Spektral klasse F stjerne

Stjerner af spektral type F har overfladetemperaturer mellem 6000 og 7400 K og er gul-hvide i farven. Disse stjerners spektre indeholder stærke linjer af forskellige metaller, herunder calcium, som bliver stærkere mod sene underklasser, samt brintlinjer, som svækkes mod sene underklasser. Fra et fysisk synspunkt er klasse F ret heterogen og inkluderer forskellige stjerner af population I og population II .

Karakteristika

Spektral type F omfatter stjerner med temperaturer på 6000–7400 K. Farven på stjernerne i denne klasse er gul-hvid, B−V farveindeksene er omkring 0,4 m [1] [2] [3] .

Disse stjerners spektre viser linjer af ioniserede og neutrale metaller, såsom Ca II, Fe I , Fe II, Cr II, Ti II [komm. 1] , samt brintledninger [4] [5] [6] . I senere underklasser [komm. 2] kan også observeres linjer af molekyler, for eksempel CH [7] .

Underklasser

Ved senere underklasser bliver absorptionsspektret af metaller, især calcium, stærkere, mens brintlinjerne bliver svagere. Underklassen kan estimeres ud fra Fraunhofer K-linjen af ​​Ca II-ionen, selvom den i klasser senere end F3 stiger ubetydeligt med faldende temperatur og tillader ikke, at man nøjagtigt kan bestemme underklassen. Oftest estimeres temperaturen og underklassen af ​​en stjerne ud fra intensiteten af ​​brintlinjer, da intensiteten af ​​disse linjer ikke afhænger af hverken den kemiske sammensætning af stjernen eller dens lysstyrkeklasse. Derudover kan i sene underklasser anvendes forholdet mellem intensiteterne af metal- og brintlinjer: for eksempel Fe l λ4046 [komm. 3] til Balmer-linjen Hδ eller Ca l λ4226 til Hγ. Et andet anvendt kriterium er intensiteten af ​​linjerne i CH-molekylet, som optræder i underklasserne F3-F4 og stiger mod senere [8] .

Lysstyrkeklasser

Den absolutte stjernestørrelse for F5-klassens hovedsekvensstjerner er 3,4 m , for kæmper af samme klasse - 0,7 m , for supergiganter - lysere end -4,4 m (se nedenfor ) [9] .

Spektroskopimetoder gør det muligt at skelne lysstyrkeklasser fra linier af forskellige metaller. For eksempel er de forskellige Fe II- og Ti II-linjer stærkere i lysere lysstyrkeklasser, men i F8-underklassen og senere forsvinder disse linjer næsten. Sr II- linjerne er tværtimod praktisk talt usynlige i F2-underklassen og tidligere, men de gør det muligt at skelne lysstyrkeklasserne for de sene F-underklasser [10] .

I det ultraviolette område af spektret adskiller lysstyrkeklasserne sig ikke kun i intensiteten af ​​linjerne i nogle metaller, men også i fordelingen af ​​energi i spektret som helhed, for eksempel i den bølgelængde, hvor fluxen viser sig at være være nul. I det infrarøde område øges brintlinjerne i Paschen-serien og nogle oxygenlinjer med stigende lysstyrke, men i senere underklasser viser disse effekter sig at være mindre udtalte, og mærkbare lysstyrkeeffekter forbliver hovedsageligt i Ca II-linjerne [11] .

Yderligere betegnelser og funktioner

Blandt stjernerne i klasse F er der kemisk ejendommelige , men de er meget mindre end for eksempel i klasse A , og i underklasser senere end F5 er der praktisk talt ingen sådanne. Dette skyldes det faktum, at de ydre lag allerede ved temperaturer af klasse F-stjerner bliver konvektiv , så overfladeanomalier i den kemiske sammensætning omfordeles i hele atmosfæren og ophører med at være mærkbare [7] .

Eksempler på klasser af kemisk ejendommelige klasse F- stjerner er stjerner af Rho Korma -typen og stjerner af Delta Delfini-typen , som faktisk er Am-stjerner af sene underklasser - linjer af mange metaller, men ikke calcium, er unormalt stærke i deres spektre [12] . Tilsvarende er Fp-stjerner en forlængelse af Ap-stjerner til klassen F [13] .

Fysiske egenskaber

Spektraltypen F er ret heterogen med hensyn til stjerners fysiske parametre. For eksempel har klasse F hovedsekvensstjerner masser på 1,2-1,6 M ⊙ , lysstyrker i området omkring 2-6 L ⊙ , og lever i omkring adskillige milliarder år [14] . Sådanne stjerner kan tilhøre både population I og til den ældre og metalfattige population II : ved hovedsekvensens vendepunkt for den tykke skive og galaktiske halopopulationer findes stjerner af tidligere klasser ikke [7] . I det første tilfælde kan de være Delta Shield-variabler [15] , i det andet kan de være SX Phoenix-variabler [16] . Hovedsekvensstjerner af sene F-underklasser er normalt inkluderet i SETI-søgningen efter udenjordiske civilisationer [13] .

Kæmper og supergiganter af klasse F kan også referere til begge stjernepopulationer. Så for eksempel nogle stjerner af den vandrette gren , især nogle variabler af typen RR Lyrae  , er kæmpe klasse F stjerner relateret til population II [17] .

