Steaua de tip spectral O

Stelele de tip spectral O se caracterizează prin temperaturi ridicate ale suprafeței - peste 30 de mii de kelvin - și culoare albastră. Spectrele lor conțin linii spectrale de metale ionizate multiplicate și heliu ionizat . Sunt prezente linii neutre de heliu și hidrogen , dar slabe, iar liniile de emisie sunt adesea găsite în spectre. Clasa O este împărțită în subclase de la cel mai vechi O2 până la cel mai recent O9.7. La trecerea la subclasele ulterioare, intensitatea liniilor de heliu neutru crește și intensitatea liniilor de heliu ionizat scade.

Clasei O, precum și clasei B aparțin în principal cele mai masive și strălucitoare stele, dar de scurtă durată. În ciuda numărului lor mic, astfel de stele au o contribuție semnificativă la luminozitatea galaxiilor în care sunt prezente, își conturează structura spirală și joacă un rol important în procese precum, de exemplu, ionizarea gazelor în nebuloasele cu emisie .

Caracteristici

Tipul spectral O include unele dintre cele mai fierbinți stele. Temperatura lor de suprafață este de peste 30.000 Kelvin și de obicei nu depășește 50.000 Kelvin. Stelele din această clasă sunt albastre: indicele de culoare B−V pentru astfel de obiecte este de aproximativ −0,3 m [1] [2] [3] .

Spectrele stelelor din clasa O sunt dominate de radiațiile albastre și ultraviolete . În plus, o caracteristică distinctivă a spectrelor lor sunt liniile de absorbție ale elementelor ionizate multiplicate : de exemplu, Si V și C III, N III și O III [comm. 1] . Liniile He II sunt de asemenea puternice , în special seria Pickering . Liniile neutre de heliu și hidrogen sunt vizibile, dar slabe [4] [5] [6] . Destul de des se observă linii de emisie : în domeniul optic, ele se găsesc în 15% dintre stelele din această clasă și clasa B [7] . Multe stele din clasa O prezintă linii de emisie de raze X de la elemente foarte puternic ionizate, cum ar fi Si XV [8] .

Subclase

Spre deosebire de alte clase spectrale, cea mai veche subclasă a lui O este O2, nu O0 (vezi mai jos ), cea mai recentă este O9.7 [9] . În subclasele ulterioare, față de cele anterioare, intensitatea liniilor neutre de heliu crește și cea a heliului ionizat scade: raportul intensităților acestora este folosit ca unul dintre criteriile principale pentru a determina cărei subclase îi aparține o stea. Liniile He II λ4541 și He I λ4471 sunt cel mai des comparate [comm. 2] , ale căror intensități devin egale în subclasa O7, sau liniile He II λ4200 și He I λ4026, care sunt comparabile ca intensitate în subclasa O6. Liniile neutre de heliu nu mai pot fi detectate în stelele O3. În plus, intensitățile liniilor altor elemente pot fi comparate pentru a determina cu mai multă precizie subclasa, deși aceste criterii sunt aplicabile într-o gamă mică de subclase: de exemplu, N IV și N III sunt comparate pentru stelele din subclasele timpurii și Si IV și Si III sunt comparate pentru cele ulterioare [6] .

Clasele de luminozitate

Luminozitățile stelelor din clasa O aparținând diferitelor clase de luminozitate nu diferă prea mult: de exemplu, magnitudinea absolută pentru stelele din secvența principală din clasa O5 este -5,5 m , iar pentru supergiganții din clasa O5 este -7,0 m [10] [11] . Clasele de luminozitate diferă în primul rând în caracteristicile spectrale: de exemplu, pentru subclasele O târzii , efectele de luminozitate se manifestă prin intensitatea liniilor metalice. Această caracteristică crește odată cu luminozitatea stelei: pentru o evaluare cantitativă se pot compara liniile Si IV și He I. Pentru tipurile spectrale timpurii au loc efecte negative de luminozitate: adâncimea unor linii de absorbție ale He II și N III scade. la trecerea la clase de luminozitate mai strălucitoare și pentru dintre cele mai strălucitoare stele din aceste linii, nu se observă absorbția, ci emisia (vezi mai jos ) [12] .

Denumiri și caracteristici suplimentare

Dintre stelele din clasa O, se disting în special subtipurile Oe cu linii de emisie de hidrogen și Oef cu linii de emisie de heliu ionizat. Se distinge și subtipul Of, care, alături de absorbția în liniile de heliu și azot, se caracterizează prin emisie în unele dintre ele: acestea sunt linia He II λ4686 și liniile N III λλ4634, 4640, 4642 [comm. 3] . Toate stelele din subclasele anterioare decât O5 sunt stele Of-star. Datorită faptului că emisia și absorbția sunt combinate în fiecare dintre aceste lungimi de undă, atât absorbția, cât și emisia pot fi observate în total, cea din urmă devenind dominantă în stelele mai strălucitoare [1] [13] :

• Dacă absorbția în liniile He II este puternică și se observă o emisie slabă în N III, spectrul este atribuit categoriei ((f)).
• Dacă emisia în N III este mai puternică, iar absorbția în He II este practic egală cu emisia, spectrul este atribuit tipului (f).
• Dacă emisia domină în toate liniile, spectrul este etichetat f.
• Dacă, în plus, se observă o emisie puternică în linia N IV λ4058, spectrul este notat cu f*.
• Dacă emisia este observată și în liniile Si IV λλ4089, 4116, atunci spectrul este desemnat f+.

