Spektrityypin F tähtien pintalämpötila on 6000-7400 K ja väriltään kelta-valkoinen. Näiden tähtien spektrit sisältävät eri metallien, mukaan lukien kalsiumin, voimakkaita viivoja, jotka vahvistuvat myöhäisiä alaluokkia kohti, sekä vetyviivoja, jotka heikkenevät kohti myöhäisiä alaluokkia. Fysikaalisesta näkökulmasta katsottuna luokka F on melko heterogeeninen ja sisältää erilaisia I- ja II -populaatioiden tähtiä .
Spektrityyppi F sisältää tähdet, joiden lämpötila on 6000–7400 K. Tämän luokan tähtien väri on kelta-valkoinen, B−V-väriindeksit ovat noin 0,4 m [1] [2] [3] .
Näiden tähtien spektrit osoittavat ionisoituneiden ja neutraalien metallien viivoja, kuten Ca II, Fe I , Fe II, Cr II, Ti II [comm. 1] sekä vetylinjat [4] [5] [6] . Myöhemmissä alaluokissa [comm. 2] voidaan myös havaita molekyylien linjoja, esimerkiksi CH [7] .
Myöhemmillä alaluokilla metallien, erityisesti kalsiumin, absorptiospektri vahvistuu, kun taas vetyviivat heikkenevät. Alaluokka voidaan arvioida Ca II -ionin Fraunhofer K -linjasta, vaikka F3:a myöhemmissä luokissa se kasvaa merkityksettömästi lämpötilan alenemisen myötä, eikä alaluokkaa voida määrittää tarkasti. Useimmiten tähden lämpötila ja alaluokka arvioidaan vetyviivojen intensiteetistä, koska näiden viivojen intensiteetti ei riipu tähden kemiallisesta koostumuksesta tai sen kirkkausluokasta. Lisäksi myöhäisissä alaluokissa voidaan käyttää metalli- ja vetylinjojen intensiteettien suhdetta: esimerkiksi Fe l λ4046 [comm. 3] Balmer - linjalle Hδ tai Ca l λ4226 Hγ:lle. Toinen käytetty kriteeri on CH-molekyylin viivojen intensiteetti, jotka esiintyvät alaluokissa F3–F4 ja kasvavat myöhempiä kohti [8] .
F5-luokan pääsarjan tähtien absoluuttiset tähtien magnitudit ovat 3,4 m , saman luokan jättiläisillä - 0,7 m , superjättiläisillä - kirkkaampia kuin -4,4 m (katso alla ) [9] .
Spektroskooppiset menetelmät mahdollistavat valoisuusluokkien erottamisen eri metallien viivoista. Esimerkiksi erilaiset Fe II- ja Ti II -viivat ovat vahvempia kirkkaammissa valoisuusluokissa, mutta F8-alaluokassa ja myöhemmin nämä viivat melkein häviävät. Sr II -viivat päinvastoin ovat käytännössä näkymättömiä F2-alaluokassa ja sitä aikaisemmissa, mutta niiden avulla voidaan erottaa myöhäisten F-alaluokkien valoisuusluokat [10] .
Spektrin ultraviolettialueella valoisuusluokat eroavat paitsi joidenkin metallien viivojen intensiteetissä, myös energian jakautumisessa spektrissä kokonaisuudessaan, esimerkiksi aallonpituudella, jolla vuo muuttuu olla nolla. Infrapunassa Paschen - sarjan vetylinjat ja jotkut happilinjat lisääntyvät valoisuuden kasvaessa, mutta myöhemmissä alaluokissa nämä vaikutukset osoittautuvat vähemmän ilmeisiksi ja havaittavia valoisuusvaikutuksia jää pääasiassa Ca II -linjoille [11] .
Luokan F tähtien joukossa on kemiallisesti omituisia tähtiä , mutta niitä on paljon vähemmän kuin esimerkiksi luokassa A , ja F5:tä myöhemmissä alaluokissa sellaisia ei käytännössä ole. Tämä johtuu siitä, että F-luokan tähtien lämpötiloissa ulommat kerrokset muuttuvat jo konvektiivisiksi , joten kemiallisen koostumuksen pintapoikkeamat jakautuvat uudelleen kaikkialle ilmakehään eivätkä enää ole havaittavissa [7] .
Esimerkkejä kemiallisesti omituisten luokan F tähtien luokista ovat Rho Korma -tyypin tähdet ja Delta Delfini -tyypin tähdet , jotka itse asiassa ovat myöhäisten alaluokkien Am-tähtiä - monien metallien, mutta ei kalsiumin, linjat ovat spektrissään epätavallisen vahvoja [12] . Vastaavasti Fp-tähdet ovat Ap-tähtien jatke luokkaan F [13] .
