Эта статья входит в число добротных статей

Звезда спектрального класса A

Материал из Википедии — свободной энциклопедии
Перейти к навигации Перейти к поиску
Спектр звезды класса A5V

Звёзды спектрального класса A имеют температуры поверхности от 7400 до 10000 K и белый цвет. Наиболее выражены в спектрах этих звёзд линии водорода, к поздним подклассам также усиливаются линии ионизованного кальция и нейтральных металлов.

Среди звёзд класса A часто встречаются химически пекулярные — более 30 % от всех звёзд этого класса. С физической точки зрения класс A довольно разнороден и включает в себя различные звёзды населения I и населения II.

Характеристики[править | править код]

К спектральному классу A относятся звёзды с температурами 7400—10000 K. Цвет звёзд этого класса — белый, показатели цвета B−V близки к нулю[1][2][3].

В спектрах звёзд класса A очень сильны линии водорода, особенно это касается серии Бальмера, но в остальном спектры этих звёзд выглядят практически не имеющими особенностей. Другие линии гораздо слабее, и лишь в поздних подклассах усиливаются линии Ca II[комм. 1] и некоторых нейтральных металлов. Линии нейтрального гелия отсутствуют у всех подклассов, кроме самого раннего[комм. 2] — A0, в котором видны слабые линии этого элемента[4][5][6].

Подклассы[править | править код]

Линии нейтрального водорода достигают максимума интенсивности в подклассе A2, а к более поздним подклассам становятся слабее. Линии нейтральных металлов, а также Ca II к поздним классам, напротив, усиливаются. Интенсивности линий некоторых металлов, а в ранних подклассах — и водорода, зависят также от светимости звезды, так что подкласс определяется в первую очередь по интенсивности фраунгоферовой линии K иона Ca II. В поздних подклассах для этого используют отношение интенсивностей линии K и бальмеровских линий водорода Hδ или Hε, кроме того, могут использоваться не изменяющиеся со светимостью, но зависящие от температуры линии Ca I, Fe I или Mn I. Однако классификацию может затруднять химическая пекулярность, которая часто встречается у звёзд класса A (см. ниже[⇨])[7].

Классы светимости[править | править код]

Абсолютные звёздные величины звёзд главной последовательности класса A5 составляют 2,1m, у гигантов того же класса ― 0,3m, у сверхгигантов ― ярче −4,8m (см. ниже[⇨])[8].

Спектроскопически звёзды разных классов светимости различаются, в первую очередь, шириной линий водорода: на практике может исследоваться серия Бальмера или серия Пашена. Однако этот параметр применим в полной мере в не более поздних подклассах, чем A6: для более поздних подклассов ширины линий перестают различаться между тусклыми классами светимости, например, между карликами и субгигантами, а затем и между всеми подклассами. В тех случаях, когда определение класса светимости по линиям водорода невозможно, используют некоторые линии Fe II или Ti II. Эти линии наиболее сильно меняются со светимостью в спектральном классе F, тогда как в поздних подклассах A они не так чувствительны к светимости, что усложняет классификацию в этом диапазоне[9].

Звёзды главной последовательности ранних подклассов A заметно различаются в светимости и в ширине линий. Звёзды на главной последовательности нулевого возраста имеют заметно более широкие линии, чем остальные звёзды. Кроме того, на ширину линий и яркость звезды влияет вращение, которое может быть достаточно быстрым для звёзд класса A. По этим причинам для подклассов от B9 до A3 используется разделение класса светимости V на два подкласса: более яркий Va и более тусклый Vb. Иногда используют промежуточный подкласс Vab и класс Va+ между V и IV. Так, например, Вега из-за быстрого вращения имеет светимость на 0,7m бо́льшую, чем ожидается в среднем при её спектральном классе, и она относится к классу светимости Va[10].

Дополнительные обозначения и особенности[править | править код]

Среди звёзд класса A часто встречаются химически пекулярные звёзды — более 30 % от всех звёзд этого класса. Так, например, звёзды с сильными линиями многих металлов, таких как цинк, стронций, цирконий или барий, называются Am-звёздами. Формальный критерий отношения звезды к этому классу состоит в том, чтобы класс звезды, определяемый по линиям металлов, был как минимум на 5 подклассов позже, чем определяемый по линиям кальция: например, Am-звезда может иметь подкласс A5 по линиям кальция, а линии металлов у неё такие же, как и в подклассе F2. Am-звёзды появляются из-за того, что металлы, избыток которых наблюдается в этих звёздах, сильнее выталкиваются на поверхность давлением света, при этом требуется малая скорость вращения звезды[11][12].

Класс Ap-звёзд также содержит звёзды, обогащённые металлами на поверхности. Однако в отличие от Am-звёзд, в Ap-звёздах наблюдается избыток отдельных элементов, а не практически всех металлов: так, в Ap-звёздах могут быть сильные линии Mn II, Eu II, Cr II, Sr II. Звёзды, имеющие спектральные классы B или F также могут проявлять сильный избыток элементов, но часто они все называются Ap-звёздами. Появление таких аномалий в химическом составе связано с магнитными полями звёзд[12][13].

