Spektriluokan A tähti

Spektriluokan A tähtien pintalämpötila on 7 400–10 000 K ja väriltään valkoinen. Vedyn viivat näkyvät selkeimmin näiden tähtien spektrissä , ja myös ionisoituneiden kalsiumin ja neutraalien metallien viivat kasvavat kohti myöhäisiä alaluokkia .

Luokan A tähdistä löytyy usein kemiallisesti omituisia tähtiä  - yli 30% kaikista tämän luokan tähdistä. Fysikaalisesta näkökulmasta katsottuna luokka A on melko heterogeeninen ja sisältää erilaisia ​​I- ja II -populaatioiden tähtiä .

Ominaisuudet

Spektriluokkaan A kuuluvat tähdet, joiden lämpötila on 7400–10000 K. Tämän luokan tähtien väri on valkoinen, B−V-väriindeksit ovat lähellä nollaa [1] [2] [3] .

Vetyviivat ovat erittäin vahvoja A-luokan tähtien spektrissä , erityisesti Balmer-sarjassa , mutta muuten näiden tähtien spektrit näyttävät lähes omituisilta. Muut linjat ovat paljon heikompia, ja vasta myöhemmissä alaluokissa Ca II -linjat vahvistuvat [comm. 1] ja jotkut neutraalit metallit. Neutraalin heliumin viivat puuttuvat kaikista alaluokista, paitsi aikaisinta - A0, jossa tämän elementin heikot viivat ovat näkyvissä [4] [5] [6] .

Alaluokat

Neutraalit vetyviivat saavuttavat maksimivoimakkuutensa alaluokassa A2 ja heikkenevät sitten. Neutraalien metallien linjat sekä Ca II:sta myöhäisiin luokkiin päinvastoin vahvistuvat. Joidenkin metallien ja varhaisten vedyn alaluokkien viivaintensiteetit riippuvat myös tähden kirkkaudesta, joten alaluokka määräytyy ensisijaisesti Ca II -ionin Fraunhofer K -linjan intensiteetistä . Myöhemmissä alaluokissa tähän käytetään vedyn Hδ tai Hε K-viivan ja Balmer-viivojen intensiteettien suhdetta , lisäksi Ca I-, Fe I- tai Mn I-viivoja, jotka eivät muutu valoisuuden mukana, vaan riippuvat Luokittelua voi kuitenkin monimutkaistaa kemiallinen erikoisuus , jota usein esiintyy A-luokan tähdissä (katso alla ) [7] .

Valoisuusluokat

Luokan A5 pääsarjan tähtien absoluuttiset tähtien magnitudit ovat 2,1 m , saman luokan jättiläisillä - 0,3 m , superjättiläisillä - kirkkaampia kuin -4,8 m (katso alla ) [8] .

Spektroskooppisesti eri valoisuusluokkien tähdet eroavat ennen kaikkea vetylinjojen leveydeltä: käytännössä voidaan tutkia Balmer-sarjaa tai Paschen-sarjaa . Tämä parametri on kuitenkin täysin sovellettavissa viimeistään alaluokissa A6: myöhemmissä alaluokissa viivanleveydet lakkaavat eroamasta himmeiden valoisuusluokkien välillä, esimerkiksi kääpiöiden ja alijättien välillä , ja sitten kaikkien alaluokkien välillä. Tapauksissa, joissa valoisuusluokkaa ei voida määrittää vetylinjoista, käytetään joitain Fe II- tai Ti II -linjoja. Nämä viivat muuttuvat voimakkaimmin valoisuuden kanssa F-spektriluokassa , kun taas myöhäisissä A-alaluokissa ne eivät ole niin herkkiä valolle, mikä vaikeuttaa luokittelua tälle alueelle [9] .

