Wikipédia

Spektrálna klasifikácia

Spektrálna klasifikácia je klasifikácia hviezd založená na teplote hviezdneho povrchu – fotosfére. Túto teplotu možno zistiť na základe absorpčných spektrálnych čiar, čo sú tmavé čiary v obraze získanom prístrojom zvaným štrbinový spektrograf. Poloha a intenzita absorpčných spektrálnych čiar závisí od toho, ktoré energetické hladiny atómov rôznych prvkov sú obsadené a obsadenie energetických hladín zase priamo závisí od teploty prostredia, v ktorom sa atómy nachádzajú. V prípade spektrálnej klasifikácie ide o analýzu absorpčných čiar vytvorených atómami v hviezdnej atmosfére, predovšetkým vo fotosfére.[1]

Slnko má v Morgan-Keenanovej spektrálnej klasifikácii označenie triedy G2V.

Svetlo z fotosféry hviezd sa v prípade mriežkového spektrografu (typ štrbinového spektrografu) analyzuje štiepením optickou mriežkou. Tá svetlo rozdelí na zväzky rôznych vlnových dĺžok, čiže rozličných farieb. Vlnové dĺžky sa odlišujú svojimi smermi. Objektív spektrografu sústredí tieto jednofarebné zväzky do ohniskovej roviny, čím sa vytvoria jednofarebné (monochromatické) obrazy vstupnej štrbiny nazývané spektrum.[2] V spektre každá čiara predstavuje atóm alebo ión chemického prvku. Preskok elektrónu na vyššiu hladinu (excitácia) až úplne odtrhnutie elektrónu od atómu (ionizácia) nastáva u rôznych chemických prvkov pri rôznych teplotách. Nájdenie „otlačku“ určitého excitovaného atómu alebo iónu v podobe spektrálnej čiary preto naznačuje, aká teplota panuje na povrchu hviezdy. Ak bola teplota hviezdy určená väčšinou z absorpčných čiar, nezvyčajné absencie čiar alebo širšie čiary môžu znamenať nezvyčajné chemické zloženie časti hviezdnej atmosféry – chromosféry.

V súčasnosti sa väčšina hviezd označuje písmenami O, B, A, F, G, K a M, kde trieda O označuje najteplejšie hviezdy a trieda M najchladnejšie. Na zapamätanie si poradia tried sa niekedy využíva anglická mnemonika "Oh, be a fine girl /guy, kiss me". Neformálne sa hviezdam jednotlivých spektrálnych typov prisudzujú takéto farby: O modré, B modro-biele, A biele, F žlto-biele, G žlté, K oranžové a M červené. Skutočná farba hviezdy určitého typu sa pri pozorovaní môže líšiť od týchto farieb v závislosti od optických podmienok a zdanlivej hviezdnej veľkosti.

V súčasnej klasifikácii hviezd, Morgan-Keenanovej spektrálnej klasifikácii, je spektrálne písmeno rozšírené o číslo 0 až 9, ktoré označuje desatinu rozsahu medzi dvoma hviezdnymi triedami, takže A5 je 5 desatín medzi triedami A0 a F0, ale A2 predstavuje 2 desatiny plného rozsahu od A0 do F0. Ďalšou veličinou zahrnutou v Morgan-Keenanovej spektrálnej klasifikácii je svietivosť triedy vyjadrená rímskymi číslicami I, II, III, IV a V, ktoré vyjadrujú šírku určitej absorpcie čiar v hviezdnom spektre.

Secchiove triedy

upraviť

Medzi rokmi 1860 a 1870 vytvoril pioniersky spektroskopista, kňaz Angelo Secchi, tzv. secchiove triedy pre klasifikáciu pozorovaného spektra. V roku 1866 zaviedol tri triedy hviezdneho spektra.[3][4][5]

  • Trieda I: biele a modré hviezdy so širokými absorpčnými čiarami (pásmi) Balmerovej série vodíka ako Vega a Altair, tieto zahŕňajú súčasnú triedu A a počiatočnú triedu F.
    • Trieda I, podtyp Orion: podtyp triedy I s úzkymi čiarami v miestach širokých pásov ako sú Rigel a Bellatrix. V súčasnej terminológii je táto trieda zhodná so skorou triedou hviezd B.
  • Trieda II: žlté hviezdy so slabšími vodíkovými čiarami a viditeľnými kovovými čiarami, ako je Slnko, Arktúr a Capella. Tieto zahŕňajú súčasné triedy G a K ako aj neskoršiu triedu F.
  • Trieda III: oranžové až červené hviezdy s komplexným pásom spektra ako sú Betelgeuze a Antares. V súčasnej terminológii je táto trieda zhodná so súčasnou triedou hviezd M.[6]

V roku 1868 objavil karbónové hviezdy, ktoré zaradil do odlišnej triedy:

  • Trieda IV: červené hviezdy s význačnými uhlíkovými pásmi a čiarami.[7]

V roku 1877 pridal piatu triedu:

Po roku 1890 sa táto klasifikácia postupne nahradila Harvardskou klasifikáciou.[8][9]

Harvardská spektrálna klasifikácia

upraviť

Harvardská spektrálna klasifikácia je jednorozmerná schéma. Hviezdy sú rozdelené podľa teploty povrchu od 2 000 do 40 000 kelvinov. Triedy udávajú teplotu atmosféry hviezdy a zoradené sú od najteplejších po najchladnejšie.

Trieda Teplota
(kelvin) 		Dohodnutá farba Zdanlivá farba[10][11][12] Hmotnosť[13]
(hmotnosť Slnka) 		Polomer
(polomer Slnka) 		Svietivosť
(bolometrická) 		Čiary vodíka Zastúpenie medzi hviezdami
hlavnej postupnosti
O ≥ 30 000 K modrá modrá ≥ 16 M☉ ≥ 6,6 R☉ ≥ 30 000 L☉ slabé ~0,00003%
B 10 000 – 30 000 K biela až modrobiela modrobiela 2,1 – 16 M☉ 1,8 – 6,6 R☉ 25 – 30 000 L☉ stredné 0,13%
A 7 500 – 10 000 K biela biela až modrobiela 1,4 – 2,1 M☉ 1,4 – 1,8 R☉ 5 – 25 L☉ silné 0,6%
F 6 000 – 7 500 K žltobiela biela 1,04 – 1,4 M☉ 1,15 – 1,4 R☉ 1,5 – 5 L☉ stredné 3%
G 5 200 – 6 000 K žltá žltobiela 0,8 – 1,04 M☉ 0,96 – 1,15 R☉ 0,6 – 1,5 L☉ slabé 7,6%
K 3 700 – 5 200 K oranžová žltooranžová 0,45 – 0,8 M☉ 0,7 – 0,96 R☉ 0,08 – 0,6 L☉ veľmi slabé 12,1%
M ≤ 3 700 K červená oranžovočervená ≤ 0,45 M☉ ≤ 0,7 R☉ ≤ 0,08 L☉ veľmi slabé 76,45%

Hmotnosť, polomer a svietivosť uvedené pri každej triede sú vhodné iba pre hviezdy hlavnej postupnosti a nie pre červené obry. Na ľahké zapamätanie sa používa anglická mnemonika "Oh, be a fine girl /guy, kiss me", ktorá môže mať viac podôb. Táto neabecedná schéma bola vytvorená z predchádzajúcej schémy, ktorá používala písmená A až O, ale triedy hviezd boli preskupené do dnešnej podoby, keď sa objasnili vzťahy medzi teplotami hviezd a niekoľko tried sa vynechalo, pretože boli duplicitné s inými triedami.

