A spektrális osztályú csillag

Az A spektrumosztályú csillagok felszíni hőmérséklete 7400 és 10000 K között van, és fehér színűek. A hidrogén vonalai ezeknek a csillagoknak a spektrumában a legkifejezettebbek , és az ionizált kalcium és a semleges fémek vonalai is a késői alosztályok felé nőnek .

Az A osztályú csillagok között gyakran találhatók kémiailag sajátos  csillagok - az ebbe az osztályba tartozó csillagok több mint 30%-a. Fizikai szempontból az A osztály meglehetősen heterogén, és magában foglalja az I. és II . populáció különböző csillagait .

Jellemzők

Az A spektrális osztályba 7400–10000 K közötti hőmérsékletű csillagok tartoznak. Az osztályba tartozó csillagok színe fehér, a B−V színindexek nullához közelítenek [1] [2] [3] .

A hidrogénvonalak nagyon erősek az A osztályú csillagok spektrumában , különösen a Balmer sorozatban , de egyébként ezeknek a csillagoknak a spektruma szinte jellegtelennek tűnik. Más vonalak sokkal gyengébbek, és csak a későbbi alosztályokban erősödnek a Ca II vonalak [comm. 1] és néhány semleges fém. A semleges hélium vonalai minden alosztályban hiányoznak, kivéve a legkorábbi - A0-t, amelyben ennek az elemnek a gyenge vonalai láthatók [4] [5] [6] .

Alosztályok

A semleges hidrogénvonalak az A2 alosztályban érik el maximális intenzitásukat, majd gyengülnek. A semleges fémek vonalai, valamint a Ca II-től a késői osztályokig, éppen ellenkezőleg, kibővültek. Egyes fémek vonalintenzitása és a hidrogén korai alosztályaiban a csillag fényességétől is függ, így az alosztályt elsősorban a Ca II ion Fraunhofer K vonalának intenzitása határozza meg. A későbbi alosztályokban a K-vonal és a hidrogén Hδ vagy Hε Balmer-vonalainak intenzitásának arányát használják erre, ezen kívül a Ca I, Fe I vagy Mn I vonalak, amelyek a fényerővel nem változnak, hanem attól függnek. Az osztályozást azonban bonyolíthatja a kémiai sajátosság , amely gyakran megtalálható az A osztályú csillagokban (lásd alább ) [7] .

Fényerő osztályok

Az A5 osztályú fősorrendű csillagok abszolút csillagmagassága 2,1 m , az azonos osztályba tartozó óriások esetében -0,3 m , a szuperóriások esetében pedig -4,8 m -nél fényesebb (lásd alább ) [8] .

Spektroszkópiailag a különböző fényességi osztályú csillagok elsősorban a hidrogénvonalak szélességében különböznek egymástól: a gyakorlatban a Balmer-sorozat vagy a Paschen-sorozat vizsgálható . Ez a paraméter azonban teljes mértékben alkalmazható az A6-nál nem későbbi alosztályokban: a későbbi alosztályok esetében a vonalszélességek megszűnnek különbözni a halvány fényességi osztályok között, például a törpék és az alóriások között, majd az összes alosztály között. Azokban az esetekben, amikor a hidrogénvonalak fényességi osztályát nem lehet meghatározni, néhány Fe II vagy Ti II vonalat használnak. Ezek a vonalak a legerősebben az F spektrális osztály fényességével változnak , míg a késői A alosztályokban nem annyira érzékenyek a fényességre, ami megnehezíti az osztályozást ebben a tartományban [9] .

A korai A-alosztályok fősorozatú csillagai fényességükben és vonalszélességükben jelentősen különböznek egymástól. A nulla korú fősorozat csillagainak vonalai észrevehetően szélesebbek, mint más csillagok. Ezenkívül a csillagok vonalszélességét és fényességét befolyásolja a forgás, ami az A osztályú csillagok esetében meglehetősen gyors lehet, ezért a B9-A3 alosztályok esetében az V fényességi osztályt két alosztályra osztják: a fényesebbé Va és a halványabb Vb. Néha egy köztes Vab alosztályt és egy V és IV közötti Va + osztályt használnak. Például a gyors forgás miatt a Vega fényereje 0,7 m -rel nagyobb a spektrális típusára átlagosan vártnál, és a Va fényességi osztályba tartozik [10] .

További megnevezések és jellemzők

Az A osztályú csillagok között gyakran előfordulnak kémiailag sajátos csillagok  – ez az osztály összes csillagának több mint 30%-a. Így például a sok fémből, például cinkből , stronciumból , cirkóniumból vagy báriumból álló erős vonalú csillagokat Am csillagoknak nevezzük . A csillagok ehhez az osztályhoz való viszonyának formális kritériuma az, hogy a fémvonalakból meghatározott csillag osztálya legalább 5 alosztállyal későbbi legyen, mint a kalciumvonalakból meghatározott: például egy Am csillagnak lehet A5 alosztálya a kalciumvonalakból. , és a fém vonalak ugyanazok, mint az F2 alosztályban. Az Am-csillagok azért jelennek meg, mert az ezekben a csillagokban megfigyelhető fémek feleslegét a könnyű nyomás erősebben nyomja a felszínre , és alacsony csillagforgási sebességre van szükség [11] [12] .