Varhaisten A-alaluokkien pääsarjan tähdet eroavat huomattavasti valoisuudeltaan ja viivanleveydeltä. Nolla-iän pääsarjan tähdillä on huomattavasti leveämmät viivat kuin muilla tähdillä. Lisäksi tähden viivanleveyteen ja kirkkauteen vaikuttaa pyöriminen, joka voi olla varsin nopeaa luokan A tähdillä.Tästä syystä alaluokissa B9-A3 käytetään kirkkausluokan V jakoa kahteen alaluokkaan: kirkkaampi Va ja himmeämpi Vb. Joskus käytetään välialaluokkaa Vab ja luokkaa Va + välillä V ja IV. Esimerkiksi nopean pyörimisen ansiosta Vegan valoisuus on 0,7 m suurempi kuin sen spektrityypille keskimäärin on odotettu, ja se kuuluu valoisuusluokkaan Va [10] .

Muut nimitykset ja ominaisuudet

Luokan A tähdistä löytyy usein kemiallisesti omituisia tähtiä  - yli 30 % kaikista tämän luokan tähdistä. Joten esimerkiksi tähtiä, joissa on vahvat viivat monista metalleista, kuten sinkki , strontium , zirkonium tai barium , kutsutaan Am-tähdiksi . Muodollinen kriteeri tähden suhteelle tähän luokkaan on, että metalliviivoista määritetty tähtiluokka on vähintään 5 alaluokkaa myöhempi kuin kalsiumlinjoista määritetty: esimerkiksi Am-tähdellä voi olla A5-alaluokka kalsiumlinjoista. , ja metallilinjat hänellä on samat kuin alaluokassa F2. Am-tähdet ilmestyvät siitä syystä, että metallit, joiden ylimäärä on havaittu näissä tähdissä, työntyvät voimakkaammin pintaan kevyen paineen vaikutuksesta ja tarvitaan alhainen tähtien pyörimisnopeus [11] [12] .

Ap-tähtien luokkaan kuuluu myös pinnalla metallirikastettuja tähtiä. Toisin kuin Am-tähdissä, Ap-tähdissä on kuitenkin liikaa yksittäisiä alkuaineita, eikä lähes kaikkia metalleja: esimerkiksi Ap-tähdillä voi olla vahvat Mn II-, Eu II-, Cr II-, Sr II -viivat. Spektrityyppien B tai F tähdillä voi myös olla runsaasti alkuaineita, mutta niitä kutsutaan usein Ap-tähdiksi. Tällaisten poikkeavuuksien esiintyminen kemiallisessa koostumuksessa liittyy tähtien magneettikenttiin [12] [13] .

Tähdet, kuten Lambda Bootes , päinvastoin ovat köyhiä raskaiden alkuaineiden suhteen, mutta kuuluvat populaatioon I  - erityisesti niiden hiili- , typpi- ja happipitoisuus on verrattavissa auringon pitoisuuteen. Syitä tällaisten tähtien ilmestymiseen ei tunneta [14] .

Tähtiä, joiden spektrissä emissioviivat havaitaan, kutsutaan Ae-tähdiksi . Päästölinjojen esiintyminen johtuu kuumentuneen aineen kuoresta tähden ympärillä, yleensä havaitaan vetypäästöjä. Tästä tyypistä erottuvat Herbig-tähdet (Ae/Be)  - nämä ovat tähdet pääsarjaan asti , jotka sijaitsevat sumussa, jossa ne muodostuivat [12] [15] [16] .

Fyysiset ominaisuudet

Spektriluokka A on melko heterogeeninen tähtien fysikaalisten parametrien suhteen. Esimerkiksi luokan A pääsarjan tähtien massat ovat 1,5–3 M ⊙ , valovoimat noin 7–80 L ⊙ , ja ne elävät enintään 2 miljardia vuotta [17] . Ne kuuluvat populaatioon I ja niiden joukossa on Delta Shield -tyyppisiä muuttujia [18] [19] . Massiivisemmista tähdistä voi tulla jättiläisiä ja A-luokan superjättiläisiä [12] [20] .

Vanhemmat, metalliköyhät II populaation tähdet ovat myös edustettuina spektriluokassa A. Ensinnäkin nämä ovat melko kuumia vaakasuuntaisia ​​haaratähtiä , joiden ytimissä tapahtuu heliumin palamista , mukaan lukien RR Lyrae -muuttujat . Ne kuuluvat jättiläis- ja alajättiläisten valoisuusluokkiin . Tähdet, jotka ovat laskeutuneet asymptoottisesta jättiläishaarasta ja muuttuneet planetaariseksi sumuksi , kuuluvat hetkellisesti A-luokkaan, superjättiläisten valoisuusluokkaan, vaikka ne ovatkin paljon pienempiä kuin populaation I superjättiläiset [21] .

