Spektral klasse A stjerne

Spektral klasse A stjerner har overfladetemperaturer mellem 7.400 og 10.000 K og er hvide i farven. Brintlinjerne er mest udtalte i disse stjerners spektre , og linjerne af ioniseret calcium og neutrale metaller øges også mod sene underklasser .

Blandt klasse A-stjerner findes ofte kemisk ejendommelige  - mere end 30% af alle stjerner i denne klasse. Fra et fysisk synspunkt er klasse A ret heterogen og inkluderer forskellige stjerner af population I og population II .

Karakteristika

Spektralklasse A omfatter stjerner med temperaturer på 7400–10000 K. Farven på stjernerne i denne klasse er hvid, B−V farveindeksene er tæt på nul [1] [2] [3] .

Brintlinjer er meget stærke i spektrene for klasse A-stjerner , især i Balmer-serien , men ellers ser disse stjerners spektre næsten uden karakteristika ud. Andre linjer er meget svagere, og først i senere underklasser bliver Ca II -linjerne stærkere [komm. 1] og nogle neutrale metaller. Linjer af neutral helium er fraværende i alle underklasser, undtagen de tidligste - A0, hvor svage linier af dette grundstof er synlige [4] [5] [6] .

Underklasser

De neutrale brintlinjer når deres maksimale intensitet i underklasse A2 og bliver derefter svagere. Linjerne af neutrale metaller såvel som Ca II til sene klasser er tværtimod forbedret. Linjeintensiteterne for nogle metaller, og i de tidlige underklasser af brint, afhænger også af stjernens lysstyrke, så underklassen bestemmes primært ud fra intensiteten af ​​Fraunhofer K-linjen af ​​Ca II-ionen. I senere underklasser bruges hertil forholdet mellem intensiteterne af K-linjen og Balmer-linjerne af brint Hδ eller Hε, derudover Ca I-, Fe I- eller Mn I-linjerne, der ikke ændrer sig med lysstyrken, men afhænger af temperatur, kan bruges. Klassificering kan dog kompliceres af kemiske særegenheder , som ofte findes i klasse A-stjerner (se nedenfor ) [7] .

Lysstyrkeklasser

De absolutte stjernestørrelser for klasse A5 hovedsekvensstjerner er 2,1 m , for kæmper af samme klasse - 0,3 m , for supergiganter - lysere end -4,8 m (se nedenfor ) [8] .

Spektroskopisk adskiller stjerner af forskellige lysstyrkeklasser sig først og fremmest i bredden af ​​brintlinjer: i praksis kan Balmer-serien eller Paschen-serien studeres . Denne parameter er dog fuldt anvendelig i ikke senere underklasser end A6: for senere underklasser holder linjebredderne op med at være forskellige mellem svage lysstyrkeklasser, for eksempel mellem dværge og undergiganter , og derefter mellem alle underklasser. I de tilfælde, hvor det ikke er muligt at bestemme lysstyrkeklassen ud fra brintledninger, anvendes nogle Fe II- eller Ti II-ledninger. Disse linjer ændrer sig stærkest med lysstyrken i F-spektralklassen , mens de i de sene A-underklasser ikke er så følsomme over for lysstyrke, hvilket komplicerer klassificeringen i dette område [9] .

Hovedsekvensstjerner af tidlige A-underklasser adskiller sig markant i lysstyrke og linjebredde. Stjerner på nulalderens hovedsekvens har mærkbart bredere linjer end andre stjerner. Desuden påvirkes en stjernes linjebredde og lysstyrke af rotation, som kan være ret hurtig for klasse A-stjerner. Af disse grunde anvendes for underklasserne B9 til A3 en opdeling af lysstyrkeklassen V i to underklasser: den lysere Va og den svagere Vb. Nogle gange bruges en mellemunderklasse Vab og en klasse Va + mellem V og IV. For eksempel har Vega på grund af hurtig rotation en lysstyrke 0,7 m større end forventet i gennemsnit for sin spektraltype, og den tilhører lysstyrkeklassen Va [10] .

Yderligere betegnelser og funktioner

Blandt klasse A-stjerner findes ofte kemisk ejendommelige stjerner  - mere end 30 % af alle stjerner i denne klasse. Så for eksempel kaldes stjerner med stærke linjer af mange metaller, såsom zink , strontium , zirconium eller barium , Am-stjerner . Det formelle kriterium for forholdet mellem en stjerne og denne klasse er, at klassen af ​​en stjerne bestemt ud fra metallinjer er mindst 5 underklasser senere end den, der bestemmes ud fra calciumlinjer: for eksempel kan en Am-stjerne have en A5-underklasse fra calciumlinjer , og metallinjer har hun det samme som i underklasse F2. Am-stjerner opstår på grund af det faktum, at metaller, hvis overskud observeres i disse stjerner, presses kraftigere til overfladen af ​​let tryk , og en lav stjernerotationshastighed er påkrævet [11] [12] .

