Википедия

Спектральный класс

16 Июл, 2025 / 21:20
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 двухпараметрической: вид спектра, зависящий в первую очередь от температуры, описывается спектральным классом, а светимость звезды описывается классом светимости. Также классификация может учитывать дополнительные особенности спектра.

image
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 звёзд

image
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.

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.

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.

Современная классификация

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. 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. В классификации учитываются параметры и особенности спектра не только в , 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.

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

Спектральные классы

image
Спектры звёзд различных классов
image
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.

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

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. Это напрямую связано с температурой поверхности звезды: при повышении температуры молекулы распадаются на атомы и повышается степень ионизации последних. На интенсивность разных линий также влияет химический состав звезды.

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 %. 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 %.

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

Для запоминания основной последовательности существует мнемоническая фраза: Oh Be A Fine Girl (Guy), Kiss Me. 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.

Характеристики звёзд основных классов
Класс Температура (K) Цвет Показатель цвета B−V MV (для главной последовательности)
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 светимости

image
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. У звёзд одного класса светимости могут сильно различаться, но класс светимости действительно позволяет различать звёзды одного спектрального класса и разных светимостей.

Классы светимости обозначаются римскими цифрами, которые ставятся после спектрального класса. Основные классы светимости в порядке уменьшения светимости:

  • I — сверхгиганты. Выделяют несколько подклассов:
    • 0, Ia-0 или Ia+ — ярчайшие сверхгиганты или гипергиганты.
    • Ia — яркие сверхгиганты.
    • Iab — нормальные сверхгиганты.
    • Ib — сверхгиганты низкой светимости.
  • II — яркие гиганты.
  • III — гиганты.
  • IV — субгиганты.
  • V — звёзды главной последовательности (карлики). Самый многочисленный класс светимости: к нему относится 90 % всех звёзд.
  • VI — субкарлики.
  • VII — белые карлики.

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

В каждом классе светимости есть определённая связь между спектральным классом и светимостью. 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➤).

Эффекты светимости

image
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).

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.

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. Все эти особенности позволяют только по виду спектра определять класс светимости звезды и, следовательно, её светимость вообще.

Дополнительные обозначения

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.

Некоторые дополнительные обозначения
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)
[e] Запрещённые эмиссионные линии (например, у B[e]-звёзд)
f, (f), ((f)), f*, f+ Определённые эмиссионные линии He II и N III в звёздах класса O
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 классы

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»). Если же звезда проявляет промежуточные характеристики между двумя классами, то может использоваться как знак /, так и -: например, Процион имеет спектральный класс F5V-IV.

Характеристики звёзд различных классов

Класс O

image
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.

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.

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. Сильны также линии He II — в частности, серия Пикеринга. Линии нейтрального гелия и водорода заметны, но слабы. Довольно часто наблюдаются эмиссионные линии: они встречаются у 15 % звёзд классов O и B. У многих звёзд в рентгеновском диапазоне наблюдается эмиссия очень сильно ионизованных элементов, например, Si XV.

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.

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.

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

Класс B

image
Спектр звезды класса B3V
image
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.

Как и у класса O, у звёзд класса B в спектрах наличествуют линии ионизованных элементов, например, O II, Si II и Mg II. 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. У звёзд класса B также часто встречаются эмиссионные линии.

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

Класс A

image
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.

В спектрах звёзд класса A очень сильны линии водорода, которые достигают максимума интенсивности в подклассе A2, особенно это касается серии Бальмера. Остальные линии гораздо слабее и могут быть практически незаметны. К поздним классам усиливаются линии Ca II и появляются линии некоторых нейтральных металлов. Линии нейтрального гелия отсутствуют у всех подклассов, кроме самого раннего — A0, где они могут быть слабо видны. 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.

К звёздам главной последовательности класса A относятся, например, Вега (A0Va) и Денебола (A3Va). Пример гиганта этого класса — Тубан (A0III), сверхгиганта — (A0Ib).

Класс F

image
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.

В спектрах этих звёзд видны линии ионизованных и нейтральных металлов, таких как Ca II, Fe I, Fe II, Cr II, Ti II. У более поздних подклассов они проявляются сильнее, а линии нейтрального водорода — слабее. 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➤).

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.

Примером звезды главной последовательности класса F может служить Процион (F5IV-V), гиганта — (F8III), к сверхгигантам класса F относятся Арнеб (F0Ia) и Везен (F8Ia).

Класс G

image
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.

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

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.

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

Класс K

image
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.

В спектрах таких звёзд хорошо видны линии металлов, в частности, Ca I, 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. В целом, к более поздним подклассам линии металлов продолжают усиливаться.

Примером звезды главной последовательности класса K может быть Эпсилон Эридана (K2V), к гигантам относятся Арктур (K1.5III) и Этамин (K5III), а к сверхгигантам ― (K1.5Ib).

Класс M

image
Спектр звезды класса M5V

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

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

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.

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

Классы углеродных и циркониевых звёзд

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.

Спектры также похожи на таковые у звёзд классов позднего G, K и M. Отличия от них у звёзд класса S в том, что вместо полос TiO в их спектре сильнее всего выражены полосы ZrO. 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, [англ.].

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:

  • 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. 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.

Примером углеродной звезды может служить U Жирафа, а циркониевой — S Большой Медведицы.

Классы коричневых карликов

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. Самые массивные коричневые карлики могут относиться и к классу M, но не ранее подкласса M7.

Коричневые карлики имеют тёмно-красный цвет, линии TiO исчезают в звёздах раннего класса L. Принадлежащие классу L имеют температуры в диапазоне 1300—2500 K, 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.

Классы звёзд Вольфа — Райе

image
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.

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

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. 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.

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.

Классы белых карликов и планетарных туманностей

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:

  • В спектрах DA наблюдаются только водородные линии серии Бальмера.
  • В спектрах DB присутствуют только линии He I.
  • 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.

В широком диапазоне находятся и значения температур белых карликов: от нескольких тысяч до более ста тысяч кельвинов. 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.

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

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

Планетарным туманностям присваивается отдельный класс P, 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.

Классы новых и сверхновых звёзд

Для обозначения новых звёзд используется класс Q, 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.

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, 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.

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.

История

image
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.

Классы Секки

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.

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.

Гарвардская классификация

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.

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. 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.

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.

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, либо системы Дрейпера.

Йеркская классификация

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.

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➤). Таким образом, классификация звёзд по ширине спектральных линий оказалась удобной. В 1943 году Морган и двое коллег — Филипп Кинан и [англ.] опубликовали Атлас звёздных спектров, в котором вводились классы светимости и подробно рассматривались эффекты светимости. Эта система стала называться Йеркской классификацией по названию обсерватории, где она была разработана, или системой Моргана — Кинана.

Дальнейшее развитие

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 для этих объектов ввели класс L, а затем классы T и Y. 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.

Примечания

Комментарии

  1. Разные обозначения используются при разных параметрах линий.
  2. Римская цифра после обозначения элемента означает его степень ионизации. I — нейтральный атом, II — однократно ионизованный элемент, III — дважды ионизованный, и так далее.