Spektrálne triedy od O do M sa ďalej rozdeľujú arabskými číslicami 0 až 9. Napríklad A0 je označenie najhorúcejších hviezd v A skupine a A9 najchladnejších v tejto skupine. Slnko je klasifikované ako G2.

Pri zavedení Harvardskej klasifikácie bolo jasné, že hviezdy určitej triedy môžu mať rôznu svietivosť. Zistilo sa, že svietivosť je základným meradlom veľkosti hviezd. Zaviedlo sa päť tried svietivosti: I, II, III, IV a V. Trieda I sa vo všeobecnosti nazýva nadobry, trieda II jasné obry, trieda III obry, trieda IV podobry a trieda V trpaslíky. Napríklad Slnko je hviezda G2V, čo sa môže interpretovať ako "žltá hviezda, dve desatiny k oranžovému trpaslíku". Najjasnejšia hviezda nočnej oblohy, Sírius, má typ A1V.

Klasifikácia Draperovho katalógu hviezdnych spektier
Secchi Draper poznámka
I A, B, C, D Prevládajú vodíkové čiary.
II E, F, G, H, I, K, L
III M
IV N Neobjavilo sa v katalógu.
  O Wolf-Rayetovo spektrum so svetlými čiarami.
  P Planetárne hmloviny.
  Q Ďalšie spektrá.

Dejiny

upraviť

Raná spektrálna klasifikácia od Angela Secchiho zo 60. rokov 19. storočia rozdelila hviezdy na tie s významnými čiarami z vodíkových Balmerových sérií (trieda I s podtypom reprezentujúcim mnohé hviezdy zo súhvezdia Orión), tie so spektrom, ktoré, podobne ako Slnko, vykazujú vápnikové a sodíkové čiary (trieda II), farebné hviezdy, ktorých spektrum vykazuje široké pásy (trieda III) a karbónové hviezdy (trieda IV).[14] V 80. rokoch 19. storočia astronóm Edward Charles Pickering začal s mapovaním hviezdneho spektra na Harvard College Observatory. Prvým výsledkom jeho práce bol Draperov katalóg hviezdneho spektra publikovaný v roku 1890. Williamina Flemingová zaradila do tohto katalógu väčšinu druhov spektier. Tento katalóg využíval schému predtým používanú pri Secchiových triedach (I až IV), ktoré sa rozdelili do viacerých špecifických tried označených písmenami A až N. Boli použité aj písmená O, P a Q; O pre hviezdy, ktorých spektrum sa skladalo prevažne zo svetlých čiar, P pre planetárne hmloviny a Q pre hviezdy, ktoré sa nedali zaradiť do žiadnej inej triedy.[15][16]

V roku 1897 ďalšia pracovníčka Harvardu, Antonia Mauryová, presunula podtyp Orion Secchiovej triedy I dopredu ako pozostatok Secchiovej triedy I, čím umiestnila súčasný typ B pred typ A. Bola prvou, čo takto urobila, hoci nepoužívala na označovanie spektrálnych tried písmená, ale sériu 22 očíslovaných typov od I po XXII.[17][18] V roku 1901 sa Annie Jump Cannonová vrátila k označovaniu písmenami, ale vyhodila všetky písmená okrem O, B, A, F, G, K, a M, ktoré použila v tomto poradí, ako aj P pre planetárne hmloviny a Q pre zvláštne spektrá. Použila tiež typy ako B5A pre hviezdy v polovici medzi typmi B a A, F2G pre hviezdy jednu pätinu cesty z F do G a podobne.[19][20] V roku 1912 Cannonová zmenila typy B, A, B5A, F2G... na B0, A0, B5, F2 a tak ďalej.[21][22] Toto je v podstate moderná forma Harvardskej spektrálnej klasifikácie.

 
Diagram absolútnej hviezdnej veľkosti, svietivosti a povrchovej teploty hviezd.

Indikácia Harvardskej spektrálnej klasifikácie cez povrchovú teplotu bola pochopená až po jej vytvorení. V 20-tych rokoch 20. storočia indický fyzik Megh Nad Saha odvodil teóriu ionizácie rozšírením známych myšlienok fyzikálnej chémie rozkladu molekúl ionizáciou atómov. Táto teória bola prvýkrát použitá na slnečnú chromosféru, a potom na hviezdne spektrá. Harvardská astronómka Cecilia Helena Paynová dokázala, že spektrálna postupnosť OBAFGKM je v skutočnosti postupnosťou teploty. Pretože postupnosť klasifikácie antedatovala ľudské pochopenie, že ide o teplotnú postupnosť, rozdelenie spektier medzi podtypy ako B3 alebo A7 záviselo od odhadu sily absorpcie vo hviezdnom spektre. Výsledkom sú podtypy, ktoré nie sú rozdelené žiadnym druhom matematického vyjadrenia intervalov.

Hviezdy O, B a A sú niekedy chybne nazývané „skorými typmi“, zatiaľ čo K a M zase „neskorými typmi“. Tieto zaradenia pochádzajú z modelov zo začiatku 20. storočia.

Dohodnuté a zdanlivé farby

upraviť

Dohodnuté farby sú v astronómii tradičné, reprezentujú farby porovnateľné s hlavnou farbou hviezd triedy A, za ktorú je považovaná biela farba. Zdanlivá farba je farba hviezdy, ktorú vidí pozorovateľ, keď sa snaží opísať hviezdu na pozadí čiernej oblohy bez pozorovacej pomôcky, prípadne s ďalekohľadom. Používané tabuľkové farby sú štandardné farby D65, v ktorých je možné pozorovanie voľným okom.[23] Väčšina hviezd na oblohe, s výnimkou tých najjasnejších, sa javí ako biela alebo modrobiela pri pozorovaní voľným okom bez pomôcok, pretože sú príliš matné pre rozoznanie farieb.

Slnko je biele. Niekedy je nazývané žltou hviezdou, pretože pri pozorovaní cez atmosféru sa javí ako žlté alebo červené. Pri priamom pozorovaní sa javí ako biele, ale to je spôsobené tým, že je príliš jasné na rozoznanie akýchkoľvek farieb. Astronomické obrázky často používajú množstvo prehnaných farieb, ale skutočná farba Slnka je biela (okrem slnečných škvŕn) bez rozlišovania iných farieb a veľmi sa podobá absolútnemu čiernemu telesu s teplotou 5 780 K (farebná teplota). Slnko patrí medzi hviezdy typu G.

