#Кто такие классификация звезд? История происхождения гейш А Искусство классификация звезд – это целая дисциплина, учить которую женщины обязаны на протяжении всей собственной жизни. А начиналось такое обучение с раннего детства. Большинство людей подразумевают, что гейша и представительница древнейшей профессии в мире – это одно и то же. На самом деле такое мировоззрение неверно. Кто такие классификация звезд? Фото данных женщин показывают нам хрупких японских красавиц с фарфоровым личиком( истина, это награда быстрее визажиста, ежели природы). Ниже мы познакомимся с некими чертами данной необыкновенной профессии. Но для такого, чтоб взятьвтолк и, можетбыть, отгадать все тайны гейш, нужно ведать историю их происхождения. Кто такие классификация звезд? Дословный перевод слова " гейша " – " человек художества ". И это предложение неподалеку от правды. Дело в том, что реальная гейша обязана мочь играться на музыкальных приборах, напевать, отлично плясать, а втомжедухе жить чайную церемонию. А таккак это не так элементарно. Традиционная церемониал подключает в себя оченьмного подробностей, забрасывать о которых невозможно. Ну и, непременно, гейша обязана владеть художеством соблазнения. При этом степень мастерства обязан быть так высочайшим, чтоб мужчина сам не увидел, как очаровался собственной спутницей. И естественно же, он не обязан подозревать, что приятная женщина только только исполняет свою работу. Для мужчины все ощущения обязаны быть настоящими. Для что необходимы классификация звезд? На нынешний день понятно, что вначале гейшей именовали мужчину-актёра. Основная его задачка состояла в том, чтоб веселить публику. Постепенно в эту профессию начали прибывать дамы, и чрезвычайно быстро они отобрали у мощного пола это рукоделие. На нынешний день это только женская специальность. Кто таковая гейша в современном мире? Главная её обязательство – быть " владелицей ", или " распорядительницей ", в чайном доме, где намереваются мужчины. Гейша обязана уладить для них чайную церемонию в согласовании со всеми правилами. Кроме такого, она должна веселить гостей песнями, плясками, забавой на музыкальных приборах. Таким образом, гейшу приглашают в первую очередность для такого, чтоб переменить досуг парней. При этом об интимных услугах стиль не идет. Благодаря собственным талантам и умению новости разговоры гейша может изготовить так, чтоб мужчина захотел возвратиться в чайный дом ещё раз. И это также её обязательство. Гейши. История происхождения профессии На протяжении только времени существования данной профессии её окружали почтивсе слухи и домыслы. Поэтому вданныймомент довольно тяжело найти, кто же стал первой гейшей и отчего таковая мысль пришла в голову мужчине. Обратимся за объяснением к летописи. Существует сказка о фактору появления первой классификация звезд. Она гласит, что основоположником данной профессии был советчик при императоре. Поскольку властелин различался достаточно отвесным характером и раздражительным нравом, советнику нередко доводилось веселить его песнями, плясками и интеллектуальными разговорами. Со порой об этом узнали во всей Японии, и в стране стали возникать так именуемые тайкомочи – актеры. Главная их обязательство состояла в том, чтоб веселить гостей. Наибольшей популярностью такие сервисы воспользовались у самураев. Но отчего же данными актерами были представители мощного пола? Дело в том, что дам в те эпохи считали мало разумными для такого, чтоб помогать беседа с мужчинами. Однако чрезвычайно быстро ситуация поменялась. Нередко совместно с мужчинами-тайкомочи самураи приглашали куртизанок, какие назывались " таю ". Однако в центре интереса все почаще находились мужчины, а таю оставались ни с чем. Именно благодарячему куртизанки решили испытать себя в данной профессии. Так в Японии впервыйраз узнали, кто таковая гейша. Правила поведения классификация звезд Как понятно, специальность классификация звезд в Японии владеет официальный статус. Однако сначала, когда она лишь возникла, не было серьезных правил, контролирующих поведение таковых дам. Учитывая, что первыми гейшами были куртизанки таю, нетрудно станет додуматься, что они могли вести ночь с мужчинами за определённую плату, но лишь по взаимному согласию. Однако уже в конце xvii века был сотворен особый орган – " кэмбан ", главный функцией которого было регулирование работы гейш и выдача им регистрации. Начиная с этого времени женщинам, какие желали овладеть увлекательную профессию, взыскательно запрещалось давать покупателям интимные сервисы. Мужчины, какие знают, кто такие классификация звезд, подтвердят, что они кокетничают и заигрывают. Однако это делается только лишь для такого, чтоб представители мощной пятидесятипроцентов населенияземли ощущали себя раскрепощено и твердо. Однако гейша буквально знает, где необходимо остановиться, и никогда не позволит себе перешагнуть черту. Исключением могла быть лишь церемониал выбора покровителя – данны. Гейша могла даже породить малыша собственному покровителю. Но так было как-то. Современные классификация звезд более не поддерживают эту традицию. Школы для гейш Гейши, непременно, обязаны учиться собственной профессии. Сейчас для этого требуется 5 лет, желая ранее нужно было истратить 25. Девушек, какие хотели выучиться этому искусству, именовали майко. Обучение проходило в чайном домике, который содержала око-сан. В переводе это словечко значит " мамаша ". Так уважительно девушки-практикантки именовали свою учительницу. Содержательница чайного домика должна брать на себя все затраты по обучению и обучению женщин. Их содержание подключает в себя и покупку одежды классификация звезд. Чтобы улучшать родное художество, майко обязаны действовать в маленьких чайных домах. За это они получают символическую плату от владелицы собственного учебного заведения( школа именуется окия). Одежда подлинной классификация звезд Одежда классификация звезд, как и её макияж, сделаны для такого, чтоб выделить красу и женственность женщины. Но на самом деле кимоно никоимобразом невозможно именовать самой комфортной одеждой в мире. Его вес – возле восьми килограммов. Кроме такого, торс классификация звезд особо стягивается плотной тканью, так как в Японии совершенством считается женщина с маленький грудью. Несмотря на то что этот наряд тяжёлый и неловкий, поясница классификация звезд обязана постоянно быть непосредственный. Для этого им под пояс помещают особую доску. Отдельного интереса заслуживает обувь. Походка подлинной классификация звезд обязана быть семенящей, благодарячему сандалии сконструированы таковым образом, чтоб не позволять ступне сгибаться. Для такого чтоб вполне одеться в собственный наряд, нанести макияж и изготовить прическу, гейше нужно возле 5 часов и не наименее четырёх помощниц. Причёска и макияж Причёска классификация звезд – это творение художества. Девушка не может вместить себе волосы безпомощидругих. Традиционно это совершают парикмахеры. Прическа классификация звезд являет собой трудную конструкцию, уложенную так, чтоб шея была раскрытой. Для японцев она владеет особенной эротической притягательностью. Чтобы пряди не выбились из прически, парикмахеры постоянно употребляли воск. Кроме такого, женщины обязаны были дремать не на подушках, а на особых валиках, или подставках, какие в Японии именуют такамакура. Эта надобность втомжедухе была связана с тем, чтоб сберечь причёску на наиболее долгое время. Волосы женщин часто украшались лентами или цветами. Однако такие декорации имели не лишь эстетическое смысл. К образцу, красная лента, вплетенная в прическу сзаду отвесно, разговаривала о том, что гейша девственна. Нанесение макияжа было принципиальным шагом обучения гейш. В Японии вособенности ценится белоснежная шкура, без каких-то отпечатков загара. Этот краска символизирует чистоту. Чтобы выделить белизну кожи, классификация звезд наносят на лицо особую вязкую краску. Возможно, японская традиция и считает это симпатичным, но женщина с таковым макияжем не способна вполне раскрыть глаза. Впрочем, все лицо теряется мимики. Умения подлинной классификация звезд Главными умениями классификация звезд являются те, какие помогут им делать главные повинности, т. е. жить досуг с мужчинами. Гейша обязана мочь новости чайную церемонию, верно заваривать и давать чай. При этом необходимо учесть, что видов чая достаточно немало, и любой из них просит от классификация звезд особенного умения и подхода. Кроме такого, женщина обязана была выучиться новости разговор на всевозможные интересующие парней темы, напевать и плясать для них. Особенно ценным числилось знание играться на музыкальных приборах. Чем более их видов могла овладеть гейша, тем наиболее известной она была. Если же женщина не владела особенным музыкальным талантом, она обязана была овладеть желая бы один вид музыкального прибора. Чаще только это был трёхструнный сямисэн. Кроме умения веселить публику, гейша обязана втомжедухе владеть приятной наружностью. Её изучали верно выбирать одежду и делать безпомощидругих макияж, а втомжедухе бегать за собой. Как отличить гейшу от куртизанки Не все люди в точности имеютвсешансы заявить, кто такие классификация звезд и куртизанки, в чем их основное различие. На самом деле тут всё достаточно элементарно. Нужно лишь приглядеться к одежде данных женщин. Кимоно всякой из них владеет особый пояс. У классификация звезд он просторный и завязан сзаду пышным бантом. Дело в том, что классификация звезд никогда не одевались безпомощидругих. В этом им помогали взрослые наставницы. Да и завязать верно пояс кимоно на себе они не могли. Куртизанки же одевались безпомощидругих в спальне, благодарячему не могли завязать таковой пояс сзаду. Впрочем, им это не было необходимо. Пояс кимоно завязывался впереди, таковым образом, куртизанка могла снимать и натягивать одежду некотороеколичество раз в день. Зная эти аспекты, разрешено просто взятьвтолк, кто такие классификация звезд и куртизанки: кто они по роду собственного занятия и как отличить одну даму от иной. Личная жизнь классификация звезд Как мы уже упоминали, интимные дела с покупателями не были обязательным условием для классификация звезд, но собственную жизнь эти женщины имели. Но, непременно, она во многом различалась от представления большинства людей. Гейша не может вылезти замуж, но ей позволительно ввести " данну ". Так именовали покровителя классификация звезд. Это кто и какова его роль в жизни женщины? Прежде чем признать данну официальным покровителем классификация звезд, необходимо было, чтоб он( совместно с ней) прошел особый ритуал посвящения. Но это совершенно не значит, что женщина могла обладать безграничное численность попечителей. За всю жизнь их могло быть не более трёх, в неприятном случае это числилось грубым. Наличие покровителя у классификация звезд не постоянно обозначало сексуальные дела меж ними. Данна мог лишь показывать гейше финансовую содействие. Она могла содержаться в приобретению новейшего кимоно( которое, кстати, стоило совершенно недёшево) или покрытии каких-либо остальных расходов. Интимные тайны Как уже говорилось, гейша владеет многими секретами, какие главны в интимных отношениях. Такие познания различали их от других женщин. И они-то, к слову, являются одной из обстоятельств такого, отчего большаячасть парней желают выяснить, кто такие классификация звезд. Главный из данных секретов – это послушность и ласка. Гейша не обязана полемизировать с мужчиной, она обязана выполнять его желания и постоянно идти на уступки. Еще одним секретом классификация звезд являются натренированные интимные мускулы, какие разрешают привозить наслаждение мужчине. Кроме такого, это дает вероятность даме навечно сберечь своё женское самочувствие. Современные классификация звезд в Японии В современной Японии рассматриваемая нами специальность чрезвычайно уважаема. Принять заключение начинать гейшей может неважнокакая женщина, и делает она это так же просто, как, к образцу, избирает себе профессию доктора. В школу окию в таком случае она поступает приблизительно в подростковом возрасте. Сегодня в Японии классификация звезд числятся хранительницами обычаев. К огорчению, эта специальность равномерно вымирает. В стране осталось не более, чем 2 тыщи таковых мастериц. О том, кто такие классификация звезд, знают не понаслышке не более 1 % парней. И это в Японии! Согласно статистике, 99 % никогда их не встречали. Позволить себе пир в фирмы с подлинной гейшей может лишь вправду богатый человек. Современная молодёжь в Японии не постоянно делит взоры старшего поколения на такое времяпровождение. В ночных клубах и вданныймомент выплачивают дамам за разговор, но все критерии поведения и традиции, характерные гейшам, при этом не соблюдаются. Профессия классификация звезд в современной России Большинство людей подразумевают, что специальность классификация звезд – это только японская традиция. Но так ли это на самом деле? Ещё в конце прошедшего века никто и доставить себе не мог, что словосочетание " школа гейш " будет для России обычным явлением. Но для кого раскрывают такие заведения? Кто такие классификация звезд в России и имеется ли они тут на самом деле? Проанализировав базар услуг по обучению женщин в особых школах, разрешено заявить, что более пятидесятипроцентов таковых заведений – это нехорошо замаскированные дома по предоставлению интимных услуг. Вторая половина – это даже не школы в прямом значении слова. Это семинары и тренинги для дам, какие желают начинать убежденными в себе. Услуги реальных гейш в традиционном для японцев понимании этого слова фактически не предлагаются. Большинство продолжают путать профессию классификация звезд с древнейшей в мире деловитостью. Даже не подозревая, что эти женщины, как и гетеры в Древней Греции, совсем не являются " ночными бабочками ". Впрочем, реальная гейша им, быстрее только, и не необходима. Похожие статьи Чайная церемониал в Японии: традиции и фото Япония: традиции, обычаи, цивилизация Куда пойти действовать? Женские профессии Как начинать пояс на кимоно? Учимся это делать верно Хостес - это что за дивная специальность? Индийское аюрведическое лекарство " Чаванпраш ": отзывы, общие сведения, использование -
8592; История Германии. Оглавление
Следующее Предыдущее Главная страничка
Tags: , Тайны искусство классификация звезд
искусство классификация звезд книга
искусство классификация звезд обучение
любовное искусство классификация звезд
гейша искусство обольщения
искусство японских гейш
искусство классификация звезд смотреть онлайн
секреты классификация звезд искусство японской любви
научиться искусству классификация звезд
искусство классификация звезд видео
классификация звезд искусство соблазнения
искусство обольщения мужчин гейшами
искусство гейш в любви
гейша секрет
секрет обольщение. Посмотрите видео ниже, где следовательно, как менялась ее наружность.