Klassen af ​​Ap-stjerner indeholder også stjerner beriget med metaller ved overfladen. Men i modsætning til Am-stjerner har Ap-stjerner et overskud af individuelle grundstoffer, og ikke næsten alle metaller: For eksempel kan Ap-stjerner have stærke linjer af Mn II, Eu II, Cr II, Sr II. Stjerner af spektraltype B eller F kan også udvise en stærk overflod af grundstoffer, men omtales ofte som Ap-stjerner. Forekomsten af ​​sådanne anomalier i den kemiske sammensætning er forbundet med stjerners magnetfelter [12] [13] .

Stjerner som Lambda Bootes er tværtimod fattige på tunge grundstoffer, men tilhører population I  - især deres indhold af kulstof , nitrogen og ilt er sammenligneligt med solens. Årsagerne til sådanne stjerners udseende er ukendte [14] .

Stjerner, i hvis spektreemissionslinjer observeres, kaldes Ae-stjerner . Tilstedeværelsen af ​​emissionslinjer er forårsaget af en skal af opvarmet stof omkring stjernen, normalt observeres brint-emission. Inden for denne type skiller Herbig-stjerner (Ae/Be) sig ud  - det er stjerner op til hovedsekvensen , placeret i tågen, hvori de blev dannet [12] [15] [16] .

Fysiske egenskaber

Spektralklasse A er ret heterogen med hensyn til stjerners fysiske parametre. For eksempel har klasse A hovedsekvensstjerner masser på 1,5-3 M ⊙ , lysstyrker i området omkring 7-80 L ⊙ , og lever ikke mere end 2 milliarder år [17] . De tilhører population I og blandt dem er der Delta Shield type variabler [18] [19] . Mere massive stjerner kan blive kæmper og klasse A- supergiganter [12] [20] .

Ældre, metalfattige population II -stjerner er også repræsenteret i spektralklasse A. Først og fremmest er disse ret varme horisontale grenstjerner , i hvis kerne der sker heliumforbrænding , inklusive RR Lyrae-variabler . De falder i de gigantiske og subgigantiske lysstyrkeklasser . Stjerner, der er nedstammet fra den asymptotiske kæmpegren og forvandlet til planetariske tåger , er kortvarigt i klasse A, i den supergigantiske lysstyrkeklasse, selvom de er meget mindre massive end population I supergiganter [21] .

Klasse A-stjerner er få i antal - de udgør kun 0,6 % af det samlede antal stjerner i Mælkevejen [22] , men på grund af deres høje lysstyrke er deres andel blandt de observerede stjerner meget større. For eksempel i Henry Drapers katalog , som omfatter stjerner med en tilsyneladende stjernestørrelse på op til 8,5 m , hører omkring 22 % af stjernerne til klasse A [23] [24] .

Eksempler

Klasse A hovedsekvensstjerner omfatter for eksempel Vega (A0Va) [25] og Denebola (A3Va) [26] . Et eksempel på en kæmpe af denne klasse er Tuban (A0III) [27] , en supergigant er Eta Lion (A0Ib) [28] . Sirius  er den klareste stjerne på nattehimlen med en tilsyneladende størrelsesorden på -1,46 m , tilhører klasse A. Sirius er også den nærmeste stjerne i denne klasse til Jorden: afstanden til den er 2,6 parsecs (8,6 lysår ) [23] [29] .

Studiehistorie

Spektralklasse A dukkede ligesom andre klasser op i Williamina Flemings arbejde i en tæt på moderne form i 1890. Det var først i rækkefølgen som klassen med de stærkeste brintlinjer. Derefter, i 1901, færdiggjorde Annie Cannon klassifikationssystemet, placerede klasserne i rækkefølge efter faldende stjerners temperatur, og klasse A ophørte med at være den første i sekvensen [31] [32] [33] .

Til at begynde med blev klasse A bestemt af fraværet af He I-linjer i spektrene af stjerner i denne klasse, som blev observeret i klasse B-stjerner . Men senere, på grund af brugen af ​​mere avancerede instrumenter, blev svage He I-linjer detekteret i spektrene af A0 underklassestjerner, så dette kriterium holdt op med at være nøjagtigt [34] .

Noter

Kommentarer

1. ↑ Et romertal efter et grundstof angiver dets ioniseringsgrad. I er et neutralt atom, II er et enkelt ioniseret grundstof, III er dobbeltioniseret og så videre.

