Spektrityypin O tähti

Spektrityypin O tähdille on ominaista korkea pintalämpötila - yli 30 tuhatta kelviniä - ja sininen väri. Niiden spektrit sisältävät moninkertaisesti ionisoituneiden metallien ja ionisoidun heliumin spektriviivoja . Neutraaleja heliumin ja vedyn viivoja on läsnä, mutta heikkoja, ja spektristä löytyy usein myös emissioviivoja. Luokka O on jaettu alaluokkiin aikaisimmasta O2:sta uusimpaan O9.7. Myöhempiin alaluokkiin siirtyessä neutraalin heliumin linjojen intensiteetti kasvaa ja ionisoidun heliumin linjojen intensiteetti pienenee.

Luokkaan O, samoin kuin luokkaan B , kuuluvat pääasiassa massiivisimmat ja kirkkaimmat, mutta lyhytikäiset tähdet. Pienestä määrästään huolimatta tällaiset tähdet vaikuttavat merkittävästi niiden galaksien kirkkauteen, joissa niitä esiintyy, hahmottelevat niiden spiraalirakennetta ja niillä on tärkeä rooli prosesseissa, kuten esimerkiksi kaasun ionisaatiossa emissiosumuissa .

Ominaisuudet

Spektrityyppi O sisältää joitain kuumimmista tähdistä. Niiden pintalämpötila on yli 30 000 Kelviniä eikä yleensä ylitä 50 000 Kelviniä. Tämän luokan tähdet ovat sinisiä: tällaisten kohteiden B−V- väriindeksi on noin −0,3 m [1] [2] [3] .

O-luokan tähtien spektrejä hallitsevat sininen ja ultraviolettisäteily . Lisäksi niiden spektrien erottuva piirre ovat moninkertaisesti ionisoitujen alkuaineiden absorptioviivat: esimerkiksi Si V ja C III, N III ja O III [comm. 1] . He II - linjat ovat myös vahvoja , erityisesti Pickering - sarja . Neutraalin heliumin ja vedyn viivat ovat havaittavissa, mutta heikkoja [4] [5] [6] . Melko usein havaitaan emissioviivoja : optisella alueella niitä löytyy 15 prosentista tämän luokan ja luokan B tähdistä [7] . Monilla O-luokan tähdillä on erittäin voimakkaasti ionisoituneita elementtejä, kuten Si XV [8] , peräisin olevia röntgensäteilyviivoja .

Alaluokat

Toisin kuin muut spektriluokat, O:n varhaisin alaluokka on O2, ei O0 (katso alla ), viimeisin on O9.7 [9] . Myöhemmissä alaluokissa aiempiin verrattuna neutraalien heliumilinjojen intensiteetti kasvaa ja ionisoidun heliumin intensiteetti pienenee: niiden intensiteettien suhdetta käytetään yhtenä pääkriteerinä määritettäessä, mihin alaluokkaan tähti kuuluu. He II λ4541 ja He I λ4471 rivejä verrataan useimmiten [comm. 2] , joiden intensiteetit ovat yhtä suuret O7-alaluokassa, tai He II λ4200 ja He I λ4026 viivat, jotka ovat intensiteetiltä vertailukelpoisia O6-alaluokassa. Neutraaleja heliumviivoja ei voida enää havaita O3-tähdistä. Lisäksi muiden elementtien viivan intensiteettejä voidaan verrata alaluokan määrittämiseksi tarkemmin, vaikka nämä kriteerit ovat sovellettavissa pienessä alaluokissa: esimerkiksi N IV ja N III verrataan varhaisten alaluokkien tähdille ja Si IV ja N III. Si III:a verrataan myöhempiin [6] .

Valoisuusluokat

Eri luminositeettiluokkiin kuuluvien O-luokan tähtien valoisuudet eivät eroa liikaa: esimerkiksi O5-luokan pääsarjan tähtien absoluuttinen magnitudi on −5,5 m ja O5-luokan superjättiläisten se on −7,0 m [10] [11] . Valoisuusluokat eroavat ensisijaisesti spektriominaisuuksista: esimerkiksi myöhäisillä O-alaluokilla valoisuusvaikutukset ilmenevät metalliviivojen intensiteetillä. Tämä ominaisuus kasvaa tähden kirkkauden myötä: kvantitatiivista arviointia varten voidaan verrata Si IV- ja He I -viivoja. Varhaisten spektrityyppien kohdalla tapahtuu negatiivisia valoisuusvaikutuksia: joidenkin He II:n ja N III :n absorptioviivojen syvyys pienenee. kun siirrytään kirkkaampiin kirkkausluokkiin, ja näiden linjojen kirkkaimmille tähdille ei havaita absorptiota, vaan emissiota (katso alla ) [12] .

Muut nimitykset ja ominaisuudet

Luokan O tähdistä erottuvat erityisesti alatyypit Oe, joissa on vedyn emissioviivat ja Oef, joilla on ionisoidun heliumin päästöviivat . Erotetaan myös Of-alatyyppi, jolle on tunnusomaista helium- ja typpilinjojen absorption lisäksi emissio joissakin niistä: nämä ovat He II λ4686 -linja ja N III λλ4634, 4640, 4642 rivit [comm. 3] . Kaikki aikaisempien alaluokkien tähdet kuin O5 ovat tähtiä. Koska emissio ja absorptio yhdistetään kaikilla näillä aallonpituuksilla, sekä absorptio että emissio voidaan havaita yhteensä, ja jälkimmäinen tulee hallitsevaksi kirkkaammissa tähdissä [1] [13] :

• Jos He II -linjojen absorptio on voimakasta ja N III:ssa havaitaan heikko emissio, spektri sijoitetaan kategoriaan ((f)).
• Jos emissio N III:ssa on voimakkaampi ja absorptio He II:ssa on käytännössä yhtä suuri kuin emissio, spektri osoitetaan tyypille (f).
• Jos emissio hallitsee kaikilla viivoilla, spektri on merkitty f.
• Jos lisäksi havaitaan voimakas emissio viivalla N IV λ4058, spektri merkitään f*:lla.
• Jos emissio havaitaan myös Si IV λλ4089, 4116 -juovilla, niin spektri on merkitty f+.

