R 30 000 L Slabki 0 00003 B 10 000 30 000 K Vid sinogo do bilo blakitnogo Bilo blakitnij 2 1 16 M 1 8 6 6 R 25 30 000 L Seredni 0 13 A 7500 10 000 K Bilij Vid bilo blakitnogo do bilogo 1 4 2 1 M 1 4 1 8 R 5 25 L Silni 0 6 F 6000 7500 K Bilo zhovtuvatij Bilij 1 04 1 4 M 1 15 1 4 R 1 5 5 L Seredni 3 G 5200 6000 K Zhovtij Zhovto bilij 0 8 1 04 M 0 96 1 15 R 0 6 1 5 L Slabki 7 6 K 3700 5200 K Pomaranchevij Zhovto pomaranchevij 0 45 0 8 M 0 7 0 96 R 0 08 0 6 L Duzhe slabki 12 1 M 3700 K Chervonij Pomaranchevo chervonij 0 45 M 0 7 R 0 08 L Duzhe slabki 76 45 Klasi svitnosti Redaguvati Diagrama Gercshprunga Rassela z vidznachenimi na nij klasami svitnostiZori sho vidnosyatsya do odnogo spektralnogo klasu mozhut mati rizni svitnosti i absolyutni zoryani velichini tomu dlya povnocinnogo opisu vlastivostej zori odnogo lishe spektralnogo klasu nedostatno Zori na diagrami Gercshprunga Rassela vidmicheni spektralnim klasom i absolyutnoyu zoryanoyu velichinoyu rozpodileni ne rivnomirno a skoncentrovani v kilkoh oblastyah diagrami Tomu klas svitnosti ne bezposeredno pov yazanij zi svitnistyu a vidpovidaye tij chi inshij dilyanci diagrami 30 U zir odnogo spektralnogo klasu mozhut silno vidriznyatisya svitnosti 31 ale klas svitnosti dozvolyaye rozriznyati zori odnogo spektralnogo klasu ta riznih svitnostej 32 Klasi svitnosti poznachayutsya rimskimi ciframi sho stavlyatsya pislya spektralnogo klasu Osnovni klasi svitnosti v poryadku zmenshennya svitnosti 11 33 34 I nadgiganti Viriznyayut kilka pidklasiv 0 Ia 0 abo Ia najyaskravishi nadgiganti abo gipergiganti Ia yaskravi nadgiganti Iab normalni nadgiganti Ib nadgiganti nizkoyi svitnosti II yaskravi giganti III giganti IV subgiganti V zori golovnoyi poslidovnosti karliki Najchislennishij klas svitnosti do nogo vidnositsya 90 vsih zir 35 36 VI subkarliki VII bili karliki U poodinokih vipadkah vidilyayut klas svitnosti VIII do yakogo nalezhat yadra planetarnih tumannostej sho peretvoryuyutsya na bili karliki 37 U kozhnomu klasi svitnosti ye pevnij zv yazok mizh spektralnim klasom ta svitnistyu 11 Tak napriklad zori golovnoyi poslidovnosti tim yaskravishe chim bilsh rannij spektralnij klas vid 16m dlya zir klasu M8V do 5 7m dlya zir klasu O5V 23 Efekti svitnosti Redaguvati Spektri zir klasu K2 nadgiganta sinim giganta pomaranchevim ta zori golovnoyi poslidovnosti zelenim Vidno vidminnosti v glibinah ta shirinah spektralnih linijZori odnogo spektralnogo klasu ale riznih klasiv svitnosti vidriznyayutsya ne tilki absolyutnoyu zoryanoyu velichinoyu Deyaki spektralni osoblivosti stayut bilsh virazhenimi abo navpaki slabshayut pid chas perehodu do yaskravishih klasiv svitnosti V anglijskij literaturi taki yavisha nazivayutsya efektami svitnosti angl luminosity effects 10 Giganti ta nadgiganti mayut nabagato bilshi rozmiri nizh zori golovnoyi poslidovnosti tih samih spektralnih klasiv i priblizno tiyeyi zh masi Otzhe priskorennya vilnogo padinnya bilya poverhon yaskravih zir viyavlyayetsya nizhchim tomu i gustina i tisk gazu tam menshe Ce prizvodit do poyavi riznih efektiv svitnosti 10 Napriklad odin iz najposhirenishih efektiv svitnosti polyagaye v tomu sho u yaskravishih zir spektralni liniyi viyavlyayutsya vuzhchimi i glibshimi U zoryah yaskravishih klasiv svitnosti silnishi liniyi ionizovanih elementiv a sami ci zori holodnishi i chervonishi nizh u zir golovnoyi poslidovnosti tih samih spektralnih klasiv 38 Vsi ci osoblivosti dozvolyayut lishe za vidom spektru viznachati klas svitnosti zori i otzhe yiyi svitnist vzagali 39 40 Dodatkovi poznachennya Redaguvati U vipadku yaksho spektr zori maye yakis osoblivosti ce poznachayut dodatkovoyu vidmitkoyu sho dodayetsya do poznachennya yiyi klasu pered abo za nim Napriklad yaksho v spektri zori klasu B5 ye emisijni liniyi yiyi spektralnim klasom bude B5e 41 Deyaki dodatkovi poznachennya 9 13 42 Poznachennya Opis spektruc s Vuzki gliboki liniyicomp Ob yednanij spektr dvoh zir riznih klasiv spektralno podvijna zorya e Emisijni liniyi zazvichaj mayut na uvazi voden napriklad u Be zir 43 e Zaboroneni emisijni liniyi napriklad u B e zir 43 f f f f f kom 1 Pevni emisijni liniyi He II ta N III u zoryah klasu O 44 k Liniyi poglinannya mizhzoryanogo seredovisham Silni liniyi metalivn nn Shiroki liniyi napriklad cherez obertannya neb Spektr dopovnenij spektrom tumannostip Pekulyarnij spektrsd Subkarliksh Obolonkova zoryav var Zminnij spektralnij klaswd Bilij karlikwk wl Slabki liniyi Netochnist u viznachenni klasuPromizhni spektralni klasi Redaguvati Inodi spektr zori viyavlyaye harakteristiki spektriv riznih klasiv Napriklad yaksho v spektri sposterigayutsya yak emisijni liniyi harakterni dlya zori Volfa Rajye klasu WN6 tak i