Звёзды типа Лямбды Волопаса, напротив, бедны тяжёлыми элементами, но относятся к населению I — в частности, содержание углерода, азота и кислорода у них сравнимо с солнечным. Причины появления таких звёзд неизвестны[14].

Звёзды, в спектрах которых наблюдаются эмиссионные линии, называются Ae-звёздами. Наличие эмиссионных линий вызвано оболочкой из разогретого вещества вокруг звезды, обычно наблюдается эмиссия водорода. Внутри этого типа выделяются звёзды Хербига (Ae/Be) — это звёзды до главной последовательности, находящиеся в туманности, в которой и сформировались[12][15][16].

Физические характеристики[править | править код]

Вега — звезда класса A

Спектральный класс A является достаточно разнородным с точки зрения физических параметров звёзд. Например, звёзды главной последовательности класса A имеют массы 1,5—3 M⊙, светимости в диапазоне приблизительно 7—80 L⊙ и живут не более 2 миллиардов лет[17]. Они относятся к населению I и среди них встречаются переменные типа Дельты Щита[18][19]. Более массивные звёзды могут становиться гигантами и сверхгигантами класса A[12][20].

Более старые, бедные металлами звёзды населения II также представлены в спектральном классе A. В первую очередь это достаточно горячие звёзды горизонтальной ветви, в ядрах которых происходит горение гелия, в том числе переменные типа RR Лиры. Они попадают в классы светимости гигантов и субгигантов. Звёзды, сошедшие с асимптотической ветви гигантов и превращающиеся в планетарные туманности, кратковременно оказываются в классе A, в классе светимости сверхгигантов, хотя являются значительно менее массивными, чем сверхгиганты населения I[21].

Звёзды класса A малочисленны — их лишь 0,6 % от общего числа звёзд Млечного Пути[22], но вследствие высокой яркости их доля среди наблюдаемых звёзд существенно больше. Например, в каталоге Генри Дрейпера, включающем в себя звёзды с видимой звёздной величиной до 8,5m, около 22 % звёзд относятся к классу A[23][24].

Параметры звёзд спектрального класса A разных подклассов и классов светимости[8]
Спектральный класс Абсолютная звёздная величина, m Температура, K
V III I V III I
A0 1,4 −0,8 −5,2…−7,1 9800 10000 9900
A1 1,6 −0,4 −5,1…−7,3 9500 9500
A2 1,9 −0,2 −5,0…−7,5 8900 9000 9000
A3 2,0 0,0 −4,8…−7,6 8520 8500 8400
A5 2,1 0,3 −4,8…−7,7 8150 8000 8100
A7 2,3 0,5 −4,8…−8,0 7830 7750 7800
A9 2,5 0,6 −4,8…−8,3 7380 7450

Примеры[править | править код]

К звёздам главной последовательности класса A относятся, например, Вега (A0Va)[25] и Денебола (A3Va)[26]. Пример гиганта этого класса — Тубан (A0III)[27], сверхгиганта — Эта Льва (A0Ib)[28]. Сириус — ярчайшая звезда ночного неба с видимой звёздной величиной −1,46m, относится к классу A. Сириус также является ближайшей к Земле звездой этого класса: расстояние до него составляет 2,6 парсека (8,6 световых лет)[23][29].

Некоторые звёзды класса A, используемые как стандарты[30]
Спектральный класс Класс светимости
V III I
A0 Вега Тубан Эта Льва
A1 48 Кита HR 2925
A2 HR 4023 HR 2751 Денеб
A3 Фомальгаут HR 3514
A5 HD 23194
A7 2 Южной Гидры Тета² Тельца
A9 44 Кита Гамма Геркулеса

История изучения[править | править код]

Спектральный класс A, как и другие классы, в близком к современному виде появился в работе Вильямины Флеминг к 1890 году. Он был первым в последовательности как класс с самыми сильными линиями водорода. После этого в 1901 году Энни Кэннон доработала систему классификации, расставив классы в порядке понижения температуры звёзд, и класс A перестал быть первым в последовательности[31][32][33].

Первоначально класс A определялся по отсутствию в спектрах звёзд этого класса линий He I, которые наблюдались у звёзд класса B. Однако в дальнейшем, благодаря использованию более совершенных приборов, были обнаружены слабые линии He I в спектрах звёзд подкласса A0, поэтому такой критерий перестал быть точным[34].

Примечания[править | править код]

Комментарии[править | править код]

  1. ↑ Римская цифра после обозначения элемента означает его степень ионизации. I — нейтральный атом, II — однократно ионизованный элемент, III — дважды ионизованный, и так далее.
  2. ↑ Более ранние и более поздние подклассы включают в себя звёзды, соответственно, более высокой и более низкой температуры. Чем больше число, обозначающее подкласс, тем он позднее.

