Википедия

Звезда спектрального класса M

Звёзды спектрального класса M имеют температуры поверхности от 2500 до 3800 K и красный цвет. Для их спектров характерно наличие полос поглощения молекулярных соединений, в частности, TiO, и линий поглощения нейтральных металлов. С физической точки зрения спектральный класс M является очень разнородным и включает в себя не только звёзды различных масс, но и некоторые коричневые карлики.

Спектр звезды класса M5V

Характеристики править

К спектральному классу M относятся звёзды с температурами 2500—3800 K. Цвет звёзд этого класса — красный, показатели цвета B−V составляют около 1,5m[1][2][3].

Спектры этих звёзд пересечены полосами поглощения молекулы TiO и других молекулярных соединений. Также наблюдается множество линий нейтральных металлов, из которых линия Ca I[комм. 1] наиболее сильна[4][5][6]. Полосы TiO усиливаются у поздних подклассов[комм. 2][7].

Подклассы править

Между подклассами M наиболее сильно меняется интенсивность полос TiO. Поскольку интенсивность этих линий зависит и от металличности звезды, могут сравниваться интенсивности различных полос TiO друг с другом: например, TiO λ4804[комм. 3], которая слабо меняется с температурой, и TiO λ4955, которая при понижении температуры усиливается довольно быстро. Другой критерий — отношение интенсивностей Ca I λ4226 к Fe I λ4383, возрастающее к поздним спектральным классам. В красных карликах подклассы можно различать по профилю линии поглощения MgH: к поздним подклассам он становится менее резким из-за усиления соседней полосы TiO. Полоса молекулы CaOH в области 5500—5560 Å также используется для определения подкласса: она становится видна у звёзд подкласса M3 и более поздних[8].

Классы светимости править

Абсолютные звёздные величины звёзд главной последовательности класса M2 составляют 10,6m, у гигантов того же класса ― −0,6…−1,7m, у сверхгигантов ― ярче −2,9m (см. ниже[⇨]). Различие в светимости между звёздами класса M больше, чем в каком-либо другом спектральном классе[9].

В классе M наиболее заметное различие между спектрами звёзд разных классов светимости — интенсивность линии Ca I, которая уменьшается при росте светимости. Такой же эффект наблюдается у полос MgH. Также могут использоваться линии K I λ7665 и λ7699, которые также более слабы в гигантах и сверхгигантах, но их интенсивность зависит от температуры, поэтому по этим линиям подкласс и класс светимости определяются итеративно[10].

Дополнительные обозначения и особенности править

Углеродные и циркониевые звёзды могут иметь температуры, близкие к таковым у звёзд класса M, и похожие спектральные характеристики, хотя и выделяются в отдельные спектральные классы C и S соответственно[11]. Разновидность звёзд класса M с эмиссионными линиями в спектре — Me-звёзды, среди них встречаются как гиганты и сверхгиганты, так и карлики[12].

Физические характеристики править

 
Изображение Бетельгейзе — звезды класса M

Спектральный класс M является очень разнородным с точки зрения физических параметров звёзд. Например, красные карлики — звёзды главной последовательности класса M, имеют массы менее 0,5 M⊙, светимости менее 0,08 L⊙ и из всех звёзд являются наиболее многочисленными[12][13]. Согласно теоретическим расчётам, самые маломассивные из них могут существовать порядка 10 триллионов лет, что на порядки превышает возраст Вселенной[14].

Достаточно молодые и массивные коричневые карлики также могут иметь температуру, достаточную, чтобы относиться к спектральному классу M, но не ранее подкласса M7[15]. В то же время, самые маломассивные звёзды достаточно большого возраста могут иметь более низкие температуры и принадлежать к спектральному классу L, к которому относятся коричневые карлики[16].

Красные гиганты и сверхгиганты этого класса более массивны и часто переменны: обычно они являются долгопериодическими переменными, например, миридами, и могут относиться как к населению I, так и к населению II[17]. Сверхгиганты класса M имеют самые большие размеры из всех звёзд[12].

Звёзды класса M составляют 73 % от общего числа звёзд Млечного Пути[18], но их доля среди наблюдаемых звёзд гораздо меньше, поскольку их большая часть — тусклые красные карлики[13]. Например, в каталоге Генри Дрейпера, включающем в себя звёзды с видимой звёздной величиной до 8,5m, около 3 % звёзд относятся к классу M[19][20].