ti sho harakterni dlya blakitnogo nadgiganta klasu O2If yiyi klas zapisuvatimetsya yak O2If WN6 Taki zori v anglomovnih dzherelah nazivayutsya slash stars bukv slyesh zori 45 Yaksho zh zorya viyavlyaye promizhni harakteristiki mizh dvoma klasami to mozhe vikoristovuvatisya yak znak tak i 46 47 48 napriklad Procion maye spektralnij klas F5V IV 49 Harakteristiki zir riznih klasiv RedaguvatiKlas O Redaguvati Spektr zori klasu O5VDo spektralnogo klasu O nalezhat najgaryachishi zori Temperatura yih poverhni stanovit ponad 30 tisyach kelviniv i voni mayut blakitnij kolir pokaznik koloru B V dlya takih ob yektiv stanovit blizko 0 3m 12 50 51 Na vidminu vid inshih spektralnih klasiv najbilsh rannij pidklas O ce O2 a ne O0 a v minulomu vikoristovuvalisya klasi tilki vid O5 do O9 15 20 U spektrah zir klasu O dominuye sinye ta ultrafioletove viprominyuvannya Z inshogo boku vidminnistyu yih spektriv ye liniyi poglinannya bagatorazovo ionizovanih elementiv napriklad Si V i C III N III i O III kom 2 Takozh potuzhnimi ye liniyi He II zokrema seriya Pikeringa Liniyi nejtralnogo geliyu ta vodnyu pomitni ale slabki 52 53 54 Dosit chasto sposterigayutsya emisijni liniyi voni zustrichayutsya u 15 zir klasiv O i B 55 U bagatoh zir u rentgenivskomu diapazoni sposterigayetsya emisiya duzhe silno jonizovanih elementiv napriklad Si XV 56 U piznishih pidklasiv porivnyano z rannimi zbilshuyetsya intensivnist linij nejtralnogo geliyu i zmenshuyetsya ionizovanogo vidnoshennya yih intensivnostej vikoristovuyetsya yak odin z osnovnih kriteriyiv dlya viznachennya do yakogo pidklasu nalezhit zorya V zalezhnosti vid togo yaki same spektralni liniyi berutsya intensivnosti linij nejtralnogo ta jonizovanogo geliyu stayut rivnimi v pidklasah O6 O7 U zoryah klasu O3 liniyi nejtralnogo geliyu viyaviti ne vdayetsya 57 Do cogo klasu nalezhat v osnovnomu najmasivnishi ta najyaskravishi zori Voni zhivut korotkij chas i dayut znachnij vnesok u svitnist ale ne v masu galaktik de taki zori dokrema okreslyuyut strukturu spiralnih rukaviv i vidigrayut osnovnu rol u zbagachennya galaktik deyakimi elementami takimi yak kisen Podibni fizichni ta spektralni harakteristiki mayut zori rannih pidklasiv B tomu voni chasto poyednuyutsya iz zoryami klasu O pid zagalnoyu nazvoyu OB zori Ce poznachennya nezvazhayuchi na nazvu ne vklyuchaye pizni pidklasi B sered zir golovnoyi poslidovnosti do neyi nalezhat zori ne piznishe B2 ale dlya bilsh yaskravih klasiv svitnosti cya mezha zmishuutsya do piznishih pidklasiv 58 Do zir klasu O nalezhat napriklad Alfa Zhirafa nadgigant klasu O9Ia 59 a takozh Teta Oriona C zorya golovnoyi poslidovnosti klasu O7Vp 60 Klas B Redaguvati Spektr zori klasu B3V Spektr zori klasu B8VZori spektralnogo klasu B mayut nizhchi temperaturi nizh zori klasu O vid 10 do 30 tisyach kelviniv Voni mayut bilo blakitnij kolir i pokaznik koloru BV blizko 0 2m 12 51 Yak i v klasu O u zir klasu B u spektrah ye liniyi ionizovanih elementiv napriklad O II Si II i Mg II kom 2 Odnak u spektrah zir klasu B praktichno nemaye linij He II lishe v rannih pidklasah ne piznishe B0 5 mozhut sposterigatisya slabki liniyi Liniyi nejtralnogo geliyu navpaki duzhe silni i dosyagayut maksimumu svoyeyi intensivnosti u pidklasi B2 ale u piznih pidklasah znachno slabshayut Takozh dobre pomitni liniyi vodnyu zokrema seriya Balmera yaki posilyuyutsya do piznih spektralnih klasiv 21 53 61 U zir klasu B takozh chasto zustrichayutsya emisijni liniyi 55 Do nadgigantiv klasu B nalezhit Rigel B8Iae 62 Prikladom giganta klasu B mozhe buti Tau Oriona B5III 63 a do zir golovnoyi poslidovnosti klasu B vidnosyatsya Eta Voznichogo B3V 64 i 18 Telcya B8V 65 Klas A Redaguvati Spektr zori klasu A5VZori spektralnogo klasu A mayut temperaturi v diapazoni 7400 10000 K Yih pokazniki koloru B V blizki do nulya a kolir zdayetsya bilim 12 51 U spektrah zir klasu A duzhe silni liniyi vodnyu v seriyi Balmera yaki dosyagayut maksimumu intensivnosti v pidklasi A2 9 Inshi liniyi nabagato slabshi i mozhut buti praktichno nepomitni Do piznih klasiv posilyuyutsya liniyi Ca II kom 2 ta z yavlyayutsya liniyi deyakih nejtralnih metaliv Liniyi nejtralnogo geliyu vidsutni u vsih pidklasiv krim najbilsh rannogo A0 de voni mozhut buti led pomitni 21 53 Prote spektri zir klasu A dosit riznomanitni Napriklad ponad 30 zir klasu A ye himichno pekulyarnimi mayut silnij deficit metaliv chi navpaki nadlishok tih chi inshih elementiv Takozh chasto zustrichayutsya zori klasu A zi shvidkim obertannyam yake vidpovidnim chinom zminyuye spektr i robit zoryu yaskravishoyu Z ciyeyi prichini golovnu poslidovnist dlya zir klasu A inodi podilyayut na dva pidklasi svitnosti yaskravishij Va i bilsh tmyanij Vb 66 Do