Зоря спектрального класу A
Зоря спектрального класу A має температуру поверхні від 7400 до 10 000 K і білий колір. У спектрах таких зір найвиразніші лінії водню, а до пізніших підкласів також посилюються лінії йонізованого кальцію та нейтральних металів.
Серед зір класу A часто трапляються хімічно пекулярні — понад 30 % від усіх зір цього класу. З фізичної точки зору клас A є досить неоднорідним і охоплює різні зорі населення I та населення II.
До спектрального класу A належать зорі з температурами 7400—10000 K. Колір зір цього класу — білий, показники кольору B−V близькі до нуля[1][2].
У спектрах зір класу A дуже сильні лінії водню, особливо серії Бальмера, тоді як загалом спектри цих зір майже не мають інших виразних особливостей. Інші лінії значно слабші, і лише в пізніших підкласах посилюються лінії Ca II[ком. 1] та деяких нейтральних металів. Лінії нейтрального гелію відсутні в усіх підкласах, окрім найранішого[ком. 2] — A0, де спостерігаються слабкі лінії цього елемента[3][4].
Лінії нейтрального водню досягають максимальної інтенсивності в підкласі A2, а в пізніших підкласах слабшають. Натомість лінії нейтральних металів, а також Ca II, посилюються до пізніших підкласів. Інтенсивності ліній деяких металів, а в ранніх підкласах — і водню, залежать також від світності зорі, тому підклас визначають насамперед за інтенсивністю фраунгоферової лінії K йона Ca II. У пізніших підкласах для цього використовують відношення інтенсивностей лінії K і бальмерівських ліній водню Hδ або Hε; крім того, застосовують лінії Ca I, Fe I або Mn I, які не змінюються зі світністю, але залежать від температури. Однак класифікацію може ускладнювати хімічна пекулярність, що часто трапляється у зір класу A[5].
Абсолютні зоряні величини зір головної послідовності класу A5 становлять 2,1m, у гігантів того ж класу — 0,3m, у надгігантів — яскравіші за −4,8m[6].
Спектроскопічно зорі різних класів світності розрізняють насамперед за шириною ліній водню: на практиці досліджують серію Бальмера або серію Пашена. Однак цей параметр повною мірою придатний лише для підкласів, не пізніших за A6: у пізніших підкласах ширини ліній перестають відрізнятися між тьмяними класами світності, наприклад, між карликами і субгігантами, а згодом — і між усіма класами. У випадках, коли визначити клас світності за лініями водню неможливо, використовують деякі лінії Fe II або Ti II. Ці лінії найсильніше змінюються зі світністю у спектральному класі F, тоді як у пізніх підкласах A їхня чутливість до світності менша, що ускладнює класифікацію в цьому діапазоні[7].
Зорі головної послідовності ранніх підкласів A помітно різняться за світністю й шириною ліній. Зорі на головній послідовності нульового віку мають значно ширші лінії, ніж інші зорі. Крім того, на ширину ліній і яскравість зорі впливає обертання, яке у зір класу A може бути досить швидким. З цих причин для підкласів від B9 до A3 використовують поділ класу світності V на два підкласи: яскравіший Va і тьмяніший Vb. Іноді застосовують проміжний підклас Vab і клас Va+ між V і IV. Наприклад, Вега через швидке обертання має світність на 0,7m більшу, ніж очікується для її спектрального класу, і належить до класу світності Va[8].
Серед зір класу A часто трапляються хімічно пекулярні зорі — понад 30 % усіх зір цього класу. Наприклад, зорі з сильними лініями багатьох металів, таких як цинк, стронцій, цирконій або барій, називають Am-зорями. Формальний критерій належності зорі до цього класу полягає в тому, що клас зорі, визначений за лініями металів, має бути щонайменше на 5 підкласів пізнішим, ніж визначений за лініями кальцію: наприклад, Am-зоря може мати підклас A5 за лініями кальцію, а лінії металів у неї відповідають підкласу F2. Am-зорі виникають через те, що метали, надлишок яких спостерігається в цих зорях, ефективніше виштовхуються на поверхню тиском світла; при цьому потрібна мала швидкість обертання зорі[9][10].