Az Ap csillagok osztálya a felszínen fémekben dúsított csillagokat is tartalmaz. Az Am-csillagokkal ellentétben azonban az Ap-csillagokban több az egyes elemek, és nem szinte minden fém: például az Ap-csillagok erős Mn II, Eu II, Cr II, Sr II vonalakkal rendelkezhetnek. A B vagy F spektrumtípusú csillagok szintén nagy mennyiségű elemet mutathatnak, de gyakran Ap-csillagoknak nevezik őket. Az ilyen anomáliák megjelenése a kémiai összetételben a csillagok mágneses tereivel kapcsolatos [12] [13] .

Ezzel szemben az olyan csillagok, mint a Lambda Bootes , szegények nehéz elemekben, de az I. populációhoz tartoznak  – különösen szén- , nitrogén- és oxigéntartalmuk hasonló a napéhoz. Az ilyen csillagok megjelenésének okai ismeretlenek [14] .

Azokat a csillagokat, amelyek spektrumában emissziós vonalakat figyelünk meg, Ae csillagoknak nevezzük . Az emissziós vonalak jelenlétét a csillag körül felhevült anyagból álló héj okozza, általában hidrogénemisszió figyelhető meg. Ezen a típuson belül kiemelkednek a Herbig csillagok (Ae/Be)  - ezek a csillagok a fő sorozatig, a ködben találhatók, amelyben kialakultak [12] [15] [16] .

Fizikai jellemzők

Az A spektrumosztály meglehetősen heterogén a csillagok fizikai paramétereit tekintve. Például az A osztályú fősorozatú csillagok tömege 1,5–3 M ⊙ , fényessége körülbelül 7–80 L ⊙ , és nem élnek tovább 2 milliárd évnél [17] . Az I. populációba tartoznak, és köztük vannak Delta Shield típusú változók [18] [19] . A nagyobb tömegű csillagok óriásokká és A osztályú szuperóriásokká válhatnak [12] [20] .

Az idősebb, fémszegény II populációjú csillagok is az A spektrális osztályba tartoznak. Először is, ezek meglehetősen forró vízszintes ágcsillagok , amelyek magjában hélium égés történik , beleértve az RR Lyrae változókat is . Az óriás és a szubóriás fényességi osztályokba tartoznak . Az aszimptotikus óriás ágról leszálló csillagok, amelyek bolygóköddé alakultak, rövid ideig az A osztályba, a szuperóriás fényességi osztályba tartoznak, bár sokkal kisebb tömegűek, mint az I. populációjú szuperóriások [21] .

Az A osztályú csillagok száma kevés – a Tejútrendszer összes csillagának mindössze 0,6%-át teszik ki [22] , de nagy fényességük miatt arányuk a megfigyelt csillagok között sokkal nagyobb. Például Henry Draper katalógusában , amely 8,5 m-ig terjedő látszólagos csillagmagasságú csillagokat tartalmaz, a csillagok körülbelül 22%-a tartozik az A osztályba [23] [24] .

Példák

Az A osztályú fősorozat csillagai közé tartozik például a Vega (A0Va) [25] és a Denebola (A3Va) [26] . Ilyen osztályú óriás például a Tuban (A0III) [27] , szuperóriás az Eta Lion (A0Ib) [28] . A Szíriusz  a legfényesebb csillag az éjszakai égbolton –1,46 m látszólagos magnitúdójával , az A osztályba tartozik. A Szíriusz a Földhöz legközelebb eső csillag is ebből az osztályból: a távolság 2,6 parszek (8,6 fényév ) [23] [29] .

Tanulmánytörténet

Az A spektrális osztály a többi osztályhoz hasonlóan 1890-re jelent meg Williamina Fleming munkásságában a modernhez közeli formában . Sorozatban az első volt, mint a legerősebb hidrogénvonalakkal rendelkező osztály. Ezt követően 1901-ben Annie Cannon véglegesítette az osztályozási rendszert, az osztályokat a csillagok csökkenő hőmérséklete szerinti sorrendbe helyezve, és az A osztály megszűnt a sorozat első helyén [31] [32] [33] .

Kezdetben az A osztályt a He I vonalak hiánya határozta meg az ebbe az osztályba tartozó csillagok spektrumában, amelyeket a B osztályú csillagokban figyeltek meg . Később azonban a fejlettebb műszerek alkalmazása miatt az A0 alosztályú csillagok spektrumában gyenge He I vonalakat észleltek, így ez a kritérium megszűnt pontos lenni [34] .

Jegyzetek

Megjegyzések

1. ↑ Egy elem után római szám jelzi annak ionizációs fokát. I semleges atom, II egyszeresen ionizált elem, III kétszeresen ionizált, és így tovább.