zir golovnoyi poslidovnosti klasu A vidnosyatsya napriklad Vega A0Va 67 ta Denebola A3Va 68 Priklad giganta cogo klasu Tuban A0III 69 nadgiganta Eta Leva A0Ib 70 Klas F Redaguvati Spektr zori klasu F5VTemperaturi zir klasu F lezhat u diapazoni 6000 7400 K Yih pokazniki koloru B V blizko 0 4m a kolir zhovto bilij 12 51 U spektrah cih zir vidno liniyi jonizovanih i nejtralnih metaliv takih yak Ca II Fe I Fe II Cr II Ti II kom 2 U piznishih pidklasiv voni viyavlyayutsya silnishimi a liniyi nejtralnogo vodnyu slabshimi 9 21 53 U zir pidklasiv piznishih za F5 ye konvektivna obolonka tomu nadlishok chi nestacha tih chi inshih elementiv na poverhni znikaye zavdyaki peremishuvannya z glibshimi sharami Takim chinom himichno pekulyarnih zir u piznomu klasi F praktichno nemaye na vidminu vid klasu A 71 Na tochci povorotu dlya populyacij galaktichnogo galo i tovstogo diska roztashovuyutsya zori klasu ne ranishe F Takim chinom cej klas rannij dlya zir naselennya II sho znahodyatsya na golovnij poslidovnosti 71 Prikladom zori golovnoyi poslidovnosti klasu F mozhe sluzhiti Procion F5IV V 72 giganta Ipsilon Pegasa F8III 73 do nadgigantiv klasu F vidnosyatsya Arneb F0Ia 74 i Vezen F8Ia 75 Klas G Redaguvati Spektr zori klasu G5VU zir klasu G temperaturi stanovlyat 5000 6000 K Kolir takih zir zhovtij pokazniki koloru B V stanovlyat blizko 0 6m 12 51 V spektrah takih zir najkrashe pomitni liniyi metaliv zokrema zaliza titanu i osoblivo liniyi Ca II kom 2 sho dosyagayut maksimumu intensivnosti u pidklasi G0 U spektrah zir gigantiv vidno liniyi cianu Liniyi vodnyu slabki i vidilyayutsya sered linij metaliv 9 21 53 Liniyi metaliv posilyuyutsya do piznih spektralnih pidklasiv 76 Do klasu G nalezhit Sonce zavdyaki chomu zori klasu G golovnoyi poslidovnosti stanovlyat dodatkovij interes Krim togo zori karliki klasiv G i K vvazhayutsya najkrashimi kandidatami dlya viniknennya ta rozvitku zhittya v yihnih planetnih sistemah 77 Krim Soncya sho maye klas G2V do karlikiv klasu G vidnositsya napriklad Kappa Kita G5V 78 Do gigantiv vidnositsya Kappa Bliznyukiv G8III IIIb 79 a do nadgigantiv Epsilon Bliznyukiv G8Ib 80 Klas K Redaguvati Spektr zori klasu K5VZori klasu K mayut poverhnevu temperaturu 3800 5000 K Yihnij kolir pomaranchevij a pokazniki koloru B V blizki do 1 0m 12 51 U spektrah takih zir dobre pomitni liniyi metaliv zokrema Ca I kom 2 ta inshih elementiv yaki vidno u zir klasu G Liniyi vodnyu duzhe slabki ta praktichno nepomitni na tli chislennih linij metaliv Z yavlyayutsya shiroki smugi poglinannya molekul napriklad smugi TiO z yavlyayutsya v pidklas K5 i v piznishih Fioletova chastina spektru dosit slabka 9 21 53 V cilomu do piznishih pidklasiv liniyi metaliv prodovzhuyut posilyuvatis 76 Prikladom zori golovnoyi poslidovnosti klasu K mozhe buti Epsilon Eridana K2V 81 do gigantiv vidnosyatsya Arktur K1 5III 82 i Etamin K5III 83 a do nadgigantiv Dzeta Cefeya K1 5Ib 84 Klas M Redaguvati Spektr zori klasu M5VTemperatura zir klasu M skladaye 2500 3800 K Voni mayut chervonij kolir yih pokazniki koloru B V blizko 1 5m 12 51 Spektri cih zir peretnuti molekulyarnimi smugami poglinannya TiO ta inshih molekulyarnih spoluk Takozh sposterigayetsya bezlich linij nejtralnih metaliv u tomu chisli liniya Ca I kom 2 najsilnisha 9 21 53 Smugi TiO posilyuyutsya u piznih pidklasiv 85 Usogo zir klasu M bilshe nizh reshti zir razom uzyatih 73 vid zagalnoyi kilkosti Giganti ta nadgiganti cogo klasu chasto zminni prichomu yih zminnist duzhe dovgoperiodichna napriklad yak u Miri 22 86 Do zir golovnoyi poslidovnosti klasu M mozhna vidnesti 40 Eridana C M4 5V 87 prikladom giganta sluzhit Beta Pegasa M2 5II III 88 a nadgiganta Betelgejze M1 M2Ia Iab 89 Klasi vuglecevih ta cirkoniyevih zir Redaguvati Vuglecevi ta cirkoniyevi zori vidnosyat vidpovidno do klasiv C i S Zori cih klasiv najchastishe mayut priblizno ti zh poverhnevi temperaturi sho i zori klasu M chervonij kolir ta yih pokazniki koloru B V blizko 1 5m Ci klasi zazvichaj rozglyadayutsya v poslidovnosti osnovnih klasiv yak vidgaluzhennya vid klasu K abo G 16 53 Spektri vuglecevih ta cirkoniyevih zir takozh shozhi na spektri zir klasiv piznogo G K i M 90 Vidminnosti vid nih u zir klasu S u tomu sho zamist smug TiO u yihnomu spektri najsilnishe virazheni smugi ZrO 91 Takozh sposterigayutsya smugi inshih spoluk YO LaO U spektrah zir klasu C zamist smug TiO takozh sposterigayutsya liniyi atomarnogo vuglecyu ta deyakih jogo spoluk napriklad C2 CN CH en 92 U minulomu zamist klasu C vikoristovuvalisya dva klasi garyachishij klas R i holodnishij N ale viyavilosya sho voni deyakoyu miroyu perekrivayutsya sho prizvelo do ob yednannya yih u zagalnij klas Odnak nadali z yasuvalosya sho