Источники

  1. Star — Stellar spectra (англ.). Encyclopedia Britannica. Дата обращения: 14 апреля 2021. Архивировано 1 января 2018 года.
  2. Karttunen et al., 2007, p. 207.
  3. Сурдин, 2015, с. 148—149.
  4. Кононович, Мороз, 2004, с. 368—370.
  5. Gray, Corbally, 2009, p. 32.
  6. Кононович, Мороз, 2004, с. 369.
  7. СПЕКТРА́ЛЬНЫЕ КЛА́ССЫ ЗВЁЗД : [арх. 26 октября 2020] / Юнгельсон Л. Р. // Социальное партнёрство — Телевидение. — М. : Большая российская энциклопедия, 2016. — С. 53-54. — (Большая российская энциклопедия : [в 35 т.] / гл. ред. Ю. С. Осипов ; 2004—2017, т. 31). — ISBN 978-5-85270-368-2.
  8. Gray, Corbally, 2009, pp. 21—25.
  9. Darling D. Spectral type. Internet Encyclopedia of Science. Дата обращения: 14 апреля 2021. Архивировано 15 апреля 2021 года.
  10. Karttunen et al., 2007, p. 212.
  11. Кононович, Мороз, 2004, с. 377.
  12. Stellar classification (англ.). Encyclopedia Britannica. Дата обращения: 14 апреля 2021. Архивировано 3 мая 2021 года.
  13. Berlind P. A note on the spectral atlas and spectral classification. Center for Astrophysics Harvard & Smithsonian. Дата обращения: 16 апреля 2021. Архивировано 4 апреля 2021 года.
  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 (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. Karttunen et al., 2007, pp. 209—210.
  17. Gray, Corbally, 2009, p. 34.
  18. Darling D. Early-type stars. Internet Encyclopedia of Science. Дата обращения: 28 мая 2021. Архивировано 25 ноября 2021 года.
  19. Масевич А. Г. Спектральные классы звезд. Астронет. Дата обращения: 14 апреля 2021. Архивировано 12 июля 2021 года.
  20. Кононович, Мороз, 2004, с. 370.
  21. Karttunen et al., 2007, p. 210.
  22. Darling D. Numbers of stars. Internet Encyclopedia of Science. Дата обращения: 14 апреля 2021. Архивировано 9 июня 2021 года.
  23. Zombeck M. V. Handbook of Space Astronomy and Astrophysics 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. Астронет. Дата обращения: 15 апреля 2021. Архивировано 15 апреля 2021 года.
  26. Gray, Corbally, 2009, pp. 567—568.
  27. Кононович, Мороз, 2004, с. 373.
  28. Кононович, Мороз, 2004, с. 376—377.
  29. Hertzsprung-Russell Diagram. Astronomy. Swinburne University of Technology. Дата обращения: 16 апреля 2021. Архивировано 16 апреля 2021 года.
  30. СВЕТИ́МОСТИ КЛА́ССЫ : [арх. 16 апреля 2021] / Юнгельсон Л. Р. // Румыния — Сен-Жан-де-Люз. — М. : Большая российская энциклопедия, 2015. — С. 536. — (Большая российская энциклопедия : [в 35 т.] / гл. ред. Ю. С. Осипов ; 2004—2017, т. 29). — ISBN 978-5-85270-366-8.
  31. Сурдин, 2015, с. 148—150.
  32. Сурдин, 2015, с. 149.
  33. Darling D. Main sequence. 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. UCL Astrophysics Group. University College London. Дата обращения: 16 апреля 2021. Архивировано 2 февраля 2021 года.
  40. 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. — New York: 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. Internet Encyclopedia of Science. Дата обращения: 16 апреля 2021. Архивировано 18 апреля 2021 года.
  46. Gray, Corbally, 2009, p. 568.
  47. Karttunen et al., 2007, p. 209.
  48. Кононович, Мороз, 2004, с. 369—373.
  49. Gray, Corbally, 2009, pp. 66—67.
  50. 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. SIMBAD. Дата обращения: 18 апреля 2021. Архивировано 21 апреля 2021 года.
  55. Theta1 Orionis C. SIMBAD. Дата обращения: 18 апреля 2021. Архивировано 18 апреля 2021 года.
  56. Gray, Corbally, 2009, pp. 115—116.
  57. Rigel. SIMBAD. Дата обращения: 18 апреля 2021. Архивировано 18 апреля 2021 года.
  58. Tau Orionis. SIMBAD. Дата обращения: 18 апреля 2021. Архивировано 19 апреля 2021 года.
  59. Eta Aurigae. SIMBAD. Дата обращения: 18 апреля 2021. Архивировано 21 апреля 2021 года.
  60. 18 Tauri. SIMBAD. Дата обращения: 18 апреля 2021. Архивировано 21 апреля 2021 года.
  61. Gray, Corbally, 2009, pp. 160—162.
  62. Vega. SIMBAD. Дата обращения: 18 апреля 2021. Архивировано 21 апреля 2021 года.
  63. Denebola. SIMBAD. Дата обращения: 18 апреля 2021. Архивировано 22 декабря 2015 года.
  64. Thuban. SIMBAD. Дата обращения: 18 апреля 2021. Архивировано 21 апреля 2021 года.
  65. Eta Leonis. SIMBAD. Дата обращения: 18 апреля 2021. Архивировано 21 апреля 2021 года.
  66. Gray, Corbally, 2009, p. 221.
  67. Procyon. SIMBAD. Дата обращения: 18 апреля 2021. Архивировано 14 октября 2013 года.
  68. Upsilon Pegasi. SIMBAD. Дата обращения: 18 апреля 2021. Архивировано 21 апреля 2021 года.
  69. Arneb. SIMBAD. Дата обращения: 18 апреля 2021. Архивировано 19 апреля 2021 года.
  70. Wezen. SIMBAD. Дата обращения: 18 апреля 2021. Архивировано 20 апреля 2021 года.
  71. Gray, Corbally, 2009, p. 259.
  72. Gray, Corbally, 2009, pp. 259, 270—273.
  73. Kappa1 Ceti. SIMBAD. Дата обращения: 18 апреля 2021. Архивировано 20 апреля 2021 года.
  74. Kappa Geminorum. SIMBAD. Дата обращения: 18 апреля 2021. Архивировано 21 апреля 2021 года.
  75. Epsilon Geminorum. SIMBAD. Дата обращения: 18 апреля 2021. Архивировано 20 апреля 2021 года.
  76. Epsilon Eridani. SIMBAD. Дата обращения: 18 апреля 2021. Архивировано 20 апреля 2021 года.
  77. Arcturus. SIMBAD. Дата обращения: 18 апреля 2021. Архивировано 20 апреля 2021 года.
  78. Gamma Draconis. SIMBAD. Дата обращения: 18 апреля 2021. Архивировано 20 апреля 2021 года.
  79. Zeta Cephei. 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. SIMBAD. Дата обращения: 18 апреля 2021. Архивировано 19 апреля 2021 года.
  83. Beta Pegasi. SIMBAD. Дата обращения: 18 апреля 2021. Архивировано 21 апреля 2021 года.
  84. Betelgeuse. SIMBAD. Дата обращения: 18 апреля 2021. Архивировано 20 апреля 2021 года.
  85. Gray, Corbally, 2009, pp. 306—324.
  86. Darling D. S star. Internet Encyclopedia of Science. Дата обращения: 18 апреля 2021. Архивировано 6 апреля 2009 года.
  87. Darling D. Carbon star. 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. 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 15 мая 2021 года.
  91. Wolf-Rayet Star. Astronomy. Swinburne University of Technology. Дата обращения: 18 апреля 2021. Архивировано 20 октября 2020 года.
  92. ВО́ЛЬФА-РАЙЕ́ ЗВЁЗДЫ : [арх. 25 февраля 2021] / Черепащук А. М. // Великий князь — Восходящий узел орбиты. — М. : Большая российская энциклопедия, 2006. — С. 692. — (Большая российская энциклопедия : [в 35 т.] / гл. ред. Ю. С. Осипов ; 2004—2017, т. 5). — ISBN 5-85270-334-6.
  93. Кононович, Мороз, 2004, с. 407.
  94. Черепащук А. М.. Вольфа-Райе звёзды. Астронет. Дата обращения: 18 апреля 2021. Архивировано 12 декабря 2012 года.
  95. Crowther P. A. Physical Properties of Wolf-Rayet Stars (англ.) // [англ.]. — 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. 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. Astronomy. Swinburne University of Technology. Дата обращения: 20 апреля 2021. Архивировано 3 октября 2018 года.
  100. Darling D. White dwarf. Internet Encyclopedia of Science. Дата обращения: 20 апреля 2021. Архивировано 23 апреля 2021 года.
  101. Sirius B. SIMBAD. Дата обращения: 20 апреля 2021. Архивировано 20 апреля 2021 года.
  102. Procyon B. 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. История астрономии. Институт истории естествознания и техники им. С.И. Вавилова. Дата обращения: 21 апреля 2021. Архивировано 29 июня 2020 года.
  110. Gray, Corbally, 2009, pp. 1—3.
  111. Darling D. Secchi, Rev. Pietro Angelo (1818—1878). Internet Encyclopedia of Science. Дата обращения: 21 апреля 2021. Архивировано 27 апреля 2012 года.
  112. Gray, Corbally, 2009, pp. 4—8.
  113. Richmond M. Classification of stellar spectra. 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. Собел, 2024, с. 371.
  116. Gray, Corbally, 2009, pp. 8—10.
  117. Morgan W. W., Keenan P. C., Kellman E. An Atlas of Stellar Spectra (англ.) // University of Chicago Press. — 1943. Архивировано 14 апреля 2021 года.
  118. Astronomers Announce First Clear Evidence of a Brown Dwarf (англ.). NASA. Дата обращения: 23 апреля 2021.
  119. Gray, Corbally, 2009, pp. 15—16.

Литература

  • 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.
  • Дава Собел. Стеклянный небосвод. Как женщины Гарвардской обсерватории измерили звезды = Dava Sobel. The Glass Universe: How the Ladies of the Harvard Observatory Took the Measure of the Stars. — М.: Альпина нон-фикшн, 2024. — С. 408. — ISBN 978-5-00139-698-7.
  • 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; New York: Springer, 2007. — 510 p. — ISBN 978-3-540-34143-7.

Википедия, чтение, книга, библиотека, поиск, нажмите, истории, книги, статьи, wikipedia, учить, информация, история, скачать, скачать бесплатно, mp3, видео, mp4, 3gp, jpg, jpeg, gif, png, картинка, музыка, песня, фильм, игра, игры, мобильный, телефон, Android, iOS, apple, мобильный телефон, Samsung, iphone, xiomi, xiaomi, redmi, honor, oppo, nokia, sonya, mi, ПК, web, Сеть, компьютер, Информация о Спектральный класс, Что такое Спектральный класс? Что означает Спектральный класс?