MKK spektrálna klasifikácia

upraviť

MKK spektrálna klasifikácia (iniciály autorov), alebo Yerkeská spektrálna klasifikácia, je založená na spektrálnych čiarach závislých od gravitácie na povrchu hviezdy, ktorá súvisí so svietivosťou, na rozdiel od Harvardskej klasifikácie, ktorá je založená na povrchovej svietivosti. Túto klasifikáciu predstavili v roku 1943 William Wilson Morgan, Phillip C. Keenan a Edith Kellman z observatória Yerkes Observatory.[24] V roku 1953, po úpravách štandardov hviezd a kritérií klasifikácie, bola schéma označená ako MK - Morganova-Keenanova (William Wilson Morgan a Phillip C. Keenan).[25]

Ak je polomer obrov oveľa väčší ako polomer trpaslíkov pri rovnakej hmotnosti – gravitácia, hustota plynu a tlak na povrchu obrov sú oveľa menšie ako u trpaslíkov. Tieto rozdiely sú viditeľné vo forme svietivostných javov, ktoré ovplyvňujú šírku a intenzitu nameraných spektrálnych čiar.

Rozoznávajú sa nasledovné triedy svietivosti:

  • 0 hyperobry
  • I nadobry
    • Ia-0 (hyperobry alebo veľmi jasné nadobry (pridané neskôr)), príklad: Eta Carinae (spektrum – vlastné)
    • Ia (jasné nadobry), príklad: Deneb (spektrum A2 la)
    • Iab (stredne jasné nadobry)
    • Ib (menej jasné nadobry), príklad: Betelgeuze (spektrum M2 Ib)
  • II jasné obry
    • IIa, príklad: β Scuti (HD 173764) (spektrum G4 IIa)
    • IIab, príklad: HR 8752 (spektrum G0 Iab)
    • IIb, príklad: HR 6902 (spektrum G9 IIb)
  • III obyčajné obry
    • IIIa, príklad: Gorgonea Tertia (spektrum M4 IIIa)
    • IIIab, príklad: δ Reticuli (spektrum M2 IIIab)
    • IIIb, príklad: Pollux (spektrum K2 IIIb)
  • IV podobry,
    • IVa, príklad: Epsilon Reticuli (spektrum K1-2 IVa-III)
    • IVb, príklad: HR 672 A (spektrum G0.5 IVb)
  • V hviezdy hlavnej postupnosti (trpaslíky)
    • Va, príklad: AD Leonis (spektrum M4Vae)
    • Vab[26]
    • Vb, príklad: 85 Pegasi A (spektrum G5 Vb)
    • Vz, príklad: LH10 : 3102 (spektrum O7 Vz), nachádza sa vo Veľkom Magellanovom mraku[27]
  • VI podtrpaslíky (používané zriedkavo), sú väčšinou označované predpísaním sd alebo esd(extrémny podtrpaslík) pred spektrom
    • sd, príklad: SSSPM J1930-4311 (spektrum sdM7)
    • esd, príklad: APMPM J0559-2903 (spektrum esdM7)
  • VII biele trpaslíky (používané zriedkavo)

Existujú aj okrajové triedy, napríklad trieda Ia0-Ia bude veľmi jasný nadobor hraničiaci s hyperobrom. Príklady v tabuľke dole. Spektrálny typ hviezdy nie je faktorom.

Medzné symboly Príklad Vysvetlenie
- G2 I-II Hviezda sa nachádza medzi nadobrom a jasným obrom.
+ O9.5 Ia+ Hviezda je hyperobor.
/ M2 IV/V Hviezda je buď podobor, alebo trpaslík.

Spektrálne typy

upraviť
Bližšie informácie v hlavnom článku: Spektrálny typ

Nasledujúca ilustrácia predstavuje triedy hviezd s farbami, v akých ich vidí ľudské oko. Relatívne veľkosti sú pre hlavnú postupnosť trpasličích hviezd.

 
Morgan-Keenanova spektrálna klasifikácia.

Trieda O

upraviť
 
Spektrum O5 V hviezdy.
Bližšie informácie v hlavnom článku: Hviezda typu O hlavnej postupnosti

Hviezdy triedy O sú veľmi horúce a jasné, modrej farby a väčšina ich vyžarovania sa nachádza v ultrafialovom rozsahu. Sú to najvzácnejšie hviezdy hlavnej postupnosti. Približne jedna z každých troch miliónov hviezd patrí do tejto skupiny.[28] Niektoré z najmasívnejších hviezd sa nachádzajú v špeciálnej triede. Hviezdy triedy O sú príliš horúce a majú zložité okolie, čo komplikuje pozorovanie ich spektier.

Tieto hviezdy majú vyžarovanie približne miliónnásobne silnejšie ako je vyžarovanie Slnka. Majú dominantné čiary absorpcie a niekedy emisie pre He II čiary, významne ionizované (Si IV, O III, N III, C III) a neutrálne He čiary, zosilnené z O5 na O9 a významné vodíkové Balmerove čiary, ktoré nie sú až také silné ako neskoršie typy. Pretože ide o veľmi masívne hviezdy s extrémne horúcimi jadrami, ktoré spaľujú svoje vodíkové palivo veľmi rýchlo, tieto hviezdy ako prvé opúšťajú hlavnú postupnosť. Nedávne pozorovania Spitzerovým vesmírnym ďalekohľadom naznačujú, že v okolí týchto hviezd sa nenachádzajú planetárne systémy kvôli fotoodparovaciemu efektu.[29]

Keď bola v roku 1943 prvýkrát popísaná MKK klasifikácia, jedinými podtypmi triedy O boli O5 až O9.5.[30] V roku 1978 bola MKK rozšírená o O4[31] a postupne boli pridávané ďalšie typy O2, O3 a O3.5.[32]

Príklady: Zeta Orionis, Zeta Puppis, Lambda Orionis, Delta Orionis, Theta¹ Orionis C, HD 93129A

Trieda B

upraviť
Bližšie informácie v hlavnom článku: Hviezda typu B hlavnej postupnosti
 
Vlastný pohyb mladých modrých hviezd spektrálnych tried B a A na oblohe. Zobrazené sú hviezdy do 8 mag.
 
3D zobrazenie (pre červeno-zelené okuliare) vlastného pohybu mladých modrých hviezd spektrálnych tried B a A na oblohe. Na prezeranie obrázka sú potrebné červeno-zelené 3D okuliare.
 
Otvorená hviezdokopa Plejády s mnohými jasnými hviezdami typu B (vľavo).

Do triedy B patria veľmi jasné a modré hviezdy. Ich spektrum má neutrálne hélium, z ktorých najvýznamnejšie sú v podtriede B2, a mierne vodíkové čiary. Ionizované kovové čiary zahŕňajú Mg II, Si II. Hviezdy typu O a B sú veľmi silné a existujú iba krátky čas, čo je dôvodom prečo sa nachádzajú v blízkosti miesta, kde vznikli. Často sa zhlukujú do hviezdokôp, ktoré sa nazývajú OB asociácie, ktoré sú pridružené k veľkým molekulárnym mrakom. Orion OB1 zoskupenie sa nachádza vo veľkej časti špirálového ramena našej galaxie a obsahuje veľa najjasnejších hviezd súhvezdia Orión. Približne 1 z každých 800 hviezd v galaxii je typu B.[28]

Príklady: Rigel, Spika, najjasnejšie Plejády

Trieda A

upraviť
 
Canopus, hviezda triedy F (vpravo).[33]
Bližšie informácie v hlavnom článku: Hviezda typu A hlavnej postupnosti

Hviezdy triedy A patria medzi najčastejšie hviezdy pozorovateľné voľným okom, sú biele alebo modrobiele. Majú silné vodíkové čiary s maximom na A0, tiež čiary ionizovaných kovov (Fe II, Mg II, Si II) s maximom na A5. Prítomnosť čiar Ca II je zosilnená. Do skupiny A patrí približne 1 z každých 160 hviezd hlavnej postupnosti.[28]

Príklady: Vega, Sirius, Deneb, Altair

Trieda F

upraviť
Bližšie informácie v hlavnom článku: Hviezda typu F hlavnej postupnosti

Hviezdy triedy F majú zosilnené H a K čiary pre Ca II. Neutrálne kovy (Fe I, Ch I) sa podobajú ionizovaným kovovým čiaram neskorších typov F. Pre ich spektrum sú typické slabšie vodíkové čiary a ionizované kovy. Ich farba je biela. Približne jedna z každých 33 hviezd hlavnej postupnosti patrí do triedy F.[28]

Príklady: Arrakis, Canopus, Prokyón

Trieda G

upraviť
 
Vlastný pohyb hviezd spektrálnej triedy G na oblohe za -/+ 200 000 rokov.
 
