Steaua de clasa spectrală K

Stelele de tip spectral K au temperaturi de suprafață între 3800 și 5000 K și sunt de culoare portocalie. Liniile metalice sunt vizibile în spectrele unor astfel de stele, în timp ce liniile de hidrogen sunt invizibile pe fundalul altor linii. Liniile de oxid de titan apar în subclasele ulterioare . Din punct de vedere fizic, clasa K este destul de eterogenă.

Caracteristici

Tipul spectral K include stele cu temperaturi de 3800-5000 K. Culoarea stelelor din această clasă este portocalie, indicii de culoare B−V sunt de aproximativ 1,0 m [1] [2] [3] .

În spectrele unor astfel de stele, liniile metalice sunt clar vizibile, în special, Ca I [comm. 1] și alte elemente care sunt vizibile în stelele din clasa G. Liniile de hidrogen sunt foarte slabe și practic invizibile pe fundalul numeroaselor linii metalice. În subclasele ulterioare [comm. 2] , apar benzi largi de absorbție de molecule, în primul rând TiO [4] [5] [6] . Partea violetă a spectrului este deja destul de slabă [7] .

Subclase

La trecerea la subclasele ulterioare, liniile de metal continuă să crească, în timp ce liniile de hidrogen continuă să slăbească. Liniile moleculei CH ating un maxim în subclasa K2. Ca și în clasa spectrală G, liniile Ca I, Fe I sau Mg I în sine pot fi utilizate pentru a determina subclasa sau raportul dintre intensitățile lor și intensitățile liniei de hidrogen: de exemplu, Fe l λ4046 [comm. 3] până la linia Balmer Hδ. Pentru a determina temperatura și subclasa stelelor particulare din punct de vedere chimic , intensitățile liniilor Cr I pot fi comparate cu liniile Fe I, deoarece abundența cromului este de obicei legată de abundența fierului, chiar și pentru stelele cu compoziție chimică anormală [8] .

Clasele de luminozitate

Magnitudinele stelare absolute ale stelelor din secvența principală din clasa K5 sunt de 8,0 m , pentru giganți din aceeași clasă sunt 0,1…−1,1 m , pentru supergiganți sunt mai strălucitoare de −2,5 m (vezi mai jos ) [9] .

Stelele din clasa K din diferite clase de luminozitate se disting spectroscopic în aproape aceleași moduri ca stelele din clasa G. Pe măsură ce luminozitatea crește, liniile Sr II și cyan ale stelelor din clasa K cresc. Cea mai eficientă separare a claselor de luminozitate este asigurată de liniile Y II, nu numai datorită faptului că acestea cresc semnificativ odată cu creșterea luminozității, ci și datorită faptului că raportul dintre intensitățile Y II și Fe I nu este practic afectat de anomalii în compoziția chimică a stelelor. Tot în spectrele stelelor strălucitoare pentru liniile H și K ale ionului Ca II are loc efectul Wilson-Bupp , în care se observă o emisie slabă în centrul liniei de absorbție [10] .

Denumiri și caracteristici suplimentare

Giganții din clasa K se dovedesc uneori a fi particulari din punct de vedere chimic : ca rezultat al convecției, substanța pe care steaua a produs-o în adâncuri în trecut poate apărea la suprafață. Acesta poate fi carbon sau elemente care decurg din procesul s . Există stele cu linii de cianură anormal de puternice sau, dimpotrivă, slabe; în acest din urmă caz, liniile moleculei CH pot fi deosebit de slabe, ceea ce se explică prin faptul că moleculele de CN sunt formate în primul rând din carbon, și nu moleculele de CH. Există o subclasă de stele de bariu : liniile Ba II sunt deosebit de puternice în ele și liniile Sr II și CN sunt adesea îmbunătățite, precum și, într-o măsură mai mică, Y II și CH. Un astfel de set de elemente poate indica faptul că acestea sunt aduse la suprafață prin scoatere în timpul etapei de ramificare gigant asimptotic . În același timp, sunt întâlnite și stele din secvența principală de bariu , pentru care un astfel de scenariu este imposibil, dar pentru ele anomaliile în compoziția chimică pot fi explicate prin schimbul de materie în sistemul binar . În cele din urmă, stelele din clasa K pot aparține populației extreme II (vezi mai jos ) și să conțină o cantitate foarte mică de elemente grele, datorită cărora se observă un număr foarte mic de linii în spectru [11] .

În orice caz, pentru a descrie particularitatea chimică, se folosesc indici care oferă informații despre conținutul cărora sunt observate anomalii ale elementelor și numere care caracterizează amploarea anomaliei. De exemplu, indicele Ba 2+ și înseamnă linii puternice de bariu, iar indicii CH−2 și CH−3 înseamnă linii CH slabe, iar în al doilea caz sunt mai slabe decât în ​​primul [11] .

