Ten artykuł należy do solidnych artykułów

Gwiazda klasy widmowej O

Z Wikipedii, wolnej encyklopedii
Przejdź do nawigacji Przejdź do wyszukiwania
Widmo gwiazdy klasy O5V

Gwiazdy klasy spektralnej O charakteryzują się wysokimi temperaturami powierzchni – ponad 30 tys. Kelwinów – oraz niebieskim kolorem. Ich widma zawierają linie spektralne wielokrotnie zjonizowanych metali i zjonizowanego helu . Linie neutralnego helu i wodoru są obecne, ale słabe, a w widmach często znajdują się również linie emisyjne. Klasa O jest podzielona na podklasy od najwcześniejszego O2 do najnowszego O9.7. Przechodząc do późniejszych podklas, intensywność linii neutralnego helu wzrasta, a intensywność helu zjonizowanego maleje.

Klasa O, podobnie jak klasa B , obejmuje głównie najbardziej masywne i najjaśniejsze, ale krótko żyjące gwiazdy. Mimo niewielkiej liczby takie gwiazdy wnoszą znaczący wkład w jasność galaktyk, w których są obecne, zarysowują ich spiralną strukturę i odgrywają ważną rolę w takich procesach jak np. jonizacja gazu w mgławicach emisyjnych .

Specyfikacje

Klasa widmowa O obejmuje niektóre z najgorętszych gwiazd. Ich temperatura powierzchni przekracza 30 tys. Kelwinów i zwykle nie przekracza 50 tys. Kelwinów. Gwiazdy tej klasy są niebieskie: wskaźnik barwy B − V dla takich obiektów wynosi około −0.3 m [1][2][3] .

Widma gwiazd klasy O są zdominowane przez promieniowanie niebieskie i ultrafioletowe . Ponadto charakterystyczną cechą ich widm są linie absorpcyjne wielokrotnie zjonizowanych pierwiastków: np. Si V i C III, N III i O III [comm. 1] . Linie He II są również mocne – w szczególności seria Pickering . Widoczne są linie obojętnego helu i wodoru , ale słabe[4][5][6] . Dość często obserwuje się linie emisyjne : w zakresie optycznym występują w 15% gwiazd tej klasy i klasy B[7] . Wiele gwiazd typu O w zakresie rentgenowskim wykazuje linie emisyjne bardzo silnie zjonizowanych pierwiastków, na przykład Si XV[8] .

Podklasy

W przeciwieństwie do pozostałych klas widmowych, najwcześniejsza podklasa O to O2, a nie O0 (patrz poniżej) [⇨] ), najnowszy to O9.7 [9] . W późniejszych podklasach, w stosunku do wcześniejszych, intensywność linii neutralnego helu wzrasta, a zmniejsza się intensywność helu zjonizowanego: stosunek ich intensywności jest używany jako jedno z głównych kryteriów określania, do której podklasy należy gwiazda. Najczęściej porównywane są linie He II λ4541 i He I λ4471 [ przypis . 2] , których intensywności zrównują się w podklasie O7, lub linie He II λ4200 i He I λ4026, które są porównywane w intensywnościach w podklasie O6. Neutralnych linii helu nie można już wykryć w gwiazdach O3. Dodatkowo dla dokładniejszego określenia podklasy można porównać natężenia linii innych pierwiastków, chociaż kryteria te mają zastosowanie w niewielkim zakresie podklas: np. N IV i N III są porównywane dla gwiazd wczesnych podklas, a Si IV i Si III są porównywane dla późniejszych[6] ...

Klasy jasności

Jasności gwiazd O należących do różnych klas jasności nie różnią się zbytnio: na przykład jasność absolutna dla gwiazd ciągu głównego O5 wynosi −5,5 m , a dla nadolbrzymów O5 – -7,0 m [10] [11] . Klasy jasności różnią się przede wszystkim charakterystyką spektralną: na przykład dla późnych podklas O efekty luminancji objawiają się intensywnością linii metalicznych. Ta cecha wzrasta wraz ze wzrostem jasności gwiazdy: dla oceny ilościowej można porównać linie Si IV i He I. Dla wczesnych typów widmowych mają miejsce negatywne efekty jasności: głębokość niektórych absorpcji He II i N III linie zmniejszają się wraz z przejściem do jaśniejszych klas jasności, a dla najjaśniejszych gwiazd w tych liniach obserwuje się emisję, a nie absorpcję (patrz poniżej [⇨] ) [12] .