În unele cazuri, spectrele stelelor prezintă atât caracteristicile stelelor din clasa O, cât și caracteristicile stelelor Wolf-Rayet . În acest caz, tipul spectral este scris ca două clase separate printr-o bară oblică : O2If*/WN6. Astfel de stele din sursele engleze sunt numite slash stars (lit. „slash stars”) [14] .

Caracteristici fizice

Cele mai masive și mai strălucitoare stele aparțin acestei clase. Masa lor este mai mare de 20 M ⊙ , iar luminozitatea lor este de la câteva zeci de mii de solare și poate ajunge la milioane [15] . Astfel de stele trăiesc pentru o perioadă scurtă de timp: stelele cu o astfel de masă și un astfel de tip spectral sunt pe secvența principală timp de aproximativ 3-6 milioane de ani, prin urmare, stelele din clasa O sunt obiecte foarte tinere aparținând populației extreme I [16] [1 ] ] [17] . Din acest motiv, astfel de stele sunt indicatori ai formării stelare foarte recente în regiunea în care sunt observate și se găsesc, de exemplu, în asociațiile OB , unde toate stelele s-au format din același nor molecular [18] [19] .

În ciuda faptului că stelele din această clasă sunt foarte puține la număr - sunt doar 0,00002% din numărul total de stele din Calea Lactee [20] - datorită luminozității lor ridicate, proporția lor între stelele observate este mult mai mare. De exemplu, în catalogul lui Henry Draper , care include stele cu o magnitudine aparentă de până la 8,5 m , aproximativ 1% dintre stele aparțin clasei O [21] [22] . Astfel de stele, împreună cu stelele din clasa B , sunt principalii contribuitori la luminozitatea (dar nu și masa) galaxiilor în care apar, conturează structura brațelor spiralate și joacă un rol major în îmbogățirea galaxiilor cu anumite elemente precum ca oxigen atunci când explodează ca supernove . Datorită radiațiilor ultraviolete intense și a vântului stelar puternic , stelele de clasa O își afectează în mod semnificativ propriul mediu: ionizează gazele din nebuloasele de emisie și pot stimula sau, dimpotrivă, opri formarea stelelor în vecinătatea lor [1] [17] .

Majoritatea stelelor din clasa O se rotesc rapid. Trei sferturi din stelele din clasa O sunt în sisteme binare , dintre care unele sunt apropiate și în care stelele schimbă materie [1] .

Stelele timpurii din subclasa B au caracteristici fizice și spectrale similare, așa că sunt adesea grupate cu stele din clasa O sub denumirea generală de „ stele OB ”. Această comunitate, în ciuda numelui, nu include subclasele B târzii: printre stelele din secvența principală, stelele nu mai târziu de B2 îi aparțin, dar pentru clasele de luminozitate mai strălucitoare această graniță este mutată către subclasele ulterioare [17] .

O excepție de la aceste regularități sunt subpiticii de clasa O. Aceste stele sunt stele de masă mică în stadiile târzii de evoluție , ele pot aparține atât populației I, cât și populației II . Sunt mult mai slabe decât alte stele din clasa O, dar datorită temperaturii lor ridicate aparțin și acestui tip spectral [23] [24] .

Exemple

Stelele din clasa O includ, de exemplu, Alpha Giraffe , o supergiant din clasa O9Ia [ 26] , precum și Theta¹ Orion C , o stea din secvența principală din clasa O7Vp [27] . Cea mai apropiată stea de clasă O de Pământ este Zeta Ophiuchus , situată la o distanță de aproximativ 370 de ani-lumină [28] , iar cea mai strălucitoare când este observată de pe Pământ este Alnitak cu o magnitudine aparentă de +1,77 m [21] .

Istoria studiului

Clasa spectrală O, ca și alte clase, a apărut în lucrarea Williaminei Fleming într-o formă apropiată de cea modernă până în 1890. După aceea, în 1901, Annie Cannon a finalizat sistemul de clasificare, iar clasa O a devenit prima din secvență [30] .

Inițial, prezența liniilor He II în spectrul lor a fost considerată o trăsătură distinctivă a stelelor din clasa O ; acestea nu mai erau observate în spectrele stelelor din clasa B. Totuși, mai târziu, datorită utilizării unor instrumente mai avansate, liniile He II slabe au fost detectate în spectrele stelelor din cele mai timpurii subclase B [31] . De asemenea, clasa O folosea anterior doar subclasele O5 la O9: subclasele anterioare au fost adăugate mai târziu. De exemplu, cea mai veche subclasă modernă, O2, a fost introdusă în 2002 [32] [33] .