Zapros Spektralnye klassy zvyozd d perenapravlyaetsya syuda Na etu temu nuzhno sozdat otdelnuyu statyu Spektralnaya klassifikaciya zvyozd klassifikaciya zvyozd po osobennostyam ih spektrov Spektry zvyozd silno razlichayutsya hotya v bolshinstve svoyom yavlyayutsya nepreryvnymi s liniyami poglosheniya Sovremennaya spektralnaya klassifikaciya yavlyaetsya dvuhparametricheskoj vid spektra zavisyashij v pervuyu ochered ot temperatury opisyvaetsya spektralnym klassom a svetimost zvezdy opisyvaetsya klassom svetimosti Takzhe klassifikaciya mozhet uchityvat dopolnitelnye osobennosti spektra Zvyozdy razlichnyh spektralnyh klassov Osnovnye spektralnye klassy zvyozd v poryadke umensheniya temperatury ot bolee golubyh k bolee krasnym O B A F G K M Bolshinstvo zvyozd v tom chisle i Solnce otnositsya k etim spektralnym klassam no sushestvuyut i drugie klassy naprimer L T Y dlya korichnevyh karlikov ili C S dlya uglerodnyh i cirkonievyh zvyozd Osnovnye spektralnye klassy delyatsya na podklassy oboznachaemye cifroj posle oboznacheniya klassa ot 0 do 9 krome O podklassy kotorogo ot 2 do 9 v poryadke ponizheniya temperatury Klassy zvyozd bolee vysokih temperatur uslovno nazyvayut rannimi bolee nizkih temperatur pozdnimi Zvyozdy odnogo spektralnogo klassa mogut imet raznye svetimosti Pri etom spektralnye klassy i svetimosti raspredeleny ne sluchajnym obrazom mezhdu nimi est opredelyonnaya svyaz i na diagramme spektralnyj klass absolyutnaya zvyozdnaya velichina zvyozdy gruppiruyutsya v otdelnyh oblastyah kazhdoj iz kotoryh i sootvetstvuet klass svetimosti Klassy svetimosti oboznachayutsya rimskimi ciframi ot I do VII ot bolee yarkih k bolee tusklym Svetimost zvezdy okazyvaet nekotoroe vliyanie na vid eyo spektra tak chto mezhdu spektrami zvyozd odnogo spektralnogo klassa i raznyh klassov svetimosti est razlichiya Spektralnye osobennosti kotorye ne vpisyvayutsya v dannuyu klassifikaciyu prinyato oboznachat dopolnitelnymi simvolami Naprimer nalichie emissionnyh linij oboznachaetsya bukvoj e a pekulyarnye spektry oboznachayutsya bukvoj p Razvitie spektroskopii v XIX veke dalo vozmozhnost klassificirovat spektry zvyozd V 1860 h godah odnu iz pervyh klassifikacij kotoraya ispolzovalas do konca XIX veka razrabotal Andzhelo Sekki Na rubezhe XIX i XX vekov astronomami Garvardskoj observatorii byla sozdana Garvardskaya klassifikaciya v kotoroj spektralnye klassy priobreli blizkij k sovremennomu vid a v 1943 godu byla sozdana Jerkskaya klassifikaciya v kotoroj poyavilis klassy svetimosti i kotoraya s nekotorymi izmeneniyami ispolzuetsya do sih por Dorabotka etoj sistemy prodolzhalas kak v rezultate otkrytiya novyh obektov tak i blagodarya uvelicheniyu tochnosti spektralnyh nablyudenij Spektry zvyozdSpektr zvezdy klassa A0V Punktirami oboznacheny spektry absolyutno chyornyh tel s temperaturoj 9500 K i 15000 K Spektry zvyozd igrayut ochen vazhnuyu rol pri izuchenii mnogih ih harakteristik Spektry bolshinstva zvyozd yavlyayutsya nepreryvnymi s nalozhennymi na nih liniyami poglosheniya no u nekotoryh zvyozd v spektrah byvayut emissionnye linii Ochen uproshyonno mozhno rassmatrivat poverhnost zvezdy kak istochnik nepreryvnogo spektra a atmosferu kak istochnik linij no v realnosti mezhdu nimi net chyotkoj granicy V kachestve prostoj modeli zvezdy mozhno vzyat izluchenie absolyutno chyornogo tela spektr kotorogo opisyvaetsya zakonom Planka i hotya zachastuyu oni okazyvayutsya sovsem nepohozhimi dlya zvyozd shiroko ispolzuetsya ponyatie effektivnoj temperatury temperatury kotoruyu dolzhno imet absolyutno chyornoe telo teh zhe razmerov chto i zvezda chtoby imet takuyu zhe svetimost Pri etom okazyvaetsya chto spektry zvyozd ochen silno razlichayutsya V spektre mogut dominirovat korotkie ili dlinnye volny chto vliyaet na cvet zvezdy Spektralnye linii zhe mogut byt nemnogochislennymi a mogut naoborot zapolnyat bolshuyu chast spektra Sovremennaya klassifikaciyaSovremennaya spektralnaya klassifikaciya uchityvaet dva parametra Pervyj eto sobstvenno spektralnyj klass kotoryj opisyvaet vid spektra i linij v nyom i zavisit v osnovnom ot temperatury zvezdy Vtoroj parametr zavisit ot svetimosti zvezdy i sootvetstvenno nazyvaetsya klassom svetimosti u zvyozd odnogo spektralnogo klassa mogut znachitelno otlichatsya svetimosti prichyom detali spektra v takih sluchayah takzhe razlichayutsya Krome togo pri nalichii osobennostej v spektre zvezdy naprimer emissionnyh linij mogut ispolzovatsya dopolnitelnye oboznacheniya V klassifikacii uchityvayutsya parametry i osobennosti spektra ne tolko v no i v infrakrasnom i ultrafioletovom Obychno na praktike dlya opredeleniya klassa toj ili inoj zvezdy eyo spektr sravnivayut s horosho izvestnymi spektrami opredelyonnyh zvyozd standartov Opisannaya sistema nazyvaetsya Jerkskoj klassifikaciej po nazvaniyu Jerkskoj observatorii gde ona byla razrabotana ili sistemoj Morgana Kinana po familiyam razrabotavshih eyo astronomov V etoj sisteme klass Solnca imeyushego spektralnyj klass G2 i klass svetimosti V zapisyvaetsya kak G2V Spektralnye klassy Spektry zvyozd razlichnyh klassovEkvivalentnaya shirina nekotoryh spektralnyh linij v zvyozdah kak funkciya spektralnogo klassa ili temperatury Podavlyayushee bolshinstvo zvyozd mozhet byt otneseno k odnomu iz osnovnyh klassov O B A F G K M V takom poryadke eti klassy obrazuyut nepreryvnuyu posledovatelnost po umensheniyu effektivnoj temperatury zvezdy i po cvetu ot golubyh k krasnym Kazhdyj iz etih klassov v svoyu ochered delitsya na podklassy ot 0 do 9 v poryadke umensheniya temperatury Oboznachenie podklassa stavitsya posle oboznacheniya klassa naprimer G2 Isklyuchenie sostavlyaet klass O v nyom ispolzuyutsya klassy ot O2 do O9 Inogda ispolzuyutsya drobnye klassy naprimer B0 5 Bolee vysokotemperaturnye klassy i podklassy nazyvayutsya rannimi nizkotemperaturnye pozdnimi V kachestve uslovnoj granicy mezhdu nimi mozhet byt vzyat klass Solnca G2 ili drugie klassy takzhe mezhdu rannimi i pozdnimi klassami mozhet vydelyatsya promezhutok solnechnyh klassov F i G U zvyozd raznyh spektralnyh klassov okazyvayutsya raznymi ne tolko temperatury i cveta no i spektralnye linii Naprimer v spektrah zvyozd klassa M nablyudayutsya linii poglosheniya razlichnyh molekulyarnyh soedinenij a u zvyozd klassa O linii mnogokratno ionizovannyh atomov Eto napryamuyu svyazano s temperaturoj poverhnosti zvezdy pri povyshenii temperatury molekuly raspadayutsya na atomy i povyshaetsya stepen ionizacii poslednih Na intensivnost raznyh linij takzhe vliyaet himicheskij sostav zvezdy Zvyozdy raspredeleny po spektralnym klassam krajne neravnomerno k klassu M prinadlezhit primerno 73 zvyozd Mlechnogo Puti k klassu K eshyo okolo 15 v to vremya kak zvyozd klassa O 0 00002 Odnako iz za togo chto bolee yarkie zvyozdy vidny s bo lshih rasstoyanij a zvyozdy rannih spektralnyh klassov obychno i yavlyayutsya bolee yarkimi nablyudaemoe raspredelenie zvyozd po klassam chasto vyglyadit inym obrazom naprimer sredi zvyozd s vidimoj velichinoj yarche 8 5m bolshe vsego rasprostraneny klass K i A sostavlyayushie sootvetstvenno 31 i 22 vseh zvyozd a naimenee rasprostraneny klassy M i O ih sootvetstvenno 3 i 1 Krome osnovnyh spektralnyh klassov sushestvuyut i drugie dlya zvyozd kotorym ne podhodit opisannaya klassifikaciya Eto naprimer