zori cogo klasu mozhut mati riznu prirodu ta spektralni osoblivosti i z urahuvannyam togo sho klasi svitnosti dlya nih ne vikoristovuyutsya bulo vidileno kilka pidtipiv cogo klasu 90 C R priblizno vidpovidaye zastarilomu klasu R C N priblizno vidpovidaye zastarilomu klasu N U spektrah C J silni liniyi izotopu vuglecyu 13C U spektrah S N silni liniyi z yednannya SN U spektrah C Hd slabki liniyi vodnyu ta jogo spoluk Sered zir klasiv C i S najbilsh vidomi giganti ta yaskravi giganti zori asimptotichnoyi gilki gigantiv u yakih vmist vuglecyu na poverhni silno zbilshuyetsya na cij stadiyi 93 Buduchi spochatku zoryami klasu M voni peretvoryuyutsya na zori klasu S a potim perehodyat u klas C tomu v klasifikaciyi inodi vikoristovuyut promizhni klasi MS i SC Prote vidomi j vuglecevi zori karliki yakih mozhlivo navit bilshe nizh gigantiv 90 Prikladom vuglecevoyi zori ye U Zhirafa 94 a cirkoniyevoyi S Velikoyi Vedmedici 95 Klasi korichnevih karlikiv Redaguvati Korichnevi karliki ob yekti nedostatno masivni dlya togo shob pidtrimuvati termoyadernij sintez geliyu u svoyih nadrah trivalij termin Voni tmyanishi i holodnishi za chervoni karliki tomu dlya nih vikoristovuyut inshi spektralni klasi L T Y v poryadku znizhennya temperaturi Cya poslidovnist sprijmayetsya yak prodovzhennya osnovnih klasiv pislya M 16 Najmasivnishi korichnevi karliki mozhut vidnositisya i do klasu M ale ne ranishe pidklasu M7 96 Korichnevi karliki mayut temno chervonij kolir liniyi TiO znikayut u zoryah rannogo klasu L Zori klasu L mayut temperaturi v diapazoni 1300 2500 K 50 u spektrah prisutni liniyi luzhnih metaliv napriklad natriyu i rubidiyu U karlikiv klasu T temperaturi stanovlyat 600 1300 K a spektri vidriznyayutsya nayavnistyu linij metanu Nareshti temperatura karlikiv klasu Y ne perevishuye 600 K a v yih spektrah vidno smugi poglinannya vodi ta amiaku 12 16 97 Klasi zir Volfa Rajye Redaguvati Spektr zori Volfa RajyeZori Volfa Rajye klas yaskravih masivnih zir z temperaturami ponad 25 tis K yaki vidilyayutsya v okremij spektralnij klas W abo WR 52 98 99 Golovna osoblivist spektriv takih zir yaskravi ta shiroki emisijni liniyi HI He I II N III V C III IV O III V kom 2 Yih shirina mozhe stanoviti 50 100 angstrem a v maksimumi liniyi intensivnist viprominyuvannya mozhe v 10 20 raziv perevishuvati intensivnist susidnih dilyanok neperervnogo spektru 100 101 Za vidom yih spektriv zori Volfa Rajye podilyayutsya na tri pidtipi WN WC WO U spektrah zir cih pidtipiv vidpovidno dominuyut liniyi azotu vuglecyu ta kisnyu 102 Rozpodil na pidklasi vidriznyayetsya vid prijnyatogo dlya osnovnih spektralnih klasiv vikoristovuyut pidklasi vid WN2 do WN11 vid WC4 do WC9 i vid WO1 do WO4 103 Zori Volfa Rajye ce centralni chastini masivnih zir klasu O yaki vtratili vodnevu obolonku cherez silnij zoryanij viter abo vpliv kompanjona v tisnij podvijnij sistemi U procesi evolyuciyi zori perehodyat iz klasu WN u WC a potim u WO 104 105 Klasi bilih karlikiv ta planetarnih tumannostej Redaguvati Chasto bili karliki rozglyadayutsya ne yak okremij klas svitnosti a yak okremij spektralnij klas D Yih spektri vidilyayutsya nabagato shirshimi liniyami poglinannya nizh v inshih zir V inshomu zh spektri cih zir mozhut silno vidriznyatisya tomu isnuye 6 osnovnih pidtipiv klasu D 106 U spektrah DA sposterigayutsya lishe vodnevi liniyi seriyi Balmera U spektrah DB prisutni liniyi He I kom 2 U spektrah DC glibina linij stanovit trohi bilshe 5 vid intensivnosti neperervnogo spektra U spektrah DO silni liniyi He II razom iz nimi sposterigayutsya liniyi He I i H U spektrah DZ sposterigayutsya liniyi elementiv vazhchih za gelij a liniyi vodnyu ta geliyu vidsutni U spektrah DQ ye liniyi atomiv chi molekul vuglecyu U vipadku yaksho v spektri bilogo karlika ye liniyi yaki zustrichayutsya u riznih pidtipiv vikoristovuyetsya kilka vidpovidnih liter dodatkovo do D napriklad yaksho v spektri vidno liniyi vuglecyu kisnyu ta ionizovanogo geliyu to klas poznachatimetsya yak DZQO 107 U shirokomu diapazoni znahodyatsya i znachennya temperatur bilih karlikiv vid kilkoh tisyach do sta tisyach kelviniv 108 Pidklas bilogo karlika viznachayetsya efektivnoyu temperaturoyu i napriklad dlya bilih karlikiv klasu DA mozhut isnuvati pidklasi vid 0 1 zapisuyetsya yak DA 1 do 13 106 Bili karliki zalishki zir sho mayut rozmiri poryadku zemnoyi a masu poryadku sonyachnoyi 109 Shirina yih linij poglinannya viklikana velikim priskorennyam vilnogo padinnya na yih poverhni 106 Do bilih karlikiv vidnositsya napriklad Sirius B sho maye klas DA1 9 110 a takozh Procion B klasu DQZ 111 Planetarnim tumannostyam prisvoyuyetsya okremij klas P 52 a yihei centralni zori yaki peretvoryuyutsya na bili