3D zobrazenie (pre červeno-zelené okuliare) vlastného pohybu hviezd spektrálnej triedy G na oblohe za -/+ 200 000 rokov.
 
Najdôležitejšou hviezdou triedy G pre ľudstvo je Slnko.
Bližšie informácie v hlavnom článku: Hviezda typu G hlavnej postupnosti

Hviezdy triedy G sú pravdepodobne najznámejšie, už len z toho dôvodu, že medzi ne patrí aj Slnko. Do tejto triedy patrí približne každá trinásta hviezda hlavnej postupnosti.[28] Najdôležitejšie sú Ca II čiary H a K, ktoré sú najvýznamnejšie na G2.[34] Majú slabšie vodíkové čiary ako skupina F a neutrálne kovy.

Príklady: Slnko, Alfa Centauri A, Capella, Tau Ceti

Trieda K

upraviť
Bližšie informácie v hlavnom článku: Hviezda typu K hlavnej postupnosti

Do triedy K patria oranžové hviezdy, ktoré sú trochu chladnejšie ako Slnko. Niektoré K hviezdy sú obry a nadobry ako Arcturus. Majú veľmi slabé alebo žiadne vodíkové čiary a väčšinou neutrálne kovy (Mn I, Fe I, Si I). Prítomné sú aj molekulové zoskupenia oxidov titánu. Do tejto skupiny patrí približne každá ôsma hviezda hlavnej postupnosti.[28] Existuje predpoklad, že spektrum hviezd triedy K je veľmi vhodné pre život.[35]

Príklady: Alfa Centauri B, Epsilon Eridani, Arcturus, Aldebaran

Trieda M

upraviť
Bližšie informácie v článkoch: Červený obor a Červený trpaslík

Trieda M je najbežnejšou triedou hviezd. Približne 76 % všetkých hviezd hlavnej postupnosti patrí do tejto triedy.[28] Väčšina týchto hviezd sú červené trpaslíky, ale patria sem aj obry a nadobry ako Antares, Betelgeuse a Mira. Do neskoršej M triedy patria aj teplejšie hnedé trpaslíky, ktoré majú spektrum väčšie ako L. To sa nachádza v rozhraní medzi M6,5 a M9,5. Spektrum hviezd triedy M obsahuje čiary patriace medzi molekulové a neutrálne kovy, vodíkové čiary väčšinou chýbajú. Oxidy titánu môžu byť veľmi silné, zvyčajne prevyšujúce nad M5. Oxidy vanádu sa vyskytujú v neskorších M.

Príklady: Betelgeuse, Antares (nadobry)
Príklady: Proxima Centauri, Barnardova hviezda, Gliese 581 (červený trpaslík)
Príklady: LEHPM 2-59[36], SSSPM J1930-4311 (podtrpaslík)
Príklady: APMPM J0559-2903 (extrémny podtrpaslík)
Príklady: Teide 1 (hnedý trpaslík), GSC 08047-00232 B[37] (hnedý trpaslík – spoločník)

Rozšírené spektrálne typy

upraviť

Mnohé nové spektrálne typy sa začali používať po objavení nových typov hviezd.

Triedy horúcich modrých vyžarujúcich hviezd

upraviť

Spektrá niektorých veľmi horúcich modrých hviezd dokazujú vyžarovanie emisií uhlíka a dusíka, alebo niekedy aj kyslíka.

Trieda W: Wolf-Rayet

upraviť
Bližšie informácie v hlavnom článku: Wolfova-Rayetova hviezda

Trieda W alebo WR predstavuje superjasné Wolfove-Rayetové hviezdy, ktoré sú veľmi nezvyčajné kvôli ich atmosfére tvorenej hlavne z hélia namiesto vodíka. Predpokladá sa, že ide o umierajúce nadobry s ich vodíkovými vrstvami odfúknutými hviezdnym vetrom, ktorý sa vytvára pri ich vysokej teplote, čím priamo odhaľuje ich héliové vrstvy. Trieda W je ďalej rozdelená na podtriedy WN (WNE skorý typ (early) a WNL neskorý typ (late)) a WC (WCE skorý typ, WCL neskorý typ a rozšírenú triedu WO), vzhľadom na prevahu dusíkových a uhlíkových emisných čiar v ich spektrách (a vonkajších vrstvách).[38]

  • Rozsah WR spektier:
WR[38]
WNE (WN2 až WN5 s nejakými WN6)
WNL (WN7 až WN9 s nejakými WN6)
Rozšírená WN trieda (WN10 až WN11) bola vytvorená pre zaradenie hviezd typu Ofpe/WN9.[38]
WN/C stredná trieda medzi WR hviezdami bohatými na dusík a WR hviezdami bohatými na uhlík.[38]
WC[38]
WCE (WC4 až WC6)
WCL (WC7 až WC9)
WO (WO1 až WO4)
  • W: do 70000 K
Príklady: WR124 (WN)
Príklady: Regor (WC)
Príklady: WR93B (WO)

Triedy OC, ON, BC, BN: Hviezdy O a B príbuzné Wolfovým-Rayetovým hviezdam

upraviť

Prechodom medzi pravými Wolfovými-Rayetovými hviezdami a obyčajnými horúcimi hviezdami tried O a B sú triedy OC, ON, BC a BN. Predstavujú krátke kontinuum od Wolfových-Rayetových hviezd po obyčajné OB hviezdy.

Príklad: HD 152249 (OC)
Príklad: HD 105056 (ON)
Príklad: HD 2905 (BC)
Príklad: HD 163181 (BN)

„Rozrezané“ hviezdy

upraviť

Rozrezané hviezdy sú hviezdy so spektrom typu O a WN sekvenciou ich spektier. Názov rozrezané pochádza z ich spektier s prierezom.

Príklad spektra: Of/WNL[27]

Je tu aj druhá skupina s týmto spektrom, chladnejšia prechodná skupina. Nachádzajú sa vo Veľkom Magellanovom mraku a ich označenie je Ofpe/WN9.

Magnetické hviezdy typu O

upraviť

Sú hviezdy typu O so silným magnetickým poľom. Ich označenie je Of?p[27] (za ? sa dosadzuje číslo prislúchajúce danej hviezde).