klassy L T Y dlya korichnevyh karlikov ili C S dlya uglerodnyh zvyozd i cirkonievyh zvyozd Dlya zvyozd Volfa Raje ispolzuyut klass W dlya planetarnyh tumannostej P dlya novyh zvyozd Q Dlya zapominaniya osnovnoj posledovatelnosti sushestvuet mnemonicheskaya fraza Oh Be A Fine Girl Guy Kiss Me Frazy postroennye s analogichnoj celyu sushestvuyut i na russkom yazyke Odin Brityj Anglichanin Finiki Zheval Kak Morkov a takzhe O Boris Aleksandrovich Fiziki Zhdut Konca Muchenij Harakteristiki zvyozd osnovnyh klassov Klass Temperatura K Cvet Pokazatel cveta B V MV dlya glavnoj posledovatelnosti O gt 30 000 Goluboj 0 3 5 7 3 3B 10 000 30 000 Belo goluboj 0 2 4 1 1 5A 7400 10 000 Belyj 0 0 7 3 1F 6000 7400 Zhyolto belyj 0 4 2 6 4 6G 5000 6000 Zhyoltyj 0 6 4 4 6 0K 3800 5000 Oranzhevyj 1 0 5 9 9 0M 2500 3800 Krasnyj 1 5 9 0 16Klassy svetimosti Diagramma Gercshprunga Rassela s otmechennymi na nej klassami svetimostiOsnovnaya statya Klass svetimosti Zvyozdy otnosyashiesya k odnomu spektralnomu klassu mogut imet silno razlichayushiesya svetimosti i absolyutnye zvyozdnye velichiny poetomu dlya opisaniya svojstv zvezdy odnogo spektralnogo klassa nedostatochno Zvyozdy na diagramme Gercshprunga Rassela gde oni otmecheny po spektralnomu klassu i absolyutnoj zvyozdnoj velichine raspredeleny ne ravnomerno a sosredotocheny v neskolkih oblastyah diagrammy Poetomu klass svetimosti ne napryamuyu svyazan so svetimostyu a sootvetstvuet toj ili inoj oblasti diagrammy U zvyozd odnogo klassa svetimosti mogut silno razlichatsya no klass svetimosti dejstvitelno pozvolyaet razlichat zvyozdy odnogo spektralnogo klassa i raznyh svetimostej Klassy svetimosti oboznachayutsya rimskimi ciframi kotorye stavyatsya posle spektralnogo klassa Osnovnye klassy svetimosti v poryadke umensheniya svetimosti I sverhgiganty Vydelyayut neskolko podklassov 0 Ia 0 ili Ia yarchajshie sverhgiganty ili gipergiganty Ia yarkie sverhgiganty Iab normalnye sverhgiganty Ib sverhgiganty nizkoj svetimosti II yarkie giganty III giganty IV subgiganty V zvyozdy glavnoj posledovatelnosti karliki Samyj mnogochislennyj klass svetimosti k nemu otnositsya 90 vseh zvyozd VI subkarliki VII belye karliki V redkih sluchayah vydelyayut klass svetimosti VIII k kotoromu prinadlezhat yadra planetarnyh tumannostej prevrashayushiesya v belye karliki V kazhdom klasse svetimosti est opredelyonnaya svyaz mezhdu spektralnym klassom i svetimostyu Tak naprimer zvyozdy glavnoj posledovatelnosti tem yarche chem bolee rannij ih spektralnyj klass ot 16m dlya zvyozd klassa M8V do 5 7m dlya zvyozd klassa O5V sm vyshe Effekty svetimosti Spektry zvyozd klassa K2 sverhgiganta sinim giganta oranzhevym i zvezdy glavnoj posledovatelnosti zelyonym Vidny razlichiya v glubinah i shirinah spektralnyh linij Zvyozdy odnogo spektralnogo klassa no raznyh klassov svetimosti otlichayutsya ne tolko absolyutnoj zvyozdnoj velichinoj Nekotorye spektralnye osobennosti stanovyatsya bolee vyrazhennymi ili naoborot slabeyut pri perehode k bolee yarkim klassam svetimosti V anglijskoj literature takie yavleniya nazyvayutsya effektami svetimosti angl luminosity effects Giganty i sverhgiganty imeyut gorazdo bolshie razmery chem zvyozdy glavnoj posledovatelnosti teh zhe spektralnyh klassov pri prakticheski toj zhe masse Sledovatelno uskorenie svobodnogo padeniya u poverhnostej yarkih zvyozd okazyvaetsya nizhe poetomu i plotnost i davlenie gaza tam menshe Eto privodit k poyavleniyu razlichnyh effektov svetimosti Naprimer odin iz samyh rasprostranyonnyh effektov svetimosti sostoit v tom chto u bolee yarkih zvyozd spektralnye linii okazyvayutsya bolee uzkimi i glubokimi V zvyozdah bolee yarkih klassov svetimosti bolee silny linii ionizovannyh elementov a sami eti zvyozdy bolee holodnye i bolee krasnye chem zvyozdy glavnoj posledovatelnosti teh zhe spektralnyh klassov Vse eti osobennosti pozvolyayut tolko po vidu spektra opredelyat klass svetimosti zvezdy i sledovatelno eyo svetimost voobshe Dopolnitelnye oboznacheniya V sluchae esli spektr zvezdy obladaet kakimi to osobennostyami eto otrazhaetsya dopolnitelnym oboznacheniem dobavlyaemym k oboznacheniyu eyo klassa pered ili za nim Naprimer esli v spektre zvezdy klassa B5 est emissionnye linii to eyo spektralnym klassom budet B5e Nekotorye dopolnitelnye oboznacheniya Oboznachenie Opisanie spektrac s Uzkie glubokie liniicomp Obedinyonnyj spektr dvuh zvyozd raznyh klassov spektralno dvojnaya zvezda e Emissionnye linii obychno imeetsya v vidu vodorod naprimer u Be zvyozd e Zapreshyonnye emissionnye linii naprimer u B e zvyozd f f f f f Opredelyonnye emissionnye linii He II i N III v zvyozdah klassa Ok Linii poglosheniya mezhzvyozdnoj sredym Silnye linii metallovn nn Shirokie linii naprimer iz za vrasheniya neb Spektr dopolnen spektrom tumannostip Pekulyarnyj spektrsd Subkarliksh Obolochechnaya zvezdav var Peremennyj spektralnyj klasswd Belyj karlikwk wl Slabye linii Netochnost v opredelenii klassaPromezhutochnye spektralnye klassy Inogda spektr zvezdy proyavlyaet harakteristiki spektrov raznyh klassov Naprimer esli v spektre nablyudayutsya kak emissionnye linii harakternye dlya zvezdy Volfa Raje klassa WN6 tak i te chto harakterny dlya golubogo sverhgiganta klassa O2If eyo klass budet zapisyvatsya kak O2If WN6 Takie zvyozdy v anglijskih istochnikah nazyvayutsya slash stars bukv slesh zvyozdy Esli zhe zvezda proyavlyaet promezhutochnye harakteristiki mezhdu dvumya klassami to mozhet ispolzovatsya kak znak tak i naprimer Procion imeet spektralnyj klass F5V IV Harakteristiki zvyozd razlichnyh klassovKlass O Spektr zvezdy klassa O5V K spektralnomu klassu O otnosyatsya naibolee goryachie zvyozdy Temperatura ih poverhnosti sostavlyaet bolee 30 tysyach kelvinov i oni imeyut goluboj cvet pokazatel cveta B V dlya takih obektov sostavlyaet okolo 0 3m V otlichie ot ostalnyh spektralnyh klassov samyj rannij podklass O eto O2 a ne O0 a v proshlom ispolzovalis klassy tolko ot O5 do O9 V spektrah zvyozd klassa O dominiruet sinee i ultrafioletovoe izluchenie Krome togo otlichitelnoj chertoj ih spektrov yavlyayutsya linii poglosheniya mnogokratno ionizovannyh elementov k primeru Si V i C III N III i O III Silny takzhe linii He II v chastnosti seriya Pikeringa Linii nejtralnogo geliya i vodoroda zametny no slaby Dovolno chasto nablyudayutsya emissionnye linii oni vstrechayutsya u 15 zvyozd klassov O i B U mnogih zvyozd v rentgenovskom diapazone nablyudaetsya emissiya ochen silno ionizovannyh elementov naprimer Si XV U bolee pozdnih podklassov otnositelno bolee rannih uvelichivaetsya intensivnost linij nejtralnogo geliya i umenshaetsya ionizovannogo otnoshenie ih intensivnostej ispolzuetsya kak odin iz osnovnyh kriteriev dlya opredeleniya k kakomu podklassu prinadlezhit zvezda V zavisimosti ot togo kakie imenno spektralnye linii berutsya intensivnosti sravnivayutsya v podklassah O6 O7 V zvyozdah klassa O3 linii nejtralnogo geliya obnaruzhit uzhe ne udayotsya K etomu klassu prinadlezhat v osnovnom samye massivnye i yarkie zvyozdy Oni zhivut korotkij srok i vnosyat osnovnoj vklad v svetimost no ne massu galaktik gde takie zvyozdy imeyutsya ocherchivayut strukturu spiralnyh rukavov i igrayut osnovnuyu rol v obogashenii galaktik nekotorymi elementami takimi kak kislorod Pohozhie fizicheskie i spektralnye