Typ spektralny



Informacje, które udało nam się zgromadzić na temat Typ spektralny , zostały starannie sprawdzone i uporządkowane, aby były jak najbardziej przydatne. Prawdopodobnie trafiłeś tutaj, aby dowiedzieć się więcej na temat Typ spektralny . W Internecie łatwo zgubić się w gąszczu stron, które mówią o Typ spektralny , a jednocześnie nie podają tego, co chcemy wiedzieć o Typ spektralny . Mamy nadzieję, że dasz nam znać w komentarzach, czy podoba Ci się to, co przeczytałeś o Typ spektralny poniżej. Jeśli informacje o Typ spektralny , które podajemy, nie są tym, czego szukałeś, daj nam znać, abyśmy mogli codziennie ulepszać tę stronę.

.

W astronomii , gwiazdek cztery podstawowe parametry: temperatura barwy , powierzchnia grawitacji , masy i jaskrawoci . Te cechy nie s od siebie niezalene i nie s bezporednio mierzalne. Pozwalaj jednak na powizanie typu widmowego z kad gwiazd.

Gwiazdy wystpuj w rónych kolorach, które zale od ich temperatury barwowej. Gorce gwiazdy s niebieskie, a chodniejsze s czerwone. W porzdku rosncym temperatury gwiazda bdzie czerwona, pomaraczowa, óta, biaa, niebieska i fioletowa. Ta kolejno moe wydawa si dziwna, poniewa ludzie czsto kojarz czerwie z ciepem, a bkit z zimnem, ale fizyka pokazuje co przeciwnego. Im gortsze ciao, tym wicej energii maj uciekajce fotony i tym mniejsza jest ich dugo fali .

A priori , gwiazdy mog by klasyfikowane wedug ich temperatury barwowej za pomoc prawa Wiena , ale stwarza to pewne trudnoci. Charakterystyki widma elektromagnetycznego pozwalaj na odmienn klasyfikacj gwiazd, porednio wykorzystujc informacje o ich temperaturze lub grawitacji. Rzeczywicie, linie absorpcyjne obecne w widmie elektromagnetycznym gwiazd mona zaobserwowa tylko w pewnym zakresie temperatur, poniewa tylko w tym zakresiezapenione s poziomy energii jdrowej zwizane z tymi liniami. Podobnie szeroko linii absorpcyjnych zaley od grawitacji na powierzchni gwiazdy, a tym samym od jej jasnoci.

Wykres Hertzsprunga-Russella

Na pocztku XX -go  wieku, Ejnar Hertzsprung i Henry Norris Russell badali zaleno midzy temperatur kolorów i jasnoci gwiazd. Niezalenie doszli do wniosku, e wikszo gwiazd ley w okrelonym obszarze wykresu wiato-temperatura. Taki wykres jest teraz nazywany   diagramem Hertzsprunga-Russella   (lub prociej wykresem HR).

W rzeczywistoci 80% gwiazd znajduje si na ukonym pasku wykresu,   cig gówny  . Pokazuje zwizek proporcjonalnoci midzy temperatur a jasnoci. Wikszo gwiazd jest tam, poniewa spdzaj tam wikszo swojego ycia.

Gwiazdy poza cigiem gównym s albo na pocztku, albo na kocu swojego ycia. S to, z wyjtkiem biaych karów, mniej lub bardziej krótkotrwae fazy przejciowe. W ten sposób gwiazda porusza si po diagramie. Pod koniec ycia opuszcza gówn sekwencj i staje si gigantyczn gwiazd, a nastpnie biaym karem (patrz Ewolucja gwiazd ).