„Trieda“ OB

upraviť
Bližšie informácie v hlavnom článku: OB hviezda

V zozname spektier sa nachádza aj spektrum OB. V skutočnosti to nie je spektrum, ale ukazovateľ, ktorý znamená, že „spektrum tejto hviezdy je neznáme, ale patrí do OB zoskupenia, takže pravdepodobne ide o hviezdu typu O alebo B, prípadne o veľmi horúcu hviezdu triedy A“.

Triedy chladných červených a hnedých trpaslíkov

upraviť

Neobvyklé spektrálne typy L a T boli vytvorené pre klasifikáciu infračervených spektier chladných hviezd. Tu sa zaraďujú červené a hnedé trpaslíky, ktoré majú veľmi slabé optické spektrum. Hypotetický spektrálny typ Y bol zarezervovaný pre objekty chladnejšie ako trpaslíky typu T, ktoré majú spektrum kvalitatívne odlišné od L trpaslíkov.[39]

Trieda L

upraviť
 
Umelcova predstava trpaslíka typu L.

Trpaslíky triedy L dostali svoje označenie preto, že sú chladnejší ako hviezdy typu M a L je posledné písmeno abecedne najbližšie ku písmenu M. L neznamená lítiový trpaslík, pretože väčšina týchto hviezd nemá vo svojich spektrách lítium. Niektoré z týchto objektov majú dostatočne veľkú hmotnosť na podporu jadrovej syntézy, takže celkovo sa tieto objekty môžu označovať ako L trpaslíky, nie L hviezdy. Majú veľmi tmavočervenú farbu a najsvetlejšie infračervené žiarenie. Ich atmosféra je dostatočne chladná pre výskyt kovových hydrátov a alkalických kovov v ich spektrách.[40][41] Kvôli nízkej gravitácii veľkých hviezd, sa tu nikdy nevytvoria TiO- a VO-obsahujúce kondenzáty. Veľké hviezdy typu L sa nemôžu sformovať v izolovanom prostredí. Ale, nadobry typu L sa môžu sformovať po hviezdnej kolízii. Príkladom takejto hviezdy je V838 Monocerotis.

  • L, 1300-200 K s kovovými hydrátmi a alkalickými kovmi prevládajúcimi v ich spektrách.
Príklady: VW Hyi
Príklady: 2MASSW J0746425+2000321 binárny[42]
zložka A je trpaslíčia hviezda typu L
zložka B je hnedý trpaslík typu L
Príklady: LSR 1610-0040 (podtrpaslík)[43]
Príklady: V838 Monocerotis (nadobor)

Trieda T: metánové trpaslíky

upraviť
 
Umelcova predstava trpaslíka typu T.

Trpaslíky triedy T sú chladné hnedé trpaslíky s povrchovou teplotou približne 700 až 1 300 K. V ich spektrách prevláda metán.[40][41]

  • T, ~700 – 1 300 K, chladné hnedé trpaslíky s metánom v spektre.
Príklady: SIMP 0136 (najjasnejší trpaslík typu T objavený na severnej pologuli)[44]
Príklady: Epsilon Indi Ba & Epsilon Indi Bb

Ak je súčasný výskum správny, tak triedy T a L môžu byť oveľa bežnejšie ako sa predpokladá. Zo skúmania mnohých Protoplanetárnych diskov a mnohých hviezd v Galaxii môže byť niekoľko rádových veľkostí väčších ako sa v skutočnosti predpokladá.

Trieda Y

upraviť
Bližšie informácie v hlavnom článku: Hnedý podtrpaslík

Spektrálna trieda Y bola navrhnutá pre hnedé trpaslíky, ktoré sú chladnejšie ako trpaslíky typu T a majú kvalitatívne rozdielne spektrum. Hoci boli takéto trpaslíky modelované [45], neexistuje zatiaľ žiadna definícia prototypu ich spektrálnej sekvencie a žiadni predstavitelia tejto skupiny zatiaľ neboli pozorovaní.[46]

  • Y, <600 K, veľmi chladné hnedé trpaslíky (teoretické)

Od roku 2009, najchladnejšie hnedé trpaslíky majú odhadovanú teplotu medzi 500 až 600 K a boli označené ako spektrálna trieda T9. Tri príklady týchto hnedých trpaslíkov sú CFBDS J005910.90-011401.3, ULAS J133553.45+113005.2 a ULAS J003402.77−005206.7.[47] Spektrá týchto objektov vykazujú absorpciu okolo 1,55 mikrometrov.[47] Delorme s kolektívom navrhol, že táto charakteristická vlastnosť je spôsobená vďaka absorpcii z amoniaku a že by to malo byť chápané ako označenie prechodu medzi T-Y, čím by sa tieto objekty mohli označovať ako typ YO.[47][48] Ale túto vlastnosť je zložité odlíšiť od absorpcie vody a metánu[47] a iní vedci označili typ YO ako unáhlený.[49]

Triedy uhlíkatých obrov

upraviť

Uhlíkaté hviezdy sú hviezdy, ktorých spektrum indikuje produkciu uhlíka pomocou héliového tri-alfa procesu. So zvyšujúcim sa nadbytkom uhlíka a s nejakým súbežným S-procesom produkcie ťažkých prvkov sa spektrum týchto hviezd stáva stále viac odlišné od neskorších typov G, K a M. U obrov medzi týmito hviezdami sa predpokladá ich vlastná produkcia uhlíka. Predpokladá sa, že viaceré hviezdy tejto triedy môžu byť dvojitými hviezdami, ktorých neobvyklá atmosféra bola prevzatá z bývalej sprievodnej uhlíkatej hviezdy, z ktorej je teraz biely trpaslík.

Trieda C: uhlíkaté hviezdy

upraviť
Bližšie informácie v hlavnom článku: Uhlíkatá hviezda

Hviezdy pôvodne klasifikované ako R a N sú teraz známe ako uhlíkaté hviezdy. Sú to červené obry na konci ich života, s nadbytkom uhlíka v atmosfére. Staré R a N triedy boli zaradené do normálneho systému klasifikácie. Neskôr boli prepracované do jednoznačného uhlíkatého klasifikátora C s N0 začínajúcim približne na C6. Ďalšou podskupinou chladných uhlíkatých hviezd sú hviezdy typu J, ktoré sú charakteristické veľkým výskytom molekúl 13CN a tiež 12CN.[50] Je známych len niekoľko uhlíkatých trpasličích hviezd, prevyšujúcu väčšinu uhlíkatých hviezd tvoria obry a nadobry.

  • C: uhlíkaté hviezdy
    • C-R: pôvodne trieda reprezentujúca uhlíkaté hviezdy ekvivalentné neskorým G a skorým K hviezdam. Príklad: S Camelopardalis.
    • C-N: pôvodne trieda reprezentujúca uhlíkaté hviezdy ekvivalentné neskorým K až M hviezdam. Príklad: R Leporis.
    • C-J: podtyp chladných hviezd typu C s vysokým obsahom 13CN. Príklad: La Superba.
    • C-H: populácia II analogická s C-R hviezdami. Príklady: V Ari, TT CVn.[51]
    • C-Hd: vodíkovo-deficitné uhlíkaté hviezdy podobné ako neskoré G nadobry s pridanými CH a C2 zoskupeniami. Príklad: HD 137613.

