Звезда спектрального класса K
Звёзды спектрального класса K имеют температуры поверхности от 3800 до 5000 K и оранжевый цвет. В спектрах таких звёзд видны линии металлов, а линии водорода незаметны на фоне остальных линий. В поздних подклассах появляются линии оксида титана. С физической точки зрения класс K довольно разнороден.
Характеристики
[править | править код]К спектральному классу K относятся звёзды с температурами 3800—5000 K. Цвет звёзд этого класса — оранжевый, показатели цвета B−V составляют около 1,0m[1][2][3].
В спектрах таких звёзд хорошо видны линии металлов, в частности, Ca I[комм. 1], и других элементов, которые видны у звёзд класса G. Линии водорода очень слабы и практически незаметны на фоне многочисленных линий металлов. В поздних подклассах[комм. 2] появляются широкие полосы поглощения молекул, в первую очередь TiO[4][5][6]. Фиолетовая часть спектра уже довольно слаба[7].
Подклассы
[править | править код]При переходе к более поздним подклассам линии металлов продолжают усиливаться, а линии водорода — ослабевать. Линии молекулы CH достигают максимума в подклассе K2. Как и в спектральном классе G, для определения подкласса могут использоваться линии Ca I, Fe I или Mg I сами по себе, либо отношение их интенсивностей к интенсивности линий водорода: например, Fe l λ4046[комм. 3] к бальмеровской линии Hδ. Для определения температуры и подкласса химически пекулярных звёзд могут сравнивать интенсивности линий Cr I с линиями Fe I, поскольку содержание хрома обычно связано с содержанием железа даже для звёзд с аномальным химическим составом[8].
Классы светимости
[править | править код]Абсолютные звёздные величины звёзд главной последовательности класса K5 составляют 8,0m, у гигантов того же класса ― 0,1…−1,1m, у сверхгигантов ― ярче −2,5m (см. ниже)[9].
Звёзды класса K различных классов светимости различают спектроскопически практически теми же способами, что и звёзды класса G. С повышением светимости у звёзд класса K усиливаются линии Sr II и линии циана. Наиболее эффективное разделение классов светимости дают линии Y II не только из-за того, что они значительно усиливаются с ростом светимости, но и из-за того, что на соотношение интенсивностей Y II к Fe I практически не влияют аномалии химического состава звёзд. Также в спектрах ярких звёзд для линий H и K иона Ca II имеет место эффект Вилсона ― Баппа, при котором в центре линии поглощения наблюдается слабая эмиссия[10].
Дополнительные обозначения и особенности
[править | править код]Гиганты класса K иногда оказываются химически пекулярными: в результате конвекции на поверхности может оказываться то вещество, которое звезда в прошлом выработала в недрах. Это может быть углерод или элементы, возникающие при s-процессе. Встречаются звёзды с аномально сильными, либо, наоборот, слабыми линиями циана; в последнем случае особо слабыми могут быть линии молекулы CH, что объясняется тем, что из углерода в первую очередь образуются молекулы CN, а не CH. Существует подкласс бариевых звёзд: в них особо сильны линии Ba II и часто усилены линии Sr II и CN, а также, в меньшей степени, Y II и CH. Такой набор элементов может указывать на то, что они попадают на поверхность в результате вычерпывания во время стадии асимптотической ветви гигантов. В то же время, встречаются и бариевые звёзды главной последовательности, для которых такой сценарий невозможен, но для них аномалии химического состава могут объясняться обменом веществом в двойной системе. Наконец, звёзды класса K могут принадлежать к экстремальному населению II (см. ниже) и содержать очень малое количество тяжёлых элементов, из-за чего в спектре наблюдается очень малое число линий[11].
В любом случае для описания химической пекулярности используются индексы, дающие информацию о том, в содержании каких элементов наблюдаются аномалии, и числа, характеризующие величину аномалии. Например, индекс Ba 2+ и означает сильные линии бария, а индексы CH−2 и CH−3 ― слабые линии CH, причём во втором случае ― более слабые, чем в первом[11].
Физические характеристики
[править | править код].png)
Спектральный класс K является достаточно разнородным с точки зрения физических параметров звёзд. Например, оранжевые карлики — звёзды главной последовательности класса K, имеют массы 0,5—0,8 M⊙, светимости в диапазоне приблизительно от 0,1 до 0,4 L⊙ и живут около 20 миллиардов лет или дольше[12]. Такие звёзды могут относиться как к населению I, так и к более старому и бедному металлами населению II, и, возможно, к гипотетическому населению III, который должен состоять из самых первых звёзд Вселенной[13]. Оранжевые карлики — одни из основных целей поиска внеземных цивилизаций в программах SETI[14].
Красные гиганты и сверхгиганты, относящиеся к классу K, также довольно разнородны. В класс гигантов класса K могут входить как звёзды, ещё не вышедшие на главную последовательность — например, звёзды типа T Тельца, так и звёзды различных масс на поздних стадиях эволюции[15]. Сверхгиганты класса K могут проявлять переменность как звёзды типа RV Тельца[16][17].