Spektrityyppi F on melko heterogeeninen tähtien fysikaalisten parametrien suhteen. Esimerkiksi luokan F pääsarjan tähtien massa on 1,2–1,6 M ⊙ , luminositeetit noin 2–6 L ⊙ , ja ne elävät noin useita miljardeja vuosia [14] . Tällaiset tähdet voivat kuulua sekä populaatioon I että vanhempaan ja metalliköyhään populaatioon II : paksun kiekon ja galaktisten halopopulaatioiden pääsekvenssin käännepisteessä ei löydy aikaisempien luokkien tähtiä [7] . Ensimmäisessä tapauksessa ne voivat olla Delta Shield -muuttujia [15] , toisessa tapauksessa SX Phoenix -muuttujia [16] . Myöhäisten F-alaluokkien pääsarjan tähdet sisällytetään yleensä SETI:n maan ulkopuolisten sivilisaatioiden etsintään [13] .
Luokan F jättiläiset ja superjättiläiset voivat viitata myös molempiin tähtipopulaatioihin. Joten esimerkiksi jotkut vaakahaaran tähdet , erityisesti jotkin RR Lyrae -tyypin muuttujat , ovat jättiläisluokan F tähtiä, jotka liittyvät populaatioon II [17] .
Useimmat luokan F superjättiläiset ovat nuoria, massiivisia I-populaatiotähtiä, jotka ovat kehittyneet , mutta on olemassa II-luokan superjättiläisiä, kuten niiden korkea galaktinen leveysaste ja raskaiden alkuaineiden puute osoittavat. Jotkut niistä ovat esimerkiksi pienimassaisia tähtiä, jotka ovat jättäneet asymptoottisen jättiläishaaran . Luokan F superjättiläiset voivat myös osoittaa vaihtelua , kuten kefeidit [18] [19] .
Luokan F tähdet muodostavat 2,9 % Linnunradan tähtien kokonaismäärästä [20] , mutta suhteellisen suuren kirkkautensa vuoksi niiden osuus havaituista tähdistä on suurempi. Esimerkiksi Henry Draperin luettelossa , joka sisältää tähtiä, joiden näennäinen magnitudi on jopa 8,5 m , noin 19 % tähdistä kuuluu F-luokkaan [21] [22] .
| Spektriluokka | Absoluuttinen suuruus , m | Lämpötila, K | ||||
|---|---|---|---|---|---|---|
| V | III | minä | V | III | minä | |
| F0 | 2.6 | 0.6 | −4,7…−8,5 | 7250 | 7350 | 7200 |
| F1 | 2.8 | 0.6 | −4,7…−8,5 | 7120 | 7200 | 7050 |
| F2 | 3.0 | 0.6 | −4,6…−8,4 | 7000 | 7050 | 6960 |
| F3 | 3.1 | 0.6 | −4,6…−8,3 | 6750 | 6840 | 6770 |
| F4 | 3.3 | 0.7 | −4,6…−8,3 | |||
| F5 | 3.4 | 0.7 | −4.4…−8.2 | 6550 | 6630 | 6570 |
| F6 | 3.7 | 0.7 | −4.4…−8.1 | |||
| F7 | 3.8 | 0.6 | −4.4…−8.1 | 6250 | 6330 | 6280 |
| F8 | 4.0 | 0.6 | −4,3…−8,0 | 6170 | 6220 | 6180 |
| F9 | 4.2 | 0.6 | −4,2…−8,0 | 6010 | 6020 | 5980 |
Esimerkki F-luokan pääsarjatähdestä on Procyon (F5IV-V) [23] , jättiläinen on Ypsilon Pegasus (F8III) [24] , F-luokan superjättiläisiä ovat Arneb (F0Ia) [25] ja Wesen (F8Ia) [26 ]. ] .
Kaikista F-luokan tähdistä Procyon on lähimpänä Maata , 3,5 parsekin (11,4 valovuoden ) päässä. Se on myös kirkkain F-luokan tähti, jonka näennäinen magnitudi on 0,38 m . Kirkkaamman Canopuksen spektrityyppi on A9, vaikka se on joskus virheellisesti luokiteltu F0 [21] [27] [28] .
| Spektriluokka | Valoisuusluokka | ||
|---|---|---|---|
| V | III | minä | |
| F0 | HD23585 | Zeta Leo | Arneb |
| F2 | 78 Ursa Major | kahvila | Nu Orla |
| F3 | HR 1279 | ||
| F5 | HD 27524 | 60 Ursa Major | Mirfak |
| F6 | Pi³ Orion | HR 6577 | |
| F8 | HD 27808 | H.R. 8905 | Wesen |
| F9 | H.R.506 | ||
| Tähtien spektriluokitus | |
|---|---|
| Tärkeimmät spektrityypit | |
| Muita spektrityyppejä | |
| Valoisuusluokat | |