Steaua spectrală de clasă F

Stelele de tip spectral F au temperaturi de suprafață între 6000 și 7400 K și sunt de culoare galben-alb. Spectrele acestor stele conțin linii puternice de diferite metale, inclusiv calciu, care devin mai puternice spre subclase târzii, precum și linii de hidrogen, care slăbesc spre subclase târzii. Din punct de vedere fizic, clasa F este destul de eterogenă și include diverse stele din populația I și populația II .

Caracteristici

Tipul spectral F include stele cu temperaturi de 6000-7400 K. Culoarea stelelor din această clasă este galben-alb, indicii de culoare B−V sunt de aproximativ 0,4 m [1] [2] [3] .

Spectrele acestor stele prezintă linii de metale ionizate și neutre, cum ar fi Ca II, Fe I , Fe II, Cr II, Ti II [com. 1] , precum și liniile de hidrogen [4] [5] [6] . În subclasele ulterioare [comm. 2] pot fi observate și linii de molecule, de exemplu, CH [7] .

Subclase

Prin subclasele ulterioare , spectrul de absorbție al metalelor, în special al calciului, devine mai puternic, în timp ce liniile de hidrogen devin mai slabe. Subclasa poate fi estimată din linia Fraunhofer K a ionului Ca II, deși în clasele ulterioare F3 crește nesemnificativ odată cu scăderea temperaturii și nu permite determinarea cu precizie a subclasei. Cel mai adesea, temperatura și subclasa unei stele sunt estimate din intensitatea liniilor de hidrogen, deoarece intensitatea acestor linii nu depinde nici de compoziția chimică a stelei, nici de clasa sa de luminozitate. În plus, în subclasele târzii, se poate utiliza raportul dintre intensitățile liniilor de metal și hidrogen: de exemplu, Fe l λ4046 [comm. 3] la linia Balmer Hδ sau Ca l λ4226 la Hγ. Un alt criteriu folosit este intensitatea liniilor moleculei CH, care apar în subclasele F3–F4 și cresc spre cele ulterioare [8] .

Clasele de luminozitate

Magnitudinele stelare absolute ale stelelor din secvența principală din clasa F5 sunt de 3,4 m , pentru giganți din aceeași clasă - 0,7 m , pentru supergiganți - mai strălucitoare de -4,4 m (vezi mai jos ) [9] .

Metodele de spectroscopie fac posibilă distingerea claselor de luminozitate de liniile diferitelor metale. De exemplu, diferitele linii Fe II și Ti II sunt mai puternice în clasele de luminozitate mai strălucitoare, dar în subclasa F8 și mai târziu, aceste linii aproape dispar. Liniile Sr II , dimpotrivă, sunt practic invizibile în subclasa F2 și mai devreme, dar fac posibilă distingerea claselor de luminozitate ale subclaselor F târzii [10] .

În regiunea ultravioletă a spectrului , clasele de luminozitate diferă nu numai în intensitatea liniilor unor metale, ci și în distribuția energiei în spectru în ansamblu, de exemplu, în lungimea de undă la care fluxul se dovedește a fi. fi zero. În infraroșu, liniile de hidrogen din seria Paschen și unele linii de oxigen cresc odată cu creșterea luminozității, dar în subclasele ulterioare aceste efecte se dovedesc a fi mai puțin pronunțate, iar efectele de luminozitate vizibile rămân în principal în liniile Ca II [11] .

Denumiri și caracteristici suplimentare

Printre stelele din clasa F, există unele deosebite din punct de vedere chimic , dar ele sunt mult mai puține decât, de exemplu, în clasa A , iar în subclasele ulterioare F5, practic, nu există așa ceva. Acest lucru se datorează faptului că la temperaturile stelelor de clasa F, straturile exterioare devin deja convective , astfel încât anomaliile de suprafață în compoziția chimică sunt redistribuite în atmosferă și încetează să fie vizibile [7] .

Exemple de clase de stele de clasă F din punct de vedere chimic particular sunt stele de tip Rho Korma și stele de tip Delta Delfini , care, de fapt, sunt stele Am din subclase târzii - liniile multor metale, dar nu ale calciului, sunt anormal de puternice în spectrele lor [12] . În mod similar, stelele Fp sunt o extensie a stelelor Ap la clasa F [13] .

Caracteristici fizice

Tipul spectral F este destul de eterogen în ceea ce privește parametrii fizici ai stelelor. De exemplu, stelele din secvența principală din clasa F au mase de 1,2–1,6 M ⊙ , luminozități în intervalul de aproximativ 2–6 L ⊙ și trăiesc aproximativ câteva miliarde de ani [14] . Astfel de stele pot aparține atât populației I , cât și populației mai vechi și sărace în metal II : la punctul de cotitură al secvenței principale pentru populațiile de disc gros și de halo galactic , stele din clasele anterioare nu sunt găsite [7] . În primul caz pot fi variabile Delta Shield [15] , în al doilea pot fi variabile SX Phoenix [16] . Stelele din secvența principală ale subclaselor F târzii sunt de obicei incluse în căutarea SETI pentru civilizații extraterestre [13] .