harakteristiki imeyut zvyozdy rannih podklassov B poetomu oni chasto obedinyayutsya so zvyozdami klassa O pod obshim nazvaniem OB zvyozdy Eta obshnost nesmotrya na nazvanie ne vklyuchaet v sebya pozdnie podklassy B sredi zvyozd glavnoj posledovatelnosti k nej prinadlezhat zvyozdy ne pozdnee B2 no dlya bolee yarkih klassov svetimosti eta granica sdvinuta k bolee pozdnim podklassam K zvyozdam klassa O otnosyatsya naprimer Alfa Zhirafa sverhgigant klassa O9Ia a takzhe Teta Oriona C zvezda glavnoj posledovatelnosti klassa O7Vp Klass B Spektr zvezdy klassa B3VSpektr zvezdy klassa B8V Zvyozdy spektralnogo klassa B imeyut bolee nizkie temperatury chem zvyozdy klassa O ot 10 do 30 tysyach kelvinov Oni imeyut belo goluboj cvet i pokazatel cveta B V okolo 0 2m Kak i u klassa O u zvyozd klassa B v spektrah nalichestvuyut linii ionizovannyh elementov naprimer O II Si II i Mg II Odnako v spektrah zvyozd klassa B prakticheski net linij He II lish v samyh rannih podklassah ne pozdnee B0 5 mogut nablyudatsya slabye linii Linii nejtralnogo geliya naoborot ochen silny i maksimuma svoej intensivnosti dostigayut v podklasse B2 no v pozdnih podklassah znachitelno oslabevayut Takzhe horosho zametny linii vodoroda v chastnosti seriya Balmera kotorye usilivayutsya k pozdnim spektralnym klassam U zvyozd klassa B takzhe chasto vstrechayutsya emissionnye linii K sverhgigantam klassa B mozhno otnesti Rigel B8Iae Primerom giganta klassa B mozhet sluzhit Tau Oriona B5III a k zvyozdam glavnoj posledovatelnosti klassa B otnosyatsya Eta Voznichego B3V i 18 Telca B8V Klass A Spektr zvezdy klassa A5V Zvyozdy spektralnogo klassa A imeyut temperatury v diapazone 7400 10000 K Ih pokazateli cveta B V blizki k nulyu a cvet kazhetsya belym V spektrah zvyozd klassa A ochen silny linii vodoroda kotorye dostigayut maksimuma intensivnosti v podklasse A2 osobenno eto kasaetsya serii Balmera Ostalnye linii gorazdo slabee i mogut byt prakticheski nezametny K pozdnim klassam usilivayutsya linii Ca II i poyavlyayutsya linii nekotoryh nejtralnyh metallov Linii nejtralnogo geliya otsutstvuyut u vseh podklassov krome samogo rannego A0 gde oni mogut byt slabo vidny Tem ne menee spektry zvyozd klassa A dovolno raznoobrazny Naprimer bolee 30 zvyozd klassa A yavlyayutsya himicheski pekulyarnymi imeyushimi silnyj deficit metallov ili naoborot izbytok teh ili inyh elementov Takzhe chasto vstrechayutsya bystro vrashayushiesya zvyozdy klassa A chto sootvetstvuyushim obrazom menyaet spektr i delaet zvezdu yarche Po etoj prichine glavnuyu posledovatelnost dlya zvyozd klassa A inogda delyat na dva podklassa svetimosti bolee yarkij Va i bolee tusklyj Vb K zvyozdam glavnoj posledovatelnosti klassa A otnosyatsya naprimer Vega A0Va i Denebola A3Va Primer giganta etogo klassa Tuban A0III sverhgiganta A0Ib Klass F Spektr zvezdy klassa F5V Temperatury zvyozd klassa F lezhat v diapazone 6000 7400 K Ih pokazateli cveta B V okolo 0 4m a cvet zhyolto belyj V spektrah etih zvyozd vidny linii ionizovannyh i nejtralnyh metallov takih kak Ca II Fe I Fe II Cr II Ti II U bolee pozdnih podklassov oni proyavlyayutsya silnee a linii nejtralnogo vodoroda slabee U zvyozd podklassov pozdnee F5 imeetsya konvektivnaya obolochka poetomu izbytok ili nedostatok teh ili inyh elementov na poverhnosti ischezaet blagodarya peremeshivaniyu s bolee glubokimi sloyami Takim obrazom himicheski pekulyarnyh zvyozd v pozdnem klasse F prakticheski net v otlichie ot klassa A sm vyshe Na tochke povorota dlya populyacij galakticheskogo galo i tolstogo diska raspolagayutsya zvyozdy klassa ne ranee F Takim obrazom etot klass samyj rannij dlya zvyozd naseleniya II nahodyashihsya na glavnoj posledovatelnosti Primerom zvezdy glavnoj posledovatelnosti klassa F mozhet sluzhit Procion F5IV V giganta F8III k sverhgigantam klassa F otnosyatsya Arneb F0Ia i Vezen F8Ia Klass G Spektr zvezdy klassa G5V U zvyozd klassa G temperatury sostavlyayut 5000 6000 K Cvet takih zvyozd zhyoltyj pokazateli cveta B V sostavlyayut okolo 0 6m Naibolee otchyotlivo v spektrah takih zvyozd vidny linii metallov v chastnosti zheleza titana i v osobennosti linii Ca II dostigayushie maksimuma intensivnosti v podklasse G0 V spektrah zvyozd gigantov vidny linii ciana Linii vodoroda slaby i ne vydelyayutsya sredi linij metallov Linii metallov usilivayutsya k pozdnim spektralnym podklassam K klassu G otnositsya Solnce blagodarya chemu zvyozdy klassa G glavnoj posledovatelnosti predstavlyayut dopolnitelnyj interes Krome togo zvyozdy karliki klassov G i K schitayutsya naibolee podhodyashimi dlya vozniknoveniya i razvitiya zhizni v ih planetnyh sistemah Krome Solnca imeyushego klass G2V k karlikam klassa G otnositsya naprimer Kappa Kita G5V K gigantam otnositsya Kappa Bliznecov G8III IIIb a k sverhgigantam Epsilon Bliznecov G8Ib Klass K Spektr zvezdy klassa K5V Zvyozdy klassa K imeyut poverhnostnuyu temperaturu 3800 5000 K Ih cvet oranzhevyj a pokazateli cveta B V blizki k 1 0m V spektrah takih zvyozd horosho vidny linii metallov v chastnosti Ca I i drugih elementov kotorye vidny u zvyozd klassa G Linii vodoroda ochen slaby i prakticheski nezametny na fone mnogochislennyh linij metallov Poyavlyayutsya shirokie polosy poglosheniya molekul naprimer polosy TiO poyavlyayutsya v podklasse K5 i v bolee pozdnih Fioletovaya chast spektra uzhe dovolno slaba V celom k bolee pozdnim podklassam linii metallov prodolzhayut usilivatsya Primerom zvezdy glavnoj posledovatelnosti klassa K mozhet byt Epsilon Eridana K2V k gigantam otnosyatsya Arktur K1 5III i Etamin K5III a k sverhgigantam K1 5Ib Klass M Spektr zvezdy klassa M5V Temperatura zvyozd klassa M sostavlyaet 2500 3800 K Oni imeyut krasnyj cvet ih pokazateli cveta B V okolo 1 5m Spektry etih zvyozd peresecheny molekulyarnymi polosami poglosheniya TiO i drugih molekulyarnyh soedinenij Takzhe nablyudaetsya mnozhestvo linij nejtralnyh metallov iz kotoryh liniya Ca I naibolee silna Polosy TiO usilivayutsya u pozdnih podklassov Vsego zvyozd klassa M bolshe chem vseh ostalnyh vmeste vzyatyh 73 ot obshego chisla Giganty i sverhgiganty etogo klassa chasto peremenny prichyom ih peremennost ochen dolgoperiodichna naprimer kak u Miry K zvyozdam glavnoj posledovatelnosti klassa M mozhno otnesti 40 Eridana C M4 5V primerom giganta sluzhit Beta Pegasa M2 5II III a sverhgiganta Betelgejze M1 M2Ia Iab Klassy uglerodnyh i cirkonievyh zvyozd Uglerodnye i cirkonievye zvyozdy otnosyat sootvetstvenno k klassam C i S Zvyozdy etih klassov chashe vsego imeyut primerno te zhe poverhnostnye temperatury chto i zvyozdy klassa M krasnyj cvet i ih pokazateli cveta B V okolo 1 5m Eti klassy obychno rassmatrivayutsya v posledovatelnosti osnovnyh klassov kak otvetvlenie ot klassa K ili G Spektry takzhe pohozhi na takovye u zvyozd klassov pozdnego G K i M Otlichiya ot nih u zvyozd klassa S v tom chto vmesto polos TiO v ih spektre silnee vsego vyrazheny polosy ZrO Takzhe nablyudayutsya polosy drugih soedinenij YO LaO V spektrah zvyozd klassa C vmesto polos TiO takzhe nablyudayutsya linii atomarnogo ugleroda i nekotoryh ego soedinenij naprimer C2 CN angl V proshlom vmesto klassa C ispolzovalis dva klassa bolee goryachij klass R i bolee holodnyj N no okazalos chto oni v nekotoroj stepeni perekryvayutsya chto privelo k obedineniyu ih v obshij klass Odnako