Kilder

1. ↑ Stjerneklassifikation  . _ Encyclopedia Britannica . Hentet 9. juli 2021. Arkiveret fra originalen 3. maj 2021.
2. ↑ Kononovich, Moroz, 2004 , s. 373.
3. ↑ Gray, Corbally, 2009 , s. 567-569.
4. ↑ Karttunen et al., 2007 , s. 210.
5. ↑ Kononovich, Moroz, 2004 , s. 369-373.
6. ↑ Gray, Corbally, 2009 , s. 160-162.
7. ↑ Gray, Corbally, 2009 , s. 160-168.
8. ↑ 1 2 Gray, Corbally, 2009 , s. 565-568.
9. ↑ Gray, Corbally, 2009 , s. 162-168, 173-176.
10. ↑ Gray, Corbally, 2009 , s. 162-168.
11. ↑ Gray, Corbally, 2009 , s. 160, 176-183.
12. ↑ 1 2 3 4 Darling D. En stjerne . Internet Encyclopedia of Science . Hentet 9. juli 2021. Arkiveret fra originalen 19. juli 2019. (ubestemt)
13. ↑ Gray, Corbally, 2009 , s. 183-192.
14. ↑ Gray, Corbally, 2009 , s. 192-200.
15. ↑ Darling D. Herbig Ae/Be star . Internet Encyclopedia of Science . Hentet 9. juli 2021. Arkiveret fra originalen 14. oktober 2020. (ubestemt)
16. ↑ Gray, Corbally, 2009 , s. 200-207.
17. ↑ Surdin, 2015 , s. 151.
18. ↑ Darling D. Population I. Internet Encyclopedia of Science . Hentet 11. juli 2021. Arkiveret fra originalen 25. januar 2021. (ubestemt)
19. ↑ Darling D. Delta Scuti-stjerne . Internet Encyclopedia of Science . Hentet 11. juli 2021. Arkiveret fra originalen 14. juli 2021. (ubestemt)
20. ↑ Gray, Corbally, 2009 , s. 160, 207-212.
21. ↑ Gray, Corbally, 2009 , s. 207-213.
22. ↑ Darling D. Antal stjerner . Internet Encyclopedia of Science . Hentet 11. juli 2021. Arkiveret fra originalen 9. juni 2021. (ubestemt)
23. ↑ 1 2 Zombeck MV Handbook of Space Astronomy and Astrophysics 45-50, 78. Cambridge University Press . Hentet 11. juli 2021. Arkiveret fra originalen 29. december 2010. (ubestemt)
24. ↑ Karttunen et al., 2007 , s. 216.
25. ↑ Vega . SIMBAD . Hentet 11. juli 2021. Arkiveret fra originalen 21. april 2021. (ubestemt)
26. ↑ Denebola . SIMBAD . Hentet 11. juli 2021. Arkiveret fra originalen 22. december 2015. (ubestemt)
27. ↑ Thuban . SIMBAD . Hentet 11. juli 2021. Arkiveret fra originalen 21. april 2021. (ubestemt)
28. ↑ Eta Leonis . SIMBAD . Hentet 11. juli 2021. Arkiveret fra originalen 21. april 2021. (ubestemt)
29. ↑ Darling D. Sirius . Internet Encyclopedia of Science . Hentet 13. juli 2021. Arkiveret fra originalen 09. maj 2021. (ubestemt)
30. ↑ Gray, Corbally, 2009 , s. 556-561.
31. ↑ Gray, Corbally, 2009 , s. 4-6.
32. ↑ Richmond M. Klassifikation af stjernespektre . Rochester Institute of Technology. Hentet 11. juli 2021. Arkiveret fra originalen 14. februar 2021. (ubestemt)
33. ↑ Pickering EC Draper-kataloget over stjernespektre fotograferet med 8-tommer Bache-teleskopet som en del af Henry Draper-mindesmærket  // Annals of Harvard College Observatory. - Harvard: Harvard College Observatory , 1890. - Vol. 27. - S. 1-6. Arkiveret 2. maj 2019.
34. ↑ Gray, Corbally, 2009 , s. 160.

Litteratur

• Kononovich E. V., Moroz V. I. Generelt astronomiforløb. — 2., rettet. — M .: URSS , 2004. — 544 s. — ISBN 5-354-00866-2 .
• Surdin VG Astronomi: XXI århundrede. - 3. udg. - Fryazino: Vek 2, 2015. - 608 s. — ISBN 978-5-85099-193-7 .
• Grey RO, Corbally CJ Stellar spektral klassificering . — Princeton; Woodstock: Princeton University Press , 2009. - 592 s. - ISBN 978-0-691-12510-7 .
• Karttunen H., Kroger P., Oja H., Poutanen M., Donner KJ Fundamental Astronomy . — 5. udgave. — Berlin; Heidelberg; N.Y .: Springer , 2007. - 510 s. — ISBN 978-3-540-34143-7 .

Ordbøger og encyklopædier	Britannica (online)