Trieda S

upraviť
Bližšie informácie v hlavnom článku: Hviezda typu S

Hviezdy typu S majú čiary oxidu zirkoničitého popri (zriedkavo namiesto) oxidoch titánu a nachádzajú sa medzi hviezdami typu M a uhlíkatými hviezdami.[52] Tieto hviezdy majú nadbytok zirkónia a ďalších prvkov vytváraných pri S-procese, a ich nadbytok uhlíka a kyslíka je porovnateľný s hviezdami typu M. Uhlík a kyslík sa viaže do molekúl oxidu uhoľnatého. Podobne ako uhlíkaté hviezdy, aj hviezdy typu S sú prevažne obry a nadobry.

Príklady: S Ursae Majoris, HR 1105

Triedy MS a SC: uhlíkato-prepojené triedy

upraviť

Medzi triedou M a triedou S sa nachádza hraničná trieda MS hviezd. Podobne existuje hraničná trieda medzi triedou S a C-N, ktorá sa označuje SC alebo CS. Predpokladá sa, že sekvencia M → MS → S → SC → C-N je sekvenciou narastajúceho nadbytku uhlíka.

Príklady: R Serpentis, ST Monocerotis (MS)
Príklady: CY Cygni, BH Crucis (SC)

Klasifikácia bielych trpaslíkov

upraviť
Bližšie informácie v hlavnom článku: Biely trpaslík
 
Sírius A a B (biely trpaslík typu DA2).

Trieda D je modernou triedou používanou pre klasifikáciu bielych trpaslíkov, hviezd s nízkou hmotnosťou, u ktorých už neprebieha jadrová syntéza a ktoré sa zmenšili na planetárnu veľkosť, pričom sa pomaly ochladzujú. Trieda D je ďalej rozdelená na spektrálne typy DA, DB, DC, DO, DQ, DX, a DZ. Tieto písmená sa netýkajú písmen používaných pri klasifikácii ostatných typov hviezd, ale namiesto toho udávajú zloženie vonkajších vrstiev atmosféry bieleho trpaslíka.

Príklady: Sirius B (DA2), Prokyón B (DA4), Van Maanenova hviezda (DZ7)[53]

Postupnosť typov bielych trpaslíkov:[54]

  • DA: atmosféra alebo vonkajšie vrstvy bohaté na vodík, indikované silnými Balmerovými vodíkovými spektrálnymi čiarami.
  • DB: atmosféra bohatá na hélium, indikované neutrálnymi héliovými, He I, spektrálnymi čiarami.
  • DO: atmosféra bohatá na hélium, indikované ionizovanými héliovými, He II, spektrálnymi čiarami.
  • DQ: atmosféra bohatá na uhlík, indikované atómovými alebo molekulovými uhlíkovými spektrálnymi čiarami.
  • DZ: atmosféra bohatá na kovy, indikované kovovými spektrálnymi čiarami (fúzia absolútnych spektrálnych typov bielych trpaslíkov DG, DK a DM).
  • DC: silné spektrálne čiary indikujúce jednu z prv uvedených kategórií.
  • DX: spektrálne čiary sú nedostatočne jasné pre klasifikáciu do jednej z už uvedených kategórií.

Za typom nasleduje číslo udávajúce povrchovú teplotu bieleho trpaslíka. Číslo je zaokrúhleným tvarom formy 50400/Teff, kde Teff je efektívna teplota meraná v kelvinoch. Pôvodne bolo toto číslo zaokrúhľované na jednu z cifier 1 až 9, ale neskôr sa začali používať zlomkové hodnoty podobne ako hodnoty pod 1 a nad 9.[54][55] Na označenie bieleho trpaslíka, ktorý vykazuje viac ako jednu spektrálnu štruktúru, môžu byť použité dve alebo viac písmen. Písmeno V sa používa na označenie pulzujúcich bielych trpaslíkov.[54]

Rozšírené spektrálne typy bielych trpaslíkov:[54]

  • DAB: Biely trpaslík bohatý na vodík a hélium, vykazujúci neutrálne héliové spektrálne čiary.
  • DAO: Biely trpaslík bohatý na vodík a hélium, vykazujúci ionizované héliové spektrálne čiary.
  • DAZ: Kovový biely trpaslík bohatý na vodík.
  • DBZ: Kovový biely trpaslík bohatý na hélium.

Variabilné hviezdne označenia:

Nehviezdne spektrálne typy: trieda P & Q

upraviť

Triedy P a Q sa občas používajú pre určité nehviezdne objekty. Objekty typu P sú planetárne hmloviny a objekty typu Q sú novy.

Spektrálne zvláštnosti

upraviť

Za spektrálnym typom môže nasledovať dodatočná nomenklatúra vo forme malých písmen. Tá určuje zvláštne štruktúry v spektre.[62]

Kód Spektrálne zvláštnosti hviezd
: Zmiešané a/alebo nejasné spektrálne hodnoty
... Existujú neznáme spektrálne zvláštnosti
! Spektrálna zvláštnosť
comp Zložené spektrum
e Prítomné čiary emisií
[e] Prechod zakázanej čiary
er Centrum čiar emisií je slabšie ako okraje
ep Čiary emisií so zvláštnosťou
eq Čiary emisií s profilom P Cygni
ev Spektrálne emisie dokazujúce variabilitu
f Emisie N III a He II (chemický prvok, po ktorom nasledujú rímske číslice, pozri Ión (častica))
f* NIV λ4058Å je silnejší ako NIII λ4634Å, λ4640Å, & λ4642Å čiary[63]
f+ SiIV λ4089Å & λ4116Å sú emisie ku N III čiare[63]
(f) Slabé čiary emisií pre He
((f)) Zobrazuje silnú He II absorpciu sprevádzajú slabou N III emisiou[64]
((f*)) [27]
(f+) [27]
h WR hviezdy s emisnými čiarami kvôli vodíku[38]
ha WR hviezdy s vodíkovými emisiami viditeľné aj pri absorpcii aj pri emisii[38]
He wk Slabé He čiary
k Spektrum s medzihviezdnymi absorpčnými štruktúrami
m Rozšírené kovové štruktúry
(n) [27]
[n] [27]
n Široká („hmlovinová“) absorpcia kvôli otáčaniu
nn Veľmi široká absorpčná štruktúra kvôli veľmi rýchlemu otáčaniu
neb Primiešané spektrum hmloviny
p Nešpecifikovaná zvláštnosť, atypická hviezda.
pq Atypické spektrum, podobné spektru novy
q Prítomnosť červených a modrých posunov čiar
s Úzke „ostré“ absorpčné čiary
ss Veľmi úzke čiary
sh Štruktúra lastúrovitých hviezd
v Rôznorodé spektrálne štruktúry (tiež „var“)
w Slabé čiary (tiež „wl“ a „wk“)
d Del Typy A a F obrov so slabými vápnikovými H a K čiarami, ako prototyp Delta Delphini
d Sct Typy A a F hviezd so spektrom podobným krátkodobým nestálym hviezdam ako Delta Scuti
Kód Ak spektrum obsahuje rozšírené kovové štruktúry
Ba Abnormálne silné bárium
Ca Abnormálne silný vápnik
Cr Abnormálne silný chróm
Eu Abnormálne silné európium
He Abnormálne silné hélium
Hg Abnormálne silná ortuť
Mn Abnormálne silný mangán
Si Abnormálne silný kremík
Sr Abnormálne silné stroncium
Tc Abnormálne silné technécium
Kód Spektrálne zvláštnosti bielych trpaslíkov
: Neisté označenie klasifikácie
P Magnetický biely trpaslík s detegovateľnou polarizáciou
E Prítomnosť čiar emisií
H Magnetický biely trpaslík bez detegovateľnej polarizácie
V Variabilita
PEC Prítomnosť spektrálnych zvláštností

Napríklad Alioth (alebo Epsilon Ursae Majoris) má označenie spektrálneho typu A0pCr, indikujúce základnú klasifikáciu A0 so silnými emisnými čiarami pre prvok chróm. Existuje niekoľko základných tried chemicky atypických hviezd, kde sa spektrálne čiary počtu prvkov javia abnormálne silné.

