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.
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] .
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] .
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] .
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] .
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] .
Spektral klasse | Absolut størrelse , m | Temperatur, K | ||||
---|---|---|---|---|---|---|
V | III | jeg | V | III | jeg | |
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 |
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] .
Spektral klasse | Lysstyrke klasse | ||
---|---|---|---|
V | III | jeg | |
K0 | Sigma Dragon | Pollux | |
K1 | HR 637 | 90 Herkules | |
K2 | Epsilon Eridani | Hamal | |
K3 | HR 753 | Rho Bootes | |
K4 | Gliese 570 A | Kappa kompas | Xi Swan [komm. fire] |
K5 | 61 Cygnus A | Etamin | |
K6 | Gliese 529 | ||
K7 | 61 Cygnus B | Alpha Lynx |
Spektral klassificering af stjerner | |
---|---|
Hovedspektralklasser _ | |
Yderligere spektraltyper | |
Lysstyrke klasser |