Клас Ap-зір також містить зорі, збагачені металами на поверхні. Однак, на відміну від Am-зір, у Ap-зорях спостерігається надлишок окремих елементів, а не майже всіх металів: зокрема, можуть бути сильні лінії Mn II, Eu II, Cr II, Sr II. Зорі, що мають спектральні класи B або F, також можуть проявляти значний надлишок елементів, але їх часто узагальнено називають Ap-зорями. Поява таких аномалій хімічного складу пов'язана з магнітними полями зір[10][11].
Зорі типу λ Волопаса, навпаки, бідні на важкі елементи, але належать до населення I — зокрема, вміст вуглецю, азоту та кисню у них порівнянний із сонячним. Причини появи таких зір залишаються невідомими[12].
Зорі, у спектрах яких спостерігаються емісійні лінії, називають Ae-зорями. Наявність емісійних ліній зумовлена оболонкою з розігрітої речовини навколо зорі; зазвичай спостерігається емісія водню. У межах цього типу виділяють Ae/Be-зорі Гербіга — це дозоряні об'єкти головної послідовності, що досі перебувають у туманності, у якій сформувалися[10][13][14].
Спектральний клас A є досить неоднорідним з погляду фізичних параметрів зір. Наприклад, зорі головної послідовності класу A мають маси 1,5—3 M☉, світності приблизно 7—80 L☉ і живуть не більше 2 мільярдів років[15]. Вони належать до населення I, і серед них трапляються змінні типу δ Щита[16][17]. Масивніші зорі можуть еволюціонувати в гіганти і надгіганти класу A[10][18].
Старіші, бідні на метали зорі населення II також представлені в спектральному класі A. Передусім це досить гарячі зорі горизонтальної гілки, в ядрах яких відбувається горіння гелію, зокрема змінні типу RR Ліри. Вони належать до класів світності гігантів і субгігантів. Зорі, що зійшли з асимптотичної гілки гігантів і перетворюються на планетарні туманності, короткочасно опиняються в класі A, у класі світності надгігантів, хоча мають значно менші маси, ніж надгіганти населення I[19].
Зорі класу A малочисельні — вони становлять лише 0,6 % від загальної кількості зір Чумацького Шляху[20]. В околі Сонця, у середньому, одна зі 160 зір головної послідовності належить до спектрального класу A[21]. Утім через високу яскравість частка зір класу A серед спостережуваних зір значно більша. Наприклад, у каталозі Генрі Дрейпера, що містить зорі з видимою зоряною величиною до 8,5m, близько 22 % зір належать до класу A[22][23].
| Спектральний клас | Абсолютна зоряна величина, m | Температура, K | ||||
|---|---|---|---|---|---|---|
| V | III | I | V | III | I | |
| A0 | 1,4 | −0,8 | −5,2…−7,1 | 9800 | 10000 | 9900 |
| A1 | 1,6 | −0,4 | −5,1…−7,3 | 9500 | 9500 | |
| A2 | 1,9 | −0,2 | −5,0…−7,5 | 8900 | 9000 | 9000 |
| A3 | 2,0 | 0,0 | −4,8…−7,6 | 8520 | 8500 | 8400 |
| A5 | 2,1 | 0,3 | −4,8…−7,7 | 8150 | 8000 | 8100 |
| A7 | 2,3 | 0,5 | −4,8…−8,0 | 7830 | 7750 | 7800 |
| A9 | 2,5 | 0,6 | −4,8…−8,3 | 7380 | 7450 | |
Усереднені значення параметрів зір головної послідовності класу A[25]:
| Клас | B-V | V-R | b-y | MV | BC | Teff, °K | R/RΟ | log g | M/MΟ | Vsin(i), км/с |