Dodatkowe oznaczenia i funkcje

Wśród gwiazd klasy O wyróżnia się podtypy Oe z liniami emisyjnymi wodoru oraz Oef z liniami emisyjnymi zjonizowanego helu. Wyróżnia się również podtyp Of, dla którego obok absorpcji w liniach helu i azotu charakterystyczna jest emisja w niektórych z nich: jest to linia He II λ4686 oraz linia N III λλ4634, 4640, 4642 [pok. 3] . Wszystkie gwiazdy wcześniejsze niż O5 są z gwiazd. Ze względu na to, że emisja i absorpcja są połączone w każdej z tych długości fali, zarówno absorpcja, jak i emisja mogą być obserwowane łącznie, a ta ostatnia staje się dominująca w jaśniejszych gwiazdach [1] [13] :

  • Jeśli absorpcja w liniach He II jest silna, aw N III obserwuje się słabą emisję, widmo przypisuje się do kategorii ((f)).
  • Jeśli emisja w N III jest silniejsza, a absorpcja w He II jest praktycznie równa emisji, widmo klasyfikuje się jako typ (f).
  • Jeśli wszystkie linie są zdominowane przez emisję, widmo jest oznaczone f.
  • Jeżeli dodatkowo w linii N IV λ4058 występuje silna emisja, widmo jest oznaczone f *.
  • Jeżeli emisja jest również obserwowana w liniach Si IV λλ4089, 4116, to widmo oznaczamy f +.

W niektórych przypadkach widma gwiazd wykazują zarówno cechy gwiazd typu O, jak i cechy gwiazd Wolfa-Rayeta . W tym przypadku klasa widmowa jest zapisywana jako dwie klasy oddzielone ukośnikiem : O2If * / WN6. Takie gwiazdy w źródłach anglojęzycznych nazywane są gwiazdami slash (dosł. „gwiazdy slash”) [14] .

Charakterystyka fizyczna

Gwiazdy klasy O w Mgławicy Carina

Zasadniczo do tej klasy należą najmasywniejsze i najjaśniejsze gwiazdy. Ich masa wynosi ponad 20 M , a ich jasność pochodzi z kilkudziesięciu tysięcy Słońca i może sięgać milionów [15] . Takie gwiazdy mają krótką żywotność: gwiazdy tego typu masowego i spektralnego znajdują się na ciągu głównym przez około 3-6 milionów lat, dlatego gwiazdy klasy O są bardzo młodymi obiektami należącymi do ekstremalnej populacji I [16] [1] [17] . Z tego powodu takie gwiazdy są wskaźnikami bardzo niedawnego formowania się gwiazd w regionie, w którym są obserwowane i znajdują się na przykład w asocjacjach OB , gdzie wszystkie gwiazdy powstały z jednego obłoku molekularnego [18] [19] .

Pomimo tego, że gwiazd tej klasy jest bardzo niewiele – w Drodze Mlecznej jest tylko 0,00002% ogólnej liczby gwiazd [20] – ze względu na ich wysoką jasność, ich udział wśród obserwowanych gwiazd jest znacznie większy. Na przykład w katalogu Henry'ego Drapera , który obejmuje gwiazdy o jasności pozornej do 8,5 m , około 1% gwiazd jest sklasyfikowanych jako O [21] [22] . Takie gwiazdy, wraz z gwiazdami klasy B , mają duży wkład w jasność (ale nie masę) galaktyk, w których występują, zarysowują strukturę ramion spiralnych i odgrywają główną rolę we wzbogacaniu galaktyk w pewne pierwiastki, takie jak tlen , kiedy wybuchają jako supernowe . Dzięki intensywnemu promieniowaniu ultrafioletowemu i silnemu wiatrowi gwiazdowemu gwiazdy klasy O znacząco oddziałują na własne środowisko: jonizują gaz w mgławicach emisyjnych , mogą stymulować lub odwrotnie powstrzymywać powstawanie gwiazd w ich sąsiedztwie [1] [17] .