Giganții și supergiganții din clasa F se pot referi și la ambele populații stelare. Deci, de exemplu, unele stele ale ramurii orizontale , în special, unele variabile de tip RR Lyrae  , sunt stele gigantice de clasă F înrudite cu populația II [17] .

Majoritatea supergiganților de clasă F sunt stele tinere, masive din populația I, care au evoluat , dar există supergiganți din populația II, așa cum indică latitudinea lor galactică mare și lipsa elementelor grele. De exemplu, unele dintre ele sunt stele de masă mică care au părăsit ramura gigant asimptotică . Supergiantii de clasa F pot prezenta, de asemenea, variabilitate ca cefeidele [18] [19] .

Stelele de clasa F reprezintă 2,9% din numărul total de stele din Calea Lactee [20] , dar datorită luminozității lor relativ ridicate, proporția lor între stelele observate este mai mare. De exemplu, în catalogul lui Henry Draper , care include stele cu o magnitudine aparentă de până la 8,5 m , aproximativ 19% dintre stele aparțin clasei F [21] [22] .

Exemple

Un exemplu de stea cu secvență principală de clasă F este Procyon (F5IV-V) [23] , un gigant este Ypsilon Pegasus (F8III) [24] , supergiganții de clasă F includ Arneb (F0Ia) [25] și Wesen (F8Ia) [26 ] .

Dintre toate stelele de clasa F, Procyon este cel mai aproape de Pământ , la 3,5 parsecs (11,4 ani lumină ). Este, de asemenea, cea mai strălucitoare stea din clasa F, cu o magnitudine aparentă de 0,38 m . Canopusul mai strălucitor are un tip spectral de A9, deși uneori este clasificat în mod eronat ca F0 [21] [27] [28] .

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 .

Surse

1. ↑ Clasificarea stelară  . Enciclopedia Britannica . Preluat la 12 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 14 aprilie 2021. Arhivat din original la 15 aprilie 2021. (nedefinit)
5. ↑ Karttunen și colab., 2007 , p. 210.
6. ↑ Kononovici, Moroz, 2004 , p. 369-373.
7. ↑ 1 2 3 Gray, Corbally, 2009 , p. 221.
8. ↑ Gray, Corbally, 2009 , pp. 168, 221-223.
9. ↑ 1 2 Gray, Corbally, 2009 , pp. 565-568.
10. ↑ Gray, Corbally, 2009 , pp. 223-227.
11. ↑ Gray, Corbally, 2009 , pp. 227-236.
12. ↑ Gray, Corbally, 2009 , pp. 244-247.
13. ↑ 12 Dragă D. F steaua . Internet Enciclopedia Științei . Preluat la 13 iulie 2021. Arhivat din original la 9 iunie 2020. (nedefinit)
14. ↑ Surdin, 2015 , p. 151.
15. ↑ Darling D. Delta Scuti star . Internet Enciclopedia Științei . Preluat la 13 iulie 2021. Arhivat din original la 14 iulie 2021. (nedefinit)
16. ↑ Darling D. SX Steaua Phenicis . Internet Enciclopedia Științei . Preluat la 13 iulie 2021. Arhivat din original la 15 august 2019. (nedefinit)
17. ↑ Gray, Corbally, 2009 , pp. 249-253.
18. ↑ Gray, Corbally, 2009 , pp. 253-255.
19. ↑ Darling D. Cepheid variabilă . Internet Enciclopedia Științei . Preluat la 13 iulie 2021. Arhivat din original la 20 decembrie 2019. (nedefinit)
20. ↑ Darling D. Numbers of stars . Internet Enciclopedia Științei . Preluat la 13 iulie 2021. Arhivat din original la 9 iunie 2021. (nedefinit)
21. ↑ 1 2 Zombeck MV Handbook of Space Astronomy and Astrophysics 45-50, 78. Cambridge University Press . Preluat la 13 iulie 2021. Arhivat din original la 29 decembrie 2010. (nedefinit)
22. ↑ Karttunen și colab., 2007 , p. 216.
23. ↑ Procion . SIMBAD . Preluat la 13 iulie 2021. Arhivat din original la 14 octombrie 2013. (nedefinit)
24. ↑ Upsilon Pegasi . SIMBAD . Preluat la 13 iulie 2021. Arhivat din original la 21 aprilie 2021. (nedefinit)
25. ↑ Arneb . SIMBAD . Preluat la 13 iulie 2021. Arhivat din original la 19 aprilie 2021. (nedefinit)
26. ↑ Wezen . SIMBAD . Preluat la 13 iulie 2021. Arhivat din original la 20 aprilie 2021. (nedefinit)
27. ↑ Dragul D. Procyon . Internet Enciclopedia Științei . Preluat la 13 iulie 2021. Arhivat din original la 18 aprilie 2021. (nedefinit)
28. ↑ Canopus . SIMBAD . Preluat la 13 iulie 2021. Arhivat din original la 14 iulie 2014. (nedefinit)
29. ↑ 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 .
• Surdin VG Astronomie: secolul XXI. - Ed. a 3-a. - Fryazino: Vek 2, 2015. - 608 p. — ISBN 978-5-85099-193-7 .
• 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 .