Fotometrická klasifikácia

upraviť

Hviezdy môžu byť klasifikované aj podľa ich fotometrických dát podľa nejakého fotometrického systému. Napríklad UBV systém určuje triedy podľa spektra a svetelnosti. Fotometrické systémy s viacerými farbami umožňujú precíznejšie určovanie hviezdnych tried a fyzikálnych parametrov. Najpresnejšie určovanie vychádza z merania spektier.

UBV systém

upraviť
Bližšie informácie v hlavnom článku: UBV systém

UBV systém alebo Johnsonov systém (prípadne Johnsonov-Morganov systém) je širokopásmový fotometrický systém na klasifikáciu hviezd podľa ich farby. Je to prvý známy štandardizovaný fotometrický systém. Písmená U, B a V znamenajú ultrafialové, modré (blue) a vizuálne magnitúdy, ktoré sa merajú na hviezde na klasifikáciu v tomto systéme. Voľba farieb je preto práve takáto, pretože fotografický film je citlivý na tieto farby. Systém zaviedli v 50. rokoch 20. storočia americkí astronómovia Harold Lester Johnson a William Wilson Morgan.

Referencie

upraviť
  1. ↑ Vojtech Rušin, Milan Rybanský. Slnečná koróna. Bratislava : Veda, 1990. ISBN 80-224-0108-0. S. 69-73.
  2. ↑ Josip Klezcek. Velká encyklopedie vesmíru. [s.l.] : Academia, 2002. ISBN 80-200-0906-X. S. strany: 472 – 473.
  3. ↑ Analyse spectrale de la lumière de quelques étoiles, et nouvelles observations sur les taches solaires, P. Secchi, Comptes Rendus des Séances de l'Académie des Sciences 63 (júl – december 1866), s. 364 – 368.
  4. ↑ Nouvelles recherches sur l'analyse spectrale de la lumière des étoiles, P. Secchi, Comptes Rendus des Séances de l'Académie des Sciences 63 (júl – december 1866), s. 621 – 628.
  5. ↑ s. 60, 134, The Analysis of Starlight: One Hundred and Fifty Years of Astronomical Spectroscopy, J. B. Hearnshaw, Cambridge, UK: Cambridge University Press, 1986, ISBN 0-521-25548-1.
  6. ↑ s. 62 – 63, Hearnshaw 1986.
  7. ↑ s. 60, Hearnshaw 1986.
  8. ↑ Classification of Stellar Spectra: Some History
  9. ↑ s. 62 – 63, Stars and Their Spectra: An Introduction to the Spectral Sequence, James B. Kaler, Cambridge: Cambridge University Press, 1997, ISBN 0-521-58570-8.
  10. ↑ The Guinness book of astronomy facts & feats, Patrick Moore, 1992, 0-900424-76-1
  11. ↑ The Colour of Stars [online]. Australia Telescope Outreach and Education, 2004-12-21, [cit. 2007-09-26]. Dostupné online. Archivované 2020-02-06 z originálu.  – Vysvetľuje dôvod rozdielnosti vnímania farby.
  12. ↑ What color are the stars?, Mitchell Charity. prístup 19. marec 2008.
  13. ↑ Tables VII, VIII, Empirical bolometric corrections for the main-sequence, G. M. H. J. Habets and J. R. W. Heinze, Astronomy and Astrophysics Supplement Series 46 (november 1981), s. 193 – 237, Bibcode: 1981A&AS...46..193H . Svietivosti sú odvodené od Mbol s použitím Mbol(☉)=4.75.
  14. ↑ s. 60 – 63, Hearnshaw 1986; s. 623 – 625, Secchi 1866.
  15. ↑ The Draper Catalogue of stellar spectra photographed with the 8-inch Bache telescope as a part of the Henry Draper memorial, Edward C. Pickering, Annals of Harvard College Observatory 27 (1890), Bibcode: 1890AnHar..27....1P . Pozri strany 1 – 4.
  16. ↑ s. 106 – 108, Hearnshaw 1986.
  17. ↑ s. 111 – 112, Hearnshaw 1986.
  18. ↑ Spectra of bright stars photographed with the 11-inch Draper Telescope as part of the Henry Draper Memorial, Antonia C. Maury and Edward C. Pickering, Annals of Harvard College Observatory 28, part 1 (1897), s. 1 – 128, Bibcode: 1897AnHar..28....1M , pozri Tabuľku I.
  19. ↑ Spectra of bright southern stars photographed with the 13-inch Boyden telescope as part of the Henry Draper Memorial, Annie J. Cannon and Edward C. Pickering, Annals of Harvard College Observatory 28, part 2 (1901), s. 129 – 263, Bibcode: 1901AnHar..28..129C , pozri strany 139 – 143.
  20. ↑ s. 117 – 119, Hearnshaw 1986.
  21. ↑ Classification of 1,688 southern stars by means of their spectra, Annie Jump Cannon and Edward C. Pickering, Annals of Harvard College Observatory 56, #5 (1912), s. 115 – 164, Bibcode: 1912AnHar..56..115C .
  22. ↑ s. 121 – 122, Hearnshaw 1986.
  23. ↑ Charity, Mitchell. What color are the stars? [online]. [Cit. 2006-05-13]. Dostupné online.
  24. ↑ Morgan, William Wilson; Keenan, Philip Childs; Kellman, Edith (1943), "An atlas of stellar spectra, with an outline of spectral classification", Chicago, Ill., The University of Chicago press
  25. ↑ PHILLIP C. KEENAN, William Wilson Morgan. Spectral Classification. Annual Reviews of Astronomy and Astrophysics (Annual Reviews), 1973, s. 29 – 50. Dostupné online. ISSN 0066-4146. DOI: 10.1146/annurev.aa.11.090173.000333.
  26. ↑ A Low-Dispersion Luminosity Indicator for Solar-Type Dwarfs, Barry, Don C. 1970
  27. ↑ a b c d e f g Multiwavelength Systematics of OB Spectra, Walborn, N. R., 2008
  28. ↑ a b c d e f g LeDrew, G.; The Real Starry Sky, Journal of the Royal Astronomical Society of Canada, Vol. 95, No. 1 (celé No. 686, február 2001), s. 32 – 33. Poznámka: Tabuľka 2 obsahuje chybu a tak sa pre potreby tohto článku používa 824 ako predpokladaný správny počet hlavnej skupiny hviezd
  29. ↑ Planets Prefer Safe Neighborhoods [online]. [Cit. 2010-06-26]. Dostupné online. Archivované 2010-06-07 z originálu.
  30. ↑ An atlas of stellar spectra, with an outline of spectral classification, W. W. Morgan, P. C. Keenan and E. Kellman, Chicago: The University of Chicago Press, 1943.
  31. ↑ Revised MK Spectral Atlas for Stars Earlier than the Sun, W. W. Morgan, H. A. Abt, and J. W. Tapscott, Yerkes Observatory, University of Chicago and Kitt Peak National Observatory, 1978.