v dalnejshem vyyasnilos chto zvyozdy etogo klassa mogut imet raznuyu prirodu i spektralnye osobennosti i s uchyotom togo chto klassy svetimosti dlya nih ne ispolzuyutsya byli vydeleny neskolko podtipov etogo klassa C R priblizitelno sootvetstvuet ustarevshemu klassu R C N priblizitelno sootvetstvuet ustarevshemu klassu N V spektrah C J silny linii izotopa ugleroda 13C V spektrah C H silny linii soedineniya CH V spektrah C Hd slaby linii vodoroda i ego soedinenij Sredi zvyozd klassov C i S naibolee izvestny giganty i yarkie giganty zvyozdy asimptoticheskoj vetvi gigantov u kotoryh soderzhanie ugleroda na poverhnosti silno uvelichivaetsya na etoj stadii Yavlyayas snachala zvyozdami klassa M oni prevrashayutsya v zvezdy klassa S a zatem perehodyat v klass C poetomu v klassifikacii inogda ispolzuyut promezhutochnye klassy MS i SC Tem ne menee izvestny uglerodnye zvyozdy karliki kotoryh vozmozhno dazhe bolshe chem gigantov Primerom uglerodnoj zvezdy mozhet sluzhit U Zhirafa a cirkonievoj S Bolshoj Medvedicy Klassy korichnevyh karlikov Korichnevye karliki obekty nedostatochno massivnye dlya togo chtoby podderzhivat termoyadernyj sintez geliya v svoih nedrah dlitelnyj srok Oni tusklee i holodnee krasnyh karlikov poetomu dlya nih ispolzuyut inye spektralnye klassy L T Y v poryadke ponizheniya temperatury Eta posledovatelnost rassmatrivaetsya kak prodolzhenie osnovnyh klassov posle M Samye massivnye korichnevye karliki mogut otnositsya i k klassu M no ne ranee podklassa M7 Korichnevye karliki imeyut tyomno krasnyj cvet linii TiO ischezayut v zvyozdah rannego klassa L Prinadlezhashie klassu L imeyut temperatury v diapazone 1300 2500 K v ih spektrah prisutstvuyut linii shelochnyh metallov naprimer natriya i rubidiya U karlikov klassa T temperatury sostavlyayut 600 1300 K a spektry otlichayutsya nalichiem linij metana Nakonec temperatura karlikov klassa Y ne prevyshaet 600 K a v ih spektrah vidny polosy poglosheniya vody i ammiaka Klassy zvyozd Volfa Raje Spektr zvezdy Volfa Raje Zvyozdy Volfa Raje klass yarkih massivnyh zvyozd s temperaturami bolee 25 tys K kotorye vydelyayutsya v otdelnyj spektralnyj klass W ili WR Glavnaya osobennost spektrov takih zvyozd yarkie i shirokie emissionnye linii H I He I II N III V C III IV O III V Ih shirina mozhet sostavlyat 50 100 angstrem a v maksimume linii intensivnost izlucheniya mozhet v 10 20 raz prevoshodit intensivnost sosednih uchastkov nepreryvnogo spektra Po vidu ih spektrov zvyozdy Volfa Raje podrazdelyayutsya na tri podtipa WN WC WO V spektrah zvyozd etih podtipov sootvetstvenno dominiruyut linii azota ugleroda i kisloroda Delenie na podklassy otlichaetsya ot prinyatogo dlya osnovnyh spektralnyh klassov ispolzuyut podklassy ot WN2 do WN11 ot WC4 do WC9 i ot WO1 do WO4 Zvyozdy Volfa Raje eto centralnye chasti massivnyh zvyozd klassa O kotorye lishilis vodorodnoj obolochki iz za silnogo zvyozdnogo vetra ili vliyaniya kompanona v tesnoj dvojnoj sisteme V processe evolyucii zvyozdy perehodyat iz klassa WN v WC a zatem v WO Klassy belyh karlikov i planetarnyh tumannostej Zachastuyu belye karliki rassmatrivayutsya ne kak otdelnyj klass svetimosti a kak otdelnyj spektralnyj klass D Ih spektry vydelyayutsya gorazdo bolee shirokimi liniyami poglosheniya chem u drugih zvyozd V ostalnom zhe spektry etih zvyozd mogut silno razlichatsya poetomu sushestvuet 6 osnovnyh podtipov klassa D V spektrah DA nablyudayutsya tolko vodorodnye linii serii Balmera V spektrah DB prisutstvuyut tolko linii He I V spektrah DC glubina linij sostavlyaet ne bolee 5 ot intensivnosti nepreryvnogo spektra V spektrah DO silny linii He II vmeste s nimi nablyudayutsya linii He I i H V spektrah DZ nablyudayutsya linii elementov tyazhelee geliya pri otsutstvii linij vodoroda i geliya V spektrah DQ est linii atomov ili molekul ugleroda V sluchae esli v spektre belogo karlika est linii kotorye vstrechayutsya u raznyh podtipov ispolzuetsya neskolko sootvetstvuyushih bukv dopolnitelno k D naprimer esli v spektre vidny linii ugleroda kisloroda i ionizovannogo geliya to klass budet oboznachatsya kak DZQO V shirokom diapazone nahodyatsya i znacheniya temperatur belyh karlikov ot neskolkih tysyach do bolee sta tysyach kelvinov Podklass belogo karlika opredelyaetsya effektivnoj temperaturoj i naprimer dlya belyh karlikov klassa DA mogut sushestvovat podklassy ot 0 1 zapisyvaetsya kak DA 1 do 13 Belye karliki ostatki zvyozd imeyushie razmery poryadka zemnyh a massu poryadka solnechnoj Shirina ih linij poglosheniya vyzvana bolshi m uskoreniem svobodnogo padeniya na ih poverhnosti K belym karlikam otnositsya naprimer Sirius B imeyushij klass DA1 9 a takzhe Procion B klassa DQZ Planetarnym tumannostyam prisvaivaetsya otdelnyj klass P a ih centralnye zvyozdy kotorye prevrashayutsya v belye karliki mogut klassificirovatsya vmeste s drugimi obektami s belymi karlikami s subkarlikami klassa O ili dazhe so zvyozdami Volfa Raje Klassy novyh i sverhnovyh zvyozd Dlya oboznacheniya novyh zvyozd ispolzuetsya klass Q no sushestvuet i bolee podrobnaya klassifikaciya kotoraya uchityvaet krivuyu bleska i vid spektra novoj posle maksimuma bleska Spektry novyh zvyozd v maksimume bleska yavlyayutsya nepreryvnymi s liniyami poglosheniya pohozhimi na spektry sverhgigantov klassa A ili F no s padeniem yarkosti u nih poyavlyayutsya emissionnye linii Sverhnovye zvyozdy v pervuyu ochered delyatsya po nalichiyu spektralnyh linij vodoroda pri ih nalichii sverhnovaya otnositsya k tipu II pri otsutstvii k tipu I Sverhnovye tipa I takzhe delyatsya na tipy Ia Ib Ic v spektrah sverhnovyh tipa Ia est linii Si II a spektry Ib i Ic otlichayutsya sootvetstvenno nalichiem ili otsutstviem linij He I Sverhnovye tipa II v osnovnom razlichayutsya krivymi bleska no est otlichiya i v spektrah naprimer u sverhnovyh tipa IIb spektry so vremenem stanovyatsya pohozhi na takovye klassa Ib a spektry s anomalno uzkimi liniyami poglosheniya vydelyayut v klass IIn I novye i sverhnovye zvyozdy kataklizmicheskie peremennye rezko povyshayushie svoyu svetimost kotoraya zatem postepenno padaet U novyh zvyozd eto proishodit v rezultate termoyadernogo vzryva na poverhnosti belogo karlika kotoryj peretyanul dostatochnoe kolichestvo veshestva so zvezdy kompanona Vspyshki sverhnovyh mogut byt vyzvany razlichnymi mehanizmami no oni v lyubom sluchae v otlichie ot novyh zvyozd privodyat k razrusheniyu samoj zvezdy IstoriyaKlassy Andzhelo Sekki Predposylkoj k sozdaniyu spektralnoj klassifikacii zvyozd stalo poyavlenie spektroskopii Eshyo v 1666 godu Isaak Nyuton nablyudal spektr Solnca no pervyj seryoznyj rezultat byl dostignut v 1814 godu Jozef Fraungofer obnaruzhil v spektre Solnca tyomnye linii poglosheniya kotorye vposledstvii stali nazyvatsya fraungoferovymi V 1860 godu Gustav Kirhgof i Robert Bunzen opredelili chto eti linii porozhdayutsya opredelyonnymi himicheskimi elementami Klassy Sekki Andzhelo Sekki v 1860 h godah predprinyal odnu iz pervyh popytok klassifikacii zvyozd po ih spektram V 1863 godu on razdelil zvyozdy na dva klassa I sootvetstvuyushij sovremennym rannim klassam i II sootvetstvuyushij bolee pozdnim V posleduyushie gody Sekki vvyol klass III v kotoryj popali zvyozdy klassa M a zatem klass IV v kotoryj popali uglerodnye zvyozdy Nakonec dlya zvyozd s emissionnymi