Klasyfikacja Secchi

W 1866 roku , Angelo Secchi , dyrektor Obserwatorium w rzymskim kolegium w Rzymie , zaproponowa pierwsz pioniersk typ widmowy na podstawie spektroskopowych kryteriów . Podzieli gwiazdy na trzy klasy:

  • Klasa I  : biae i niebieskie gwiazdy zmocnymi i szerokimi liniami wodorowymi , jak Véga i Altaïr . Obejmuje nowoczesn klas A i pierwsze podklasy klasy F .
    • Klasa I , podtyp Orion  : podtyp klasy I z wszymi liniami wodoru, odpowiadajcy pierwszym podklasom wspóczesnej klasy B; Rigel i Bellatrix nale do tej podklasy.
  • Klasa II  : óte gwiazdy z delikatnymi liniami wodoru i charakterystycznymi liniami metali, takich jak wap i sód , gwiazdy takie jak Soce , Arktur i Capella . Obejmuje nowoczesne klasy K i G oraz najnowsze podklasy F .
  • Klasa III  : czerwone gwiazdy o zoonym spektrum z bardzo szerokimi pasmami, jak Betelgeuse i Antarès . To odpowiada klasie M .

W 1868 Secchi odkry gwiazdy wglowe , które zebra w osobnej grupie:

  • Klasa IV  : czerwone gwiazdy z wyranymi liniami icharakterystycznymipasmami wglowymi .

W 1877 Secchi doda pit klas:

Klasyfikacja Harvarda

Klasyfikacja Harvarda to ta, która przypisuje typ widmowy do gwiazdy i globalnie odpowiada skali temperatury. Klasyfikacja Yerkes jest to, co przypisuje klas jasnoci do gwiazdy, jak i globalnie odpowiada skali promienia (patrz Stefana-Boltzmanna prawo ) dla danej temperatury.

Metoda ta zostaa opracowana w Monitorowania Harvard na pocztku XX XX  wieku przez Henry Draper . Po mierci Drapera wdowa po nim przekazaa obserwatorium pewn sum pienidzy na dalsze prace nad klasyfikacj. Du cz tej pracy wykonay córki obserwatorium, przede wszystkim Annie Jump Cannon i Antonia Maury , czerpic z prac Williaminy Fleming . Praca ta zakoczya si publikacj katalogu Henry Draper (HD) midzy 1918 a 1924 r . Katalog zawiera 225 000 gwiazd z dokadnoci do dziewitej wielkoci . Klasyfikacja Harvarda opiera si na liniach absorpcyjnych, które s w wikszoci wraliwe na temperatur, a nie na grawitacj powierzchniow. Poszczególne typy i ich temperatura s nastpujce:

Rodzaj temperatura konwencjonalny kolor linie absorpcyjne
O > 25000  K niebieski azot , wgiel , hel i tlen
b 10000 - 25000  K niebiesko biay hel , wodór
W 7500 - 10000  K biay wodór
fa 6000 - 7500  K óto-biay metale  : elazo , tytan , wap , stront i magnez and
sol 5000 - 6000  K óty (jak soce ) wap , hel , wodór i metale
K +3.500 - +5.000  K Pomaraczowy metale i tlenek tytanu
M < 3,500  K czerwony metale i tlenek tytanu

Aby zapamita kolejno typów widmowych (OBAFGKM), osoby mówice po angielsku uywaj wyraenia   Oh, Be A Fine Girl / Guy, Kiss Me!  , co przekada si na Och! Bd mi dziewczyn / miym facetem, pocauj mnie ; istnieje wiele odmian. Po francusku moglibymy powiedzie: Observez Bien Au Firmament: Grandiose Kaleidoscope Multicolore! . Powód dziwnego ukadu liter ma charakter historyczny. Kiedy pobrano pierwsze widma gwiazd, zauwaylimy, e linia wodoru bardzo si rónia i sklasyfikowalimy gwiazdy wedug intensywnoci linii Balmera  : od A , najsilniejsza, do Q , najnisza. Nastpnie linii innych pierwiastków by brane pod uwag: H i K linii z wapniem , na D zgodnie z soduitd. Póniej okazao si, e wiele z tych klas pokrywao si i zostao wycofanych. Dopiero duo póniej odkryto, e intensywno linii zasadniczo zaleaa od temperatury barwowej gwiazdy.

Obecnie typy te s podzielone wedug liczb (0-9): A0 dla najgortszych gwiazd klasy A i A9 dla chodniejszych. Na przykad Soce jest gwiazd typu G2 .