karliki mozhut klasifikuvatisya razom z inshimi ob yektami z bilimi karlikami z subkarlikami klasu O chi navit zi zoryami Volfa Raje 112 Klasi novih ta nadnovih zir Redaguvati Dlya poznachennya novih zir vikoristovuyetsya klas Q 52 ale isnuye j dokladnisha klasifikaciya yaka vrahovuye krivu blisku ta vid spektru novoyi pislya maksimumu blisku Spektri novih zir u maksimumi blisku ye neperervnimi z liniyami poglinannya shozhimi na spektri nadgigantiv klasu A abo F ale z padinnyam yaskravosti u nih z yavlyayutsya emisijni liniyi 113 114 Nadnovi zori v pershu chergu dilyatsya za nayavnistyu spektralnih linij vodnyu za yih nayavnosti nadnova vidnositsya do tipu II za vidsutnosti do tipu I Nadnovi tipu I takozh podilyayutsya na tipi Ia Ib Ic u spektrah nadnovih tipu Ia ye liniyi Si II kom 2 a spektri Ib ta Ic vidriznyayutsya vidpovidno nayavnistyu abo vidsutnistyu linij He I Nadnovi tipu II v osnovnomu vidriznyayutsya krivimi blisku ale ye vidminnosti j u spektrah napriklad u nadnovih tipu IIb spektri z chasom stayut shozhimi na spektri klasu Ib a spektri z anomalno vuzkimi liniyami poglinannya vidilyayut u klas IIn 115 I novi i nadnovi zori kataklizmichni zminni sho rizko pidvishuyut svoyu svitnist yaka potim postupovo padaye U novih zir ce vidbuvayetsya vnaslidok termoyadernogo vibuhu na poverhni bilogo karlika yakij peretyagnuv dostatnyu kilkist rechovini iz zori kompanjona Spalahi nadnovih mozhut buti viklikani riznimi mehanizmami ale voni u bud yakomu vipadku na vidminu vid novih zir prizvodyat do rujnuvannya samoyi zori 116 Istoriya Redaguvati Klasi Andzhelo SekkiPeredumovoyu stvorennya spektralnoyi klasifikaciyi zir stala poyava spektroskopiyi She v 1666 roci Isaak Nyuton sposterigav spektr Soncya ale pershogo serjoznogo rezultatu bulo dosyagnuto v 1814 roci koli Jozef Fraungofer viyaviv u spektri Soncya temni liniyi poglinannya yaki zgodom stali nazivatisya fraungoferovimi V 1860 Gustav Kirhgof i Robert Bunzen viznachili sho ci liniyi porodzhuyutsya pevnimi himichnimi elementami 2 117 118 Klasi Sekki Redaguvati Andzhelo Sekki u 1860 h rokah zrobiv odnu z pershih sprob klasifikaciyi zir za yihnimi spektrami U 1863 roci vin rozdiliv zori na dva klasi I sho vidpovidaye suchasnim rannim klasam i II sho vidpovidaye piznishim klasam U nastupni roki Sekki vviv klas III do yakogo potrapili zori klasu M a potim klas IV do yakogo potrapili vuglecevi zori Nareshti dlya zir z emisijnimi liniyami vin vidiliv klas V 119 Sekki ne buv pershim hto klasifikuvav zoryani spektri v toj zhe chas cim zajmalisya taki vcheni yak Dzhovanni Donati Dzhordzh Eri Vilyam Gaggins i Lyuyis Rezerford i voni takozh zrobili pomitnij vnesok u yih vivchennya Prote sered suchasnikiv Sekki dosyag najbilshih uspihiv u sposterezhennyah Vin klasifikuvav blizko 4000 zir i same jogo klasifikaciya najshirshe vikoristovuvalasya v drugij polovini HIH stolittya 120 119 121 Garvardska klasifikaciya Redaguvati Naprikinci XIX ta na pochatku XX stolittya spektralnu klasifikaciyu rozroblyali astronomi Garvardskoyi observatoriyi V 1872 Genri Drejper zrobiv pershu fotografiyu spektru Vegi ale masshtabna robota pochalasya z 1885 roku koli direktor observatoriyi Eduard Pikering organizuvav spektroskopichnij oglyad vsogo neba 52 122 Analiz spektriv buv doruchenij Vilyamini Fleming i v 1890 roci z yavivsya pershij katalog v yakomu ponad 10 tisyach zir buli rozdileni na 16 klasiv Klasi poznachalisya latinskimi literami vid A do Q z propuskom J prichomu 13 z nih buli pidtipami pershih chotiroh klasiv Sekki a klasi jshli v poryadku poslablennya linij vodnyu 123 Chastina cih klasiv zbereglasya i v suchasnij klasifikaciyi hocha vid deyakih zgodom vidmovilisya napriklad do klasu C nalezhali zori z podvijnimi liniyami poyava yakih naspravdi viyavilasya pomilkoyu priladiv 122 124 Antoniya Mori v toj samij chas pracyuvala z detalnishimi spektrami yaskravishih zir yaki vona rozdilila na 22 klasi vid I do XXII U yiyi klasifikaciyi pershim klasom stav toj yakij vidpovidav suchasnomu klasu B todi yak u poperednih klasifikaciyah takim vvazhavsya klas A bo vin mav najsilnishi liniyi vodnyu Krim togo u klasifikaciyi Mori vpershe vrahovuvavsya vid linij rozglyadalisya liniyi serednoyi shirini rozmiti chi vuzki Nezvazhayuchi na ci novovvedennya klasifikaciya ne nabula podalshogo rozvitku 122 Dali vazhlivij vnesok zrobila Enni Kennon Vona doopracyuvala alfavitnu shemu klasifikaciyi Fleming zokrema chastina klasiv bula vidkinuta inshi buli rozstavleni v poryadku znizhennya temperaturi Poslidovnist osnovnih klasiv nabula suchasnogo viglyadu O B A F G K M Krim togo Kennon dodala pidklasi i do 1912 roku sistema klasifikaciyi bula zavershena V 1922 sistema bula prijnyata