Steaua spectrală de clasă M

Stelele de tip spectral M au temperaturi de suprafață între 2500 și 3800 K și sunt de culoare roșie. Spectrele lor sunt caracterizate prin prezența benzilor de absorbție ale compușilor moleculari, în special TiO , și liniilor de absorbție ale metalelor neutre. Din punct de vedere fizic, tipul spectral M este foarte eterogen și include nu numai stele de diverse mase, ci și câteva pitice brune .

Caracteristici

Tipul spectral M include stele cu temperaturi de 2500-3800 K. Culoarea stelelor din această clasă este roșie, indicii de culoare B−V sunt de aproximativ 1,5 m [1] [2] [3] .

Spectrele acestor stele sunt străbătute de benzile de absorbție ale moleculei de TiO și alți compuși moleculari. Se observă, de asemenea, multe linii de metale neutre, dintre care linia Ca I [comm. 1] este cel mai puternic [4] [5] [6] . Benzile TiO sunt îmbunătățite în subclasele târzii [comm. 2] [7] .

Subclase

Între subclasele M, intensitatea benzilor de TiO variază cel mai puternic. Deoarece intensitatea acestor linii depinde și de metalicitatea stelei, intensitățile diferitelor benzi de TiO pot fi comparate între ele: de exemplu, TiO λ4804 [comm. 3] , care se modifică ușor odată cu temperatura, și TiO λ4955, care crește destul de rapid odată cu scăderea temperaturii. Un alt criteriu este raportul de intensitate al Ca I λ4226 la Fe I λ4383, care crește spre tipurile spectrale târzii. La piticele roșii, subclasele pot fi distinse prin profilul liniei de absorbție a MgH : spre subclasele târzii, aceasta devine mai puțin ascuțită datorită creșterii benzii de TiO adiacente. Banda moleculei de CaOH din regiunea 5500-5560 Å este, de asemenea, utilizată pentru a determina subclasa: devine vizibilă în stelele din subclasa M3 și mai târziu [8] .

Clasele de luminozitate

Magnitudinele stelare absolute ale stelelor din secvența principală din clasa M2 sunt de 10,6 m , pentru giganți din aceeași clasă - -0,6 ... -1,7 m , pentru supergiganți - mai strălucitoare de -2,9 m (vezi mai jos ). Diferența de luminozitate între stelele din clasa M este mai mare decât în ​​orice altă clasă spectrală [9] .

În clasa M, cea mai vizibilă diferență între spectrele stelelor de diferite clase de luminozitate  este intensitatea liniei Ca I, care scade odată cu creșterea luminozității. Același efect este observat pentru benzile de MgH. Pot fi folosite și liniile K I λ7665 și λ7699 , care sunt și mai slabe la giganți și supergiganți, dar intensitatea lor depinde de temperatură, astfel că subclasa și clasa de luminozitate sunt determinate iterativ din aceste linii [10] .

Denumiri și caracteristici suplimentare

Stelele cu carbon și zirconiu pot avea temperaturi apropiate de cele ale stelelor din clasa M și caracteristici spectrale similare, deși sunt alocate unor clase spectrale separate C și respectiv S [11] . O varietate de stele de clasa M cu linii de emisie în spectru sunt stele Me, printre ele se numără atât giganți, cât și supergiganți, precum și pitici [12] .

Caracteristici fizice

Clasa spectrală M este foarte eterogenă în ceea ce privește parametrii fizici ai stelelor. De exemplu, piticele roșii  sunt stele din secvența principală din clasa M, au mase mai mici de 0,5 M ⊙ , luminozități mai mici de 0,08 L ⊙ și sunt cele mai numeroase dintre toate stelele [12] [13] . Conform calculelor teoretice, cel mai puțin masiv dintre ele poate exista timp de aproximativ 10 trilioane de ani, ceea ce este cu ordine de mărime mai mare decât vârsta Universului [14] .

Piticile brune suficient de tinere și masive pot avea, de asemenea, o temperatură suficientă pentru a fi de tip spectral M, dar nu mai devreme decât subclasa M7 [15] . În același timp, cele mai mici stele de masă suficient de mare pot avea temperaturi mai scăzute și aparțin clasei spectrale L , care include piticele maro [16] .

Giganții roșii și supergiganții din această clasă sunt mai masive și adesea variabile : de obicei sunt variabile cu perioadă lungă , cum ar fi Miras , și pot fi fie populația I , fie populația II [17] . Supergiantile de clasa M sunt cele mai mari dintre toate stele [12] .

Stelele de clasa M reprezintă 73% din numărul total de stele din Calea Lactee [18] , dar proporția lor între stelele observate este mult mai mică, deoarece majoritatea dintre ele sunt pitice roșii slabe [13] . De exemplu, în catalogul lui Henry Draper , care include stele cu o magnitudine aparentă de până la 8,5 m , aproximativ 3% dintre stele aparțin clasei M [19] [20] .

Exemple

Stele din secvența principală de clasă M includ 40 Eridani C (M4.5V) [22] , un exemplu de gigant este Beta Pegasus (M2.5II-III) [23] , iar o supergigant este Betelgeuse (M1-M2Ia-Iab) [ 24] .