|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|
| A0 | 0,00 | 0,02 | −0,01 | 0,7 | −0,14 | 9572 | 1,80 | 4,3 | 2,34 | 255 |
| A2 | 0,06 | 0,08 | 0,04 | 1,3 | 0,00 | 8985 | 1,75 | 4,3 | 2,21 | 244 |
| A5 | 0,14 | 0,16 | 0,07 | 1,9 | 0,02 | 8306 | 1,69 | 4,2 | 2,04 | 225 |
| A7 | 0,19 | 0,19 | 0,12 | 2,3 | 0,02 | 7935 | 1,68 | 4,2 | 1,93 | 210 |
Усереднені значення параметрів надгігантів класу A[25]:
| Клас | B-V | V-R | MV | BC | Teff, °K | R/RΟ | log g | Vsin(i), км/с |
|---|---|---|---|---|---|---|---|---|
| A0 | 0,01 | 0,03 | −5,0 | −0,12 | 9550 | 70 | — | — |
| A2 | 0,05 | 0,07 | −5,0 | −0,02 | 9000 | — | — | — |
| A5 | 0,10 | 0,12 | −5,0 | 0,01 | 8500 | — | — | — |
| A7 | 0,13 | — | −4,9 | 0,02 | 8300 | — | — | — |
До зір головної послідовності класу A належать, наприклад, Вега (A0Va)[26], Денебола (A3Va)[27], Альтаїр. Приклад гіганта цього класу — Тубан (A0III)[28], надгіганті — Ета Лева (A0Ib)[29] і Денеб. Сіріус — найяскравіша зоря нічного неба з видимою зоряною величиною −1,46m, належить до класу A. Сіріус також є найближчою до Землі зорею цього класу: відстань до нього становить 2,6 парсека (8,6 світлового року)[22][30].
Приклади хімічно пекулярних зір класу A — HD 294 (A0), HD 952 (A1), HD 1677 (A2), HD 267 (A3), HIP 1414 (A4), HD 2852 (A5), HD 1114 (A6), HD 2628 (A7), HD 1732 (A8), HD 1525 (A9).
| Спектральний клас | Клас світності | ||
|---|---|---|---|
| V | III | I | |
| A0 | Вега | Тубан | Ета Лева[en] |
| A1 | 48 Кита | HR 2925 | |
| A2 | HR 4023 | HR 2751 | Денеб |
| A3 | Фомальгаут | HR 3514 | |
| A5 | HD 23194 | ||
| A7 | 2 Південної Гідри | Тета² Тельця | |
| A9 | 44 Кита | Гамма Геркулеса[en] | |
Спектральний клас A, як і інші класи, у близькому до сучасного вигляді з'явився в роботах Вільяміни Флемінг близько 1890 року. Спершу він очолював послідовність як клас із найсильнішими лініями водню. У 1901 році Енні Джамп Кеннон удосконалила систему класифікації, розташувавши класи за спаданням температури зір, і клас A перестав бути першим у послідовності[31][32][33].
Спочатку клас A визначали за відсутністю в спектрах зір цього класу ліній He I, які були присутні в зір класу B. Однак згодом, завдяки використанню досконаліших приладів, у спектрах зір підкласу A0 виявили слабкі лінії He I, тож цей критерій втратив точність[34].
- ↑ Римська цифра після позначення елемента означає його ступінь йонізації. I — нейтральний атом, II — однократно йонізований елемент, III — двічі йонізований і так далі.
- ↑ Більш ранні та більш пізні підкласи включають зорі відповідно з вищою та нижчою температурою. Чим більше число, що позначає підклас, тим він пізніший.
- ↑ Stellar classification. Encyclopedia Britannica (англ.). Архів оригіналу за 3 травня 2021. Процитовано 9 липня 2021.
- ↑ Gray, Corbally, 2009, pp. 567—569.
- ↑ Karttunen et al., 2007, p. 210.
- ↑ Gray, Corbally, 2009, pp. 160—162.
- ↑ Gray, Corbally, 2009, pp. 160—168.
- ↑ Gray, Corbally, 2009, pp. 565—568.