Звёзды класса K составляют 15,1 % от общего числа звёзд Млечного Пути[18]. Их доля среди наблюдаемых звёзд больше: например, в каталоге Генри Дрейпера, включающем в себя звёзды с видимой звёздной величиной до 8,5m, около 31 % звёзд относятся к классу K, что делает класс K самым многочисленным в этом каталоге[19][20].
| Спектральный класс | Абсолютная звёздная величина, m | Температура, K | ||||
|---|---|---|---|---|---|---|
| V | III | I | V | III | I | |
| K0 | 5,9 | 0,7…−0,5 | −2,0…−8,0 | 5280 | 4810 | 4500 |
| K1 | 6,1 | 0,6…−0,6 | −2,1…−8,0 | 5110 | 4585 | 4200 |
| K2 | 6,3 | 0,6…−0,7 | −2,1…−8,0 | 4940 | 4390 | 4100 |
| K3 | 6,9 | 0,4…−0,8 | −2,2…−8,0 | 4700 | 4225 | |
| K4 | 7,4 | 0,3…−1,0 | −2,3…−8,0 | |||
| K5 | 8,0 | 0,1…−1,1 | −2,5…−8,0 | 4400 | 3955 | |
| K7 | 8,5 | 0,0…−1,2 | −2,5…−7,7 | 4130 | 3840 | |
Примеры
[править | править код]Примером звезды главной последовательности класса K является Эпсилон Эридана (K2V)[21], к гигантам относятся Арктур (K1.5III)[22] и Этамин (K5III)[23], а к сверхгигантам ― Дзета Цефея (K1.5Ib)[24].
Ближайшая к Земле звезда класса K — Альфа Центавра B, удалённая на 1,34 парсека (4,37 световых года)[25]. Ярчайшей звездой класса K для земных наблюдателей является Арктур: его видимая звёздная величина равна −0,04m[19].
| Спектральный класс | Класс светимости | ||
|---|---|---|---|
| V | III | I | |
| K0 | Сигма Дракона | Поллукс | |
| K1 | HR 637 | 90 Геркулеса | |
| K2 | Эпсилон Эридана | Хамаль | |
| K3 | HR 753 | Ро Волопаса | |
| K4 | Глизе 570 A | Каппа Компаса | Кси Лебедя[комм. 4] |
| K5 | 61 Лебедя A | Этамин | |
| K6 | Глизе 529 | ||
| K7 | 61 Лебедя B | Альфа Рыси | |
Примечания
[править | править код]Комментарии
[править | править код]- ↑ Римская цифра после обозначения элемента означает его степень ионизации. I — нейтральный атом, II — однократно ионизованный элемент, III — дважды ионизованный, и так далее.
- ↑ 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.
- ↑ В подобной записи после λ идёт длина волны исследуемой линии в ангстремах.
- ↑ Спектральный класс K4.5.
Источники
[править | править код]- ↑ Stellar classification (англ.). Encyclopedia Britannica. Дата обращения: 14 июля 2021. Архивировано 3 мая 2021 года.
- ↑ Кононович, Мороз, 2004, с. 373.
- ↑ Gray, Corbally, 2009, pp. 567—569.
- ↑ Darling D. Spectral type. Internet Encyclopedia of Science. Дата обращения: 18 июля 2021. Архивировано 15 апреля 2021 года.
- ↑ Karttunen et al., 2007, p. 210.
- ↑ Gray, Corbally, 2009, p. 259.
- ↑ Кононович, Мороз, 2004, с. 369—373.
- ↑ Gray, Corbally, 2009, pp. 259—262.
- ↑ 1 2 Gray, Corbally, 2009, pp. 565—568.
- ↑ Gray, Corbally, 2009, pp. 262—265.
- ↑ 1 2 Gray, Corbally, 2009, pp. 278—283.
- ↑ Сурдин В. Г. Астрономия: век XXI. — 3-е изд. — Фрязино: Век 2, 2015. — С. 151. — 608 с. — ISBN 978-5-85099-193-7.
- ↑ Gray, Corbally, 2009, pp. 281—283.
- ↑ Darling D. K star. Internet Encyclopedia of Science. Дата обращения: 19 июля 2021. Архивировано 21 июля 2021 года.
- ↑ КРА́СНЫЕ ГИГА́НТЫ И СВЕРХГИГА́НТЫ : [арх. 18 мая 2021] / Юнгельсон Л. Р. // Конго — Крещение. — М. : Большая российская энциклопедия, 2010. — С. 644. — (Большая российская энциклопедия : [в 35 т.] / гл. ред. Ю. С. Осипов ; 2004—2017, т. 15). — ISBN 978-5-85270-346-0.
- ↑ Gray, Corbally, 2009, pp. 275—278, 283—289.
- ↑ Кононович, Мороз, 2004, p. 402.
- ↑ Darling D. Numbers of stars. Internet Encyclopedia of Science. Дата обращения: 18 июля 2021. Архивировано 9 июня 2021 года.
- ↑ 1 2 Zombeck M. V. Handbook of Space Astronomy and Astrophysics 45—51, 78. Cambridge University Press. Дата обращения: 16 июля 2021. Архивировано 29 декабря 2010 года.
- ↑ Karttunen et al., 2007, p. 216.
- ↑ Epsilon Eridani. SIMBAD. Дата обращения: 18 июля 2021. Архивировано 20 апреля 2021 года.
- ↑ Arcturus. SIMBAD. Дата обращения: 18 июля 2021. Архивировано 20 апреля 2021 года.
- ↑ Gamma Draconis. SIMBAD. Дата обращения: 18 июля 2021. Архивировано 20 апреля 2021 года.
- ↑ Zeta Cephei. SIMBAD. Дата обращения: 18 июля 2021. Архивировано 19 апреля 2021 года.
- ↑ Darling D. Alpha Centauri. Internet Encyclopedia of Science. Дата обращения: 16 июля 2021. Архивировано 28 января 2021 года.
- ↑ Gray, Corbally, 2009, pp. 556—562.
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.
- 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.
| Основные спектральные классы | |
|---|---|
| Дополнительные спектральные классы | |
| Классы светимости | |
 | Эта статья входит в число добротных статей русскоязычного раздела Википедии. |