Luokan A tähtiä on vähän - niitä on vain 0,6 % Linnunradan tähtien kokonaismäärästä [22] , mutta suuren kirkkautensa vuoksi niiden osuus havaittujen tähtien joukossa on paljon suurempi. Esimerkiksi Henry Draperin luettelossa , joka sisältää tähdet, joiden näennäinen tähtien magnitudi on jopa 8,5 m , noin 22 % tähdistä kuuluu luokkaan A [23] [24] .

Esimerkkejä

A-luokan pääsarjan tähtiä ovat esimerkiksi Vega (A0Va) [25] ja Denebola (A3Va) [26] . Esimerkki tämän luokan jättiläisestä on Tuban (A0III) [27] , superjättiläinen on Eta Lion (A0Ib) [28] . Sirius  on yötaivaan kirkkain tähti, jonka näennäinen magnitudi on −1,46 m , kuuluu luokkaan A. Sirius on myös Maata lähinnä oleva tämän luokan tähti: etäisyys siihen on 2,6 parsekkia (8,6 valovuotta ) [23] [29] .

Opiskeluhistoria

Spektriluokka A, kuten muutkin luokat, ilmestyi Williamina Flemingin teoksiin lähes nykyaikaisessa muodossa vuoteen 1890 mennessä. Se oli peräkkäin ensimmäinen luokka, jolla oli vahvimmat vetylinjat. Sen jälkeen vuonna 1901 Annie Cannon viimeisteli luokitusjärjestelmän asettamalla luokat tähtien lämpötilan laskuun, ja luokka A lakkasi olemasta ensimmäinen sarjassa [31] [32] [33] .

Aluksi luokka A määritettiin He I -linjojen puuttumisen perusteella tämän luokan tähtien spektristä, joita havaittiin luokan B tähdissä . Myöhemmin A0-alaluokan tähtien spektristä havaittiin kuitenkin kehittyneempien instrumenttien käytön vuoksi heikkoja He I -viivoja, joten tämä kriteeri lakkasi olemasta tarkka [34] .

Muistiinpanot

Kommentit

1. ↑ Roomalainen numero elementin perässä ilmaisee sen ionisaatioasteen. I on neutraali atomi, II on yksi-ionisoitu alkuaine, III on kaksinkertaisesti ionisoitunut ja niin edelleen.