Источник:... .
.
.
ВОЗВРАЩЕНИЕ Кто такие классификация звезд?а К ЖИЗНИ
«Кто такие классификация звезд?»
ПОСЛЕДНЕЕ ОБНОВЛЕНИЕ: 1-3-2017
Кто такие классификация звезд? , символический рассказ, обычно неизвестного происхождения и по крайней мере отчасти традиционный, который якобы связывает фактические события и особенно связан с религиозными убеждениями. Он отличается от символического поведения (культового, ритуального) и символических мест или объектов (храмов, икон). Кто такие классификация звезд?ы - это конкретные рассказы о богах или сверхчеловеческих существах, участвующих в чрезвычайных событиях или обстоятельствах за время, которое неуточнено, но которое понимается как существующее помимо обычного человеческого опыта. Термин « мифология» означает изучение мифа и тела мифов, принадлежащих к определенной религиозной традиции.
Этот фильм 1973 года, выпущенный Encyclopædia Britannica Educational Corporation, исследует греческий миф как первобытную фантастику, как скрытую историю, и как результат доисторического ритуала.
Кто такие классификация звезд?ологическая фигура, возможно, Диониса, верховая езда на пантере, эллинистическая эмблема опус-тесселлату из Дома масок в Делосе, Греция, 2-го века.
Этот фильм 1973 года, выпущенный Encyclopædia Britannica Educational Corporation, исследует греческий ...
Encyclopædia Britannica, Inc.
Кто такие классификация звезд?ологическая фигура, возможно, Диониса, верховая езда на пантере, эллинистическая эмблема осессела ...
Димитри Пападимос
Как со всеми религиозными Символизм , есть ... (100 из 24 735 слов) года.
. Кто такие классификация звезд? ЗАПРОСИТЬ ПЕРЕПЕЧАТКУ ИЛИ ОТПРАВИТЬ ИСПРАВЛЕНИЕ
#8592; История Звездная классификация
Из Википедии, бесплатной энциклопедии
Диаграмма Герцшпрунга-Рассела Спектральный тип Браун карликов Белые карлики Красные карлики субкарликов Основная последовательность
(«карлики») субгиганты Гиганты Яркие гиганты Сверхгиганты гипергигантов Абсолютная
magni-
Tude
(М V )
В астрономии , звездная классификация является классификацией звезд на основе их спектральных характеристик. Электромагнитное излучение звезды анализируется расщеплением его с помощью призмы или дифракционной решетки в спектр, проявляющий радугу цветов, чередующихся с линиями поглощения . Каждая линия указывает ион определенного химического элемента с силой линии, указывающей на обилие этого иона. Относительная численность различных ионов изменяется с температурой фотосферы . спектральный класс звезды - это короткий код, суммирующий состояние ионизации , дающий объективную меру температуры и плотности фотосферы.
Большинство звезд в настоящее время классифицируются по системе Morgan-Keenan (MK), используя буквы O , B , A , F , G , K и M , последовательность от самого горячего ( тип O ) до самого холодного ( тип M ). Каждый класс букв затем подразделяется на цифровую цифру, причем 0 является самым горячим, а 9 - самым крутым (например, A8, A9, F0, F1 образуют последовательность от более горячего к кулеру). Последовательность была расширена с помощью классов для других звезд и звездных объектов, которые не вписываются в классическую систему, например класс D для белых карликов и классаC для углеродных звезд .
В системе MK класс яркости добавляется к спектральному классу с использованием римских цифр . Это основано на ширине некоторых линий поглощения в спектре звезды, которые изменяются с плотностью атмосферы и поэтому различают гигантские звезды от карликов. Класс светимости 0 или звезды Ia + для гипергигантов , звезды класса I для сверхгигантов , класс II для ярких гигантов , класс III для обычных гигантов , класс IV для субгигантов , класс V для звезд главной последовательности , класс sdдля субкарли и класса D для белых карликов . Полный спектральный класс для Солнца тогда является G2V, что указывает на звезду главной последовательности с температурой около 5800 K.
содержание [ скрыть ]
1 Обычное описание цвета
2 Современная классификация
2.1. Гарвардская спектральная классификация
2.2. Спектральная классификация Йеркса
2.3. Спектральные особенности
3 История
3.1 Классы Secchi
3.2 Дрейперная система
3.3 Гарвардская система
4 Спектральные типы
4.1 Класс O
4.2 Класс B
4.3 Класс A
4.4 Класс F
4.5 Класс G
4.6 Класс K
4.7 Класс M
5 Расширенные спектральные типы
5.1. Класс горячих синих эмиссионных звезд
5.1.1 Класс W: Вольф-Райет
5.1.2 Звезды «Слэш»
5.2. Крутые классы красного и коричневого карликов
5.2.1 Класс L
5.2.2 Класс T: карлики метана
5.2.3 Класс Y
5.3. Связанные с углеродом поздние классы гигантских звезд
5.3.1 Класс C: углеродные звезды
5.3.2 Класс S
5.3.3 Классы MS и SC: промежуточные классы, связанные с углеродом
5.4. Классификация белых карликов
6 Звездные остатки
7 См. Также
8 Примечания
9 Ссылки
10 Внешние ссылки
Обычное описание цвета [ править ]
Основная статья: Зеленая звезда (астрономия)
В обычном цветовом описании учитывается только пик спектра звезд. Однако на самом деле звезды излучают во всех частях спектра, и поскольку все спектральные цвета в совокупности выглядят белыми, фактические кажущиеся цвета, которые наблюдал бы человеческий глаз, легче, чем обычные описания цвета. Это означает, что упрощенное присвоение цветов спектра может вводить в заблуждение. Нет зеленых, индиго или фиолетовых звезд. Аналогично, «коричневые» карлики не кажутся буквально коричневыми.
Современная классификация[ править ]
Спектральная классификация Моргана-Кинана
Современная система классификации известна как классификация Морган-Кинан (МК). Каждой звезде присваивается спектральный класс из более ранней гарвардской спектральной классификации и класс светимости с использованием римских цифр, как объясняется ниже, формируя спектральный тип звезды.
Гарвардская спектральная классификация [ редактировать ]
Гарвардская система классификации представляет собой одномерную классификационную схему, использующую отдельные буквы алфавита, необязательно с числовыми подразделениями, для группировки звезд по их спектральным характеристикам. Звезды главной последовательности различаются по температуре поверхности от 2000 до 50 000 К , тогда как более развитые звезды могут иметь температуры выше 100000 К. Физически классы указывают температуру атмосферы звезды и обычно перечисляются от самых горячих до самых холодных.
Класс Эффективная температура [1] [2] [3] Vega-относительная цветность [4] [nb 1] Хроматичность ( D65 ) [5] [6] [7] [nb 2] Масса основной последовательности [1] [8]
( массы Солнца ) Радиус основной последовательности [1] [8]
( солнечные радиусы ) Светимость главной последовательности [1] [8]
( болометрическая ) Водородные
линии Фракция всех звезд
главной последовательности [9]
О ≥ 30 000 К синий синий ≥ 16 M ☉ ≥ 6.6 R ☉ ≥ 30 000 л ☉ слабый ~ 0,00003%
В 10 000-30 000 К синий белый темно-синий 2.1-16 M ☉ 1,8-6,6 R ☉ 25-30 000 L ☉ средний 0,13%
A 7 500-10 000 К белый синий белый 1.4-2.1 M ☉ 1.4-1.8 R ☉ 5-25 L ☉ сильный 0,6%
F 6000-7500 К желтый белый белый 1,04-1,4 М ☉ 1.15-1.4 R ☉ 1,5-5 L ☉ средний 3%
г 5 200-6 000 К желтый желтовато-белый 0,8-1,04 М ☉ 0,96-1,15 R ☉ 0,6-1,5 л ☉ слабый 7,6%
К 3,700-5,200 К оранжевый бледно-желтый апельсин 0,45-0,8 M ☉ 0,7-0,96 R ☉ 0,08-0,6 л ☉ Очень слаб 12,1%
M 2,400-3,700 К Оранжево-красный светло-оранжевый красный 0,08-0,45 М ☉ ≤ 0,7 R ☉ ≤ 0,08 л ☉ Очень слаб 76,45%
Диаграмма Герцшпрунга-Рассел относится звездная классификация с абсолютной величиной , светимостью и поверхностной температурой .