Mizhnarodnim astronomichnim soyuzom a do 1924 buv povnistyu opublikovanij katalog Genri Drejpera v yakomu klasifikuvalisya ponad 225 tisyach zir Sama sistema otrimala nazvu Garvardskoyi klasifikaciyi 52 abo sistemi Drejpera 122 Yerkska klasifikaciya Redaguvati U period koli rozroblyalasya Garvardska klasifikaciya stalo vidomo sho svitnosti u zir odnogo klasu mozhut vidriznyatisya prichomu spektri yaskravishih i tmyanishih zir takozh viyavlyayutsya riznimi Ce vkazuvalo neobhidnist utochnennya klasifikaciyi 125 Pislya cogo Vilyam Morgan viyaviv sho v kozhnij grupi na diagrami Gercshprunga Rassela u zir praktichno odnakove priskorennya vilnogo padinnya yake mozhe buti vimiryano za shirinoyu spektralnih linij 13 Takim chinom klasifikaciya zir po shirini spektralnih linij viyavilasya zruchnoyu U 1943 roci Morgan i dvoye koleg Filip Kinan ta Edit Kellman opublikuvali Atlas zoryanih spektriv 126 v yakomu vvodilisya klasi svitnosti ta detalno rozglyadalisya efekti svitnosti Cya sistema stala nazivatisya Yerkskoyu klasifikaciyeyu za nazvoyu Yerkskoyi observatoriyi de vona bula rozroblena 10 abo sistemoyu Morgana Kinana 125 Podalshij rozvitok Redaguvati Yerkska klasifikaciya shvidko stala vazhlivim instrumentom dlya astronomiyi ta vikoristovuyetsya dosi ale z momentu stvorennya do neyi vnosilisya zmini Tak napriklad pislya vidkrittya korichnevih karlikiv v 1994 127 dlya cih ob yektiv vveli klas L a potim klasi T i Y 12 Takozh na klasifikaciyu vplinulo zbilshennya tochnosti spektroskopiyi Spektralnij klas O najbilsh rannim pidklasom yakogo spochatku buv O5 2002 roku buv rozshirenij do pidklasu O2 15 128 Div takozh Redaguvati Portal Astronomiya Diagrama Gercshprunga Rassela Metalichnist Zoryana evolyuciyaKomentari Redaguvati Rizni poznachennya vikoristovuyutsya za riznih parametriv linij a b v g d e zh i k l Rimska cifra pislya poznachennya elementa oznachaye jogo stupin ionizaciyi I nejtralnij atom II odnorazovo ionizovanij element III dvichi ionizovanij i tak dali Primitki Redaguvati Star Stellar spectra Encyclopedia Britannica angl Arhiv originalu za 1 sichnya 2018 Procitovano 14 kvitnya 2021 a b v Karttunen et al 2007 s 207 Surdin 2015 s 148 149 Kononovich Moroz 2004 s 368 370 a b Gray Corbally 2009 s 32 Kononovich Moroz 2004 s 369 Bolshaya rossijskaya enciklopediya v 36 t predsed red kol Yu S Osipov otv red S L Kravec M Nauch izd vo BRE 2004 2017 ros Gray Corbally 2009 s 21 25 a b v g d e zh Darling D Spectral type Internet Encyclopedia of Science Arhiv originalu za 15 kvitnya 2021 Procitovano 14 kvitnya 2021 a b v g Karttunen et al 2007 s 212 a b v Kononovich Moroz 2004 s 377 a b v g d e zh i k l m n Stellar classification Encyclopedia Britannica angl Arhiv originalu za 3 travnya 2021 Procitovano 14 kvitnya 2021 a b v Berlind P A note on the spectral atlas and spectral classification Center for Astrophysics Harvard amp Smithsonian Arhiv originalu za 4 kvitnya 2021 Procitovano 16 kvitnya 2021 Kononovich Moroz 2004 s 369 370 a b v 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 The Astronomical Journal Bristol IOP Publishing 2002 Vol 123 5 P 2754 2771 ISSN 0004 6256 DOI 10 1086 339831 Arhivovano z dzherela 5 zhovtnya 2018 a b v g d Karttunen et al 2007 s 209 210 Gray Corbally 2009 s 34 Darling D Early type stars Internet Encyclopedia of Science Arhiv originalu za 25 listopada 2021 Procitovano 28 travnya 2021 Masevich A G Spektralnye klassy zvezd Astronet Arhiv originalu za 12 lipnya 2021 Procitovano 14 kvitnya 2021 a b v Kononovich Moroz 2004 s 370 a b v g d e zh Karttunen et al 2007 s 210 a b Darling D Numbers of stars Internet Encyclopedia of Science Arhiv originalu za 9 chervnya 2021 Procitovano 14 kvitnya 2021 a b Zombeck M V Handbook of Space Astronomy and Astrophysics Cambridge University Press s 71 78 Arhiv originalu za 29 grudnya 2010 Procitovano 1 kvitnya 2021 Karttunen et al 2007 s 216 a b v g Tablici VII VIII Empirichni bolometrichni popravki dlya zir golovnoyi poslidovnosti G M H J Habets and J R W Heinze Astronomy and Astrophysics Supplement Series 46 November 1981 pp 193 237 Bibcode 1981A amp AS 46 193H Svitnist zori viznachayut za dopomogoyu yiyi znachennya Mbol vvazhayuchi sho Mbol 4 75 The Guinness book of astronomy facts amp feats Patrick Moore 1992 0 900424 76 1 Kolori zir Australia Telescope Outreach and Education 21 grudnya 2004 Arhiv originalu za 24 serpnya 2011 Procitovano 26 veresnya 2007 Poyasnyuye prichini riznogo sprijnyattya koloriv Yakogo koloru zori Arhivovano 6 serpnya 2017 u Wayback Machine Mitchell Charity Accessed online March 19 2008 LeDrew G The Real Starry Sky Arhivovano 14 grudnya 2015 u Wayback Machine Journal of the Royal Astronomical Society of