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. ↑ Într-o notație similară, după λ vine lungimea de undă a liniei studiate în angstromi .
3. ↑ Într-o notație similară, după λλ, separate prin virgule, sunt lungimile de undă ale mai multor linii studiate în angstromi .

Surse

1. ↑ 1 2 3 4 5 Dragă D. O stea . Internet Enciclopedia Științei . Preluat la 15 iunie 2021. Arhivat din original la 11 aprilie 2021. (nedefinit)
2. ↑ Kononovici, Moroz, 2004 , p. 373.
3. ↑ Gray, Corbally, 2009 , p. 568.
4. ↑ Karttunen și colab., 2007 , p. 209.
5. ↑ Kononovici, Moroz, 2004 , p. 369-373.
6. ↑ 1 2 Gray, Corbally, 2009 , pp. 66-67.
7. ↑ Karttunen și colab., 2007 , p. 214.
8. ↑ Gray, Corbally, 2009 , pp. 102-104.
9. ↑ Gray, Corbally, 2009 , pp. 67, 105.
10. ↑ Russell HN Stele „Giant” și „pitici”  //  Observatorul. - 1913. - 1 august (vol. 36). - P. 324-329. — ISSN 0029-7704 . Arhivat din original pe 26 martie 2019.
11. ↑ Gray, Corbally, 2009 , p. 565.
12. ↑ Gray, Corbally, 2009 , pp. 70-75.
13. ↑ Gray, Corbally, 2009 , pp. 71-73.
14. ↑ Gray, Corbally, 2009 , pp. 74-75.
15. ↑ Surdin, 2015 , p. 151.
16. ↑ Darling D. Populația I. Internet Enciclopedia Științei . Preluat la 15 iunie 2021. Arhivat din original la 25 ianuarie 2021. (nedefinit)
17. ↑ 1 2 3 Gray, Corbally, 2009 , p. 66.
18. ↑ Istoria formării stelelor în galaxiile din apropiere . Indicatoare de stele . Astronet . Preluat la 16 iunie 2021. Arhivat din original la 24 iunie 2021. (nedefinit)
19. ↑ Darling D. OB staruri . Internet Enciclopedia Științei . Preluat la 16 iunie 2021. Arhivat din original la 28 iunie 2021. (nedefinit)
20. ↑ Darling D. Numbers of stars . Internet Enciclopedia Științei . Preluat la 15 iunie 2021. Arhivat din original la 9 iunie 2021. (nedefinit)
21. ↑ 1 2 Zombeck MV Handbook of Space Astronomy and Astrophysics 45-49, 78. Cambridge University Press . Preluat la 15 iunie 2021. Arhivat din original la 29 decembrie 2010. (nedefinit)
22. ↑ Karttunen și colab., 2007 , p. 216.
23. ↑ Heber U. Hot Subluminous Stars  //  Publicații ale Societății Astronomice din Pacific. - 2016. - 12 iulie ( vol. 128 , iss. 966 ). - P. 1-4, 73-79 . — ISSN 1538-3873 0004-6280, 1538-3873 . - doi : 10.1088/1538-3873/128/966/082001 . Arhivat din original pe 16 februarie 2020.
24. ↑ Napiwotzki, R. Originea stelelor Subdwarf O bogate în heliu . Institut für Astronomie und Astrophysik Tübingen . Preluat la 15 iunie 2021. Arhivat din original la 7 octombrie 2011. (nedefinit)
25. ↑ Gray, Corbally, 2009 , p. 565-568.
26. ↑ Alpha camelopardalis . SIMBAD . Preluat la 14 iunie 2021. Arhivat din original la 21 aprilie 2021. (nedefinit)
27. ↑ Theta1 Orionis C. SIMBAD . Preluat la 18 aprilie 2021. Arhivat din original la 18 aprilie 2021. (nedefinit)
28. ↑ Nazé Y. 10 lucruri pe care nu le știm despre  stelele masive . Astronomy.com (11 octombrie 2019). Preluat la 16 iunie 2021. Arhivat din original la 24 iunie 2021.
29. ↑ Gray, Corbally, 2009 , p. 558-559.
30. ↑ Gray, Corbally, 2009 , pp. 4-6.
31. ↑ Gray, Corbally, 2009 , pp. 115-116.
32. ↑ Gray, Corbally, 2009 , p. 67.
33. ^ Walborn NR, Howarth ID, Lennon DJ, Massey P., Oey MS A New Spectral Classification System for the Earliest O Stars: Definition of Type O2  //  The Astronomical Journal . - Bristol: IOP Publishing , 2002. - 1 mai (vol. 123). - P. 2754-2771. — ISSN 0004-6256 . - doi : 10.1086/339831 . Arhivat din original pe 5 octombrie 2018.

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 .