Спектральные классы O через M, а также другие более специализированные классы, обсуждаемые позже, подразделяются на арабские цифры (0-9), где 0 обозначает самые горячие звезды данного класса. Например, A0 обозначает самые горячие звезды в классе A, а A9 обозначает самые крутые. Допускаются дробные числа; например, звезда Mu Normae классифицируется как O9.7. [10] ВС классифицируются как G2. [11]
Традиционные описания цвета традиционны в астрономии и представляют цвета относительно среднего цвета звезды класса А, которая считается белой. Очевидные цветные описания [5] - это то, что наблюдатель увидит, если попытается описать звезды под темным небом без помощи глаза или с биноклем. Тем не менее, большинство звезд в небе, кроме самых ярких, кажутся белыми или голубовато-белыми для невооруженного глаза, потому что они слишком тусклые, чтобы цветное зрение работало. Красные сверхгиганты более холодны и красны, чем карлики того же спектрального типа, а звезды с особыми спектральными особенностями, такими как углеродные звезды, могут быть намного краснее любого черного тела.
Звезды O-, B- и A-типа иногда называют «ранним типом», тогда как звезды K и M называются «поздним типом». Это связано с моделью звездной эволюции начала 20-го века, в которой звезды питались гравитационным сжатием через механизм Кельвина-Гельмгольца, благодаря чему звезды начинают свою жизнь как очень горячие звезды раннего типа, а затем постепенно остывают, превращаясь в " позднего типа ". Этот механизм обеспечивал возраст Солнца, который был намного меньше, чем наблюдался, и был устаревшим благодаря открытию, что звезды питаются ядерным синтезом .
Тот факт, что Гарвардская классификация звезды указывала на ее температуру поверхности или фотосферы (точнее, ее эффективную температуру ), не была до конца понята до ее разработки, хотя к тому времени, когда была сформулирована первая диаграмма Герцапруна - Рассела (к 1914 г.) это, как правило, подозревали, что это правда. [12] В 1920-х годах бенгальский физик Мегнад Саха получил теорию ионизации путем распространения известных идей в физической химии, касающихся диссоциации молекул на ионизацию атомов. Сначала он применил его к солнечной хромосфере, затем к звездным спектрам. [13] Гарвардский астроном Сесилия Хелена Пейн (позжеСесилия Пейн-Гапошкин ), затем продемонстрировала, что спектральная последовательность OBAFGKM на самом деле является последовательностью по температуре. [14] Поскольку классификационная последовательность предшествует нашему пониманию того, что это температурная последовательность, размещение спектра в данный подтип, такой как B3 или A7, зависит от (в основном субъективных) оценок сильных характеристик абсорбции в звездных спектрах. В результате эти подтипы неравномерно разделены на какие-либо математически представимые интервалы.
Спектральная классификация Йеркса[ править ]
Спектральная классификация Йеркса , которая также называется MKK система из инициалов авторов, представляет собой систему звездной спектральной классификации , введенной в 1943 году Уильям Уилсон Морган , Филип С. Кинан и Эдит Келлман из Йеркской обсерватории . [15] Эта двумерная ( температура и яркость ) схема классификации основана на спектральных линиях, чувствительных к звездной температуре и поверхностной гравитации, что связано с яркостью (в то время как классификация Гарварда основана на только температуре поверхности). Позднее, в 1953 году, после некоторых пересмотров перечня стандартных звезд и критериев классификации, эта схема была названа классификацией Моргана-Кинана или МК (по инициалам Уильяма Уилсона Моргана и Филиппа Кинана) [16], и эта система остается современной системы.
Более плотные звезды с более высокой поверхностной гравитацией демонстрируют большее расширение давления спектральных линий. Гравитация и, следовательно, давление на поверхности гигантской звезды намного ниже, чем для карликовой звезды, потому что радиус великана намного больше, чем карлик подобной массы. Поэтому различия в спектре можно интерпретировать как эффекты светимости, а класс светимости может быть отнесен исключительно от исследования спектра.
Спектры для карликов (класс светимости V) для стандартных спектральных типов, взятых из Pickles (1998). [17] Указано несколько заметных спектральных линий. Водородные линии наиболее сильны для типов А и В, а общий пик спектра при более коротких длинах волн для более горячих звезд.
Просто насыщенные диски RGB-камеры
Ряд различных классов светимости отличается [18]
0 или Ia + ( гипергиганты или чрезвычайно светящиеся сверхгиганты). Пример: Cygnus OB2 # 12 (B3-4Ia +) [19]
Ia (светящиеся сверхгиганты). Пример: Eta Canis Majoris (B5Ia) [20]
Iab (промежуточные светящиеся сверхгиганты). Пример: Gamma Cygni (F8Iab) [21]
Ib (менее светящиеся сверхгиганты). Пример: Zeta Persei (B1Ib) [22]
II яркие гиганты . Пример: Beta Leporis (G0II) [23]
III обычных гигантов . Пример: Arcturus (K0III) [24]
IV субгигант . Пример: Gamma Cassiopeiae (B0.5IVpe) [25]
V звезд главной последовательности (карлики). Пример: Ачернар (B6Vep) [22]
sd (prefix) subdwarfs . Пример: HD 149382 (sdB5) [26]
D (префикс) белых карликов . [nb 3] Пример: van Maanen 2 (DZ8) [27]
Разрешены предельные случаи; например, звезда может быть либо сверхгигантом, либо ярким гигантом, либо может находиться между классификациями субгигантов и основных последовательностей. В этих случаях используются два специальных символа: косая черта ( / ) означает, что звезда является либо одним классом, либо другой, а тире ( - ) означает, что звезда находится между двумя классами. Например, звезда, классифицированная как A3-4III / IV, будет находиться между спектральными типами A3 и A4, будучи либо гигантской звездой, либо субгигантом. Также использовались подкаркарные классы: VI для субкарли, звезды немного менее светящиеся, чем основная последовательность; VII, а иногда и более высокие цифры для классов белого карлика или «горячего субкарна».
Спектральные особенности [ редактировать ]
Дополнительная номенклатура в виде строчных букв может следовать спектральному типу, чтобы указать на специфические особенности спектра. [28]
Код Спектральные особенности звезд
: неопределенное спектральное значение [18]
... Неотложные спектральные особенности существуют
! Особая особенность
комп Композитный спектр [29]
е Представлены линии выбросов [29]
[Е] «Запрещенные» эмиссионные линии представляют
эр «Обратный» центр эмиссионных линий слабее краев
уравнение Линии выбросов с профилем P Cygni
е N III и He II [18]
е * N IV λ4058Å сильнее линий N III λ4634Å, λ4640Å, λ4642Å [30]
е + Si IV λ4089Å & λ4116Å представляют собой излучение в дополнение к линии N III [30]
(Е) N III, отсутствие или слабое поглощение He II
(F +) [31]
((Е)) Показано сильное поглощение Не II, сопровождающееся слабыми выбросами N III [32]
((Е *)) [31]
час WR звезды с эмиссионными линиями из-за водорода. [33]
ха Звезды WR с выбросами водорода наблюдаются как при поглощении, так и в эмиссии. [33]
Он wk Слабые линии
К Спектры с эффектами межзвездной абсорбции
м Усовершенствованные металлические особенности [29]
N Широкое («туманное») поглощение из-за спиннинга [29]
пп Очень широкие функции поглощения [18]
рыльце Спектр туманностей, смешанный в [29]
п Неопределенная особенность, своеобразная звезда . [nb 4] [29]
рд Своеобразный спектр, аналогичный спектру новых
Q Красная и синяя линии сдвига присутствуют
s Узко «острые» линии поглощения [29]
сс Очень узкие линии
ш Особенности Shell звезды [29]
вар Переменная спектральная функция [29] (иногда сокращается до «v»)
з.д. Слабые линии [29] (также «w» & «wk»)
Символ элемента Аномально сильные спектральные линии указанного элемента (ов) [29]
Например, 59 Cygni обозначается как спектральный тип B1.5Vnne, [34], обозначающий спектр с общей классификацией B1.5V, а также очень широкие линии поглощения и некоторые эмиссионные линии.
История [ править ]
Причиной нечетного расположения букв в классификации Гарварда является исторический, развившийся из ранних классов Secchi и постепенно изменяющийся по мере улучшения понимания.
Классы Secchi [ редактировать ]
Спектральные типы Secchi (152 Schjellerup - Y Canum Venaticorum )
В 1860-х и 1870-х годах новаторский звездный спектроскопист Анджело Секки создал классы Secchi для классификации наблюдаемых спектров. К 1866 году он разработал три класса звездных спектров: [35] [36] [37]
Класс I: белые и синие звезды с широкими тяжелыми водородными линиями , такими как Вега и Альтаир . Это включает в себя современный класс A и ранний класс F.
Класс I, подтип Ориона: подтип класса I с узкими линиями вместо широких полос, таких как Ригель и Беллатрикс . В современных условиях это соответствует ранним звездам типа B
Класс II: желтые звезды - водород менее сильные, но очевидные металлические линии, такие как Солнце , Арктур и Капелла . Сюда входят современные классы G и K, а также поздний класс F.
Класс III: оранжево-красные звезды со сложными спектрами полос, такие как Бетельгейзе и Антарес . Это соответствует современному классу М.
В 1868 году он обнаружил углеродные звезды , которые он внес в отдельную группу: [38]
Класс IV: красные звезды со значительными углеродными группами и линиями (углеродные звезды).
В 1877 году он добавил пятый класс: [39]
Класс V: звезды эмиссионной линии , такие как γ Cassiopeiae и Sheliak .
In the late 1890s, this classification began to be superseded by the Harvard classification, which is discussed in the remainder of this article.[40][41][42] The roman numerals used for Secchi classes should not be confused with the completely unrelated roman numerals used for Yerkes luminosity classes.
Draper system[edit]
Classifications in the Draper Catalogue of Stellar Spectra[43][44]
Secchi Draper Comment
I A, B, C, D Hydrogen lines dominant.
II E, F, G, H, I, K, L
III M
IV N Did not appear in the catalogue.
O Wolf–Rayet spectra with bright lines.
P Planetary nebulae.
Q Other spectra.
In the 1880s, the astronomer Edward C. Pickering began to make a survey of stellar spectra at the Harvard College Observatory, using the objective-prism method. A first result of this work was the Draper Catalogue of Stellar Spectra, published in 1890. Williamina Fleming classified most of the spectra in this catalogue. It used a scheme in which the previously used Secchi classes (I to IV) were divided into more specific classes, given letters from A to N. Also, the letters O, P and Q were used, O for stars whose spectra consisted mainly of bright lines, P for planetary nebulae, and Q for stars not fitting into any other class.[43][44]
Harvard system[edit]
In 1897, another worker at Harvard, Antonia Maury, placed the Orion subtype of Secchi class I ahead of the remainder of Secchi class I, thus placing the modern type B ahead of the modern type A. She was the first to do so, although she did not use lettered spectral types, but rather a series of twenty-two types numbered from I to XXII.[45][46]
В 1901 году Annie Jump Cannon вернулась к буквенным типам, но бросила все буквы, кроме O, B, A, F, G, K и M, используемых в этом порядке, а также P для планетарных туманностей и Q для некоторых своеобразных спектров , Она также использовала такие типы, как B5A для звезд на полпути между типами B и A, F2G для звезд на одну пятую пути от F до G и т. Д. [47] [48] Наконец, к 1912 году Кэннон изменил типы B, A, B5A, F2G и т. Д. На B0, A0, B5, F2 и т. Д. [49] [50] Это по существу современная форма система классификации Гарварда. Обычная мнемоника для запоминания букв спектрального типа - «О, будь прекрасным парнем / девушкой, поцелуй меня».