Niedawno klasyfikacja zostaa rozszerzona na WOBAFGKMLTY i RNCS , gdzie W to gwiazdy Wolfa-Rayeta , L , T i Y reprezentuj wyjtkowo zimne gwiazdy , brzowe kary , a RNCS s uywane do gwiazd wglowych . W odniesieniu do obiektów chodniejszych ni kary M wybór liter L i T (wtedy Y póniej) wyjaniono w artykule J. Davy'ego Kirkpatricka i jego wspópracownikach opublikowanym w 1999 roku.

LBV

Te jasne niebieskie gwiazdy zmienne s niebieskie hiperolbrzym których jasno zmienia si w czasie, mniej lub bardziej regularnie. Te bardzo rzadkie gwiazdy s na ogó otoczone przez mgawice, czciowo wynikajce z wyrzutów materii, które maj miejsce w okresach ich wysokiej aktywnoci. Mog ewoluowa w gwiazdy Wolfa-Rayeta, zanim skocz w supernowych. Jeli gwiazda nie straci wystarczajcej masy, moe wytworzy szczególnie gwatown supernow stworzon przez niestabilno par.

Gwiazdki WR (lub W)

W przypadku gwiazd WR widmo gwiezdne nie odpowiada widmu powierzchni gwiazdy, ale otaczajcym j warstwom gazu. Gwiazdy te s klasyfikowane zgodnie z dominujcymi liniami widma  : WN, gdy dominujce linie pochodz od azotu , WC, gdy s emitowane gównie przez wgiel i WO, jeli jest to tlen .

Typ O

Gwiazdy typu O s bardzo gorce (temperatura barwowa: 35 000  K dla Delta Orionis ) oraz bardzo jasne i niebieskie. Na przykad Naos w gwiazdozbiorze Rufa wieci prawie milion razy janiej ni Soce. Gwiazdy te maj intensywne linie helu i do sabe linie wodoru , emituj gównie w ultrafiolecie . Gwiazdy te s tak energetyczne, e wytwarzaj silny wiatr gwiazdowy i dlatego trac materi, która nastpnie tworzy otoczki dajce linie emisyjne (typ Oe dla emisji w wodorze, typ Of dla emisji w helu II i azot III ).

Widmo gwiazdy typu O5V.

Typ B

Gwiazdy typu B s równie bardzo jasne i gorce (temperatura barwowa: 13 000  K ); Rigel w Orion konstelacji , to typ B niebieski nadolbrzymem . Ich widmo ma neutralne linie helowe , a linie wodorowe s do sabe (nazywane s liniami Balmera ). Gwiazdy typu O i B s tak potne, e yj bardzo krótko. Dlatego odbiegaj tylko troch od miejsca, w którym powstay. W ten sposób maj tendencj do gromadzenia si w tak zwanych asocjacjach OB, które grupuj te gwiazdy w ogromny obok molekularny . Asocjacja Oriona OB1 tworzy cae rami Drogi Mlecznej i zawiera ca konstelacj Oriona. To obecno bardzo jasnych gwiazd, a nie ich liczba, sprawia, e ramiona galaktyk wydaj si janiejsze. Moemy doda, e wród stu najjaniejszych gwiazd jedna trzecia to gwiazdy typu B. Niektóre gwiazdy B maj w swoim widmie linie emisyjne . W zalenoci od tego, czy linie s liniami zakazanymi czy liniami normalnymi , mówimy o gwiazdach "  B [e]  " lub "Be" ("e" dla emisji, patrz szczegóowy artyku ).

Widmo gwiazdy typu B2 II .

Typ A

Gwiazdy typu A (nazywane biaymi gwiazdami cigu gównego ) nale do najczciej widocznych goym okiem. Deneb w gwiazdozbiorze abdzia i Syriusza , najjaniejszej gwiazdy widocznej na niebie, s dwa typu A gwiazdek . Podobnie jak wszystkie te tego rodzaju, s biae, ich widmo ma do intensywne linii wodoru (linie Balmera) i sabiej wykazuje obecno naadowanych metali ( K linii z zjonizowanego wapnia ).