Источники[править | править код]

  1. ↑ Stellar classification (англ.). Encyclopedia Britannica. Дата обращения: 9 июля 2021. Архивировано 3 мая 2021 года.
  2. ↑ Кононович, Мороз, 2004, с. 373.
  3. ↑ Gray, Corbally, 2009, pp. 567—569.
  4. ↑ Karttunen et al., 2007, p. 210.
  5. ↑ Кононович, Мороз, 2004, с. 369—373.
  6. ↑ Gray, Corbally, 2009, pp. 160—162.
  7. ↑ Gray, Corbally, 2009, pp. 160—168.
  8. ↑ 1 2 Gray, Corbally, 2009, с. 565—568.
  9. ↑ Gray, Corbally, 2009, pp. 162—168, 173—176.
  10. ↑ Gray, Corbally, 2009, pp. 162—168.
  11. ↑ Gray, Corbally, 2009, pp. 160, 176—183.
  12. ↑ 1 2 3 4 Darling D. A star. Internet Encyclopedia of Science. Дата обращения: 9 июля 2021. Архивировано 19 июля 2019 года.
  13. ↑ Gray, Corbally, 2009, pp. 183—192.
  14. ↑ Gray, Corbally, 2009, pp. 192—200.
  15. ↑ Darling D. Herbig Ae/Be star. Internet Encyclopedia of Science. Дата обращения: 9 июля 2021. Архивировано 14 октября 2020 года.
  16. ↑ Gray, Corbally, 2009, pp. 200—207.
  17. ↑ Сурдин, 2015, с. 151.
  18. ↑ Darling D. Population I. Internet Encyclopedia of Science. Дата обращения: 11 июля 2021. Архивировано 25 января 2021 года.
  19. ↑ Darling D. Delta Scuti star. Internet Encyclopedia of Science. Дата обращения: 11 июля 2021. Архивировано 14 июля 2021 года.
  20. ↑ Gray, Corbally, 2009, pp. 160, 207—212.
  21. ↑ Gray, Corbally, 2009, pp. 207—213.
  22. ↑ Darling D. Numbers of stars. Internet Encyclopedia of Science. Дата обращения: 11 июля 2021. Архивировано 9 июня 2021 года.
  23. ↑ 1 2 Zombeck M. V. Handbook of Space Astronomy and Astrophysics 45—50, 78. Cambridge University Press. Дата обращения: 11 июля 2021. Архивировано 29 декабря 2010 года.
  24. ↑ Karttunen et al., 2007, p. 216.
  25. ↑ Vega. SIMBAD. Дата обращения: 11 июля 2021. Архивировано 21 апреля 2021 года.
  26. ↑ Denebola. SIMBAD. Дата обращения: 11 июля 2021. Архивировано 22 декабря 2015 года.
  27. ↑ Thuban. SIMBAD. Дата обращения: 11 июля 2021. Архивировано 21 апреля 2021 года.
  28. ↑ Eta Leonis. SIMBAD. Дата обращения: 11 июля 2021. Архивировано 21 апреля 2021 года.
  29. ↑ Darling D. Sirius. Internet Encyclopedia of Science. Дата обращения: 13 июля 2021. Архивировано 9 мая 2021 года.
  30. ↑ Gray, Corbally, 2009, с. 556—561.
  31. ↑ Gray, Corbally, 2009, pp. 4—6.
  32. ↑ Richmond M. Classification of stellar spectra. Rochester Institute of Technology. Дата обращения: 11 июля 2021. Архивировано 14 февраля 2021 года.
  33. ↑ Pickering E. C. The Draper Catalogue of stellar spectra photographed with the 8-inch Bache telescope as a part of the Henry Draper memorial // Annals of Harvard College Observatory. — Harvard: Harvard College Observatory, 1890. — Vol. 27. — P. 1—6. Архивировано 2 мая 2019 года.
  34. ↑ Gray, Corbally, 2009, p. 160.

Литература[править | править код]

  • Кононович Э. В., Мороз В. И. Общий курс астрономии. — 2-е, исправленное. — М.: УРСС, 2004. — 544 с. — ISBN 5-354-00866-2.
  • Сурдин В. Г. Астрономия: век XXI. — 3-е изд. — Фрязино: Век 2, 2015. — 608 с. — ISBN 978-5-85099-193-7.
  • Gray R. O., Corbally C. J. Stellar spectral classification. — Princeton; Woodstock: Princeton University Press, 2009. — 592 p. — ISBN 978-0-691-12510-7.
  • Karttunen H., Kroger P., Oja H., Poutanen M., Donner K. J. Fundamental Astronomy. — 5th Edition. — Berlin; Heidelberg; N. Y.: Springer, 2007. — 510 p. — ISBN 978-3-540-34143-7.
Источник — https://ru.wikipedia.org/w/index.php?title=Звезда_спектрального_класса_A&oldid=130060618