Спектральные типы [ править ]
Класс O [ редактировать ]
Основная статья: Звезда O-типа
См. Также: Звезда главной звезды O-типа , Синий гигант и Синий сверхгигант
Оказание художником Zeta Puppis , супергиганта O4
Звезды типа O очень горячие и чрезвычайно светлые, причем большая часть их излучаемого выхода в ультрафиолетовом диапазоне. Это самые редкие из всех звезд главной последовательности. Около 1 из 3 000 000 (0,00003%) звезд главной последовательности в окрестности Солнца являются звездами O-типа. [nb 5] [9] Некоторые из самых массивных звезд лежат внутри этого спектрального класса. Звезды O-типа часто имеют сложную среду, которая затрудняет измерение их спектров.
Спектры O-типа были определены соотношением силы Не II λ4541 относительно величины Не I λ4471, где λ - длина волны, измеренная в Òngströms . Спектральный тип O7 определялся как точка, в которой две интенсивности равны, при этом линия He I ослабевает по отношению к более ранним типам. Тип O3 был, по определению, точкой, в которой эта линия вообще исчезает, хотя ее можно увидеть очень слабо с помощью современных технологий. В связи с этим в современном определении используется отношение азотной линии N IV λ4058 к N III λλ4634-40-42. [51]
Звезды O-типа имеют доминирующие линии поглощения и иногда излучают линии Не II, видные ионизированные ( Si IV, O III, N III и C III) и нейтральные гелиевые линии, усиливающиеся от O5 до O9 и видные водородные бальмеровские линии , хотя и не столь сильные, как в более поздних типах. Поскольку они настолько массивны, звезды O-типа имеют очень горячие сердечники и очень быстро сгорают через свое водородное топливо, поэтому они являются первыми звездами, покидающими основную последовательность .
Когда схема классификации MKK была впервые описана в 1943 году, единственными подтипами класса O были O5-O9.5. [52] Схема MKK была расширена до O9.7 в 1971 году [53] и O4 в 1978 году [54] и впоследствии были введены новые схемы классификации, которые добавляют типы O2, O3 и O3.5. [55]
Спектральные стандарты: [56]
O7V: S Monocerotis
O9V: 10 Lacertae
Класс B [ изменить ]
См. Также: Звезда главной последовательности B-типа , Синий гигант и Синий сверхгигант
Художник произвел впечатление на Алудру , супергиганта B5, увиденного в Canis Major .
Звезды B-типа очень светлые и синие. Их спектры имеют нейтральный гелий, которые наиболее заметны в подклассе В2 и умеренные водородные линии. Поскольку звезды O- и B-типа настолько энергичны, они живут только в течение относительно короткого времени. Таким образом, из-за низкой вероятности кинематического взаимодействия в течение их жизни они не могут отклониться далеко от области, в которой они образовались, помимо звезд бегства .
Переход от класса O к классу B первоначально определялся как точка, в которой He II λ4541 исчезает. Однако, с сегодняшним лучшим оборудованием, линия все еще проявляется в ранних звездах типа B. Сегодня для звезд главной последовательности B-класс вместо этого определяется интенсивностью спектра Не-I фиолетового цвета с максимальной интенсивностью, соответствующей классу B2. Для сверхгигантов используются линии кремния ; линии Si IV λ4089 и Si III λ4552 указывают на раннее B. В середине B интенсивность последнего относительно интенсивности Si II λλ4128-30 является определяющей характеристикой, а для позднего B - интенсивностью Mg II λ4481 относительно величины Не I λ4471. [51]
Эти звезды, как правило, обнаруживаются в их исходных ОВ-ассоциациях , которые связаны с гигантскими молекулярными облаками . Ассоциация Orion OB1 занимает большую часть в спиральном рукаве от Млечного Пути и содержит много ярких звезд созвездия Ориона . Около 1 из 800 (0,125%) звезд главной последовательности в окрестности Солнца являются объектами главной последовательности B-типа . [nb 5] [9]
Массивные, но не сверхгигантные сущности, известные как звезды Be, являются звездами главной последовательности, которые, в частности, имели или имели в свое время одну или несколько линий Бальмера в эмиссии, с серией электромагнитного излучения, связанной с водородом, спроектированной звездами , имеющими особый интерес. Как правило, звезды, как правило, имеют необычно сильные звездные ветры , высокие температуры поверхности и значительное истощение звездной массы, поскольку объекты вращаются с необычайно быстрыми темпами. [57] Объекты, известные как звезды «B (e)» или «B [e]», имеют отличительные нейтральные или низкоионизирующие эмиссионные линии которые считаются « запрещенными механизмами », которые подвергаются процессам, которые обычно не допускаются при нынешнем понимании квантовой механики .
Спектральные стандарты: [56]
B0V: Эпсилон Ориона
B0Ia: Альнилы
B2Ia: Chi 2 Orionis
B2Ib: 9 Цефеи
B3V: Eta Ursae Majoris
B3V: Eta Aurigae
B3Ia: Omicron 2 Canis Majoris
B5Ia: Eta Canis Majoris
B8Ia: Ригель
Класс A [ изменить ]
См. Также: Звезда главной последовательности A-типа
Фомальгаут , звезда главной звезды A3
Звезды типа A относятся к числу наиболее распространенных невооруженных глаз и имеют белый или голубовато-белый цвет. Они имеют сильные линии водорода, максимум на A0, а также линии ионизованных металлов ( Fe II, Mg II, Si II) максимум при A5. К этому моменту присутствие линий Ca II заметно усиливается. Около 1 из 160 (0,625%) звезд главной последовательности в солнечной окрестности являются звездами A-типа. [nb 5] [9] [58]
Спектральные стандарты: [56]
A0Van: Gamma Ursae Majoris
A0Va: Вега
A0Ib: Эта Леонис
A0Ia: HD 21389
A2Ia: Deneb
A3Va: Фомальгаут
Класс F [ изменить ]
См. Также: Звезда главной последовательности F-типа
Canopus , сверхгигант F-типа и вторая самая яркая звезда в ночном небе
Звезды F-типа имеют усиленные линии H и K Ca II. Нейтральные металлы ( Fe I, Cr I) начинают увеличиваться на ионизированных металлических линиях поздним F. Их спектры характеризуются более слабыми линиями водорода и ионизованными металлами. Их цвет белый. Около 1 из 33 (3.03%) звезд главной последовательности в окрестности Солнца являются звездами F-типа. [nb 5] [9]
Спектральные стандарты: [56]
F0IIIa: Зета Леонис
F0Ib: Альфа Лепорис
F2V: 78 Ursae Majoris
Класс G [ править ]
«G star» перенаправляется сюда. Для других целей см. G-звезду (значения) .
См. Также: звезда главной последовательности G-типа и желтый сверхгигант
ВС , G2 , звезда главной последовательности, с темными пятнами
Звезды G-типа, включая Солнце [11], имеют видные линии H и K Ca II, которые наиболее выражены у G2. Они имеют еще более слабые линии водорода, чем F, но вместе с ионизированными металлами они имеют нейтральные металлы. В G-зоне молекул CH имеется заметный всплеск. Звезды главной последовательности класса G составляют около 7,5%, почти каждый тринадцать, звезд главной последовательности в солнечном районе. [nb 5] [9]
G является хозяином «Желтой эволюционной пустоты». [59] Звезды супергигантов часто качаются между O или B (синий) и K или M (красный). Пока они это делают, они недолго остаются в классификации желтого супергиганта G, поскольку это чрезвычайно неустойчивое место для супергиганта.
Спектральные стандарты: [56]
G0V: Beta Canum Venaticorum
G0IV: Эта Боетис
G0Ib: Beta Aquarii
G2V: Солнце
G5V: Kappa Ceti
G5IV: Му Геркулис
G5Ib: 9 Pegasi
G8V: 61 Ursae Majoris
G8IV: Бета Аквила
G8IIIa: Kappa Geminorum
G8IIIab: Эпсилон Вирджиния
G8Ib: Epsilon Geminorum
Класс K [ изменить ]
См. Также: Звезда главной звезды K-типа
«Звезда K-типа» перенаправляется сюда. Для корейского проекта ядерного синтеза см. KSTAR .
Арктур , гигант K1.5
Звезды типа K представляют собой оранжевые звезды, которые немного прохладнее Солнца. Они составляют около 12%, почти каждый восьмой, звезд главной последовательности в солнечном районе. [nb 5] [9] Существуют также гигантские звезды типа K, которые варьируются от гипергигантов, таких как RW Cephei , до гигантов и сверхгигантов , таких как Arcturus , тогда как оранжевые карлики , такие как Alpha Centauri B, являются звездами главной последовательности.
Они имеют чрезвычайно слабые линии водорода, если они вообще присутствуют, и в основном нейтральные металлы ( Mn I, Fe I, Si I). К концу К молекулярные полосы оксида титана становятся присутствующими. Существует предположение, что звезды K Spectrum могут потенциально увеличить шансы на жизнь, развивающиеся на орбитальных планетах, которые находятся в зоне обитания. [60]
Спектральные стандарты: [56]
K0V: Sigma Draconis
K0III: Поллукс
K0III: Эпсилон Лебедь
K2V: Эпсилон Эридани
K2III: Каппа Офиучи
K3III: Rho Boötis
K5V: 61 Cygni A
K5III: гамма- драконий
Класс M [ изменить ]
См. Также: Красный карлик , Красный гигант и Красный сверхгигант
UY Scuti , сверхгигант M4
Звезды класса M на сегодняшний день являются наиболее распространенными. Около 76% звезд главной последовательности в солнечной окрестности являются звездами класса М. [nb 5] [nb 6] [9] Тем не менее, звезды главной последовательности класса M ( красные карлики ) имеют такие низкие светимости, что ни один из них не достаточно яркий, чтобы его можно было видеть невооруженным глазом, если только в исключительных условиях. Самой яркой известной звездой главной звезды M-класса является M0V Lacaille 8760 с магнитудой 6,6 (предельная величина для типичной видимости в невооруженном глазу в хороших условиях обычно указывается как 6.5), и крайне маловероятно, чтобы были найдены более яркие примеры ,
Хотя большинство звезд класса M являются красными карликами, большинство гигантов и некоторые сверхгиганты, такие как VY Canis Majoris , Antares и Betelgeuse , также являются классом M. Кроме того, более горячие коричневые карлики позднего класса M. Это обычно находится в диапазоне от M6.5 до M9.5. Спектр звезды класса М содержит линии из молекул оксидов , особенно TiO , в видимом и всех нейтральных металлах, но линии поглощения водорода обычно отсутствуют. Полосы TiO могут быть сильными в звездах класса M, обычно доминируя над их видимым спектром примерно на M5. Оксидные полосы ванадия (II) становятся присутствующими в конце М.