Niektóre z nich maj niezwyke cechy, oznaczone jako Am lub Ap . S wród gwiazd o silnym polu magnetycznym (plamy) lub o wysokim steniu niektórych metali (poprzez lewitacj z powodu si radiacyjnych) wzmacniajcych linie widmowe tych pierwiastków chemicznych.

Widmo od typu A2 I gwiazdy .

Wpisz F

Ocena typu F jest nadal bardzo jasna (temperatura barwowa: od 6000 do 7200  K ) i zwykle s to gwiazdy cigu gównego , takie jak ypsilon Andromedae A w konstelacji Andromedy , Canopus , Gwiazdy Polarnej , czy Procyon A . Ich widmo charakteryzuje linii wodoru sabsze ni w przypadku gwiazdy i obecnoci linii obojtnych i naadowanych metali ( Fe I , Fe II , Ti II , Ca I , Ca II , Mg Iitd. ).

Widmo gwiazdy typu F2 III .

Wpisz G

Najbardziej znane s gwiazdy typu G (lub óty karze ), poniewa do tego typu naley Soce . Maj linie wodorowe nawet sabsze ni te typu F i zjonizowane lub neutralne linie metalowe. Linie Ca II H i K s bardzo wyrane. Typ G jest jednym z ostatnich (poza K i M poniej) gdzie wyróniamy (ze wzgldu na temperatur barwow od 5000 do 6000  K ) nadal do silne linie molekularne ( CH , CN , C 2, oh ). Musz równie nazwa G w czsteczce CH, która wykazuje siln absorpcj przy 430  nm, oznaczon przez Fraunhofera liter G . Alfa Centauri A jest typ G gwiazda .

Widmo gwiazdy typu G5 III .

Wpisz K

Gwiazdy typu K (lub pomaraczowy karze ) to pomaraczowe gwiazdy, nieco chodniejsze od Soca (temperatura barwowa: 4000  K ). Niektóre z nich to czerwone olbrzymy, podczas gdy inne, takie jak Alpha Centauri B , to gwiazdy cigu gównego. Maj bardzo sabe linie wodoru lub wrcz nieistniejce, a zwaszcza linie metali obojtnych. Widoczne s tam niektóre zwizki molekularne: CH , CN , tlenek wgla CO, a take szerokie pasma tlenku tytanu TiO dla zimniejszych.

Widmo gwiazdy typu K4 III .

Wpisz M

Gwiazdy typu M s najliczniejsze i maj temperatur barwow od 2500 do 3900  K . Wszystkie czerwone kary , czyli 80% istniejcych gwiazd, s tego typu, jak Proxima Centauri . Betelgeuse , a take gwiazdy zmienne typu Mira s równie tego typu. Ich widmo pokazuje linie odpowiadajce czsteczkom ( CN , CH , CO , TiO , VO , MgH, H 2Itd. ) i metali obojtnych, linie tlenku tytanu TiO mog by bardzo intensywne, a linie wodoru s generalnie nieobecne.

Widmo gwiazdy typu M0 III .
Widmo o M6 V typu gwiazda .

Wpisz L

Gwiazdy nowego typu L s bardzo ciemnoczerwone i wiec gównie w podczerwieni . Ich gazy s na tyle zimne, e w ich widmie przewaaj wodorki metali i metale alkaliczne .

Wpisz T

Gwiazdy typu T to albo gwiazdy ledwie wystarczajco masywne, aby mogy przeprowadzi reakcje fuzji jdrowej , albo brzowe kary (quasi-gwiazdy pozbawione fuzji jdrowej). Emituj mao lub wcale wiata widzialnego , a jedynie podczerwie. Ich temperatura barwowa moe by tak niskie jak 600  ° C , co pozwala na tworzenie zoonych czsteczek , co potwierdza obserwacj CH 4 metanu linii. w widmie niektórych z tych gwiazd.

Wpisz Y

Brzowe kary typu spektralnego Y znajduj si na kocu skali, s chodniejsze ni kary typu spektralnego T i maj od nich jakociowo róne widma. Godne uwagi brzowe kary tego typu obejmuj WISE 0855-0714, który jest jednym z najzimniejszych znanych z szacowan temperatur barwow midzy 225 a 260  K ( -48 do -13  ° C ).