liniyami on vydelil klass V Sekki ne byl pervym kto klassificiroval zvyozdnye spektry v to zhe vremya etim zanimalis takie uchyonye kak Dzhovanni Donati Dzhordzh Ejri Uilyam Haggins i Lyuis Rezerford i oni takzhe vnesli zametnyj vklad v ih izuchenie Odnako sredi sovremennikov Sekki bolshe vseh preuspel v nablyudeniyah On klassificiroval okolo 4000 zvyozd i imenno ego klassifikaciya naibolee shiroko ispolzovalas vo vtoroj polovine XIX veka Garvardskaya klassifikaciya V konce XIX i v nachale XX veka spektralnuyu klassifikaciyu razrabatyvali astronomy Garvardskoj observatorii V 1872 godu Genri Drejper sdelal pervuyu fotografiyu spektra Vegi no masshtabnaya rabota nachalas s 1885 goda kogda direktor observatorii Eduard Pikering organizoval spektroskopicheskij obzor vsego neba Analiz spektrov byl poruchen Vilyamine Fleming i v 1890 godu poyavilsya pervyj katalog v kotorom bolee 10 tysyach zvyozd byli razdeleny na 16 klassov Klassy oboznachalis latinskimi bukvami ot A do Q s propuskom J prichyom 13 iz nih yavlyalis podtipami pervyh chetyryoh klassov Sekki a klassy shli v poryadke oslabevaniya linij vodoroda Chast etih klassov sohranilas i v sovremennoj klassifikacii hotya ot nekotoryh vposledstvii otkazalis naprimer k klassu C otnosilis zvyozdy s dvojnymi liniyami poyavlenie kotoryh na samom dele okazalos oshibkoj priborov Antoniya Mori v to zhe vremya rabotala s bolee detalnymi spektrami bolee yarkih zvyozd kotorye razdelila na 22 klassa ot I do XXII V eyo klassifikacii samym rannim klassom stal tot kotoryj sootvetstvoval sovremennomu klassu B v to vremya kak v predydushih klassifikaciyah takovym schitalsya klass A kak imeyushij samye silnye linii vodoroda Krome togo v klassifikacii Mori vpervye uchityvalsya vid linij rassmatrivalis linii srednej shiriny razmytye ili uzkie Nesmotrya na eti novovvedeniya klassifikaciya ne poluchila dalnejshego razvitiya Dalee vazhnyj vklad vnesla Enni Kennon Ona dorabotala alfavitnuyu shemu klassifikacii Fleming v chastnosti chast klassov byla otvergnuta a ostalnye byli rasstavleny v poryadke ponizheniya temperatury Posledovatelnost osnovnyh klassov priobrela sovremennyj vid O B A F G K M Krome togo Kennon dobavila podklassy i k 1912 godu sistema klassifikacii byla zavershena V 1922 godu sistema byla prinyata Mezhdunarodnym astronomicheskim soyuzom a k 1924 godu byl polnostyu opublikovan katalog Genri Drejpera v kotorom klassificirovalis bolee 225 tysyach zvyozd Sama sistema poluchila nazvanie Garvardskoj klassifikacii libo sistemy Drejpera Jerkskaya klassifikaciya V period kogda razrabatyvalas Garvardskaya klassifikaciya stalo izvestno chto svetimosti u zvyozd odnogo klassa mogut otlichatsya prichyom spektry bolee yarkih i bolee tusklyh zvyozd takzhe okazyvayutsya razlichnymi Eto ukazyvalo na neobhodimost utochneniya klassifikacii Posle etogo Uilyam Morgan obnaruzhil chto vnutri kazhdoj gruppy na diagramme Gercshprunga Rassela u zvyozd prakticheski odinakovo uskorenie svobodnogo padeniya kotoroe mozhet byt izmereno po shirine spektralnyh linij sm vyshe Takim obrazom klassifikaciya zvyozd po shirine spektralnyh linij okazalas udobnoj V 1943 godu Morgan i dvoe kolleg Filipp Kinan i angl opublikovali Atlas zvyozdnyh spektrov v kotorom vvodilis klassy svetimosti i podrobno rassmatrivalis effekty svetimosti Eta sistema stala nazyvatsya Jerkskoj klassifikaciej po nazvaniyu observatorii gde ona byla razrabotana ili sistemoj Morgana Kinana Dalnejshee razvitie Jerkskaya klassifikaciya bystro stala vazhnym instrumentom dlya astronomii i ispolzuetsya do sih por no s momenta sozdaniya v neyo vnosilis izmeneniya Tak naprimer posle otkrytiya korichnevyh karlikov v 1994 godu dlya etih obektov vveli klass L a zatem klassy T i Y Takzhe na klassifikaciyu povliyalo i uvelichenie tochnosti spektroskopii Spektralnyj klass O samym rannim podklassom kotorogo iznachalno byl O5 k 2002 godu byl rasshiren do podklassa O2 PrimechaniyaKommentarii Raznye oboznacheniya ispolzuyutsya pri raznyh parametrah linij Rimskaya cifra posle oboznacheniya elementa oznachaet ego stepen ionizacii I nejtralnyj atom II odnokratno ionizovannyj element III dvazhdy ionizovannyj i tak dalee Istochniki Star Stellar spectra angl Encyclopedia Britannica Data obrasheniya 14 aprelya 2021 Arhivirovano 1 yanvarya 2018 goda Karttunen et al 2007 p 207 Surdin 2015 s 148 149 Kononovich Moroz 2004 s 368 370 Gray Corbally 2009 p 32 Kononovich Moroz 2004 s 369 SPEKTRA LNYE KLA SSY ZVYoZD arh 26 oktyabrya 2020 Yungelson L R Socialnoe partnyorstvo Televidenie M Bolshaya rossijskaya enciklopediya 2016 S 53 54 Bolshaya rossijskaya enciklopediya v 35 t gl red Yu S Osipov 2004 2017 t 31 ISBN 978 5 85270 368 2 Gray Corbally 2009 pp 21 25 Darling D Spectral type neopr Internet Encyclopedia of Science Data obrasheniya 14 aprelya 2021 Arhivirovano 15 aprelya 2021 goda Karttunen et al 2007 p 212 Kononovich Moroz 2004 s 377 Stellar classification angl Encyclopedia Britannica Data obrasheniya 14 aprelya 2021 Arhivirovano 3 maya 2021 goda Berlind P A note on the spectral atlas and spectral classification neopr Center for Astrophysics Harvard amp Smithsonian Data obrasheniya 16 aprelya 2021 Arhivirovano 4 aprelya 2021 goda Kononovich Moroz 2004 s 369 370 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 angl The Astronomical Journal Bristol IOP Publishing 2002 1 May vol 123 P 2754 2771 ISSN 0004 6256 doi 10 1086 339831 Arhivirovano 5 oktyabrya 2018 goda Karttunen et al 2007 pp 209 210 Gray Corbally 2009 p 34 Darling D Early type stars neopr Internet Encyclopedia of Science Data obrasheniya 28 maya 2021 Arhivirovano 25 noyabrya 2021 goda Masevich A G Spektralnye klassy zvezd neopr Astronet Data obrasheniya 14 aprelya 2021 Arhivirovano 12 iyulya 2021 goda Kononovich Moroz 2004 s 370 Karttunen et al 2007 p 210 Darling D Numbers of stars neopr Internet Encyclopedia of Science Data obrasheniya 14 aprelya 2021 Arhivirovano 9 iyunya 2021 goda Zombeck M V Handbook of Space Astronomy and Astrophysics neopr 71 78 Cambridge University Press Data obrasheniya 1 aprelya 2021 Arhivirovano 29 dekabrya 2010 goda Karttunen et al 2007 p 216 Spektralnye klassy zvezd OBAFGKM neopr Astronet Data obrasheniya 15 aprelya 2021 Arhivirovano 15 aprelya 2021 goda Gray Corbally 2009 pp 567 568 Kononovich Moroz 2004 s 373 Kononovich Moroz 2004 s 376 377 Hertzsprung Russell Diagram neopr Astronomy Swinburne University of Technology Data obrasheniya 16 aprelya 2021 Arhivirovano 16 aprelya 2021 goda SVETI MOSTI KLA SSY arh 16 aprelya 2021 Yungelson L R Rumyniya Sen Zhan de Lyuz M Bolshaya rossijskaya enciklopediya 2015 S 536 Bolshaya rossijskaya enciklopediya v 35 t gl red Yu S Osipov 2004 2017 t 29 ISBN 978 5 85270 366 8 Surdin 2015 s 148 150 Surdin 2015 s 149 Darling D Main sequence neopr Internet Encyclopedia of Science Data obrasheniya 16 aprelya 2021 Arhivirovano 29 oktyabrya 2020 goda Surdin 2015 s 150 Gray Corbally 2009 p 44 Karttunen et al 2007 pp 212 213 Kononovich Moroz 2004 s 377 378 Kononovich Moroz 2004 s 370 371 Crowthers P The Classification of Stellar Spectra neopr UCL Astrophysics Group University College London Data obrasheniya 16 aprelya 2021 Arhivirovano 2 fevralya 2021 goda Gray Corbally 2009 pp 135 137 Gray Corbally 2009 pp 71 73 Gray Corbally 2009 pp 74 75 Gray R O