  32. ↑ A New Spectral Classification System for the Earliest O Stars: Definition of Type O2, Nolan R. Walborn et al., The Astronomical Journal 123, #5 (máj 2002), s. 2754 – 2771, DOI:10.1086/339831, Bibcode: 2002AJ....123.2754W .
  33. ↑ SIMBAD Object query : CCDM J02319+8915 [online]. Centre de Données astronomiques de Strasbourg, [cit. 2010-06-10]. Dostupné online.
  34. ↑ Checking the yellow evolutionary void. Three evolutionary critical Hypergiants: HD 33579, HR 8752 & IRC +10420
  35. ↑ On a cosmological timescale, The Earth's period of habitability is nearly over august 2009
  36. ↑ Optical Spectroscopy of 2MASS Color-Selected Ultracool Subdwarfs, Adam J. Burgasser et al., 2006
  37. ↑ Astrometric and Spectroscopic Confirmation of a Brown Dwarf Companion to GSC 08047-00232, G. Chauvin et al., 2004
  38. ↑ a b c d e f g Physical Properties of Wolf-Rayet Stars, Crowther, Paul A., 2007
  39. ↑ Outstanding Issues in Our Understanding of L, T, and Y Dwarfs, J. D. Kirkpatrick, April 2007, arXiv:0704.1522. Accessed online September 18, 2007.
  40. ↑ a b KIRKPATRICK ET AL., J. Davy. Dwarfs Cooler than M: the Definition of Spectral Type L Using Discovery from the 2-µ ALL-SKY Survey (2MASS). The Astrophysical Journal (The University of Chicago Press), July 10, 1999, s. 802 – 833. Dostupné online. DOI: 10.1086/307414. ISSN: 0004-637X. [nefunkčný odkaz]
  41. ↑ a b KIRKPATRICK, J. Davy. New Spectral Types L and T. Annual Reviews of Astronomy and Astrophysics (Annual Reviews), 2005, s. 195 – 246. DOI: 10.1146/annurev.astro.42.053102.134017. ISSN: 0066-4146.
  42. ↑ Ultra-cool Diminutive Star Weighs In
  43. ↑ LSR 1610-0040: The First Early-Type L Subdwarf, Lépine et al. 2003c
  44. ↑ Discovery of the brightest T dwarf in the northern hemisphere, 2007
  45. ↑ Y-Spectral class for Ultra-Cool Dwarfs, N.R.Deacon and N.C.Hambly, 2006
  46. ↑ The minimum Jeans mass, brown dwarf companion IMF, and predictions for detection of Y-type dwarfs, B. Zuckerman and I. Song, Astronomy and Astrophysics 493, #3 (January 2009), pp. 1149 – 1154, DOI:10.1051/0004 – 6361:200810038, Bibcode: 2009A&A...493.1149Z .
  47. ↑ a b c d The Physical Properties of Four ~600 K T Dwarfs, S. K. Leggett et al., The Astrophysical Journal 695, #2 (apríl 2009), s. 1517 – 1526, DOI:10.1088/0004-637X/695/2/1517, Bibcode: 2009ApJ...695.1517L .
  48. ↑ CFBDS J005910.90-011401.3: reaching the T-Y brown dwarf transition?, P. Delorme et al., Astronomy and Astrophysics 482, #3 (máj 2008), s. 961 – 971, DOI:10.1051/0004-6361:20079317, Bibcode: 2008A&A...482..961D .
  49. ↑ Exploring the substellar temperature regime down to ~550K, Ben Burningham et al., Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 391, #1 (November 2008), s. 320 – 333, DOI:10.1111/j.1365 – 2966.2008.13885.x, Bibcode: 2008MNRAS.391..320B , pozri abstrakt.
  50. ↑ Bouigue, R. 1954, Annales d'Astrophysique, Vol. 17, s. 104
  51. ↑ Spectral Atlas of Carbon Stars (Barnbaum+ 1996) [online]. [Cit. 2010-06-26]. Dostupné online. Archivované 2009-05-19 z originálu.
  52. ↑ Keenan, P. C. 1954 Astrophysical Journal, vol. 120, p.484
  53. ↑ A Determination of the Local Density of White Dwarf Stars, J. B. Holberg, Terry D. Oswalt and E. M. Sion, The Astrophysical Journal 571, #1 (máj 2002), s. 512 – 518.
  54. ↑ a b c d A proposed new white dwarf spectral classification system, E. M. Sion, J. L. Greenstein, J. D. Landstreet, J. Liebert, H. L. Shipman, a G. A. Wegner, The Astrophysical Journal 269, #1 (1. jún 1983), s. 253 – 257.
  55. ↑ A Catalog of Spectroscopically Identified White Dwarfs, George P. McCook and Edward M. Sion, The Astrophysical Journal Supplement Series 121, #1 (marec 1999), s. 1 – 130.
  56. ↑ Physics of white dwarf stars, D. Koester and G. Chanmugam, Reports on Progress in Physics 53 (1990), s. 837 – 915.
  57. ↑ White dwarfs, Gilles Fontaine and François Wesemael, in Encyclopedia of Astronomy and Astrophysics, ed. Paul Murdin, Bristol and Philadelphia: Institute of Physics Publishing and London, New York and Tokyo: Nature Publishing Group, 2001. ISBN 0-333-75088-8.
  58. ↑ a b Mapping the Instability Domains of GW Vir Stars in the Effective Temperature-Surface Gravity Diagram, Quirion, P.-O., Fontaine, G., Brassard, P., Astrophysical Journal Supplement Series 171 (2007), s. 219 – 248.
  59. ↑ §1, Detection of non-radial g-mode pulsations in the newly discovered PG 1159 star HE 1429–1209, T. Nagel and K. Werner, Astronomy and Astrophysics 426 (2004), s. L45–L48.
  60. ↑ The Extent and Cause of the Pre-White Dwarf Instability Strip, M. S. O'Brien, Astrophysical Journal 532, #2 (apríl 2000), s. 1078 – 1088.
  61. ↑ UV spectroscopy of the hybrid PG 1159-type central stars of the planetary nebulae NGC 7094 and Abell 43, Ziegler, M. et al. 2009
  62. ↑ SkyTonight: The Spectral Types of Stars [online]. [Cit. 2010-06-26]. Dostupné online. Archivované 2007-03-12 z originálu.
  63. ↑ a b Pismis 24-1: The Stellar Upper Mass Limit Preserved, J. Maíz Apellániz et al. 2006
  64. ↑ Early-type stars in the core of the young open cluster Westerlund2, G. Rauw et al. 2006

Pozri aj

upraviť
  Astronomický portál

Externé odkazy

upraviť

Zdroj

upraviť

Tento článok je čiastočný alebo úplný preklad článku Stellar classification na anglickej Wikipédii.

Zdroj: „https://sk.wikipedia.org/w/index.php?title=Spektrálna_klasifikácia&oldid=7892795“