Caracteristici fizice

Clasa spectrală K este destul de eterogenă în ceea ce privește parametrii fizici ai stelelor. De exemplu, piticele portocalii  sunt stele din secvența principală din clasa K, au mase de 0,5–0,8 M ⊙ , luminozități în intervalul de aproximativ 0,1 până la 0,4 L ⊙ și trăiesc aproximativ 20 de miliarde de ani sau mai mult [12] . Astfel de stele pot aparține atât populației I , cât și populației mai vechi și sărace în metale II și, eventual, populației ipotetice III , care ar trebui să fie formată din primele stele ale Universului [13] . Piticii portocalii sunt una dintre principalele ținte ale căutării civilizațiilor extraterestre în programele SETI [14] .

Giganții roșii și supergiganții de clasă K sunt, de asemenea, destul de eterogene. Clasa giganților de clasă K poate include atât stele care nu au intrat încă în secvența principală  , de exemplu, stele T Tauri , cât și stele de diferite mase în stadiile târzii ale evoluției [15] . Supergiantii din clasa K pot prezenta variabilitate precum stelele RV Tauri [16] [17] .

Stelele de clasa K reprezintă 15,1% din numărul total de stele din Calea Lactee [18] . Ponderea lor în rândul stelelor observate este mai mare: de exemplu, în catalogul Henry Draper , care include stele cu o magnitudine aparentă de până la 8,5 m , aproximativ 31% dintre stele aparțin clasei K, ceea ce face ca clasa K să fie cea mai numeroasă în acest catalog [19] [ 20] .

Exemple

Un exemplu de stea de secvență principală de clasă K este Epsilon Eridani (K2V) [21] , giganții includ Arcturus (K1.5III) [22] și Etamin (K5III) [23] și supergiganții Zeta Cephei (K1.5Ib) [24] ] .

Cea mai apropiată stea de clasă K de Pământ este Alpha Centauri B , la 1,34 parsecs (4,37 ani lumină distanță ) [25] . Cea mai strălucitoare stea de clasă K pentru observatorii terestre este Arcturus : magnitudinea sa aparentă este -0,04 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 K4.5.

Surse

1. ↑ Clasificarea stelară  . Enciclopedia Britannica . Preluat la 14 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 18 iulie 2021. Arhivat din original la 15 aprilie 2021. (nedefinit)
5. ↑ Karttunen și colab., 2007 , p. 210.
6. ↑ Gray, Corbally, 2009 , p. 259.
7. ↑ Kononovici, Moroz, 2004 , p. 369-373.
8. ↑ Gray, Corbally, 2009 , pp. 259-262.
9. ↑ 1 2 Gray, Corbally, 2009 , pp. 565-568.
10. ↑ Gray, Corbally, 2009 , pp. 262-265.
11. ↑ 1 2 Gray, Corbally, 2009 , pp. 278-283.
12. ↑ Surdin V. G. Astronomie: secolul XXI. - Ed. a 3-a. - Fryazino: Vek 2, 2015. - S. 151. - 608 p. — ISBN 978-5-85099-193-7 .
13. ↑ Gray, Corbally, 2009 , pp. 281-283.
14. ↑ Darling D.K star . Internet Enciclopedia Științei . Preluat la 19 iulie 2021. Arhivat din original la 21 iulie 2021. (nedefinit)
15. ↑ Yungelson L. R. Giganți și supergiganți roșii . Marea Enciclopedie Rusă . Preluat la 18 mai 2021. Arhivat din original la 18 mai 2021. (nedefinit)
16. ↑ Gray, Corbally, 2009 , pp. 275-278, 283-289.
17. ↑ Kononovici, Moroz, 2004 , p. 402.
18. ↑ Darling D. Numbers of stars . Internet Enciclopedia Științei . Preluat la 18 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. ↑ Epsilon Eridani . SIMBAD . Preluat la 18 iulie 2021. Arhivat din original la 20 aprilie 2021. (nedefinit)
22. ↑ Arcturus . SIMBAD . Preluat la 18 iulie 2021. Arhivat din original la 20 aprilie 2021. (nedefinit)
23. ↑ Gamma Draconis . SIMBAD . Preluat la 18 iulie 2021. Arhivat din original la 20 aprilie 2021. (nedefinit)
24. ↑ Zeta Cephei . SIMBAD . Preluat la 18 iulie 2021. Arhivat din original la 19 aprilie 2021. (nedefinit)
25. ↑ Dragul D. Alpha Centauri . Internet Enciclopedia Științei . Preluat la 16 iulie 2021. Arhivat din original la 28 ianuarie 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 .