Звезда спектрального класса O
![](http://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/thumb/3/3a/O5V_star_spectrum.png/300px-O5V_star_spectrum.png)
Звёзды спектрального класса O характеризуются высокими температурами поверхности — более 30 тысяч кельвинов — и голубым цветом. В их спектрах присутствуют спектральные линии многократно ионизованных металлов и ионизованного гелия. Линии нейтральных гелия и водорода присутствуют, но слабы, также в спектрах часто встречаются эмиссионные линии. Класс O делится на подклассы от самого раннего O2 до самого позднего O9.7. При переходе к более поздним подклассам увеличивается интенсивность линий нейтрального гелия и уменьшается — ионизованного.
К классу O, как и к классу B, принадлежат в основном самые массивные и яркие, но короткоживущие звёзды. Несмотря на свою малочисленность, такие звёзды вносят значительный вклад в светимость галактик, где они присутствуют, очерчивают их спиральную структуру и играют важную роль в таких процессах, как, например, ионизация газа в эмиссионных туманностях.
Характеристики
К спектральному классу O относятся одни из наиболее горячих звёзд. Температура их поверхности составляет более 30 тысяч кельвинов и обычно не превышает 50 тысяч кельвинов. Звёзды этого класса имеют голубой цвет: показатель цвета B−V для таких объектов составляет около −0,3m[1][2][3].
В спектрах звёзд класса O доминирует синее и ультрафиолетовое излучение. Кроме того, отличительной чертой их спектров являются линии поглощения многократно ионизованных элементов: к примеру, Si V и C III, N III и O III[комм. 1]. Сильны также линии He II — в частности, серия Пикеринга. Линии нейтрального гелия и водорода заметны, но слабы[4][5][6]. Довольно часто наблюдаются эмиссионные линии: в оптическом диапазоне они встречаются у 15 % звёзд этого класса и класса B[7]. У многих звёзд класса O в рентгеновском диапазоне наблюдаются эмиссионные линии очень сильно ионизованных элементов, например, Si XV[8].
Подклассы
В отличие от остальных спектральных классов, самый ранний[комм. 2] подкласс O — это O2, а не O0 (см. ниже[⇨]), самый поздний — O9.7[9]. У более поздних подклассов относительно более ранних увеличивается интенсивность линий нейтрального гелия и уменьшается — ионизованного: отношение их интенсивностей используется как один из основных критериев для определения, к какому подклассу принадлежит звезда. Чаще всего сравниваются линии He II λ4541 и He I λ4471[комм. 3], интенсивности которых становятся равными в подклассе O7, либо линии He II λ4200 и He I λ4026, которые сравниваются в интенсивности в подклассе O6. В звёздах класса O3 линии нейтрального гелия обнаружить уже не удаётся. Кроме того, для более точного определения подкласса могут сравниваться интенсивности линий других элементов, хотя эти критерии применимы в небольшом диапазоне подклассов: например, N IV и N III сравниваются для звёзд ранних подклассов, а Si IV и Si III сравнивают для более поздних[6].
Классы светимости
Светимости у звёзд класса O, относящихся к разным классам светимости, различаются не слишком сильно: например, абсолютная звёздная величина для звёзд главной последовательности класса O5 составляет −5,5m, а для сверхгигантов класса O5 ― −7,0m[10][11]. Классы светимости различаются в первую очередь спектральными характеристиками: например, для поздних подклассов O эффекты светимости проявляет интенсивность линий металлов. Эта характеристика увеличивается с ростом светимости звезды: для количественной оценки могут сравнивать линии Si IV и He I. Для ранних спектральных классов имеют место отрицательные эффекты светимости: глубина некоторых линий поглощения He II и N III уменьшается при переходе к более ярким классам светимости, а для наиболее ярких звёзд в этих линиях наблюдается не поглощение, а эмиссия (см. ниже[⇨])[12].
Дополнительные обозначения и особенности
Среди звёзд класса O особо выделяют подтипы Oe с эмиссионными линиями водорода и Oef с эмиссионными линиями ионизованного гелия. Также выделяют подтип Of, для которого наряду с поглощением в линиях гелия и азота характерна эмиссия в некоторых из них: это линия He II λ4686 и линии N III λλ4634, 4640, 4642[комм. 4]. Все звёзды более ранних подклассов, чем O5, являются Of-звёздами. Из-за того, что в каждой из этих длин волн сочетается эмиссия и поглощение, в сумме может наблюдаться как поглощение, так и эмиссия, причём последняя становится доминирующей у более ярких звёзд[1][13]:
- Если поглощение в линиях He II сильно, а в N III наблюдается слабая эмиссия, спектр относят к категории ((f)).
- Если эмиссия в N III более сильна, а поглощение в He II практически равно эмиссии — спектр относят к типу (f).
- Если во всех линиях эмиссия доминирует, спектр получает обозначение f.
- Если, помимо этого, наблюдается сильная эмиссия в линии N IV λ4058, спектр обозначают f*.
- Если эмиссия также наблюдается в линиях Si IV λλ4089, 4116, то спектр обозначается f+.