Параметры звёзд спектрального класса M разных подклассов и классов светимости[21]
Спектральный класс Абсолютная звёздная величина, m Температура, K
V III I V III I
M0 9,2 −0,2…−1,3 −2,6…−7,3 3759 3845 3790
M1 9,7 −0,3…−1,5 −2,7…−7,3 3624 3750 3745
M2 10,6 −0,6…−1,7 −2,9…−7,0 3489 3655 3660
M3 11,6 −0,8…−1,9 3354 3560 3605
M4 12,9 −1,1…−2,2 3219 3460
M5 14,5 3084 3355 3450
M6 16,1 2949 3240
M7 2814 3100
M8 2679 2940
M9 2544 2755

Примеры править

К звёздам главной последовательности класса M можно отнести 40 Эридана C (M4.5V)[22], примером гиганта служит Бета Пегаса (M2.5II-III)[23], а сверхгиганта ― Бетельгейзе (M1-M2Ia-Iab)[24].

Ближайшая звезда к Земле после Солнца — Проксима Центавра, относится к классу M и находится на расстоянии 1,30 парсека (4,24 светового года)[25]. Ярчайшей звездой класса M для земных наблюдателей является Бетельгейзе: его видимая звёздная величина равна 0,50m[19].

Некоторые звёзды класса M, используемые как стандарты[26]
Спектральный класс Класс светимости
V III I
M0 Глизе 846[комм. 4] Мирах
M1
M2 Глизе 411 Хи Пегаса Мю Цефея
M3 Глизе 752 A
M4 Глизе 166 C[комм. 5] HR 3577 EV Киля[комм. 5]
M5
M6
M7 BK Девы
M8
M9 R Льва

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 M0.5.
  5. ↑ 1 2 Спектральный класс M4.5.

Источники править

  1. ↑ Stellar classification (англ.). Encyclopedia Britannica. Дата обращения: 23 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: 24 июля 2021. Архивировано 15 апреля 2021 года.
  5. ↑ Karttunen et al., 2007, p. 210.
  6. ↑ Кононович, Мороз, 2004, с. 369—373.
  7. ↑ Gray, Corbally, 2009, p. 294.
  8. ↑ Gray, Corbally, 2009, pp. 294—296.
  9. ↑ Gray, Corbally, 2009, pp. 293, 565—568.
  10. ↑ Gray, Corbally, 2009, pp. 296—301.
  11. ↑ Gray, Corbally, 2009, pp. 306—324.
  12. ↑ 1 2 3 Darling D. M star. Internet Encyclopedia of Science. Дата обращения: 24 июля 2021. Архивировано 10 апреля 2021 года.
  13. ↑ 1 2 Darling D. Red dwarf. Internet Encyclopedia of Science. Дата обращения: 23 июля 2021. Архивировано 26 мая 2021 года.
  14. ↑ Laughlin G., Bodenheimer P., Adams F. C. The End of the Main Sequence (англ.) // The Astrophysical Journal. — Bristol: IOP Publishing, 1997. — Vol. 482. — P. 420—432. — ISSN 0004-637X. — doi:10.1086/304125. Архивировано 5 октября 2018 года.
  15. ↑ Darling D. brown dwarf. Internet Encyclopedia of Science. Дата обращения: 25 июля 2021. Архивировано 28 апреля 2021 года.
  16. ↑ Gray, Corbally, 2009, pp. 341, 367—372.
  17. ↑ Gray, Corbally, 2009, pp. 293, 301—306.
  18. ↑ Darling D. Numbers of stars. Internet Encyclopedia of Science. Дата обращения: 23 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. ↑ Gray, Corbally, 2009, pp. 565—568.
  22. ↑ 40 Eridani C. SIMBAD. Дата обращения: 23 июля 2021. Архивировано 19 апреля 2021 года.
  23. ↑ Beta Pegasi. SIMBAD. Дата обращения: 23 июля 2021. Архивировано 21 апреля 2021 года.
  24. ↑ Betelgeuse. SIMBAD. Дата обращения: 23 июля 2021. Архивировано 20 апреля 2021 года.
  25. ↑ Darling D. Proxima Centauri. Internet Encyclopedia of Science. Дата обращения: 24 июля 2021. Архивировано 24 апреля 2021 года.
  26. ↑ Gray, Corbally, 2009, pp. 556—562.

Литература править

  • Кононович Э. В., Мороз В. И. Общий курс астрономии. — 2-е, исправленное. — М.: УРСС, 2004. — 544 с. — ISBN 5-354-00866-2.
  • 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.
Источник — https://ru.wikipedia.org/w/index.php?title=Звезда_спектрального_класса_M&oldid=130060602