Cea mai apropiată stea de Pământ după Soare  este Proxima Centauri , aparține clasei M și este situată la o distanță de 1,30 parsecs (4,24 ani lumină ) [25] . Cea mai strălucitoare stea din clasa M pentru observatorii terestre este Betelgeuse: magnitudinea ei aparentă este de 0,50 m [19] .

Note

Comentarii

1. ↑ O cifră romană după un element indică gradul său de ionizare. I este un atom neutru, II este un element ionizat individual, III este dublu ionizat și așa mai departe.
2. ↑ Subclasele anterioare și ulterioare includ stele cu temperaturi mai scăzute și, respectiv, mai ridicate. Cu cât numărul care indică subclasa este mai mare, cu atât este mai târziu.
3. ↑ Într-o notație similară, după λ vine lungimea de undă a liniei studiate în angstromi .
4. ↑ Clasa spectrală M0.5.
5. ↑ 1 2 Tip spectral M4.5.

Surse

1. ↑ Clasificarea stelară  . Enciclopedia Britannica . Preluat la 23 iulie 2021. Arhivat din original la 3 mai 2021.
2. ↑ Kononovici, Moroz, 2004 , p. 373.
3. ↑ Gray, Corbally, 2009 , pp. 567-569.
4. ↑ Darling D. Tip spectral . Internet Enciclopedia Științei . Preluat la 24 iulie 2021. Arhivat din original la 15 aprilie 2021. (nedefinit)
5. ↑ Karttunen și colab., 2007 , p. 210.
6. ↑ Kononovici, Moroz, 2004 , p. 369-373.
7. ↑ Gray, Corbally, 2009 , p. 294.
8. ↑ Gray, Corbally, 2009 , pp. 294-296.
9. ↑ Gray, Corbally, 2009 , pp. 293, 565-568.
10. ↑ Gray, Corbally, 2009 , pp. 296-301.
11. ↑ Gray, Corbally, 2009 , pp. 306-324.
12. ↑ 1 2 3 Dragă D. M steaua . Internet Enciclopedia Științei . Preluat la 24 iulie 2021. Arhivat din original la 10 aprilie 2021. (nedefinit)
13. ↑ 12 Dragă D. Pitic roșu . Internet Enciclopedia Științei . Preluat la 23 iulie 2021. Arhivat din original la 26 mai 2021. (nedefinit)
14. ↑ Laughlin G., Bodenheimer P., Adams F.C. The End of the Main Sequence  //  The Astrophysical Journal . - Bristol: IOP Publishing , 1997. - Vol. 482.-P. 420-432. — ISSN 0004-637X . - doi : 10.1086/304125 . Arhivat din original pe 5 octombrie 2018.
15. ↑ Dragă D. pitică brună . Internet Enciclopedia Științei . Preluat la 25 iulie 2021. Arhivat din original la 28 aprilie 2021. (nedefinit)
16. ↑ Gray, Corbally, 2009 , pp. 341, 367-372.
17. ↑ Gray, Corbally, 2009 , pp. 293, 301-306.
18. ↑ Darling D. Numbers of stars . Internet Enciclopedia Științei . Preluat la 23 iulie 2021. Arhivat din original la 9 iunie 2021. (nedefinit)
19. ↑ 1 2 Zombeck MV Handbook of Space Astronomy and Astrophysics 45-51, 78. Cambridge University Press . Preluat la 16 iulie 2021. Arhivat din original la 29 decembrie 2010. (nedefinit)
20. ↑ Karttunen și colab., 2007 , p. 216.
21. ↑ Gray, Corbally, 2009 , pp. 565-568.
22. ↑ 40 Eridani C . SIMBAD . Preluat la 23 iulie 2021. Arhivat din original la 19 aprilie 2021. (nedefinit)
23. ↑ Beta Pegasi . SIMBAD . Preluat la 23 iulie 2021. Arhivat din original la 21 aprilie 2021. (nedefinit)
24. ↑ Betelgeuse . SIMBAD . Preluat la 23 iulie 2021. Arhivat din original la 20 aprilie 2021. (nedefinit)
25. ↑ Dragul D. Proxima Centauri . Internet Enciclopedia Științei . Preluat la 24 iulie 2021. Arhivat din original la 24 aprilie 2021. (nedefinit)
26. ↑ Gray, Corbally, 2009 , pp. 556-562.

Literatură

• Kononovich E. V., Moroz V. I. Curs general de astronomie. — al 2-lea, corectat. — M .: URSS , 2004. — 544 p. — ISBN 5-354-00866-2 .
• Grey RO, Corbally CJ Clasificare spectrală stelară . — Princeton; Woodstock: Princeton University Press , 2009. - 592 p. - ISBN 978-0-691-12510-7 .
• Karttunen H., Kroger P., Oja H., Poutanen M., Donner KJ Fundamental Astronomy . — ediția a 5-a. — Berlin; Heidelberg; N.Y .: Springer , 2007. - 510 p. — ISBN 978-3-540-34143-7 .