The extension of the MK spectral classification system to the intermediate population II F type stars angl The Astronomical Journal Bristol IOP Publishing 1989 1 September vol 98 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 angl Monthly Notices of the Royal Astronomical Society New York Wiley Blackwell 1998 1 August vol 298 P 361 377 ISSN 0035 8711 doi 10 1046 j 1365 8711 1998 01596 x Darling D Procyon neopr Internet Encyclopedia of Science Data obrasheniya 16 aprelya 2021 Arhivirovano 18 aprelya 2021 goda Gray Corbally 2009 p 568 Karttunen et al 2007 p 209 Kononovich Moroz 2004 s 369 373 Gray Corbally 2009 pp 66 67 Karttunen et al 2007 p 214 Gray Corbally 2009 pp 102 104 Gray Corbally 2009 p 67 Gray Corbally 2009 p 66 Alpha Camelopardalis neopr SIMBAD Data obrasheniya 18 aprelya 2021 Arhivirovano 21 aprelya 2021 goda Theta1 Orionis C neopr SIMBAD Data obrasheniya 18 aprelya 2021 Arhivirovano 18 aprelya 2021 goda Gray Corbally 2009 pp 115 116 Rigel neopr SIMBAD Data obrasheniya 18 aprelya 2021 Arhivirovano 18 aprelya 2021 goda Tau Orionis neopr SIMBAD Data obrasheniya 18 aprelya 2021 Arhivirovano 19 aprelya 2021 goda Eta Aurigae neopr SIMBAD Data obrasheniya 18 aprelya 2021 Arhivirovano 21 aprelya 2021 goda 18 Tauri neopr SIMBAD Data obrasheniya 18 aprelya 2021 Arhivirovano 21 aprelya 2021 goda Gray Corbally 2009 pp 160 162 Vega neopr SIMBAD Data obrasheniya 18 aprelya 2021 Arhivirovano 21 aprelya 2021 goda Denebola neopr SIMBAD Data obrasheniya 18 aprelya 2021 Arhivirovano 22 dekabrya 2015 goda Thuban neopr SIMBAD Data obrasheniya 18 aprelya 2021 Arhivirovano 21 aprelya 2021 goda Eta Leonis neopr SIMBAD Data obrasheniya 18 aprelya 2021 Arhivirovano 21 aprelya 2021 goda Gray Corbally 2009 p 221 Procyon neopr SIMBAD Data obrasheniya 18 aprelya 2021 Arhivirovano 14 oktyabrya 2013 goda Upsilon Pegasi neopr SIMBAD Data obrasheniya 18 aprelya 2021 Arhivirovano 21 aprelya 2021 goda Arneb neopr SIMBAD Data obrasheniya 18 aprelya 2021 Arhivirovano 19 aprelya 2021 goda Wezen neopr SIMBAD Data obrasheniya 18 aprelya 2021 Arhivirovano 20 aprelya 2021 goda Gray Corbally 2009 p 259 Gray Corbally 2009 pp 259 270 273 Kappa1 Ceti neopr SIMBAD Data obrasheniya 18 aprelya 2021 Arhivirovano 20 aprelya 2021 goda Kappa Geminorum neopr SIMBAD Data obrasheniya 18 aprelya 2021 Arhivirovano 21 aprelya 2021 goda Epsilon Geminorum neopr SIMBAD Data obrasheniya 18 aprelya 2021 Arhivirovano 20 aprelya 2021 goda Epsilon Eridani neopr SIMBAD Data obrasheniya 18 aprelya 2021 Arhivirovano 20 aprelya 2021 goda Arcturus neopr SIMBAD Data obrasheniya 18 aprelya 2021 Arhivirovano 20 aprelya 2021 goda Gamma Draconis neopr SIMBAD Data obrasheniya 18 aprelya 2021 Arhivirovano 20 aprelya 2021 goda Zeta Cephei neopr SIMBAD Data obrasheniya 18 aprelya 2021 Arhivirovano 19 aprelya 2021 goda Gray Corbally 2009 p 294 Gray Corbally 2009 p 293 40 Eridani C neopr SIMBAD Data obrasheniya 18 aprelya 2021 Arhivirovano 19 aprelya 2021 goda Beta Pegasi neopr SIMBAD Data obrasheniya 18 aprelya 2021 Arhivirovano 21 aprelya 2021 goda Betelgeuse neopr SIMBAD Data obrasheniya 18 aprelya 2021 Arhivirovano 20 aprelya 2021 goda Gray Corbally 2009 pp 306 324 Darling D S star neopr Internet Encyclopedia of Science Data obrasheniya 18 aprelya 2021 Arhivirovano 6 aprelya 2009 goda Darling D Carbon star neopr Internet Encyclopedia of Science Data obrasheniya 18 aprelya 2021 Arhivirovano 20 aprelya 2021 goda Weiss A Ferguson J W New asymptotic giant branch models for a range of metallicities angl Astronomy amp 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 Arhivirovano 17 iyunya 2021 goda Darling D Brown dwarf neopr Internet Encyclopedia of Science Data obrasheniya 18 aprelya 2021 Arhivirovano 28 aprelya 2021 goda Allard F Homeier D Brown dwarfs angl Scholarpedia 2007 12 17 Vol 2 iss 12 P 4475 ISSN 1941 6016 doi 10 4249 scholarpedia 4475 Arhivirovano 15 maya 2021 goda Wolf Rayet Star neopr Astronomy Swinburne University of Technology Data obrasheniya 18 aprelya 2021 Arhivirovano 20 oktyabrya 2020 goda VO LFA RAJE ZVYoZDY arh 25 fevralya 2021 Cherepashuk A M Velikij knyaz Voshodyashij uzel orbity M Bolshaya rossijskaya enciklopediya 2006 S 692 Bolshaya rossijskaya enciklopediya v 35 t gl red Yu S Osipov 2004 2017 t 5 ISBN 5 85270 334 6 Kononovich Moroz 2004 s 407 Cherepashuk A M Volfa Raje zvyozdy neopr Astronet Data obrasheniya 18 aprelya 2021 Arhivirovano 12 dekabrya 2012 goda Crowther P A Physical Properties of Wolf Rayet Stars angl angl Palo Ato Annual Reviews 2007 1 September vol 45 P 177 219 ISSN 0066 4146 doi 10 1146 annurev astro 45 051806 110615 Arhivirovano 11 oktyabrya 2019 goda Gray Corbally 2009 p 441 Gray Corbally 2009 pp 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 Vol 60 P 64 White Dwarf neopr Astronomy Swinburne University of Technology Data obrasheniya 20 aprelya 2021 Arhivirovano 3 oktyabrya 2018 goda Darling D White dwarf neopr Internet Encyclopedia of Science Data obrasheniya 20 aprelya 2021 Arhivirovano 23 aprelya 2021 goda Sirius B neopr SIMBAD Data obrasheniya 20 aprelya 2021 Arhivirovano 20 aprelya 2021 goda Procyon B neopr SIMBAD Data obrasheniya 20 aprelya 2021 Arhivirovano 20 aprelya 2021 goda Gray Corbally 2009 p 472 Williams R E Hamuy M Phillips M M Heathcote S R Wells L The evolution and classification of postoutburst novae spectra angl The Astrophysical Journal Bristol IOP Publishing 1991 1 August vol 376 P 721 737 ISSN 0004 637X doi 10 1086 170319 Arhivirovano 17 iyulya 2017 goda Gray Corbally 2009 pp 482 494 Gray Corbally 2009 pp 497 504 Karttunen et al 2007 pp 286 288 Gray Corbally 2009 p 1 Istoriya astronomii neopr Institut istorii estestvoznaniya i tehniki im S I Vavilova Data obrasheniya 21 aprelya 2021 Arhivirovano 29 iyunya 2020 goda Gray Corbally 2009 pp 1 3 Darling D Secchi Rev Pietro Angelo 1818 1878 neopr Internet Encyclopedia of Science Data obrasheniya 21 aprelya 2021 Arhivirovano 27 aprelya 2012 goda Gray Corbally 2009 pp 4 8 Richmond M Classification of stellar spectra neopr Rochester Institute of Technology Data obrasheniya 22 aprelya 2021 Arhivirovano 14 fevralya 2021 goda 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 Arhivirovano 2 maya 2019 goda Sobel 2024 s 371 Gray Corbally 2009 pp 8 10 Morgan W W Keenan P C Kellman E An Atlas of Stellar Spectra angl University of Chicago Press 1943 Arhivirovano 14 aprelya 2021 goda Astronomers Announce First Clear Evidence of a Brown Dwarf angl NASA Data obrasheniya 23 aprelya 2021 Gray Corbally 2009 pp 15 16 LiteraturaMediafajly na Vikisklade Kononovich 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 Dava Sobel Steklyannyj nebosvod Kak zhenshiny Garvardskoj observatorii izmerili zvezdy Dava Sobel The Glass Universe How the Ladies of the Harvard Observatory Took the Measure of the Stars M Alpina non fikshn 2024 S 408 ISBN 978 5 00139 698 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 New York Springer 2007 510 p ISBN 978 3 540 34143 7 Eta statya vhodit v chislo izbrannyh statej russkoyazychnogo razdela Vikipedii

16 Июл, 2025 / 21:20
NiNa.Az

NiNa.Az

NiNa.Az - Абсолютно бесплатная система, которая делится для вас информацией и контентом 24 часа в сутки.
Взгляните
Закрыто
© 2019 NiNa.Az - Все права защищены.
Авторские права: Dadash Mammadov