В некоторых случаях спектры звёзд проявляют как характеристики звёзд класса O, так и характеристики звёзд Вольфа — Райе. В таком случае спектральный класс записывается как два класса через слеш: O2If*/WN6. Такие звёзды в англоязычных источниках называются slash stars (букв. «слеш-звёзды»)[14].
Физические характеристики
![](http://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/thumb/e/ea/Carina_Nebula.jpg/300px-Carina_Nebula.jpg)
К этому классу принадлежат в основном самые массивные и яркие звёзды. Их масса составляет более 20 M⊙, а светимость ― от нескольких десятков тысяч солнечной и может доходить до миллионов[15]. Такие звёзды живут короткий срок: на главной последовательности звёзды такой массы и такого спектрального класса находятся около 3—6 миллионов лет, следовательно, звёзды класса O — очень молодые объекты, относящиеся к экстремальному населению I[16][1][17]. По этой причине такие звёзды являются индикаторами очень недавнего звездообразования в области, где наблюдаются, и встречаются, например, в OB-ассоциациях, где все звёзды сформировались из одного молекулярного облака[18][19].
Несмотря на то, что звёзды этого класса очень малочисленны — их лишь 0,00002% от общего числа звёзд Млечного Пути[20], — вследствие высокой яркости их доля среди наблюдаемых звёзд существенно больше. Например, в каталоге Генри Дрейпера, включающем в себя звёзды с видимой звёздной величиной до 8,5m, около 1% звёзд относятся к классу O[21][22]. Такие звёзды вместе со звёздами класса B вносят основной вклад в светимость (но не массу) галактик, где они встречаются, очерчивают структуру спиральных рукавов и играют основную роль в обогащении галактик некоторыми элементами, такими как кислород, когда взрываются как сверхновые. Благодаря интенсивному ультрафиолетовому излучению и сильному звёздному ветру звёзды класса O существенно влияют на собственное окружение: они ионизуют газ в эмиссионных туманностях, могут стимулировать, или, наоборот, останавливать звездообразование в своих окрестностях[1][17].
У большинства звёзд класса O наблюдается быстрое вращение. Три четверти звёзд класса O находятся в двойных системах, некоторые из которых являются тесными и звёзды в которых обмениваются веществом[1].
Похожие физические и спектральные характеристики имеют звёзды ранних подклассов B, поэтому они часто объединяются со звёздами класса O под общим названием «OB-звёзды». Эта общность, несмотря на название, не включает в себя поздние подклассы B: среди звёзд главной последовательности к ней принадлежат звёзды не позднее B2, но для более ярких классов светимости эта граница сдвинута к более поздним подклассам[17].
Исключение из этих закономерностей составляют субкарлики класса O. Эти звёзды — маломассивные звёзды на поздних стадиях эволюции, они могут принадлежать как к населению I, так и к населению II. Они существенно тусклее других звёзд класса O, но из-за высокой температуры также принадлежат к этому спектральному классу[23][24].
Спектральный класс | Абсолютная звёздная величина, m | Температура, 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 |
Примеры
К звёздам класса O относятся, например, Альфа Жирафа — сверхгигант класса O9Ia[26], а также Тета¹ Ориона C — звезда главной последовательности класса O7Vp[27]. Ближайшая к Земле звезда класса O — Дзета Змееносца, находящаяся на расстоянии примерно 370 световых лет[28], а ярчайшая при наблюдении с Земли — Альнитак с видимой звёздной величиной +1,77m[21].
Спектральный класс | Класс светимости | ||
---|---|---|---|
V | III | I | |
O2 | BI 253 | LH 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 | Лямбда Цефея |
O7 | HD 91824 | HD 93222 | Sanduleak 80 |
O8 | HD 48279 | Лямбда Ориона | HD 112244 |
O9 | 10 Ящерицы | Йота Ориона | HD 210809 |
История изучения
Спектральный класс O, как и другие классы, в близком к современному виде появился в работе Вильямины Флеминг к 1890 году. После этого в 1901 году Энни Кэннон доработала систему классификации, и класс O стал первым в последовательности[30].
Первоначально отличительным признаком звёзд класса O считалось наличие в их спектре линий He II — в спектрах звёзд класса B они уже не наблюдались. Однако в дальнейшем, благодаря использованию более совершенных приборов, были обнаружены слабые линии He II в спектрах звёзд самых ранних подклассов B[31]. Кроме того, в классе O ранее использовались подклассы только от O5 до O9: более ранние подклассы были добавлены позже. Например, самый ранний из современных подклассов, O2, был введён в 2002 году[32][33].
Примечания
Комментарии
- ↑ Римская цифра после обозначения элемента означает его степень ионизации. I — нейтральный атом, II — однократно ионизованный элемент, III — дважды ионизованный, и так далее.
- ↑ Более ранние и более поздние подклассы включают в себя звёзды, соответственно, более высокой и более низкой температуры. Чем больше число, обозначающее подкласс, тем он позднее.
- ↑ В подобной записи после λ идёт длина волны исследуемой линии в ангстремах.