Klasa R, N, S i C

Klasy R , N S i C to gwiazdy wglowe , gigantyczne gwiazdy o duej zawartoci wgla . Odpowiadaj one klasyfikacji równolegej do klasy gwiazd od G do M i zostay ostatnio zunifikowane w jedn klas C . Gwiazdy klasy S znajduj si w poowie drogi midzy gwiazdami wglowymi a gwiazdami klasy M i maj w swoim widmie linie tlenku cynku ZnO zamiast tlenku tytanu TiO. Maj niemal identyczn zawarto tlenu i wgla , przy czym te dwa pierwiastki wystpuj prawie wycznie w postaci tlenku wgla CO. Gdy gwiazda jest na tyle zimno, aby utworzy CO, zuywa maksymalnie tlenu i wgla, a tylko nadmiar elementów pozostaje: tlen w gwiazdy cigu gównego, wgiel w gwiazdach wgla i prawie nic w S- klasy gwiazdek .

Klasa T ° max ( K ) T ° min kolor linie absorpcyjne
R 3000 czerwony zwizki wglowe
NIE 2000 czerwony zwizki wglowe
S 3000 2000 czerwony tlenek cyrkonu

W rzeczywistoci istnieje cigo midzy gwiazdami cigu gównego a gwiazdami wglowymi, co wymagaoby prawidowego potraktowania innego wymiaru w klasyfikacji.

Tablica zbiorcza

Podsumowanie charakterystyk rónych aktualnych typów widmowych
Typ spektralny Temperatura barwowa [ref. niezbdny] Kolor w stosunku do róda wiata D65 Kolor w stosunku do soca Gówne linie absorpcyjne Wpisz gwiazdka Przykad gwiazdy
O > 25000  K niebieski niebieski Hel , azot , wgiel , tlen Niebieskie gwiazdy sekwencji gównej , Giant blue , Supergiants blue Delta Orionis (Mintaka) , Zeta Puppis (Naos)
b 10000 - 25000  K Jasny niebieski Jasny niebieski Hel , wodór Niebiesko-biae gwiazdy cigu gównego , Giant blue , Supergiants blue , Hypergéantes blue Beta Orionis (Rigel) , Zeta1 Scorpii , abd OB2-12
W 7500 - 10000  K Bardzo jasnoniebieski Bardzo jasnoniebieski Wodór , zjonizowane metale ( wap ) Biae gwiazdy sekwencji gównej , Biae Supergianty Alpha Cygni (Deneb) , Alpha Canis Majoris (Syriusz)
fa 6000 - 7500  K Biay biao niebieski Wodór , metale neutralne i zjonizowane elazo , tytan , wap , stront , magnez ) Gwiazdy óto-biaa sekwencja gówna , Nadolbrzymy óte Upsilon Andromedae (Titawin) , Alpha Carinae (Canopus) , Alpha Ursae Minoris (Gwiazda Polarna) , Alpha Canis Minoris (Procyon)
sol 5000 - 6000  K Bardzo jasnoóty Biay Wodór , metale zjonizowane lub obojtne ( wap ), czsteczki ( CH , CN , C 2, och ) óte gwiazdy cigu gównego , óte Supergiants , óte Hypergéantes Soce , Alpha Centauri A , Rho Cassiopeiae , V382 Carinae
K +3.500 - +5.000  K Bardzo jasny pomaraczowy Jasnoóty Metale obojtne, czsteczki ( TiO , CH , CN , CO ) Pomaraczowe gwiazdy cigu gównego , óty hiperolbrzym Alpha Centauri B , Alpha Bootis (Arcturus) , HR 5171 , RW Cephei
M 2000 - 3500  K jasnopomaraczowy jasnopomaraczowy Metale obojtne, czsteczki ( TiO , CH , CN , CO , VO , MgH, H 2) Czerwone gwiazdy cigu gównego , czerwone olbrzymy , czerwony nadolbrzym , Hypergéantes czerwony Proxima Centauri , Alpha Orionis (Betelgeuse) , Alpha Scorpii (Antarès) , NML Cygni
L 1200 - 2000  K Pomaraczowy Pomaraczowy Wodorki metali ( elazo , chrom ), potas , metale alkaliczne ( rubid , cez ) Brzowe kary L GD 165 B
T 750 - 1200  K Czerwony Czerwony Zoone czsteczki ( CH 4, CO ) Brzowe kary T Gliese 229 z
Tak <750 tys Kady Kady Zoone czsteczki ( NH 3) Brzowe krasnoludki Y WISE 0855-0714 , WISE 1828 + 2650 , CWISEP J193518.59-154620,3

Spectrala spektralna

Druga nomenklatura, maymi literami, jest dodawana do typu widmowego, aby wskaza specyfik widma.