Większość gwiazd klasy O obraca się szybko. Trzy czwarte gwiazd klasy O znajduje się w układach podwójnych , z których niektóre są bliskie, a gwiazdy w których wymieniają się materią [1] .

Gwiazdy wczesnych podklas B mają podobne cechy fizyczne i spektralne, dlatego często łączy się je z gwiazdami typu O pod ogólną nazwą gwiazdy OB . Ta wspólność, wbrew nazwie, nie obejmuje późniejszych podklas B: wśród gwiazd ciągu głównego należą do niego gwiazdy nie późniejsze niż B2, ale dla jaśniejszych klas jasności granica ta przesuwa się do późniejszych podklas [17] .

Wyjątkiem od tych wzorców są podkarły klasy O. Gwiazdy te są gwiazdami o małej masie w późniejszych stadiach ewolucji , mogą należeć zarówno do populacji I, jak i populacji II . Są znacznie słabsze niż inne gwiazdy klasy O, ale ze względu na wysoką temperaturę należą również do tej klasy widmowej [23] [24] .

Parametry gwiazd klasy widmowej O różnych podklas i klas jasności [25]
Klasa widmowa Bezwzględna wielkość gwiazdowa , m Temperatura, K
V III i V III i
O2-3 −5,6 -6,0 -6,8 44850 42940 42230
O4 −5,5 -6,4 -7,0 42860 41490 40420
O5 −5,5 -6,4 -7,0 40860 39510 38610
O6 -5,3 −5,6 -6,3 ... -7,0 38870 36670 36800
O7 -4,8 −5,6 -6,3 ... -7,0 36870 34640 34990
O8 -4,4 −5,6 -6,2 ... -7,0 34880 32570 33180
O9 -4,3 −5,6 -6,2 ... -7,0 32880 30740 31370

Przykłady

Gwiazdy klasy O obejmują na przykład Alpha Giraffe , nadolbrzym O9Ia [26] i Theta Orion C , gwiazdę ciągu głównego O7Vp [27] . Najbliższą Ziemi gwiazdą klasy O jest Zeta Ophiuchus , znajdująca się w odległości około 370 lat świetlnych [28] , a najjaśniejsza obserwowana z Ziemi to Alnitak o pozornej jasności +1,77 m [21] .

Niektóre gwiazdy klasy O używane jako standardy [29]
Klasa widmowa Klasa jasności
V III i
O2 BI 253 lewy 64-16 HD 93129A
O3 HD 64568 Cyg OB 2-7
O4 HD 46223 ST 2-22 HD 190429A
O5 HD 46150 HD 15558 HD 14947
O6 HD 101190 HD 93130 Lambda Cephei
O7 HD 91824 HD 93222 Piaskowy 80
O8 HD 48279 Lambda Orion HD 112244
O9 10 jaszczurek Iota Orion HD 210809

Historia studiów

Klasa widmowa O, podobnie jak inne klasy, w formie zbliżonej do współczesnej pojawiła się w twórczości Villaminy Fleming do 1890 roku. Następnie, w 1901 roku, Annie Cannon udoskonaliła system klasyfikacji, a klasa O stała się pierwszą w kolejności [30] .

Początkowo za wyróżnik gwiazd klasy O uznawano obecność w ich widmie linii He II – nie były już obserwowane w widmach gwiazd klasy B. Jednak później, dzięki zastosowaniu bardziej zaawansowanych instrumentów, w widmach gwiazd najwcześniejszych podklas B [31] odkryto słabe linie He II. Ponadto klasa O wcześniej używała tylko podklas od O5 do O9: wcześniejsze podklasy zostały dodane później. Na przykład najwcześniejsza współczesna podklasa O2 została wprowadzona w 2002 roku [32] [33] .

Notatki (edytuj)

Komentarze (1)

  1. Cyfra rzymska po oznaczeniu pierwiastka oznacza jego stopień jonizacji. I - neutralny atom, II - pojedynczo zjonizowany pierwiastek, III - podwójnie zjonizowany i tak dalej.
  2. W takim zapisie po λ następuje długość fali badanej linii w angstremach .
  3. W takim zapisie, po λλ, długości fal kilku badanych linii w angstremach są oddzielone przecinkami.

