Википедия

Звезда спектрального класса K

Звёзды спектрального класса K имеют температуры поверхности от 3800 до 5000 K и оранжевый цвет. В спектрах таких звёзд видны линии металлов, а линии водорода незаметны на фоне остальных линий. В поздних подклассах появляются линии оксида титана. С физической точки зрения класс K довольно разнороден.

Спектр звезды класса K5V

Характеристики править

К спектральному классу K относятся звёзды с температурами 3800—5000 K. Цвет звёзд этого класса — оранжевый, показатели цвета B−V составляют около 1,0m[1][2][3].

В спектрах таких звёзд хорошо видны линии металлов, в частности, Ca I[комм. 1], и других элементов, которые видны у звёзд класса G. Линии водорода очень слабы и практически незаметны на фоне многочисленных линий металлов. В поздних подклассах[комм. 2] появляются широкие полосы поглощения молекул, в первую очередь TiO[4][5][6]. Фиолетовая часть спектра уже довольно слаба[7].

Подклассы править

При переходе к более поздним подклассам линии металлов продолжают усиливаться, а линии водорода — ослабевать. Линии молекулы CH достигают максимума в подклассе K2. Как и в спектральном классе G, для определения подкласса могут использоваться линии Ca I, Fe I или Mg I сами по себе, либо отношение их интенсивностей к интенсивности линий водорода: например, Fe l λ4046[комм. 3] к бальмеровской линии Hδ. Для определения температуры и подкласса химически пекулярных звёзд могут сравнивать интенсивности линий Cr I с линиями Fe I, поскольку содержание хрома обычно связано с содержанием железа даже для звёзд с аномальным химическим составом[8].

Классы светимости править

Абсолютные звёздные величины звёзд главной последовательности класса K5 составляют 8,0m, у гигантов того же класса ― 0,1…−1,1m, у сверхгигантов ― ярче −2,5m (см. ниже[⇨])[9].

Звёзды класса K различных классов светимости различают спектроскопически практически теми же способами, что и звёзды класса G. С повышением светимости у звёзд класса K усиливаются линии Sr II и линии циана. Наиболее эффективное разделение классов светимости дают линии Y II не только из-за того, что они значительно усиливаются с ростом светимости, но и из-за того, что на соотношение интенсивностей Y II к Fe I практически не влияют аномалии химического состава звёзд. Также в спектрах ярких звёзд для линий H и K иона Ca II имеет место эффект Вилсона ― Баппа, при котором в центре линии поглощения наблюдается слабая эмиссия[10].

Дополнительные обозначения и особенности править

Гиганты класса K иногда оказываются химически пекулярными: в результате конвекции на поверхности может оказываться то вещество, которое звезда в прошлом выработала в недрах. Это может быть углерод или элементы, возникающие при s-процессе. Встречаются звёзды с аномально сильными, либо, наоборот, слабыми линиями циана; в последнем случае особо слабыми могут быть линии молекулы CH, что объясняется тем, что из углерода в первую очередь образуются молекулы CN, а не CH. Существует подкласс бариевых звёзд: в них особо сильны линии Ba II и часто усилены линии Sr II и CN, а также, в меньшей степени, Y II и CH. Такой набор элементов может указывать на то, что они попадают на поверхность в результате вычерпывания во время стадии асимптотической ветви гигантов. В то же время, встречаются и бариевые звёзды главной последовательности, для которых такой сценарий невозможен, но для них аномалии химического состава могут объясняться обменом веществом в двойной системе. Наконец, звёзды класса K могут принадлежать к экстремальному населению II (см. ниже[⇨]) и содержать очень малое количество тяжёлых элементов, из-за чего в спектре наблюдается очень малое число линий[11].

В любом случае для описания химической пекулярности используются индексы, дающие информацию о том, в содержании каких элементов наблюдаются аномалии, и числа, характеризующие величину аномалии. Например, индекс Ba 2+ и означает сильные линии бария, а индексы CH−2 и CH−3 ― слабые линии CH, причём во втором случае ― более слабые, чем в первом[11].

Физические характеристики править

 
Арктур ― звезда класса K

Спектральный класс K является достаточно разнородным с точки зрения физических параметров звёзд. Например, оранжевые карлики — звёзды главной последовательности класса K, имеют массы 0,5—0,8 M⊙, светимости в диапазоне приблизительно от 0,1 до 0,4 L⊙ и живут около 20 миллиардов лет или дольше[12]. Такие звёзды могут относиться как к населению I, так и к более старому и бедному металлами населению II, и, возможно, к гипотетическому населению III, который должен состоять из самых первых звёзд Вселенной[13]. Оранжевые карлики — одни из основных целей поиска внеземных цивилизаций в программах SETI[14].

Красные гиганты и сверхгиганты, относящиеся к классу K, также довольно разнородны. В класс гигантов класса K могут входить как звёзды, ещё не вышедшие на главную последовательность — например, звёзды типа T Тельца, так и звёзды различных масс на поздних стадиях эволюции[15]. Сверхгиганты класса K могут проявлять переменность как звёзды типа RV Тельца[16][17].

Звёзды класса K составляют 15,1 % от общего числа звёзд Млечного Пути[18]. Их доля среди наблюдаемых звёзд больше: например, в каталоге Генри Дрейпера, включающем в себя звёзды с видимой звёздной величиной до 8,5m, около 31 % звёзд относятся к классу K, что делает класс K самым многочисленным в этом каталоге[19][20].