Kodowane Spectralna osobliwo gwiazd
: Przekroczenie wartoci widmowej i/lub niepewno
... Istnienie nieokrelonej szczegóowoci
! Cecha specjalna
komp Widmo kompozytowe
mi Obecno linii emisyjnej
[mi] Obecno zakazanej linii emisyjnej
er rodek linii emisyjnej odwrócony sabszy ni krawdzie
ep Poszczególna linia emisyjna.
równ Linia emisyjna o profilu P Cygni
Ewa Emisja widmowa wykazujca zmienno
fa Linia emisyjna N III i He II
f + Linia emisyjna Si IV dodatkowa do linii He II i N III
f * Emisja N IV silniejsza ni N III
(fa) Saba linia emisyjna He
((fa)) Brak emisji He
on Saba linia He
k Widmo o midzygwiazdowej charakterystyce absorpcji
m Obecno metalowego paska
nie Szeroka (rozproszona) absorpcja spowodowana szybkim obrotem
nn Bardzo szeroka absorpcja spowodowana bardzo szybkim obrotem
neb Zmieszany z widmem mgawicy
p Specyfika nieokrelonego widma, chemicznie osobliwa gwiazda
pq Widmo specjalne, podobne do widma nowej
q Obecno czerwonego lub niebieskiego przesunicia
s Wskie linie absorpcyjne o wyranych konturach
ss Bardzo wskie linie
cii Gwiazda powoki
v Widmo zmienne (oznaczone równie var)
w Cienkie linie (znane równie jako wl lub wk)
d Del Gigantyczne typu A lub F ze sabymi liniami wapnia H i K , jak w przypadku Delphini  ( fr )
d Sct Gwiazda typu A lub F o widmie podobnym do widma zmiennej krótkookresowej Scuti
Kodowane Widmo o waciwociach metalicznych
Ba Promie baru nienormalnie wysoki
To Promie wapnia niezwykle wysoki
Cr Nienormalnie wysokie rozstanie chromu
Mia Promie europu nienormalnie wysoki
Hej Promie helu niezwykle silny
Hg Promie rtci nienormalnie wysoki
Mn Promie manganu nienormalnie wysoki
tak Nienormalnie wysokie rozstanie krzemu
Sr Promie strontu nienormalnie wysoki
Kodowane Spectrum charakterystyczne dla biaych karów
: Klasyfikacja niepewna
P Biay karze z wykrywaln polaryzacj
mi Obecno linii emisyjnej
H Magnetyczny biay karze bez wykrywalnej polaryzacji
V Zmienna
PEC Istnienie szczególnoci spektralnej

Na przykad epsilon Ursae Majoris ma widmo typu A0pCr, co wskazuje na ogóln klasyfikacj A0 z widmem charakterystycznym dla linii silnej emisji chromu . Istniej róne klasy chemicznie specyficznych gwiazd , w których linie widmowe wielu pierwiastków wydaj si nienormalnie intensywne lub wrcz przeciwnie, nienormalnie cienkie.