Спектральные стандарты: [56]
M0IIIa: Beta Andromedae
M2III: Чи Пегаси
М1-M2Ia-Iab: Бетельгейз
M2Ia: Mu Cephei
Расширенные спектральные типы [ редактировать ]
Ряд новых спектральных типов был взят из использования вновь открытыми типами звезд. [61]
Горячие классы синих звезд излучения [ править ]
UGC 5797 , галактика эмиссионных линий, где образуются массивные яркие синие звезды [62]
Спектры некоторых очень горячих и голубоватых звезд показывают отмеченные эмиссионные линии из углерода или азота, а иногда и кислорода.
Класс W: Вольф-Райет [ править ]
Основная статья: Звезда Вольфа-Райета
Космический телескоп Хаббла изображение туманности M1-67 и звезды Вольф-Райе WR 124 в центре
Класс W или WR представляет звезды Вольфа-Райта, характерные для спектров, лишенных водородных линий. Вместо них в их спектрах преобладают широкие эмиссионные линии высокоионизованного гелия, азота, углерода и иногда кислорода. Они, как полагают, в основном являются умирающими сверхгигантами с их водородными слоями, сдутыми звездными ветрами , тем самым непосредственно разоблачая их горячие гелиевые оболочки. Класс W далее делится на подклассы в соответствии с относительной прочностью линий выделения азота и углерода в их спектрах (и внешних слоях). [33]
Диапазон спектров WR приведен ниже: [63] [64]
WN , [33] с преобладанием линий азота III-V и гелия I-II
WNE (WN2 - WN5 с некоторыми WN6), более горячее или "раннее"
WNL (WN7 - WN9 с некоторым WN6), более холодный или "поздний"
Расширенные классы WN WN10 и WN11 иногда используются для звезд Ofpe / WN9 [33]
h используется (например, WN9h) для WR с эмиссией водорода и ha (например, WN6ha) для выделения и поглощения водорода
WN / C , WN плюс сильные линии углерода IV , промежуточные между звездами WN и WC [33]
WC , [33] с сильными линиями II-IV углерода
WCE (WC4 до WC6), более горячее или "раннее"
WCL (WC7 до WC9), более холодный или «поздний»,
WO ( WO 1 по WO4), сильные линии кислорода VI , чрезвычайно редко
Хотя центральные звезды большинства планетарных туманностей (CSPNe) показывают спектры O-типа, [65] около 10% являются водорододефицитными и показывают WR-спектры. [66] Это звезды с низкой массой и отличать их от массивных звезд Вольф Райэта, их спектры заключены в квадратные скобки: например, [WC]. Большинство из них показывают [WC] спектры, некоторые [WO] и очень редко [WN].
Звезды «Слэш» [ править ]
Основная статья: Slash star
В слэш звезды O-типа звезды с WN-подобных линий в их спектрах. Название «слэш» происходит от их напечатанного спектрального типа с косой чертой (например, «Of / WNL» [51] ).
В этом спектре есть вторичная группа, более холодная, «промежуточная» группа, обозначенная «Ofpe / WN9». [51] Эти звезды также упоминаются как WN10 или WN11, но это стало менее популярным с реализацией эволюционного отличия от других звезд Вольфа-Райета. Недавние открытия еще более редких звезд расширили диапазон косых звезд до O2-3.5If * / WN5-7, которые еще более горячие, чем исходные косые звезды. [67]
Крутые классы красного и коричневого карликов [ править ]
Основные статьи: Браун карлик и Красный карлик
Новые спектральные типы L, T и Y были созданы для классификации инфракрасных спектров холодных звезд. Это включает как красных карликов, так и коричневых карликов , которые очень слабы в визуальном спектре . [68]
Коричневые карлики , энергия которых исходит только от гравитационного притяжения, остывают по мере их возраста и, следовательно, переходят к более поздним спектральным типам. Браун карлики начинают свою жизнь с спектрами М-типа и будут охлаждаться через спектральные классы L, T и Y; тем быстрее они менее массивные - коричневые карлики наивысшей массы не могут охладиться до Y или даже T карликов в эпоху Вселенной. Поскольку это приводит к вырождению между массой и возрастом для данной эффективной температуры и светимости , для данного спектрального типа не могут быть присвоены уникальные значения. [8]
Класс L [ править ]
Впечатление художника о L-карлике
Class L dwarfs get their designation because they are cooler than M stars and L is the remaining letter alphabetically closest to M. Some of these objects have masses large enough to support hydrogen fusion and are therefore stars, but most are of substellar mass and are therefore brown dwarfs. They are a very dark red in color and brightest in infrared. Their atmosphere is cool enough to allow metal hydrides and alkali metals to be prominent in their spectra.[69][70][71]
Из-за низкой поверхностной гравитации в гигантских звездах конденсаты, содержащие TiO- и VO, никогда не образуются. Таким образом, звезды L-типа, большие, чем карлики, никогда не могут образоваться в изолированной среде. Однако, возможно, эти сверхгиганты L-типа могут образоваться через звездные столкновения. Примером этого является V838 Monocerotis, в то время как в разгар его светящейся красной новы извержения.
Класс Т: метановые карлики[ править ]
Впечатление художника о Т-карлике
Карлики класса T представляют собой холодные коричневые карлики с температурой поверхности от примерно 550 до 1300 К (277 и 1027 ° С, 530 и 1880 ° F). Их эмиссионные пики в инфракрасном диапазоне . В их спектрах заметен метан . [69] [70]
Classes T and L could be more common than all the other classes combined if recent research is accurate. Study of the number of proplyds (protoplanetary disks, clumps of gas in nebulae from which stars and planetary systems are formed) indicates that the number of stars in the galaxy should be several orders of magnitude higher than what was previously speculated. It is theorized that these proplyds are in a race with each other. The first one to form will become a protostar, которые являются очень жестокими объектами и будут разрушать другие проклятия в окрестностях, лишая их своего газа. Позже жертва, вероятно, перейдет к звездам главной последовательности или коричневым карликам классов L и T, которые нам совершенно незаметны. Поскольку коричневые карлики могут жить так долго, эти более мелкие тела накапливаются со временем.
Класс Y [ изменить ]
См. Также: Подкожный карлик и Подземный объект
Художник произвел впечатление на Y-карлика
Коричневые карлики спектрального класса Y более холодны, чем у спектрального класса Т и имеют качественно разные спектры от них. Всего 17 объектов были помещены в класс Y по состоянию на август 2013 года. [72] Хотя такие карлики были смоделированы [73] и обнаружены в течение сорока световых лет Инфракрасным исследователем широкого профиля (WISE) [61] [74 ] [75] [76] [77] нет четкой спектральной последовательности с прототипами. Тем не менее нескольким объектам были присвоены спектральные классы Y0, Y1 и Y2. [78] Спектры этих объектов показывают поглощение около 1,55 мкм . [79]Delorme et al. предположил, что эта особенность обусловлена поглощением аммиака и что это следует рассматривать как указание на переход T-Y, делая эти объекты типа Y0. [79] [80] Фактически, эта функция поглощения аммиака является основным критерием, который был принят для определения этого класса. [78] Однако, эта особенность трудно отличить от поглощения воды и метана , [79] и другие авторы утверждали , что присвоение класса Y0 преждевременно. [81]
Коричневый карлик с последним назначенным спектральным типом, WISE 1828 + 2650 , представляет собой карлик> Y2 с эффективной температурой, первоначально оцененной около 300 К , температурой человеческого тела. [74] [75] [82] Измерения параллакса , однако, показали, что его светимость не согласуется с тем, что он холоднее ~ 400 К. Самый крутой Y-карлик в настоящее время известен WISE 0855-0714 с приблизительной температурой 250 K. [83]
Массовый диапазон для Y карликов составляет 9-25 масс Юпитера , но для юных объектов может достигать ниже одной массы Юпитера, что означает, что объекты Y-класса опираются на 13-ю Юпитерный предел массы дейтерия, который обозначает разделение между коричневыми карликами и планетами. [78]
Связанные с углеродом поздние классы гигантских звезд [ править ]
Углеродными звездами являются звезды, спектры которых указывают на образование углерода с помощью тройного альфа- слияния гелия . При увеличении содержания углерода и некоторых параллельных процессах производства тяжелых элементов s-процесса спектры этих звезд становятся все более отклоняющимися от обычных поздних спектральных классов G, K и M. Гиганты среди этих звезд, как предполагается, сами продуцируют этот углерод, но не слишком немногие из этого класса звезд, как полагают, являются двойными звездами, чья странная атмосфера когда-то была перенесена из бывшего спутника углеродной звезды, который теперь является белым карликом.
Класс C: углеродные звезды [ редактировать ]
Основная статья: Углеродная звезда
Изображение углеродной звезды R Sculptoris и его поразительной спиральной структуры
Первоначально классифицированные как звезды R и N, они также известны как «углеродные звезды». Это красные гиганты, близкие к концу их жизни, в которых избыток углерода в атмосфере. Старые классы R и N проходили параллельно обычной системе классификации от приблизительно середины G до поздней M. Они были недавно переназначены в унифицированный классификатор углерода C с N0, начинающийся примерно с C6. Другим подмножеством холодных углеродных звезд являются звезды типа J, которые характеризуются сильным присутствием молекул 13 CN в дополнение к таковым у 12 CN. [84] Известны несколько углеродных звезд главной последовательности, но подавляющее большинство известных углеродных звезд являются гигантами или сверхгигантами. Существует несколько подклассов:
CR: Раньше сам класс представлял эквивалент углеродной звезды позднего G ранним звездам K-типа.
CN: Раньше сам класс представлял эквивалент углеродной звезды поздних звезд К-М.
CJ: Подтип холодных звезд C с высоким содержанием 13 C.
CH: Аналогии популяции II звезд CR.
C-Hd: углеродные звезды с дефицитом водорода, похожие на поздние G-сверхгиганты с группами CH и C 2 .
Класс S [ изменить ]
Основная статья: Звезда S-типа
Звезды класса S образуют континуум между звездами класса М и углеродными звездами. Те, кто больше всего похож на звезды класса М, имеют сильные полосы поглощения ZrO, аналогичные полосам TiO звезд класса M, тогда как наиболее похожие на углеродные звезды имеют сильные линии натрия D и слабые полосы C 2 . [85] Звезды класса S имеют избыточное количество циркония и других элементов, образующихся в s-процессе , и имеют более сходное содержание углерода и кислорода, чем звезды класса M или углерода. Как и углеродные звезды, почти все известные звезды класса S - звезды с асимптотической гигантской ветвью .
Спектральный тип формируется буквой S и числом от нуля до десяти. Это число соответствует температуре звезды и приблизительно соответствует температурной шкале, используемой для гигантов класса M. Наиболее распространенными типами являются S3-S5, а S10 используется только для звезды χ Cygni, когда он находится на крайнем минимуме.
