Spektral klasse K-stjerne

Stjerner af spektral type K har overfladetemperaturer mellem 3800 og 5000 K og er orange i farven. Metallinjer er synlige i sådanne stjerners spektre, mens brintlinjer er usynlige på baggrund af andre linjer. Titaniumoxidlinjer vises i senere underklasser . Fra et fysisk synspunkt er klassen K ret heterogen.

Karakteristika

Spektral type K omfatter stjerner med temperaturer på 3800–5000 K. Farven på stjernerne i denne klasse er orange, B−V farveindekserne er omkring 1,0 m [1] [2] [3] .

I sådanne stjerners spektre er metallinjer tydeligt synlige, især Ca I [komm. 1] , og andre elementer, der er synlige i klasse G-stjerner . Brintlinjerne er meget svage og praktisk talt usynlige på baggrund af talrige metallinjer. I senere underklasser [komm. 2] fremkommer brede absorptionsbånd af molekyler, primært TiO [4] [5] [6] . Den violette del af spektret er allerede ret svag [7] .

Underklasser

Ved overgang til senere underklasser fortsætter metallinjerne med at stige, mens brintlinjerne fortsætter med at svækkes. Linjerne i CH- molekylet når et maksimum i K2-underklassen. Som i G-spektralklassen kan selve Ca I-, Fe I- eller Mg I-linjerne bruges til at bestemme underklassen eller forholdet mellem deres intensiteter og brintlinjeintensiteterne: for eksempel Fe l λ4046 [komm. 3] til Balmer-linjen Hδ. For at bestemme temperaturen og underklassen af ​​kemisk ejendommelige stjerner kan intensiteten af ​​Cr I-linjerne sammenlignes med Fe I-linjerne, da krommængden normalt er relateret til jernmængden, selv for stjerner med unormal kemisk sammensætning [8] .

Lysstyrkeklasser

De absolutte stjernestørrelser af K5-klassens hovedsekvensstjerner er 8,0 m , for kæmper af samme klasse er de 0,1...−1,1 m , for supergiganter er de lysere end -2,5 m (se nedenfor ) [9] .

Klasse K-stjerner af forskellige lysstyrkeklasser skelnes spektroskopisk på næsten samme måder som stjerner i klasse G. Efterhånden som lysstyrken stiger, stiger Sr II- og cyanlinjerne i klasse K-stjerner. Den mest effektive adskillelse af lysstyrkeklasser tilvejebringes af Y II-linjerne, ikke kun på grund af det faktum, at de stiger markant med stigende lysstyrke, men også på grund af det faktum, at forholdet mellem Y II og Fe I-intensiteter praktisk talt ikke påvirkes af anomalier i stjernernes kemiske sammensætning. Også i spektrene af klare stjerner for Ca II-ionens H- og K-linjer finder Wilson-Bupp-effekten sted, hvor der observeres en svag emission i midten af ​​absorptionslinjen [10] .

Yderligere betegnelser og funktioner

Klasse K-giganter viser sig nogle gange at være kemisk ejendommelige : Som et resultat af konvektion kan det stof, som stjernen producerede i dybet i fortiden, dukke op på overfladen. Dette kan være kulstof eller elementer, der stammer fra s-processen . Der er stjerner med unormalt stærke eller omvendt svage cyanidlinjer; i sidstnævnte tilfælde kan CH-molekylets linjer være særligt svage, hvilket forklares ved, at CN-molekyler er dannet af kulstof i første omgang, og ikke CH-molekyler. Der er en underklasse af bariumstjerner : Ba II- linjerne er særligt stærke i dem, og Sr II- og CN-linjerne er ofte forstærkede, såvel som i mindre grad Y II og CH. Et sådant sæt af elementer kan indikere, at de bringes til overfladen ved at øse ud under det asymptotiske gigantiske grenstadie . Samtidig støder man også på barium -hovedsekvensstjerner , for hvilke et sådant scenarie er umuligt, men for dem kan anomalierne i den kemiske sammensætning forklares ved udveksling af stof i det binære system . Endelig kan klasse K-stjerner tilhøre ekstrem population II (se nedenfor ) og indeholde en meget lille mængde tunge grundstoffer, på grund af hvilke et meget lille antal linjer observeres i spektret [11] .

Under alle omstændigheder, for at beskrive den kemiske ejendommelighed, bruges indekser, der giver information om indholdet af hvilke elementer, der observeres anomalier, og tal, der karakteriserer størrelsen af ​​anomalien. For eksempel betyder indekset Ba 2+ og stærke bariumlinjer, og indekserne CH−2 og CH−3 betyder svage CH-linjer, og i det andet tilfælde er de svagere end i det første [11] .