Canada Vol 95 No 1 whole No 686 February 2001 pp 32 33 Note Table 2 has an error and so this article will use 824 as the assumed correct total of main sequence stars Kononovich Moroz 2004 s 376 377 Hertzsprung Russell Diagram Astronomy Swinburne University of Technology Arhiv originalu za 16 kvitnya 2021 Procitovano 16 kvitnya 2021 Bolshaya rossijskaya enciklopediya v 36 t predsed red kol Yu S Osipov otv red S L Kravec M Nauch izd vo BRE 2004 2017 ros Bolshaya rossijskaya enciklopediya v 36 t predsed red kol Yu S Osipov otv red S L Kravec M Nauch izd vo BRE 2004 2017 ros Surdin 2015 s 148 150 Surdin 2015 s 149 Darling D Main sequence Internet Encyclopedia of Science Arhiv originalu za 29 zhovtnya 2020 Procitovano 16 kvitnya 2021 Surdin 2015 s 150 Karttunen et al 2007 s 212 213 Bolshaya rossijskaya enciklopediya v 36 t predsed red kol Yu S Osipov otv red S L Kravec M Nauch izd vo BRE 2004 2017 ros Kononovich Moroz 2004 s 377 378 Kononovich Moroz 2004 s 370 371 Crowthers P The Classification of Stellar Spectra UCL Astrophysics Group University College London Arhiv originalu za 2 lyutogo 2021 Procitovano 16 kvitnya 2021 a b Gray Corbally 2009 s 135 137 Gray Corbally 2009 s 71 73 Gray Corbally 2009 s 74 75 Bolshaya rossijskaya enciklopediya v 36 t predsed red kol Yu S Osipov otv red S L Kravec M Nauch izd vo BRE 2004 2017 ros Gray R O The extension of the MK spectral classification system to the intermediate population II F type stars The Astronomical Journal Bristol IOP Publishing 1989 Vol 98 9 P 1049 1062 ISSN 0004 6256 DOI 10 1086 115195 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 Monthly Notices of the Royal Astronomical Society N Y Wiley Blackwell 1998 Vol 298 8 P 361 377 ISSN 0035 8711 DOI 10 1046 j 1365 8711 1998 01596 x Darling D Procyon Internet Encyclopedia of Science Arhiv originalu za 18 kvitnya 2021 Procitovano 16 kvitnya 2021 a b Gray Corbally 2009 s 568 a b v g d e zh Kononovich Moroz 2004 s 373 a b v g d e Karttunen et al 2007 s 209 a b v g d e zh i Kononovich Moroz 2004 s 369 373 Gray Corbally 2009 s 66 67 a b Karttunen et al 2007 s 214 Gray Corbally 2009 s 102 104 Gray Corbally 2009 s 67 Gray Corbally 2009 s 66 Alpha Camelopardalis SIMBAD Arhiv originalu za 21 kvitnya 2021 Procitovano 18 kvitnya 2021 Theta1 Orionis C SIMBAD Arhiv originalu za 18 kvitnya 2021 Procitovano 18 kvitnya 2021 Gray Corbally 2009 s 115 116 Rigel SIMBAD Arhiv originalu za 18 kvitnya 2021 Procitovano 18 kvitnya 2021 Tau Orionis SIMBAD Arhiv originalu za 19 kvitnya 2021 Procitovano 18 kvitnya 2021 Eta Aurigae SIMBAD Arhiv originalu za 21 kvitnya 2021 Procitovano 18 kvitnya 2021 18 Tauri SIMBAD Arhiv originalu za 21 kvitnya 2021 Procitovano 18 kvitnya 2021 Gray Corbally 2009 s 160 162 Vega SIMBAD Arhiv originalu za 21 kvitnya 2021 Procitovano 18 kvitnya 2021 Denebola SIMBAD Arhiv originalu za 22 grudnya 2015 Procitovano 18 kvitnya 2021 Thuban SIMBAD Arhiv originalu za 21 kvitnya 2021 Procitovano 18 kvitnya 2021 Eta Leonis SIMBAD Arhiv originalu za 21 kvitnya 2021 Procitovano 18 kvitnya 2021 a b Gray Corbally 2009 s 221 Procyon SIMBAD Arhiv originalu za 14 zhovtnya 2013 Procitovano 18 kvitnya 2021 Upsilon Pegasi SIMBAD Arhiv originalu za 21 kvitnya 2021 Procitovano 18 kvitnya 2021 Arneb SIMBAD Arhiv originalu za 19 kvitnya 2021 Procitovano 18 kvitnya 2021 Wezen SIMBAD Arhiv originalu za 20 kvitnya 2021 Procitovano 18 kvitnya 2021 a b Gray Corbally 2009 s 259 Gray Corbally 2009 s 259 270 273 Kappa1 Ceti SIMBAD Arhiv originalu za 20 kvitnya 2021 Procitovano 18 kvitnya 2021 Kappa Geminorum SIMBAD Arhiv originalu za 21 kvitnya 2021 Procitovano 18 kvitnya 2021 Epsilon Geminorum SIMBAD Arhiv originalu za 20 kvitnya 2021 Procitovano 18 kvitnya 2021 Epsilon Eridani SIMBAD Arhiv originalu za 20 kvitnya 2021 Procitovano 18 kvitnya 2021 Arcturus SIMBAD Arhiv originalu za 20 kvitnya 2021 Procitovano 18 kvitnya 2021 Gamma Draconis SIMBAD Arhiv originalu za 20 kvitnya 2021 Procitovano 18 kvitnya 2021 Zeta Cephei SIMBAD Arhiv originalu za 19 kvitnya 2021 Procitovano 18 kvitnya 2021 Gray Corbally 2009 s 294 Gray Corbally 2009 s 293 40 Eridani C SIMBAD Arhiv originalu za 19 kvitnya 2021 Procitovano 18 kvitnya 2021 Beta Pegasi SIMBAD Arhiv originalu za 21 kvitnya 2021 Procitovano 18 kvitnya 2021 Betelgeuse SIMBAD Arhiv originalu za 20 kvitnya 2021 Procitovano 18 kvitnya 2021 a b v Gray Corbally 2009 s 306 324 Darling D S star Internet Encyclopedia of Science Arhiv originalu za 6 kvitnya 2009 Procitovano 18 kvitnya 2021 Darling D Carbon star Internet Encyclopedia of Science Arhiv originalu za 20 kvitnya 2021 Procitovano 18 kvitnya 2021 Weiss A Ferguson J W New asymptotic giant branch models for a range of