Lähteet

1. ↑ Tähtiluokitus  . _ Encyclopedia Britannica . Haettu 9. heinäkuuta 2021. Arkistoitu alkuperäisestä 3. toukokuuta 2021.
2. ↑ Kononovich, Moroz, 2004 , s. 373.
3. ↑ Gray, Corbally, 2009 , s. 567-569.
4. ↑ Karttunen ym., 2007 , s. 210.
5. ↑ Kononovich, Moroz, 2004 , s. 369-373.
6. ↑ Gray, Corbally, 2009 , s. 160-162.
7. ↑ Gray, Corbally, 2009 , s. 160-168.
8. ↑ 1 2 Gray, Corbally, 2009 , s. 565-568.
9. ↑ Gray, Corbally, 2009 , s. 162-168, 173-176.
10. ↑ Gray, Corbally, 2009 , s. 162-168.
11. ↑ Gray, Corbally, 2009 , s. 160, 176-183.
12. ↑ 1 2 3 4 Rakas D. Tähti . Tieteen Internet Encyclopedia . Haettu 9. heinäkuuta 2021. Arkistoitu alkuperäisestä 19. heinäkuuta 2019. (määrätön)
13. ↑ Gray, Corbally, 2009 , s. 183-192.
14. ↑ Gray, Corbally, 2009 , s. 192-200.
15. ↑ Darling D. Herbig Ae/Be tähti . Tieteen Internet Encyclopedia . Haettu 9. heinäkuuta 2021. Arkistoitu alkuperäisestä 14. lokakuuta 2020. (määrätön)
16. ↑ Gray, Corbally, 2009 , s. 200-207.
17. ↑ Surdin, 2015 , s. 151.
18. ↑ Darling D. Populaatio I. Tieteen Internet Encyclopedia . Haettu 11. heinäkuuta 2021. Arkistoitu alkuperäisestä 25. tammikuuta 2021. (määrätön)
19. ↑ Darling D. Delta Scuti -tähti . Tieteen Internet Encyclopedia . Haettu 11. heinäkuuta 2021. Arkistoitu alkuperäisestä 14. heinäkuuta 2021. (määrätön)
20. ↑ Gray, Corbally, 2009 , s. 160, 207-212.
21. ↑ Gray, Corbally, 2009 , s. 207-213.
22. ↑ Rakas D. Tähtien lukumäärät . Tieteen Internet Encyclopedia . Haettu 11. heinäkuuta 2021. Arkistoitu alkuperäisestä 9. kesäkuuta 2021. (määrätön)
23. ↑ 1 2 Zombeck MV Handbook of Space Astronomy and Astrophysics 45-50, 78. Cambridge University Press . Haettu 11. heinäkuuta 2021. Arkistoitu alkuperäisestä 29. joulukuuta 2010. (määrätön)
24. ↑ Karttunen ym., 2007 , s. 216.
25. ↑ Vega . SIMBAD . Haettu 11. heinäkuuta 2021. Arkistoitu alkuperäisestä 21. huhtikuuta 2021. (määrätön)
26. ↑ Denebola . SIMBAD . Haettu 11. heinäkuuta 2021. Arkistoitu alkuperäisestä 22. joulukuuta 2015. (määrätön)
27. ↑ Thuban . SIMBAD . Haettu 11. heinäkuuta 2021. Arkistoitu alkuperäisestä 21. huhtikuuta 2021. (määrätön)
28. ↑ Eta Leonis . SIMBAD . Haettu 11. heinäkuuta 2021. Arkistoitu alkuperäisestä 21. huhtikuuta 2021. (määrätön)
29. ↑ Rakas D. Sirius . Tieteen Internet Encyclopedia . Haettu 13. heinäkuuta 2021. Arkistoitu alkuperäisestä 9. toukokuuta 2021. (määrätön)
30. ↑ Gray, Corbally, 2009 , s. 556-561.
31. ↑ Gray, Corbally, 2009 , s. 4-6.
32. ↑ Richmond M. Tähtien spektrien luokittelu . Rochester Institute of Technology. Haettu 11. heinäkuuta 2021. Arkistoitu alkuperäisestä 14. helmikuuta 2021. (määrätön)
33. ↑ Pickering EC 8 tuuman Bache-teleskoopilla kuvattu tähtispektrien Draperin luettelo osana Henry Draperin muistomerkkiä  // Annals of Harvard College Observatory. - Harvard: Harvard Collegen observatorio , 1890. - Voi. 27. - s. 1-6. Arkistoitu 2. toukokuuta 2019.
34. ↑ Gray, Corbally, 2009 , s. 160.

Kirjallisuus

• Kononovich E. V., Moroz V. I. Tähtitieteen yleinen kurssi. — 2., korjattu. — M .: URSS , 2004. — 544 s. — ISBN 5-354-00866-2 .
• Surdin VG Astronomy: XXI vuosisata. - 3. painos - Fryazino: Vek 2, 2015. - 608 s. — ISBN 978-5-85099-193-7 .
• Gray RO, Corbally CJ Tähtien spektriluokitus . - Princeton; Woodstock: Princeton University Press , 2009. - 592 s. - ISBN 978-0-691-12510-7 .
• Karttunen H., Kroger P., Oja H., Poutanen M., Donner KJ Fundamental Astronomy . – 5. painos. - Berliini; Heidelberg; N.Y .: Springer , 2007. - 510 s. — ISBN 978-3-540-34143-7 .

Sanakirjat ja tietosanakirjat	Britannica (verkossa)