- ↑ Gray, Corbally, 2009, pp. 162—168, 173—176.
- ↑ Gray, Corbally, 2009, pp. 162—168.
- ↑ Gray, Corbally, 2009, pp. 160, 176—183.
- ↑ а б в г Darling D. A star. Internet Encyclopedia of Science. Архів оригіналу за 19 липня 2019. Процитовано 9 липня 2021.
- ↑ Gray, Corbally, 2009, pp. 183—192.
- ↑ Gray, Corbally, 2009, pp. 192—200.
- ↑ Darling D. Herbig Ae/Be star. Internet Encyclopedia of Science. Архів оригіналу за 14 жовтня 2020. Процитовано 9 липня 2021.
- ↑ Gray, Corbally, 2009, pp. 200—207.
- ↑ Сурдин В. Г. Астрономия: век XXI. — 3-е изд. — Фрязино : Век 2, 2015. — С. 151. — ISBN 978-5-85099-193-7.
- ↑ Darling D. Population I. Internet Encyclopedia of Science. Архів оригіналу за 25 січня 2021. Процитовано 11 липня 2021.
- ↑ Darling D. Delta Scuti star. Internet Encyclopedia of Science. Архів оригіналу за 14 липня 2021. Процитовано 11 липня 2021.
- ↑ Gray, Corbally, 2009, pp. 160, 207—212.
- ↑ Gray, Corbally, 2009, pp. 207—213.
- ↑ Darling D. Numbers of stars. Internet Encyclopedia of Science. Архів оригіналу за 9 червня 2021. Процитовано 11 липня 2021.
- ↑ LeDrew, G.; The Real Starry Sky [Архівовано 14 грудня 2015 у Wayback Machine.], Journal of the Royal Astronomical Society of Canada, Vol. 95, No. 1 (whole No. 686, February 2001), pp. 32–33.
- ↑ а б Zombeck M. V. Handbook of Space Astronomy and Astrophysics. Cambridge University Press. с. 45—50, 78. Архів оригіналу за 29 грудня 2010. Процитовано 11 липня 2021.
- ↑ Karttunen et al., 2007, p. 216.
- ↑ а б Gray, Corbally, 2009.
- ↑ а б David F. Gray «The observations and analysis of Stellar Phorospheres», Cambridge University Press 2005
- ↑ Vega. SIMBAD. Архів оригіналу за 21 квітня 2021. Процитовано 11 липня 2021.
- ↑ Denebola. SIMBAD. Архів оригіналу за 22 грудня 2015. Процитовано 11 липня 2021.
- ↑ Thuban. SIMBAD. Архів оригіналу за 21 квітня 2021. Процитовано 11 липня 2021.
- ↑ Eta Leonis. SIMBAD. Архів оригіналу за 21 квітня 2021. Процитовано 11 липня 2021.
- ↑ Darling D. Sirius. Internet Encyclopedia of Science. Архів оригіналу за 9 травня 2021. Процитовано 13 липня 2021.
- ↑ Gray, Corbally, 2009, pp. 4—6.
- ↑ Richmond M. Classification of stellar spectra. Rochester Institute of Technology. Архів оригіналу за 14 лютого 2021. Процитовано 11 липня 2021.
- ↑ Pickering E. C. The Draper Catalogue of stellar spectra photographed with the 8-inch Bache telescope as a part of the Henry Draper memorial // Annals of Harvard College Observatory. — Harvard : Harvard College Observatory, 1890. — Vol. 27. — P. 1—6.
- ↑ Gray, Corbally, 2009, p. 160.
- Gray R. O., Corbally C. J. Stellar spectral classification. — Princeton; Woodstock : Princeton University Press, 2009. — 592 p. — ISBN 978-0-691-12510-7.
- Karttunen H., Kroger P., Oja H., Poutanen M., Donner K. J. Fundamental Astronomy. — 5th Edition. — Berlin; Heidelberg; N. Y. : Springer, 2007. — 510 p. — ISBN 978-3-540-34143-7.