metallicities Astronomy amp Astrophysics Paris EDP Sciences 2009 Vol 508 iss 3 1 December P 1343 1358 ISSN 1432 0746 0004 6361 1432 0746 DOI 10 1051 0004 6361 200912043 Arhivovano z dzherela 17 chervnya 2021 Darling D Carbon star Internet Encyclopedia of Science Arhiv originalu za 20 kvitnya 2021 Procitovano 18 kvitnya 2021 Darling D S star Internet Encyclopedia of Science Arhiv originalu za 6 kvitnya 2009 Procitovano 18 kvitnya 2021 Darling D Brown dwarf Internet Encyclopedia of Science Arhiv originalu za 28 kvitnya 2021 Procitovano 18 kvitnya 2021 Allard F Homeier D Brown dwarfs Scholarpedia 2007 Vol 2 iss 12 17 December P 4475 ISSN 1941 6016 DOI 10 4249 scholarpedia 4475 Arhivovano z dzherela 21 travnya 2021 Wolf Rayet Star Astronomy Swinburne University of Technology Arhiv originalu za 20 zhovtnya 2020 Procitovano 18 kvitnya 2021 Bolshaya rossijskaya enciklopediya v 36 t predsed red kol Yu S Osipov otv red S L Kravec M Nauch izd vo BRE 2004 2017 ros Kononovich Moroz 2004 s 407 Cherepashuk A M Volfa Raje zvyozdy Astronet Arhiv originalu za 12 grudnya 2012 Procitovano 18 kvitnya 2021 Bolshaya rossijskaya enciklopediya v 36 t predsed red kol Yu S Osipov otv red S L Kravec M Nauch izd vo BRE 2004 2017 ros Crowther P A Physical Properties of Wolf Rayet Stars Annual Review of Astronomy and Astrophysics en Palo Ato Annual Reviews 2007 Vol 45 9 P 177 219 ISSN 0066 4146 DOI 10 1146 annurev astro 45 051806 110615 Arhivovano z dzherela 11 zhovtnya 2019 Bolshaya rossijskaya enciklopediya v 36 t predsed red kol Yu S Osipov otv red S L Kravec M Nauch izd vo BRE 2004 2017 ros Gray Corbally 2009 s 441 a b v Gray Corbally 2009 s 472 476 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 T 60 10 lipnya S 64 White Dwarf Astronomy Swinburne University of Technology Arhiv originalu za 3 zhovtnya 2018 Procitovano 20 kvitnya 2021 Darling D White dwarf Internet Encyclopedia of Science Arhiv originalu za 23 kvitnya 2021 Procitovano 20 kvitnya 2021 Sirius B SIMBAD Arhiv originalu za 20 kvitnya 2021 Procitovano 20 kvitnya 2021 Procyon B SIMBAD Arhiv originalu za 20 kvitnya 2021 Procitovano 20 kvitnya 2021 Gray Corbally 2009 s 472 Williams R E Hamuy M Phillips M M Heathcote S R Wells L The evolution and classification of postoutburst novae spectra The Astrophysical Journal Bristol IOP Publishing 1991 Vol 376 8 P 721 737 ISSN 0004 637X DOI 10 1086 170319 Arhivovano z dzherela 17 lipnya 2017 Gray Corbally 2009 s 482 494 Gray Corbally 2009 s 497 504 Karttunen et al 2007 s 286 288 Gray Corbally 2009 s 1 Istoriya astronomii Institut istorii estestvoznaniya i tehniki im S I Vavilova Arhiv originalu za 29 chervnya 2020 Procitovano 21 kvitnya 2021 a b Gray Corbally 2009 s 1 3 Istoriya astronomii Institut istorii estestvoznaniya i tehniki im S I Vavilova Arhiv originalu za 29 chervnya 2020 Procitovano 21 kvitnya 2021 Darling D Secchi Rev Pietro Angelo 1818 1878 Internet Encyclopedia of Science Arhiv originalu za 27 kvitnya 2012 Procitovano 21 kvitnya 2021 a b v g Gray Corbally 2009 s 4 8 Richmond M Classification of stellar spectra Rochester Institute of Technology Arhiv originalu za 14 lyutogo 2021 Procitovano 22 kvitnya 2021 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 T 27 10 lipnya S 1 6 Arhivovano z dzherela 2 travnya 2019 a b Gray Corbally 2009 s 8 10 Morgan W W Keenan P C Kellman E An Atlas of Stellar Spectra University of Chicago Press 1943 10 July Arhivovano z dzherela 14 kvitnya 2021 Astronomers Announce First Clear Evidence of a Brown Dwarf NASA angl Procitovano 23 kvitnya 2021 Gray Corbally 2009 s 15 16 Literatura RedaguvatiKononovich E V Moroz V I Obshij kurs astronomii 2 e ispravlennoe M URSS 2004 544 s ISBN 5 354 00866 2 Surdin V G Astronomiya vek XXI 3 e izd Fryazino Vek 2 2015 608 s ISBN 978 5 85099 193 7 Gray R O Corbally C J Stellar spectral classification Princeton Woodstock Princeton University Press 2009 592 p ISBN 978 0 691 12510 7 Karttunen H Kroger P Oja H Poutanen M Donner K J Fundamental Astronomy 5th Edition Berlin Heidelberg N Y Springer 2007 510 p ISBN 978 3 540 34143 7 Posilannya RedaguvatiBiblioteka zoryanih spektriv D Montes UCM Arhivovano 23 travnya 2010 u Wayback Machine Webfooted Astronomer Arhivovano 14 bereznya 2012 u Wayback Machine Spektralnij atlas Volfa Rajye zir Arhivovano 15 zhovtnya 2007 u Wayback Machine Daye opis WC WN ta WO klasiv Vlastivosti Volfa Rajye zir spektralnogo klasu WO Arhivovano 8 serpnya 2018 u Wayback Machine Opisuye osoblivosti spektriv dlya zir zi spektralnim klasom vid WO1 do WO5 Spektralna klasifikaciya zir Richard O Gray and Christopher J Corbally Otrimano z https uk wikipedia org w index php title Spektralna klasifikaciya zir amp oldid 39843997