Uwagi i referencje

  1. Richard Taillet , Loïc Villain i Pascal Febvre , Sownik fizyki , Bruksela, De Boeck ,, s.  667 "Temperatura barwowa - 2".
  2. P. Secchi,   Analiza spektralna wiata niektórych gwiazd i nowe obserwacje plam na Socu  , Sprawozdania z sesji Akademii Nauk , tom.  63,, s.  364-368 ( przeczytaj online , dostp 19 stycznia 2012 ).
  3. P. Secchi,   Nowe badania nad analiz spektraln wiata gwiazd  , Sprawozdania z sesji Akademii Nauk , tom.  63,, s.  621-628 ( przeczytaj online , dostp 19 stycznia 2012 ).
  4. (w) JB Hearnshaw , Analiza wiata gwiazd: sto pidziesit lat spektroskopii astronomicznej , Cambridge, Wielka Brytania, Cambridge University Press ,, 546  s. ( ISBN  0-521-25548-1 ) , s.  60-3, 134.
  5. (w) Uwaga dotyczca atlasu spektralnego i klasyfikacji spektralnej , www.cfa.harvard.edu.
  6. (w)   Gliese229   na Gliese229 (dostp 2 kwietnia 2018 r . ) .
  7. (w) Mnemotechnika Harvard Spectral Classification Scheme , star.ucl.ac.uk .
  8. [Kirlpatrick i in. (1999) = K + 99] J. Davy Kirkpatrick i in. ,   Krasnoludy chodniejsze ni M : Definicja typu widmowego L przy uyciu odkry z 2-mikronowego przegldu caego nieba (2MASS)   [Kary chodniejsze ni M : Definicja typu widmowego L w uyciu odkrycia z 2-Micron All-Sky Survey (2MASS) , The Astrophysical Journal , tom.  519 n O  2, s.  802-833 (32 strony) ( przeczytaj online [PDF] )
  9. van der Hucht 1996, Liège Astro. Kolokwium , 33, 1   Kod bibliograficzny: 1996LIACo..33 .... 1V   , na ADS .
  10. Habets & Heintze, 1981, Empiryczne poprawki bolometryczne dla cigu gównego  w Astronomy and Astrophysics Supplement Series , vol.  46, s.  193-237 , Tabela VII .

Zobacz równie

Powizane artykuy

Link zewntrzny

Bibliografia

  • (en) H. Karttunen ( red. ), P. Kröger ( red. ), H. Oja ( red. ), M. Poutanen ( red. ) i KJ Donner ( red. ) ( tumacz  z fiskiego), Fundamental Astronomy , Berlin, Springer Verlag ,, 4 th  ed. , 468  s. ( ISBN  3-540-00179-4 )

Mamy nadzieję, że informacje, które zgromadziliśmy na temat Typ spektralny , były dla Ciebie przydatne. Jeśli tak, nie zapomnij polecić nas swoim przyjaciołom i rodzinie oraz pamiętaj, że zawsze możesz się z nami skontaktować, jeśli będziesz nas potrzebować. Jeśli mimo naszych starań uznasz, że informacje podane na temat _title nie są całkowicie poprawne lub że powinniśmy coś dodać lub poprawić, będziemy wdzięczni za poinformowanie nas o tym. Dostarczanie najlepszych i najbardziej wyczerpujących informacji na temat Typ spektralny i każdego innego tematu jest istotą tej strony internetowej; kierujemy się tym samym duchem, który inspirował twórców Encyclopedia Project, i z tego powodu mamy nadzieję, że to, co znalazłeś o Typ spektralny na tej stronie pomogło Ci poszerzyć swoją wiedzę.

Opiniones de nuestros usuarios

Filip Marczak

Byłem zachwycony, że znalazłem ten artykuł na temat _zmienna.

Andrew Skrzypczak

Informacje o zmiennej Typ spektralny są bardzo ciekawe i rzetelne, podobnie jak pozostałe artykuły, które przeczytałem do tej pory, a jest ich już wiele, bo na randkę na Tinderze czekam prawie godzinę i się nie pojawia, więc daje mi to, że mnie to wystawiło. Korzystam z okazji, aby zostawić kilka gwiazdek dla firmy i srać na moje pieprzone życie.

Marina Szczepański

Wspaniałe odkrycie tego artykułu na Typ spektralny i całej stronie. Przechodzi prosto do ulubionych.

Krystyna Kubiak

Ten wpis na Typ spektralny pomógł mi w ostatniej chwili dokończyć pracę na jutro. Już widziałem, jak znowu ciągnę Wikipedię, coś, czego nauczyciel nam zabronił. Dziękuję za uratowanie mnie.