Параметры звёзд спектрального класса K разных подклассов и классов светимости[9]
Спектральный класс Абсолютная звёздная величина, m Температура, K
V III I V III I
K0 5,9 0,7…−0,5 −2,0…−8,0 5280 4810 4500
K1 6,1 0,6…−0,6 −2,1…−8,0 5110 4585 4200
K2 6,3 0,6…−0,7 −2,1…−8,0 4940 4390 4100
K3 6,9 0,4…−0,8 −2,2…−8,0 4700 4225
K4 7,4 0,3…−1,0 −2,3…−8,0
K5 8,0 0,1…−1,1 −2,5…−8,0 4400 3955
K7 8,5 0,0…−1,2 −2,5…−7,7 4130 3840

Примеры править

Примером звезды главной последовательности класса K является Эпсилон Эридана (K2V)[21], к гигантам относятся Арктур (K1.5III)[22] и Этамин (K5III)[23], а к сверхгигантам ― Дзета Цефея (K1.5Ib)[24].

Ближайшая к Земле звезда класса K — Альфа Центавра B, удалённая на 1,34 парсека (4,37 световых года)[25]. Ярчайшей звездой класса K для земных наблюдателей является Арктур: его видимая звёздная величина равна −0,04m[19].

Некоторые звёзды класса K, используемые как стандарты[26]
Спектральный класс Класс светимости
V III I
K0 Сигма Дракона Поллукс
K1 HR 637 90 Геркулеса
K2 Эпсилон Эридана Хамаль
K3 HR 753 Ро Волопаса
K4 Глизе 570 A Каппа Компаса Кси Лебедя[комм. 4]
K5 61 Лебедя A Этамин
K6 Глизе 529
K7 61 Лебедя B Альфа Рыси

Примечания править

Комментарии править

  1. ↑ Римская цифра после обозначения элемента означает его степень ионизации. I — нейтральный атом, II — однократно ионизованный элемент, III — дважды ионизованный, и так далее.
  2. ↑ 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.
  3. ↑ В подобной записи после λ идёт длина волны исследуемой линии в ангстремах.
  4. ↑ Спектральный класс K4.5.

Источники править

  1. ↑ Stellar classification (англ.). Encyclopedia Britannica. Дата обращения: 14 июля 2021. Архивировано 3 мая 2021 года.
  2. ↑ Кононович, Мороз, 2004, с. 373.
  3. ↑ Gray, Corbally, 2009, pp. 567—569.
  4. ↑ Darling D. Spectral type. Internet Encyclopedia of Science. Дата обращения: 18 июля 2021. Архивировано 15 апреля 2021 года.
  5. ↑ Karttunen et al., 2007, p. 210.
  6. ↑ Gray, Corbally, 2009, p. 259.
  7. ↑ Кононович, Мороз, 2004, с. 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. ↑ Сурдин В. Г. Астрономия: век XXI. — 3-е изд. — Фрязино: Век 2, 2015. — С. 151. — 608 с. — ISBN 978-5-85099-193-7.
  13. ↑ Gray, Corbally, 2009, pp. 281—283.
  14. ↑ Darling D. K star. Internet Encyclopedia of Science. Дата обращения: 19 июля 2021. Архивировано 21 июля 2021 года.
  15. ↑ КРА́СНЫЕ ГИГА́НТЫ И СВЕРХГИГА́НТЫ : [арх. 18 мая 2021] / Юнгельсон Л. Р. // Конго — Крещение. — М. : Большая российская энциклопедия, 2010. — С. 644. — (Большая российская энциклопедия : [в 35 т.] / гл. ред. Ю. С. Осипов ; 2004—2017, т. 15). — ISBN 978-5-85270-346-0.
  16. ↑ Gray, Corbally, 2009, pp. 275—278, 283—289.
  17. ↑ Кононович, Мороз, 2004, p. 402.
  18. ↑ Darling D. Numbers of stars. Internet Encyclopedia of Science. Дата обращения: 18 июля 2021. Архивировано 9 июня 2021 года.
  19. ↑ 1 2 Zombeck M. V. Handbook of Space Astronomy and Astrophysics 45—51, 78. Cambridge University Press. Дата обращения: 16 июля 2021. Архивировано 29 декабря 2010 года.
  20. ↑ Karttunen et al., 2007, p. 216.
  21. ↑ Epsilon Eridani. SIMBAD. Дата обращения: 18 июля 2021. Архивировано 20 апреля 2021 года.
  22. ↑ Arcturus. SIMBAD. Дата обращения: 18 июля 2021. Архивировано 20 апреля 2021 года.
  23. ↑ Gamma Draconis. SIMBAD. Дата обращения: 18 июля 2021. Архивировано 20 апреля 2021 года.
  24. ↑ Zeta Cephei. SIMBAD. Дата обращения: 18 июля 2021. Архивировано 19 апреля 2021 года.
  25. ↑ Darling D. Alpha Centauri. Internet Encyclopedia of Science. Дата обращения: 16 июля 2021. Архивировано 28 января 2021 года.
  26. ↑ Gray, Corbally, 2009, pp. 556—562.

Литература править

Источник — https://ru.wikipedia.org/w/index.php?title=Звезда_спектрального_класса_K&oldid=130060601