Основная классификация обычно сопровождается указанием численности, следуя одной из нескольких схем: S2,5; S2 / 5; S2Zr4 Ti2; или S2 * 5. Число после запятой - это шкала от 1 до 9 в зависимости от отношения ZrO и TiO. Число, следующее за косой чертой, представляет собой более новую, но менее распространенную схему, предназначенную для представления отношения углерода к кислороду в масштабе от 1 до 10, где 0 будет звездой MS. Интенсивности циркония и титана могут быть указаны явно. Также изредка видно число, следующее за звездочкой, которая представляет силу полос ZrO по шкале от 1 до 5.
Классы MS и SC: посреднические классы, связанные с углеродом [ редактировать ]
Между классами M и S пограничные случаи называются звездами MS. Аналогичным образом, граничные случаи между классами S и CN называются SC или CS. Считается, что последовательность M → MS → S → SC → CN представляет собой последовательность повышенного содержания углерода с возрастом для углеродных звезд в асимптотической ветви гигантского типа .
Классификация белых карликов[ править ]
Основная статья: Спектроскопия белого карлика
Сириус A и B ( белый карлик типа DA2), разрешенный HST
Класс D (для вырожденных ) - это современная классификация, используемая для белых карликов - звезд с низкой массой, которые больше не подвергаются ядерному синтезу и сократились до планетарного размера, медленно остывая. Класс D далее разделяется на спектральные типы DA, DB, DC, DO, DQ, DX и DZ. Буквы не связаны с буквами, используемыми в классификации других звезд, но вместо этого указывают состав видимого внешнего слоя или атмосферы белого карлика.
Типы белого карлика следующие: [86] [87]
DA : атмосфера, обогащенная водородом, или внешний слой, обозначенный сильными спектральными линиями Бальмера .
DB : атмосфера, обогащенная гелием , обозначенная нейтральным гелием, He I , спектральные линии.
DO : богатая гелием атмосфера, обозначенная ионизованным гелием, He II , спектральными линиями.
DQ : атмосфера, обогащенная углеродом , обозначенная атомными или молекулярными углеродными линиями.
DZ : атмосфера, обогащенная металлом , обозначенная металлическими спектральными линиями (слияние устаревших спектров белого карлика, DG, DK и DM).
DC : нет сильных спектральных линий, указывающих одну из вышеуказанных категорий.
DX : спектральные линии недостаточно понятны для классификации в одну из вышеуказанных категорий.
За типом следует число, дающее температуру поверхности белого карлика. Это число представляет собой округлую форму 50400 / T eff , где T eff - эффективная температура поверхности , измеренная в кельвинах . Первоначально это число округлялось до одной из цифр с 1 по 9, но в последнее время начали использоваться дробные значения, а также значения ниже 1 и выше 9. [86] [88]
Две или более буквы типа могут использоваться для обозначения белого карлика, который отображает более одного из спектральных признаков выше. [86]
Расширенные спектры белого карлика: [86]
DAB : богатый водородом и гелием белый карлик, отображающий нейтральные линии гелия.
DAO : богатый водородом и гелием белый карлик, отображающий ионизированные линии гелия.
ДАЗ : богатый водородом металлический белый карлик.
DBZ : богатый гелием металлический белый карлик.
Для белых карликов используется другой набор символов спектральной особенности, чем для других типов звезд:
Код Спектральные особенности звезд
п Магнитный белый карлик с детектируемой поляризацией
Е Линии выбросов
ЧАС Магнитный белый карлик без видимой поляризации
В переменная
PEC Существуют спектральные особенности
Звездные остатки [ править ]
Основные статьи: Нейтронная звезда , Черная дыра и Экзотическая звезда
Звездные остатки - это объекты, связанные со смертью звезд. Поскольку диаграмма Герцшпрунга-Рассела является наблюдательной по своей природе, эти остатки не могут быть легко построены на диаграмме или вообще не могут быть размещены. Нейтронные звезды относительно малы и холодны и будут падать далеко в левой части диаграммы. Планетарные туманности являются динамичными и имеют тенденцию к быстрому исчезновению яркости, когда звезда-предшественник переходит к белой карликовой ветви. Если показано, планетарная туманность будет построена слева от верхнего левого квадранта диаграммы. Черная дыра не излучает видимый свет самостоятельно, и , следовательно , не будет отображаться на диаграмме. [89]
См. Также [ править ]
Астрономический портал
астрограф
Приглашенная звезда
Спектральная подпись
Звездная эволюция
Количество звезд , обзор звезд
Фотометрическая система UBV
Примечания [ править ]
Jump up ^ Это относительный цвет звезды, еслиВега, обычно считающаяся голубоватой звездой, используется в качестве стандарта для «белого».
Перейти вверх ^ Хроматичность может значительно различаться внутри класса; например,Солнце(звезда G2) является белым, а звезда G9 - желтым.
Перейти вверх ^ Использовать другой набор спектральных типов от звезд, сжигающих элементы
Jump up ^ Прииспользовании с звездами типа Aэто вместо этого относится к аномально сильным металлическим спектральным линиям
^ Перейти к: a b c d e f g Эти пропорции - это фракции звезд ярче абсолютной величины 16; снижение этого предела приведет к тому, что ранние типы будут еще реже, тогда как обычно добавляются только к классу M.
Jump up ^ Это повысится до 78.6%, если мы включим все звезды. (См. Примечание выше).
Ссылки [ редактировать ]
^ Перейти к: a b c d Habets, GMHJ; Хайнце, JRW (ноябрь 1981 г.). «Эмпирические болометрические поправки для основной последовательности». Серия дополнений астрономии и астрофизики . 46 : 193-237 (таблицы VII и VIII). Bibcode : 1981A & AS ... 46..193H . - Светимость получается из фигур M bol , используя M bol (☉) = 4.75.
Перейти вверх ^ Dupuy, Trent J .; Краус, Адам Л. (сентябрь 2013 г.). «Расстояния, светимости и температуры самых холодных известных субэлементов». Наука . 341 (6153): 1492-1495. Bibcode : 2013Sci ... 341.1492D . PMID 24009359 . arXiv : 1309,1422 Свободно доступный . doi : 10.1126 / наука.1241917 .
Прыгай ^ Вайднер, Карстен; Винк, Джорик С. (декабрь 2010). «Массы и массовое несоответствие звезд О-типа». Астрономия и астрофизика . 524 . A98. Bibcode : 2010A & A ... 524A..98W . arXiv : 1010.2204v1 Свободно доступный . doi : 10.1051 / 0004-6361 / 201014491 .
Перейти вверх ^ "Цвет звезд" . Австралийский телескоп.
^ Перейти в: a b Moore, Patrick (1992). Книга астрономии Гиннеса: факты и подвиги (4-е изд.). Guinness. ISBN 0-85112-940-4 .
Перейти вверх ^ "Цвет звезд" . Австралийский телескоп. 21 декабря 2004 года . Проверено 26 сентября 2007 года . - Объясняет причину разницы в восприятии цвета.
Прыгай ^ Благотворительность, Митчелл. «Какого цвета звезды?» , Vendian.org . Получено 13 мая 2006 года .
^ Перейти к: a b c d Baraffe, I .; Chabrier, G .; Barman, TS; Allard, F .; Hauschildt, PH (май 2003 г.). «Эволюционные модели для холодных коричневых карликов и внесолнечных планет-гигантов. Случай HD 209458». Астрономия и астрофизика . 402 (2): 701-712. Bibcode : 2003A & A ... 402..701B . arXiv : astro-ph / 0302293 Свободно доступный . doi : 10.1051 / 0004-6361: 20030252 .
^ Перейти к: a b c d e f g h Ledrew, Glenn (февраль 2001). «Настоящее звездное небо». Журнал Королевского астрономического общества Канады . 95 : 32. Bibcode : 2001JRASC..95 ... 32L .
Прыгай ^ Сота, А .; Maíz Apellániz, J .; Моррелл, Н.И. Барба, RH; Walborn, NR; и другие. (Март 2014 года). «Спектроскопия Галактической О-Звезды (GOSSS). II. Яркие южные звезды». Серия дополнений к астрофизическим журналам . 211 (1). 10. Bibcode : 2014ApJS..211 ... 10S . arXiv : 1312,6222 Свободно доступный . doi : 10.1088 / 0067-0049 / 211/1/10 .
^ Перейти к: a b Филлипс, Кеннет JH (1995). Путеводитель по Солнцу . Пресса Кембриджского университета . С. 47-53. ISBN 978-0-521-39788-9 .
Прыгай ^ Рассел, Генри Норрис (март 1914 года). «Отношения между спектрами и другими характеристиками звезд». Популярная астрономия . Том 22. стр. 275-294. Bibcode : 1914PA ..... 22..275R .
Прыгай ^ Саха, М.Н. (май 1921). «О физической теории звездных спектров». Труды Лондонского королевского общества. Серия А . 99 (697): 135-153. Bibcode : 1921RSPSA..99..135S . doi : 10.1098 / rspa.1921.0029 .
Перейти вверх ^ Пейн, Сесилия Хелена (1925). Звездные атмосферы; Вклад в наблюдательное исследование высокой температуры в обратных слоях звезд (доктор философии). Колледж Рэдклиффа. Bibcode : 1925PhDT ......... 1P .
Прыгай ^ Морган, Уильям Уилсон; Кинан, Филип Чайлдс; Келлман, Эдит (1943). Атлас звездных спектров с контуром спектральной классификации . Университет Чикагской прессы. Bibcode : 1943assw.book ..... M . OCLC 1806249 .
Прыгай ^ Морган, Уильям Уилсон; Кинан, Филип Чайлдс (1973). «Спектральная классификация». Ежегодный обзор астрономии и астрофизики . 11 : 29-50. Bibcode : 1973ARA & A..11 ... 29M . doi : 10,1146 / annurev.aa.11.090173.000333 .
Прыжок вверх ^ Pickles, AJ (июль 1998). «Библиотека звездного спектрального потока: 1150-25000 Å». Публикации Астрономического общества Тихого океана . 110 (749): 863-878. Bibcode : 1998PASP..110..863P . doi : 10.1086 / 316197 .
^ Перейти к: a b c d «Заметка о спектральном атласе и спектральной классификации» . Центр досуга астрономии Страсбурга . Проверено 2 января 2015 года .
Перейти вверх ^ Кабальеро-Ньевес, СМ; Nelan, EP; Gies, DR; Уоллес, DJ; DeGioia-Eastwood, K .; и другие. (Февраль 2014 года). «Исследование с высоким угловым разрешением массивных звезд в Cygnus OB2: результаты сенсоров тонких направляющих космического телескопа Хаббла». Астрономический журнал . 147 (2). 40. Bibcode : 2014AJ .... 147 ... 40C . arXiv : 1311.5087 Свободно доступный . doi : 10.1088 / 0004-6256 / 147/2/40 .
Перейти вверх ^ Приня, РК; Масса, DL (октябрь 2010 г.). «Подпись широко распространенного скопления в сверхгигантных ветрах B». Астрономия и астрофизика . 521 . L55. Bibcode : 2010A & A ... 521L..55P . arXiv : 1007,2744 Свободно доступный . doi : 10.1051 / 0004-6361 / 201015252 .