Források

1. ↑ Csillagok  besorolása . Encyclopedia Britannica . Letöltve: 2021. július 9. Az eredetiből archiválva : 2021. május 3.
2. ↑ Kononovich, Moroz, 2004 , p. 373.
3. ↑ Gray, Corbally, 2009 , pp. 567-569.
4. ↑ Karttunen et al., 2007 , p. 210.
5. ↑ Kononovich, Moroz, 2004 , p. 369-373.
6. ↑ Gray, Corbally, 2009 , pp. 160-162.
7. ↑ Gray, Corbally, 2009 , pp. 160-168.
8. ↑ 1 2 Gray, Corbally, 2009 , p. 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 Drágám D. Egy csillag . Internetes Tudományos Enciklopédia . Letöltve: 2021. július 9. Az eredetiből archiválva : 2019. július 19. (határozatlan)
13. ↑ Gray, Corbally, 2009 , pp. 183-192.
14. ↑ Gray, Corbally, 2009 , pp. 192-200.
15. ↑ Drága D. Herbig Ae/Be sztár . Internetes Tudományos Enciklopédia . Letöltve: 2021. július 9. Az eredetiből archiválva : 2020. október 14. (határozatlan)
16. ↑ Gray, Corbally, 2009 , pp. 200-207.
17. ↑ Surdin, 2015 , p. 151.
18. ↑ Drágám D. Népesség I. Internetes Tudományos Enciklopédia . Letöltve: 2021. július 11. Az eredetiből archiválva : 2021. január 25. (határozatlan)
19. ↑ Drága D. Delta Scuti sztár . Internetes Tudományos Enciklopédia . Letöltve: 2021. július 11. Az eredetiből archiválva : 2021. július 14. (határozatlan)
20. ↑ Gray, Corbally, 2009 , pp. 160, 207-212.
21. ↑ Gray, Corbally, 2009 , pp. 207-213.
22. ↑ Drágám D. Csillagok száma . Internetes Tudományos Enciklopédia . Letöltve: 2021. július 11. Az eredetiből archiválva : 2021. június 9. (határozatlan)
23. ↑ 1 2 Zombeck MV Handbook of Space Astronomy and Astrophysics 45-50, 78. Cambridge University Press . Letöltve: 2021. július 11. Az eredetiből archiválva : 2010. december 29. (határozatlan)
24. ↑ Karttunen et al., 2007 , p. 216.
25. ↑ Vega . SIMBAD . Letöltve: 2021. július 11. Az eredetiből archiválva : 2021. április 21. (határozatlan)
26. ↑ Denebola . SIMBAD . Letöltve: 2021. július 11. Az eredetiből archiválva : 2015. december 22. (határozatlan)
27. ↑ Thuban . SIMBAD . Letöltve: 2021. július 11. Az eredetiből archiválva : 2021. április 21. (határozatlan)
28. ↑ Eta Leonis . SIMBAD . Letöltve: 2021. július 11. Az eredetiből archiválva : 2021. április 21. (határozatlan)
29. ↑ Drága D. Sirius . Internetes Tudományos Enciklopédia . Letöltve: 2021. július 13. Az eredetiből archiválva : 2021. május 09. (határozatlan)
30. ↑ Gray, Corbally, 2009 , p. 556-561.
31. ↑ Gray, Corbally, 2009 , pp. 4-6.
32. ↑ Richmond M. A csillagspektrumok osztályozása . Rochester Institute of Technology. Letöltve: 2021. július 11. Az eredetiből archiválva : 2021. február 14. (határozatlan)
33. ↑ Pickering EC A 8 hüvelykes Bache-teleszkóppal fényképezett csillagspektrumok Draper-katalógusa a Henry Draper-emlékmű részeként  // Annals of Harvard College Observatory. - Harvard: Harvard College Observatory , 1890. - Vol. 27. - P. 1-6. Archiválva : 2019. május 2.
34. ↑ Gray, Corbally, 2009 , p. 160.

Irodalom

• Kononovich E. V., Moroz V. I. A csillagászat általános kurzusa. — 2., javítva. — M .: URSS , 2004. — 544 p. — ISBN 5-354-00866-2 .
• Surdin VG Csillagászat: XXI. század. - 3. kiadás - Fryazino: Vek 2, 2015. - 608 p. — ISBN 978-5-85099-193-7 .
• Gray RO, Corbally CJ Csillagok spektrális osztályozása . - Princeton; Woodstock: Princeton University Press , 2009. - 592 p. - ISBN 978-0-691-12510-7 .
• Karttunen H., Kroger P., Oja H., Poutanen M., Donner KJ Fundamental Astronomy . — 5. kiadás. – Berlin; Heidelberg; N.Y .: Springer , 2007. - 510 p. — ISBN 978-3-540-34143-7 .

Szótárak és enciklopédiák	Britannica (online)