- ↑ В подобной записи после λλ через запятые идут длины волн нескольких исследуемых линий в ангстремах.
Источники
- ↑ 1 2 3 4 5 Darling D. O star (неопр.). Internet Encyclopedia of Science. Дата обращения: 15 июня 2021. Архивировано 11 апреля 2021 года.
- ↑ Кононович, Мороз, 2004, с. 373.
- ↑ Gray, Corbally, 2009, p. 568.
- ↑ Karttunen et al., 2007, p. 209.
- ↑ Кононович, Мороз, 2004, с. 369—373.
- ↑ 1 2 Gray, Corbally, 2009, pp. 66—67.
- ↑ Karttunen et al., 2007, p. 214.
- ↑ Gray, Corbally, 2009, pp. 102—104.
- ↑ Gray, Corbally, 2009, pp. 67, 105.
- ↑ Russell H. N. "Giant" and "dwarf" stars (англ.) // The Observatory. — 1913. — 1 August (vol. 36). — P. 324—329. — ISSN 0029-7704. Архивировано 26 марта 2019 года.
- ↑ Gray, Corbally, 2009, p. 565.
- ↑ Gray, Corbally, 2009, pp. 70—75.
- ↑ Gray, Corbally, 2009, pp. 71—73.
- ↑ Gray, Corbally, 2009, pp. 74—75.
- ↑ Сурдин, 2015, с. 151.
- ↑ Darling D. Population I (неопр.). Internet Encyclopedia of Science. Дата обращения: 15 июня 2021. Архивировано 25 января 2021 года.
- ↑ 1 2 3 Gray, Corbally, 2009, p. 66.
- ↑ История звездообразования в близких галактиках. Звездные индикаторы (неопр.). Астронет. Дата обращения: 16 июня 2021. Архивировано 24 июня 2021 года.
- ↑ Darling D. OB stars (неопр.). Internet Encyclopedia of Science. Дата обращения: 16 июня 2021. Архивировано 28 июня 2021 года.
- ↑ Darling D. Numbers of stars (неопр.). Internet Encyclopedia of Science. Дата обращения: 15 июня 2021. Архивировано 9 июня 2021 года.
- ↑ 1 2 Zombeck M. V. Handbook of Space Astronomy and Astrophysics (неопр.) 45—49, 78. Cambridge University Press. Дата обращения: 15 июня 2021. Архивировано 29 декабря 2010 года.
- ↑ Karttunen et al., 2007, p. 216.
- ↑ Heber U. Hot Subluminous Stars (англ.) // Publications of the Astronomical Society of the Pacific. — 2016. — 12 July (vol. 128, iss. 966). — P. 1—4, 73—79. — ISSN 1538-3873 0004-6280, 1538-3873. — doi:10.1088/1538-3873/128/966/082001. Архивировано 16 февраля 2020 года.
- ↑ Napiwotzki, R. The origin of helium-rich Subdwarf O stars (неопр.). Institut für Astronomie und Astrophysik Tübingen. Дата обращения: 15 июня 2021. Архивировано 7 октября 2011 года.
- ↑ Gray, Corbally, 2009, с. 565—568.
- ↑ Alpha Camelopardalis (неопр.). SIMBAD. Дата обращения: 14 июня 2021. Архивировано 21 апреля 2021 года.
- ↑ Theta1 Orionis C (неопр.). SIMBAD. Дата обращения: 18 апреля 2021. Архивировано 18 апреля 2021 года.
- ↑ Nazé Y. 10 things we don’t know about massive stars (англ.). Astronomy.com (11 октября 2019). Дата обращения: 16 июня 2021. Архивировано 24 июня 2021 года.
- ↑ Gray, Corbally, 2009, с. 558—559.
- ↑ Gray, Corbally, 2009, pp. 4—6.
- ↑ Gray, Corbally, 2009, pp. 115—116.
- ↑ Gray, Corbally, 2009, p. 67.
- ↑ Walborn N. R., Howarth I. D., Lennon D. J., Massey P., Oey M. S. A New Spectral Classification System for the Earliest O Stars: Definition of Type O2 (англ.) // The Astronomical Journal. — Bristol: IOP Publishing, 2002. — 1 May (vol. 123). — P. 2754—2771. — ISSN 0004-6256. — doi:10.1086/339831. Архивировано 5 октября 2018 года.
Литература
- Кононович Э. В., Мороз В. И. Общий курс астрономии. — 2-е, исправленное. — М.: УРСС, 2004. — 544 с. — ISBN 5-354-00866-2.
- Сурдин В. Г. Астрономия: век XXI. — 3-е изд. — Фрязино: Век 2, 2015. — 608 с. — ISBN 978-5-85099-193-7.
- Gray R. O., Corbally C. J. Stellar spectral classification. — Princeton; Woodstock: Princeton University Press, 2009. — 592 p. — ISBN 978-0-691-12510-7.
- Karttunen H., Kroger P., Oja H., Poutanen M., Donner K. J. Fundamental Astronomy. — 5th Edition. — Berlin; Heidelberg; N. Y.: Springer, 2007. — 510 p. — ISBN 978-3-540-34143-7.