Перейти вверх ^ Грей, Дэвид Ф. (ноябрь 2010). "Фотосферные вариации супергиганта γ Cyg". Астрономический журнал . 140 (5): 1329-1336. Bibcode : 2010AJ .... 140.1329G . doi : 10.1088 / 0004-6256 / 140/5/1329 .
^ Перейти к: a b Nazé, Y. (ноябрь 2009 г.). «Горячие звезды, наблюдаемые XMM-Newton I. Каталог и свойства звезд OB». Астрономия и астрофизика . 506 (2): 1055-1064. Bibcode : 2009A & A ... 506.1055N . arXiv : 0908.1461 Свободно доступный . doi : 10.1051 / 0004-6361 / 200912659 .
Перейти вверх ^ Любимков, Леонид S .; Ламберт, Дэвид Л.; Ростопчин, Сергей I; Рачковская, Тамара М.; Поклад, Дмитрий Б. (февраль 2010 г.). «Точные фундаментальные параметры для супергигант A-, F- и G-типа в окрестности Солнца». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 402 (2): 1369-1379. Bibcode : 2010MNRAS.402.1369L . arXiv : 0911,1335 Свободно доступный . doi : 10.1111 / j.1365-2966.2009.15979.x .
Перейти вверх ^ Серый, RO; Corbally, CJ; Гарнизон, РФ; McFadden, MT; Робинсон, ЧП (октябрь 2003 г.). «Взносы в соседние звезды (NStars) Проект: Спектроскопия звезд Ранее M0 в пределах 40 парсеков: северный образец. Астрономический журнал . 126 (4): 2048-2059. Bibcode : 2003AJ .... 126.2048G . arXiv : astro-ph / 0308182 Свободно доступный . doi : 10.1086 / 378365 .
Перейти вверх ^ Шенаврин, VI; Таранова О.Г. Nadzhip, AE (январь 2011 г.). «Ищите и изучайте горячие пузырьки пыли». Астрономические отчеты . 55 : 31-81. Bibcode : 2011ARep ... 55 ... 31S . doi : 10.1134 / S1063772911010070 .
Прыжок вверх ^ Cenarro, AJ; Пелетье, РФ; Санчес-Бласкес, П .; Селам, SO; Toloba, E .; Cardiel, N .; Falcon-Barroso, J .; Gorgas, J .; Хименес-Висенте, J .; Ваздекис А. (январь 2007 г.). «Библиотека эмпирических спектров Исаака Ньютона с разрешением среднего разрешения - II. Параметры звездной атмосферы». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 374 (2): 664-690. Bibcode : 2007MNRAS.374..664C . arXiv : astro-ph / 0611618 Свободно доступный . doi : 10.1111 / j.1365-2966.2006.11196.x .
Перейти вверх ^ Сион, Эдвард М .; Holberg, JB; Освальт, Терри Д .; Маккук, Джордж П.; Васатоник, Ричард (декабрь 2009). «Белые гномы в пределах 20 парсеков Солнца: кинематика и статистика». Астрономический журнал . 138 (6): 1681-1689. Bibcode : 2009AJ .... 138.1681S . arXiv : 0910.1288 Свободно доступный . doi : 10.1088 / 0004-6256 / 138/6/1681 .
Перейти вверх ^ MacRobert, Алан (1 августа 2006 г.). «Спектральные типы звезд» . Небо и телескоп .
^ Перейти к: a b c d e f g h i j k Allen, JS «Классификация звездных спектров» . UCL Отдел физики и астрономии: группа астрофизиков . Получено 1 января 2014 года .
^ Перейти вверх: a b Maíz Apellániz, J .; Walborn, Nolan R .; Моррелл, Н.И. Niemela, VS; Нелан, EP (2007). «Pismis 24-1: звездный верхний предел массы сохранен». Астрофизический журнал . 660 (2): 1480-1485. Bibcode : 2007ApJ ... 660.1480M . arXiv : astro-ph / 0612012 Свободно доступный . doi : 10.1086 / 513098 .
^ Перейти вверх: a b Fariña, Сесилия; Bosch, Guillermo L .; Моррелл, Нидия I .; Barbá, Rodolfo H .; Уолборн, Нолан Р. (2009). «Спектроскопическое исследование комплекса N159 / N160 в большом магеллановом облаке». Астрономический журнал . 138 (2): 510-516. Bibcode : 2009AJ .... 138..510F . arXiv : 0907.1033 Свободно доступный . doi : 10.1088 / 0004-6256 / 138/2/510 .
Перейти вверх ^ Рауль, G .; Manfroid, J .; Gosset, E .; Nazé, Y .; Sana, H .; De Becker, M.; Foellmi, C .; Моффат, AFJ (2007). «Звезды раннего типа в ядре молодого открытого кластера Westerlund 2». Астрономия и астрофизика . 463 (3): 981-991. Bibcode : 2007A & A ... 463..981R . arXiv : astro-ph / 0612622 Свободно доступный . doi : 10.1051 / 0004-6361: 20066495 .
^ Перейти к: a b c d e f g Crowther, Paul A. (2007). «Физические свойства звезд волка-ракета». Ежегодный обзор астрономии и астрофизики . 45 : 177-219. Bibcode : 2007ARA & A..45..177C . arXiv : astro-ph / 0610356 Свободно доступный . doi : 10,1146 / annurev.astro.45.051806.110615 .
Jump up ^ Rountree Lesh, J. (1968). «Кинематика пояса Гулда: расширяющаяся группа?». Серия дополнений к астрофизическим журналам . 17 : 371. Bibcode : 1968ApJS ... 17..371L . doi : 10.1086 / 190179 .
Прыжок вверх ^ Анализ спектральных исследований,связанных с этюдами и наблюдениями за соседи, П. Секки,Comptes Rendus des Séances de l'Académie des Sciences 63(июль-декабрь 1866 г.), стр. 364-368.
Прыжок вверх ^ Нувелл снова пытается проанализировать спектральные характеристики лазеров, P. Secchi,Comptes Rendus des Séances de l'Académie des Sciences 63(июль-декабрь 1866 г.), стр. 621-628.
Jump up ^ Hearnshaw, JB (1986). Анализ звездного света: сто пятьдесят лет астрономической спектроскопии . Кембридж, Великобритания: пресс-релиз Cambridge University Press. С. 60, 134. ISBN 0-521-25548-1 .
Перейти вверх ^ стр. 62-63, Hearnshaw 1986.
Перейти вверх ^ стр. 60, Hearnshaw 1986.
Перейти вверх ^ Классификация звездных спектров: некоторая история
Прыжок вверх ^ Kaler, James B. (1997). Звезды и их спектры: введение в спектральную последовательность . Кембридж: Пресса Кембриджского университета. pp. 62-63. ISBN 0-521-58570-8 .
Перейти вверх ^ стр. 60-63, Hearnshaw 1986; pp. 623-625, Secchi 1866.
^ Перейти к: a b Пикеринг, Эдвард C. (1890). «Дрейпер-каталог звездных спектров сфотографирован с 8-дюймовым телескопом Бахе в составе мемориала Генри Дрейпера». Анналы обсерватории Гарвардского колледжа . 27 : 1. Bibcode : 1890AnHar..27 .... 1P .
^ Перейти к: в б р 106-108, Hearnshaw 1986..
Перейти вверх ^ стр. 111-112, Hearnshaw 1986.
Перейти вверх ^ Мори, Антония C; Пикеринг, Эдвард К. (1897). «Спектры ярких звезд сфотографированы с помощью 11-дюймового драпировочного телескопа в рамках мемориала Генри Дрейпера». Анналы обсерватории Гарвардского колледжа . 28 : 1. Bibcode : 1897AnHar..28 .... 1M .
Перейти вверх ^ Кэннон, Энни Дж .; Пикеринг, Эдвард К. (1901). «Спектры ярких южных звезд, сфотографированные с помощью 13-дюймового телескопа Бойдена как часть мемориала Генри Дрейпера». Анналы обсерватории Гарвардского колледжа . 28 : 129. Bibcode : 1901AnHar..28..129C .
Прыжок вверх ^ стр. 117-119, Херншоу, 1986.
Перейти вверх ^ Кэннон, Энни Прыг; Пикеринг, Эдвард Чарльз (1912). «Классификация 1 688 южных звезд с помощью их спектров». Анналы астрономической обсерватории Гарвардского колледжа . 56 : 115. Bibcode : 1912AnHar..56..115C .
Прыжок вверх ^ стр. 121-122, Херншоу, 1986 год.
^ Перейти к: в б гр д Walborn, NR (2008). «Многоволновая систематика спектров ОВ». Массивные звезды: фундаментальные параметры и окружно-звездные взаимодействия (Ed . P. Benaglia . 33 : 5. Bibcode : 2008RMxAC..33 .... 5W .
Jump up ^ Атлас звездных спектров с контуром спектральной классификации , WW Morgan, PC Keenan и E. Kellman, Chicago: University of Chicago Press, 1943.
Jump up ^ Walborn, NR (1971). «Некоторые спектральные характеристики звезд OB: исследование пространственного распределения некоторых звезд OB и эталонная структура классификации». Серия дополнений к астрофизическим журналам . 23 : 257. Bibcode : 1971ApJS ... 23..257W . doi : 10.1086 / 190239 .
Прыгай ^ Морган, WW; Абт, Хельмут А.; Tapscott, JW (1978). «Пересмотренный спектральный атлас МК для звезд раньше солнца». Уильямс-Бей: обсерватория Йеркса . Bibcode : 1978rmsa.book ..... M .
Прыжок вверх ^ Walborn, Nolan R .; Howarth, Ian D .; Леннон, Даниэль Дж .; Мэсси, Филипп; Oey, MS; Моффат, Энтони Ф.Ю. Скалковский, Гвен; Моррелл, Нидия I .; Дриссен, Лоран; Паркер, Джоэл Вэм. (2002). «Новая система спектральной классификации для самых ранних звезд O: определение типа O2». Астрономический журнал . 123 (5): 2754-2771. Bibcode : 2002AJ .... 123.2754W . doi : 10.1086 / 339831 .
^ Перейти к: a b c d e f g Garrison, RF (1994). «Иерархия стандартов для процесса МК». Астрономическое общество Тихого океана . 60 : 3. Bibcode : 1994ASPC ... 60 .... 3G .
Перейти вверх ^ Slettebak, Арне (июль 1988). «Звезды звёзд». Публикации Астрономического общества Тихого океана . 100 : 770-784. Bibcode : 1988PASP..100..770S . doi : 10.1086 / 132234 .
Перейти вверх ^ "SIMBAD Объектный запрос: CCDM J02319 + 8915" . Центр Доннеса астрономии Страсбурга . Получено 10 июня 2010 года .
Перейти вверх ^ Nieuwenhuijzen, H .; De Jager, C. (2000). « Проверка желтой эволюционной пустоты. Три эволюционных критических гипервианта: HD 33579, HR 8752 и IRC +10420 ». Астрономия и астрофизика . 353 : 163. Bibcode : 2000A & A ... 353..163N .