Fysiske egenskaber

Spektralklassen K er ret heterogen med hensyn til stjerners fysiske parametre. For eksempel er orange dværge  klasse K hovedsekvensstjerner, har masser på 0,5-0,8 M ⊙ , lysstyrker i området omkring 0,1 til 0,4 L ⊙ , og lever i omkring 20 milliarder år eller længere [12] . Sådanne stjerner kan tilhøre både population I og den ældre og metalfattige population II , og muligvis den hypotetiske population III , som skulle bestå af universets allerførste stjerner [13] . Orange dværge er et af hovedmålene for søgen efter udenjordiske civilisationer i SETI -programmerne [14] .

Røde kæmper og klasse K supergiganter er også ret heterogene. Klassen af ​​klasse K-giganter kan omfatte både stjerner, der endnu ikke er kommet ind i hovedsekvensen  , for eksempel T Tauri-stjerner , og stjerner med forskellige masser i de sene stadier af udviklingen [15] . K-klasse supergiganter kan udvise variabilitet som RV Tauri stjerner [16] [17] .

Klasse K-stjerner udgør 15,1 % af det samlede antal stjerner i Mælkevejen [18] . Deres andel blandt de observerede stjerner er større: for eksempel i Henry Draper-kataloget , som omfatter stjerner med en tilsyneladende størrelse på op til 8,5 m , tilhører omkring 31 % af stjernerne klasse K, hvilket gør klasse K til den mest talrige i dette katalog [19] [20] .

Eksempler

Et eksempel på en klasse K hovedsekvensstjerne er Epsilon Eridani (K2V) [21] , kæmper omfatter Arcturus (K1.5III) [22] og Etamin (K5III) [23] og supergiganterne Zeta Cephei (K1.5Ib) [24 ] .

Den nærmeste K-klassestjerne på Jorden er Alpha Centauri B , 1,34 parsecs (4,37 lysår væk ) [25] . Den klareste klasse K-stjerne for terrestriske observatører er Arcturus : dens tilsyneladende størrelse er -0,04 m [19] .

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 .
4. ↑ Spektralklasse K4.5.

Kilder

1. ↑ Stjerneklassifikation  . _ Encyclopedia Britannica . Hentet 14. 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 18. juli 2021. Arkiveret fra originalen 15. april 2021. (ubestemt)
5. ↑ Karttunen et al., 2007 , s. 210.
6. ↑ Gray, Corbally, 2009 , s. 259.
7. ↑ Kononovich, Moroz, 2004 , s. 369-373.
8. ↑ Gray, Corbally, 2009 , s. 259-262.
9. ↑ 1 2 Gray, Corbally, 2009 , s. 565-568.
10. ↑ Gray, Corbally, 2009 , s. 262-265.
11. ↑ 1 2 Gray, Corbally, 2009 , s. 278-283.
12. ↑ Surdin V. G. Astronomi: XXI århundrede. - 3. udg. - Fryazino: Vek 2, 2015. - S. 151. - 608 s. — ISBN 978-5-85099-193-7 .
13. ↑ Gray, Corbally, 2009 , s. 281-283.
14. ↑ Darling D. K-stjerne . Internet Encyclopedia of Science . Hentet 19. juli 2021. Arkiveret fra originalen 21. juli 2021. (ubestemt)
15. ↑ Yungelson L. R. Røde kæmper og supergiganter . Stor russisk encyklopædi . Hentet 18. maj 2021. Arkiveret fra originalen 18. maj 2021. (ubestemt)
16. ↑ Gray, Corbally, 2009 , s. 275-278, 283-289.
17. ↑ Kononovich, Moroz, 2004 , s. 402.
18. ↑ Darling D. Antal stjerner . Internet Encyclopedia of Science . Hentet 18. juli 2021. Arkiveret fra originalen 9. juni 2021. (ubestemt)
19. ↑ 1 2 Zombeck MV Handbook of Space Astronomy and Astrophysics 45-51, 78. Cambridge University Press . Hentet 16. juli 2021. Arkiveret fra originalen 29. december 2010. (ubestemt)
20. ↑ Karttunen et al., 2007 , s. 216.
21. ↑ Epsilon Eridani . SIMBAD . Hentet 18. juli 2021. Arkiveret fra originalen 20. april 2021. (ubestemt)
22. ↑ Arcturus . SIMBAD . Hentet 18. juli 2021. Arkiveret fra originalen 20. april 2021. (ubestemt)
23. ↑ Gamma Draconis . SIMBAD . Hentet 18. juli 2021. Arkiveret fra originalen 20. april 2021. (ubestemt)
24. ↑ Zeta Cephei . SIMBAD . Hentet 18. juli 2021. Arkiveret fra originalen 19. april 2021. (ubestemt)
25. ↑ Darling D. Alpha Centauri . Internet Encyclopedia of Science . Hentet 16. juli 2021. Arkiveret fra originalen 28. januar 2021. (ubestemt)
26. ↑ 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 .
• 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 .