De fleste klasse F supergiganter er unge, massive population I-stjerner, der har udviklet sig , men der er population II-supergiganter, som indikeret af deres høje galaktiske breddegrad og mangel på tunge grundstoffer. For eksempel er nogle af dem lavmassestjerner, der har forladt den asymptotiske kæmpegren . Klasse F supergiganter kan også udvise variabilitet som Cepheider [18] [19] .

Klasse F-stjerner udgør 2,9 % af det samlede antal stjerner i Mælkevejen [20] , men på grund af deres relativt høje lysstyrke er deres andel blandt de observerede stjerner større. For eksempel i Henry Drapers katalog , som omfatter stjerner med en tilsyneladende størrelse på op til 8,5 m , hører omkring 19% af stjernerne til F-klassen [21] [22] .

Eksempler

Et eksempel på en F-klasse hovedsekvensstjerne er Procyon (F5IV-V) [23] , en kæmpe er Ypsilon Pegasus (F8III) [24] , F-klasse supergiganter inkluderer Arneb (F0Ia) [25] og Wesen (F8Ia) [26 ] .

Af alle klasse F-stjerner er Procyon tættest på Jorden , 3,5 parsec væk (11,4 lysår ). Det er også den klareste klasse F-stjerne med en tilsyneladende størrelsesorden på 0,38 m . Den lysere Canopus har en spektral type A9, selvom den nogle gange fejlagtigt klassificeres som F0 [21] [27] [28] .

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.
2. ↑ Tidligere og senere underklasser inkluderer stjerner med henholdsvis lavere og højere temperaturer. Jo større tal, der angiver underklassen, jo senere er det.
3. ↑ I en lignende notation kommer efter λ bølgelængden af ​​linjen under undersøgelse i ångstrøm .

Kilder

1. ↑ Stjerneklassifikation  . _ Encyclopedia Britannica . Hentet 12. juli 2021. Arkiveret fra originalen 3. maj 2021.
2. ↑ Kononovich, Moroz, 2004 , s. 373.
3. ↑ Gray, Corbally, 2009 , s. 567-569.
4. ↑ Darling D. Spektral type . Internet Encyclopedia of Science . Hentet 14. april 2021. Arkiveret fra originalen 15. april 2021. (ubestemt)
5. ↑ Karttunen et al., 2007 , s. 210.
6. ↑ Kononovich, Moroz, 2004 , s. 369-373.
7. ↑ 1 2 3 Gray, Corbally, 2009 , s. 221.
8. ↑ Gray, Corbally, 2009 , s. 168, 221-223.
9. ↑ 1 2 Gray, Corbally, 2009 , s. 565-568.
10. ↑ Gray, Corbally, 2009 , s. 223-227.
11. ↑ Gray, Corbally, 2009 , s. 227-236.
12. ↑ Gray, Corbally, 2009 , s. 244-247.
13. ↑ 12 Darling D. F star . Internet Encyclopedia of Science . Hentet 13. juli 2021. Arkiveret fra originalen 9. juni 2020. (ubestemt)
14. ↑ Surdin, 2015 , s. 151.
15. ↑ Darling D. Delta Scuti-stjerne . Internet Encyclopedia of Science . Hentet 13. juli 2021. Arkiveret fra originalen 14. juli 2021. (ubestemt)
16. ↑ Darling D. SX Phenicis-stjerne . Internet Encyclopedia of Science . Hentet 13. juli 2021. Arkiveret fra originalen 15. august 2019. (ubestemt)
17. ↑ Gray, Corbally, 2009 , s. 249-253.
18. ↑ Gray, Corbally, 2009 , s. 253-255.
19. ↑ Darling D. Cepheid variabel . Internet Encyclopedia of Science . Hentet 13. juli 2021. Arkiveret fra originalen 20. december 2019. (ubestemt)
20. ↑ Darling D. Antal stjerner . Internet Encyclopedia of Science . Hentet 13. juli 2021. Arkiveret fra originalen 9. juni 2021. (ubestemt)
21. ↑ 1 2 Zombeck MV Handbook of Space Astronomy and Astrophysics 45-50, 78. Cambridge University Press . Hentet 13. juli 2021. Arkiveret fra originalen 29. december 2010. (ubestemt)
22. ↑ Karttunen et al., 2007 , s. 216.
23. ↑ Procyon . SIMBAD . Hentet 13. juli 2021. Arkiveret fra originalen 14. oktober 2013. (ubestemt)
24. ↑ Upsilon Pegasi . SIMBAD . Hentet 13. juli 2021. Arkiveret fra originalen 21. april 2021. (ubestemt)
25. ↑ Arneb . SIMBAD . Hentet 13. juli 2021. Arkiveret fra originalen 19. april 2021. (ubestemt)
26. ↑ Wezen . SIMBAD . Hentet 13. juli 2021. Arkiveret fra originalen 20. april 2021. (ubestemt)
27. ↑ Darling D. Procyon . Internet Encyclopedia of Science . Hentet 13. juli 2021. Arkiveret fra originalen 18. april 2021. (ubestemt)
28. ↑ Canopus . SIMBAD . Hentet 13. juli 2021. Arkiveret fra originalen 14. juli 2014. (ubestemt)
29. ↑ Gray, Corbally, 2009 , s. 556-562.

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 .