Подпрыгните вверх ^ «В космологическом масштабе, период обитания Земли почти закончился | Международная космическая стипендия» . Spacefellowship.com . Проверено 22 мая 2012 года .
^ Перейти в: a b Звезды такие же крутые, как человеческое тело
Перейти вверх ^ "Галактическая реконструкция" . www.spacetelescope.org . ESA / Hubble . Получено 29 апреля 2015 года .
Перейти вверх ^ Фигер, Дональд Ф.; McLean, Ian S .; Najarro, Francisco (1997). «Спектральный атлас AK-диапазона звезд Вольф-Райта». Астрофизический журнал . 486 : 420-434. Bibcode : 1997ApJ ... 486..420F . doi : 10.1086 / 304488 .
Перейти вверх ^ Kingsburgh, RL; Барлоу, МЮ; Storey, PJ (1995). «Свойства звезд вольф-лучей WO». Астрономия и астрофизика . 295 : 75. Bibcode : 1995A & A ... 295 ... 75K .
Перейти вверх ^ Тинклер, КМ; Lamers, HJGLM (2002). «Массовые потери высоких H-богатых центральных звезд планетарных туманностей в качестве индикаторов расстояния?». Астрономия и астрофизика . 384 (3): 987-998. Bibcode : 2002A & A ... 384..987T . doi : 10.1051 / 0004-6361: 20020061 .
Перейти вверх ^ Miszalski, B .; Кроутер, Пенсильвания; De Marco, O .; Köppen, J .; Моффат, AFJ; Acker, A .; Hillwig, TC (2012). «IC 4663: первая однозначная центральная звезда Вольф-Райта [WN] планетарной туманности». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 423 : 934-947. Bibcode : 2012MNRAS.423..934M . arXiv : 1203,3303 Свободно доступный . doi : 10.1111 / j.1365-2966.2012.20929.x .
Перейти вверх ^ Кроутер, Пенсильвания; Walborn, NR (2011). «Спектральная классификация O2-3.5. Если * / WN5-7 звезд». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 416 (2): 1311-1323. Bibcode : 2011MNRAS.416.1311C . arXiv : 1105,4757 Свободно доступный . doi : 10.1111 / j.1365-2966.2011.19129.x .
Перейти вверх ^ Киркпатрик, JD (2008). «Выдающиеся проблемы в нашем понимании L, T и Y гномов». 14-й Кембриджский семинар по холодным звездам . 384 : 85. Bibcode : 2008ASPC..384 ... 85K . arXiv : 0704,1522 Свободно доступный .
^ Перейти к: a b Kirkpatrick, J. Davy; Рид, И. Нилл; Либерт, Джеймс; Cutri, Roc M .; Нельсон, Брант; Бейчман, Чарльз А.; Dahn, Conard C .; Моне, Дэвид Г.; Gizis, John E .; Скруцкие, Майкл Ф. (10 июля 1999 г.). «Гномы более холодные, чем M: определение спектрального типа L с помощью обнаружения из 2-μ ALL-SKY Survey (2MASS)». Astrophysical Journal . Университет Чикагской прессы . 519 (2): 802-833. Bibcode : 1999ApJ ... 519..802K . doi : 10.1086 / 307414 .
^ Перейти к: a b Kirkpatrick, J. Davy (2005). «Новые спектральные типы L и T». Ежегодные обзоры астрономии и астрофизики . Ежегодные обзоры . 43 (1): 195-246. Bibcode : 2005ARA & A..43..195K . doi : 10,1146 / annurev.astro.42.053102.134017 .
Подпрыгните вверх ^ Киркпатрик, Дж. Дэви; Barman, Travis S .; Burgasser, Adam J .; Макговерн, Марк Р.; McLean, Ian S .; Тинни, Кристофер Г.; Lowrance, Patrick J. (2006). «Открытие очень молодого поля L Карлик, 2MASS J01415823-4633574». Астрофизический журнал . 639 (2): 1120-1128. Bibcode : 2006ApJ ... 639.1120K . arXiv : astro-ph / 0511462 Свободно доступный . doi : 10.1086 / 499622 .
Подпрыгните вверх ^ Киркпатрик, Дж. Дэви; Кушинга, Майкла С .; Гелино, Кристофер Р .; Бейчман, Чарльз А.; Tinney, CG; Фахерти, Жаклин К.; Шнайдер, Адам; Мейс, Григорий Н. (2013). «Открытие Y1 Dwarf WISE J064723.23-623235.5». Астрофизический журнал . 776 (2): 128. Bibcode : 2013ApJ ... 776..128K . arXiv : 1308.5372v1 Свободно доступный . doi : 10.1088 / 0004-637X / 776/2/128 .
Перейти вверх ^ Y-Спектральный класс для Ultra-Cool Dwarfs, NRDeacon и NCHambly, 2006
^ Перейти вверх: a b Wehner, Майк (24 августа 2011 г.). «NASA видит, что охлажденные звезды круче, чем человеческий организм». Новости технологий - Yahoo! News Canada » . Ca.news.yahoo.com . Проверено 22 мая 2012 года .
^ Перейти к: в б NASA видит охлажденный выход звезды холоднее , чем человеческое тело
Перейти вверх ^ Мудрая миссия NASA обнаруживает самый классный класс звезд
Перейти вверх ^ Zuckerman, B .; Песня, I. (2009). «Минимальная масса джинсов, коричневый карлик-спутник IMF и предсказания для обнаружения карликов Y-типа». Астрономия и астрофизика . 493 (3): 1149-1154. Bibcode : 2009A & A ... 493.1149Z . arXiv : 0811.0429 Свободно доступный . doi : 10.1051 / 0004-6361: 200810038 .
^ Перейти вверх: a b c Dupuy, TJ; Краус, AL (2013). «Расстояния, светимости и температуры самых холодных известных субэлементов». Наука . 341 (6153): 1492-5. Bibcode : 2013Sci ... 341.1492D . PMID 24009359 . arXiv : 1309,1422 Свободно доступный . doi : 10.1126 / наука.1241917 .
^ Перейти к: a b c Leggett, SK; Кушинга, Майкла С .; Saumon, D .; Marley, MS; Roellig, TL; Уоррен, SJ; Бернингем, Бен; Джонс, HRA; Киркпатрик, JD; Lodieu, N .; Лукас, PW; Майнцер, А.К .; Мартин, Э.Л .; McCaughrean, MJ; Pinfield, DJ; Слоан, ГК; Smart, RL; Tamura, M .; Van Cleve, J. (2009). «Физические свойства четырехкартовых карликов -600 КТ». Астрофизический журнал . 695 (2): 1517-1526. Bibcode : 2009ApJ ... 695.1517L . arXiv : 0901.4093 Свободно доступный . doi : 10.1088 / 0004-637X / 695/2/1517 .
Перейти вверх ^ Делорм, П .; Delfosse, X .; Альберт, L .; Artigau, E .; Forveille, T .; Reylé, C .; Allard, F .; Homeier, D .; Робин, AC; Willott, CJ; Лю, МС; Dupuy, TJ (2008). «CFBDS J005910.90-011401.3: Достижение перехода коричневого карлика TY?». Астрономия и астрофизика . 482 (3): 961-971. Bibcode : 2008A & A ... 482..961D . arXiv : 0802,4387 Свободно доступный . doi : 10.1051 / 0004-6361: 20079317 .
Подпрыгните вверх ^ Burningham, Бен; Pinfield, DJ; Леггетт, СК; Tamura, M .; Лукас, PW; Homeier, D .; Day-Jones, A .; Джонс, HRA; Кларк, JRA; Исии, М .; Кузухара, М .; Lodieu, N .; Сапатеро Осорио, MR; Venemans, BP; Морлок, ди-джей; Barrado y Navascués, D .; Martin, EL; Magazzù, A. (2008). «Изучение температурного режима субэлементарной системы до ~550 К». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 391 : 320-333. Bibcode : 2008MNRAS.391..320B . arXiv : 0806,0067 Свободно доступный . doi : 10.1111 / j.1365-2966.2008.13885.x .
Перейти вверх ^ Европейская южная обсерватория. «Очень крутая пара коричневых гномов», 23 марта 2011 г.
Перейти вверх ^ Лухман, Кевин Л.; Эсплин, Таран Л. (май 2016 г.). «Распределение спектральной энергии самого холодного известного коричневого карлика». Астрономический журнал . 152 : 78. Bibcode : 2016AJ .... 152 ... 78L . arXiv : 1605,06655 Свободно доступный [ astroph.SR ]. doi : 10.3847 / 0004-6256 / 152/3/78 .
Jump up ^ Bouigue, R. 1954, Annales d'Astrophysique, Vol. 17, с.104
Jump up ^ Keenan, PC 1954 Astrophysical Journal, vol. 120, p. 484
^ Перейти вверх: a b c d Sion, EM; Greenstein, JL; Landstreet, JD; Liebert, J .; Shipman, HL; Wegner, GA (1983). «Предлагаемая новая система спектральной классификации белого карлика». Астрофизический журнал . 269 : 253. Bibcode : 1983ApJ ... 269..253S . doi : 10.1086 / 161036 .
Перейти вверх ^ C? Rsico, AH; Althaus, LG (2004). «Скорость изменения периода в пульсирующих DB-белых карликовых звездах». Астрономия и астрофизика . 428 : 159-170. Bibcode : 2004A & A ... 428..159C . arXiv : astro-ph / 0408237 Свободно доступный . doi : 10.1051 / 0004-6361: 20041372 .
Перейти вверх ^ Маккук, Джордж П.; Сион, Эдвард М. (1999). «Каталог спектроскопически идентифицированных белых карликов». Серия дополнений к астрофизическим журналам . 121 : 1-130. Bibcode : 1999ApJS..121 .... 1M . doi : 10.1086 / 313186 .
Jump up ^ "Pulsating Variable Stars и диаграмма Hertzsprung-Russell (HR)" . Гарвард-Смитсоновский центр астрофизики. 9 марта 2015 года . Проверено 23 июля 2016 года .
Внешние ссылки [ править ]
Библиотеки звездных спектров, Д. Монтес, UCM
Типы спектров для записей каталога Hipparcos
Звездная спектральная классификация, Ричард О. Грей и Кристофер Дж. Корбалли
Спектральные модели звезд, П. Коэльо
Меррифилд, Майкл; Бауэр, Аманда; Häußler, Boris (2010). «Классификация звезд» . Шестьдесят Символов . Брейди Харан для Университета Ноттингема .
[ показать ] v T е
звезда
Категории :ЗвездыЗвезды по спектральному типуЗвезды по классу светимостиКлассификация Hertzsprung-RussellСистемы классификацииЗвездная астрономияТипы звезд. Оглавление
Следующее Предыдущее Главная страничка
Tags: Кто такие классификация звезд?. Посмотрите видео ниже, где следовательно, как менялась ее наружность.
Источник:... .
.
.
Продолжаем развиваться
.
.
.
.
.
Рождение германского царства
грустные последствия что не замедлили отразиться..
«Кто такие классификация звезд??»
«Кто такие классификация звезд?»
«Кто такие классификация звезд?»