Źródła

  1. 1 2 3 4 5 Kochanie D. O gwiazda . Internetowa Encyklopedia Nauki . Data leczenia: 15 czerwca 2021. Zarchiwizowane 11 kwietnia 2021.
  2. Kononovich, Moroz, 2004 , s. 373.
  3. Gray, Corbally, 2009 , s. 568.
  4. Karttunen i in., 2007 , s. 209.
  5. Kononovich, Moroz, 2004 , s. 369-373.
  6. 1 2 Gray, Corbally, 2009 , s. 66-67.
  7. Karttunen i in., 2007 , s. 214.
  8. Gray, Corbally, 2009 , s. 102-104.
  9. Gray, Corbally, 2009 , s. 67, 105.
  10. Russell HN „Giant” i „Dwarf” (angielski) // The Observatory. - 1913 .-- 1 sierpnia (t. 36). - str. 324-329. - ISSN 0029-7704 .
  11. Gray, Corbally, 2009 , s. 565.
  12. Gray, Corbally, 2009 , s. 70-75.
  13. Gray, Corbally, 2009 , s. 71-73.
  14. Gray, Corbally, 2009 , s. 74-75.
  15. Surdin, 2015 , s. 151.
  16. ^ Kochanie D. Populacja I . Internetowa Encyklopedia Nauki . Data leczenia: 15 czerwca 2021. Zarchiwizowane 25 stycznia 2021.
  17. 1 2 3 Gray, Corbally, 2009 , s. 66.
  18. Historia powstawania gwiazd w pobliskich galaktykach . Wskaźniki gwiazdowe . Astronet . Data leczenia: 16 czerwca 2021. Zarchiwizowane 24 czerwca 2021.
  19. Darling D. OB gwiazdki . Internetowa Encyklopedia Nauki . Data leczenia: 16 czerwca 2021. Zarchiwizowane 28 czerwca 2021.
  20. Kochanie D. Liczby gwiazd . Internetowa Encyklopedia Nauki . Data leczenia: 15 czerwca 2021. Zarchiwizowane 9 czerwca 2021.
  21. 1 2 Zombeck MV Handbook of Space Astronomy and Astrophysics 45-49, 78. Cambridge University Press . Źródło 15 czerwca 2021. Zarchiwizowane 29 grudnia 2010.
  22. Karttunen i in., 2007 , s. 216.
  23. Heber U. The Hot Subluminous Stars (ang.) // Publikacje Towarzystwa Astronomicznego Pacyfiku. - 2016 .-- 12 lipca ( vol. 128 , iss. 966 ). - str. 1-4, 73-79 . - ISSN 1538-3873 0004-6280, 1538-3873 . - doi : 10.1088/1538-3873/128/966/082001 .
  24. Napiwotzki, R. Pochodzenie bogatych w hel gwiazd podkarpacia O . Institut für Astronomie und Astrophysik Tübingen . Źródło 15 czerwca 2021. Zarchiwizowane 7 października 2011.
  25. Gray, Corbally, 2009 , s. 565-568.
  26. Alpha Camelopardalis . SIMBAD . Data leczenia: 14 czerwca 2021. Zarchiwizowane 21 kwietnia 2021.
  27. Theta1 Orionis C . SIMBAD . Data zabiegu: 18 kwietnia 2021 r.
  28. Nazé Y. 10 nie wiemy nic o masywnych gwiazdach (pol.) ... Astronomy.com (11 października 2019). Data leczenia: 16 czerwca 2021. Zarchiwizowane 24 czerwca 2021.
  29. Gray, Corbally, 2009 , s. 558-559.
  30. Gray, Corbally, 2009 , s. 4-6.
  31. Gray, Corbally, 2009 , s. 115-116.
  32. Gray, Corbally, 2009 , s. 67.
  33. Walborn NR, Howarth ID, DJ Lennon, P. Massey, MS Oey Nowy system klasyfikacji spektralnej dla najwcześniejszych gwiazd typu O: definicja typu O2 (ang.) // The Astronomical Journal . - Bristol: IOP Publishing , 2002. - 1 maja (vol. 123). - str. 2754-2771. - ISSN 0004-6256 . - doi : 10.1086 / 339831 .

Literatura