Joissakin tapauksissa tähtien spektrit osoittavat sekä O-luokan tähtien ominaisuuksia että Wolf-Rayet-tähtien ominaisuuksia . Tässä tapauksessa spektrityyppi kirjoitetaan kahtena kauttaviivalla erotettuna luokkana: O2If*/WN6. Tällaisia ​​tähtiä kutsutaan englanninkielisissä lähteissä slash stars (lit. "slash stars") [14] .

Fyysiset ominaisuudet

Massiiviset ja kirkkaimmat tähdet kuuluvat tähän luokkaan. Niiden massa on yli 20 M ⊙ , ja niiden valoisuus on peräisin useista kymmenistä tuhansista aurinkokunnista ja voi nousta miljooniin [15] . Tällaiset tähdet elävät lyhyen aikaa: tällaisen massan ja spektrityypin tähdet ovat pääsarjassa noin 3–6 miljoonaa vuotta, joten luokan O tähdet ovat hyvin nuoria esineitä, jotka kuuluvat äärimmäiseen populaatioon I [16] [1 ] [17] . Tästä syystä tällaiset tähdet ovat osoittimia hyvin äskettäin tapahtuneesta tähtien muodostumisesta alueella, jossa niitä havaitaan, ja niitä esiintyy esimerkiksi OB-yhdistyksissä , joissa kaikki tähdet muodostuivat samasta molekyylipilvestä [18] [19] .

Huolimatta siitä, että tämän luokan tähtiä on hyvin vähän - ne ovat vain 0,00002% Linnunradan tähtien kokonaismäärästä [20] - niiden suuren kirkkauden vuoksi niiden osuus havaittujen tähtien joukossa on paljon suurempi. Esimerkiksi Henry Draperin luettelossa , joka sisältää tähdet, joiden näennäinen magnitudi on jopa 8,5 m , noin 1 % tähdistä kuuluu O-luokkaan [21] [22] . Tällaiset tähdet yhdessä luokan B tähtien kanssa ovat pääasiallisia tekijöitä niiden galaksien kirkkaudessa (mutta ei massassa) , joissa niitä esiintyy, hahmottelevat spiraalihaarojen rakennetta ja niillä on tärkeä rooli galaksien rikastamisessa tietyillä elementeillä, kuten hapena , kun ne räjähtävät supernovana . Voimakkaasta ultraviolettisäteilystä ja voimakkaasta tähtituulesta johtuen O-luokan tähdet vaikuttavat merkittävästi omaan ympäristöönsä: ne ionisoivat kaasua emissio-sumuissa ja voivat stimuloida tai päinvastoin pysäyttää tähtien muodostumisen lähistöllä [1] [17] .

Useimmat O-luokan tähdet pyörivät nopeasti. Kolme neljäsosaa O-luokan tähdistä on binäärisysteemeissä , joista osa on lähellä ja joissa tähdet vaihtavat ainetta [1] .

Varhaisilla B-alaluokan tähdillä on samanlaiset fyysiset ja spektriominaisuudet, joten ne ryhmitellään usein O-luokan tähtien kanssa yleisnimellä " OB-tähdet ". Tämä yhteisö ei nimestä huolimatta sisällä myöhäisiä B-alaluokkia: pääsarjan tähdistä siihen kuuluvat tähdet, jotka ovat vähintään B2, mutta kirkkaammissa kirkkausluokissa tämä raja on siirtynyt myöhempiin alaluokkiin [17] .

Poikkeuksena näihin säännönmukaisuuksiin ovat luokan O alikääpiöt . Nämä tähdet ovat pienimassaisia ​​tähtiä evoluution myöhäisessä vaiheessa , ne voivat kuulua sekä populaatioon I että II . Ne ovat paljon himmeämpiä kuin muut O-luokan tähdet, mutta korkean lämpötilansa vuoksi ne kuuluvat myös tähän spektrityyppiin [23] [24] .

Esimerkkejä

Luokan O tähtiä ovat esimerkiksi Alpha Giraffe , O9Ia-luokan superjättiläinen [ 26] , sekä Theta¹ Orion C , O7Vp -luokan pääsarjatähti [27] . Maata lähin O-luokan tähti on Zeta Ophiuchus , joka sijaitsee noin 370 valovuoden etäisyydellä [28] , ja kirkkain maasta tarkasteltuna on Alnitak , jonka näennäinen magnitudi on +1,77 m [21] .

Opiskeluhistoria

Spektriluokka O, kuten muutkin luokat, ilmestyi Williamina Flemingin teoksessa lähes nykyaikaisessa muodossa vuoteen 1890 mennessä. Sen jälkeen vuonna 1901 Annie Cannon viimeisteli luokitusjärjestelmän, ja luokasta O tuli sarjan ensimmäinen [30] .

Aluksi He II -linjojen esiintymistä niiden spektrissä pidettiin O-luokan tähtien erityispiirteenä ; niitä ei enää havaittu B-luokan tähtien spektrissä. Myöhemmin, kehittyneempien instrumenttien käytön vuoksi, varhaisimpien B-alaluokkien tähtien spektristä havaittiin kuitenkin heikkoja He II -viivoja [31] . Lisäksi luokka O käytti aiemmin vain alaluokkia O5 - O9: aiemmat alaluokat lisättiin myöhemmin. Esimerkiksi varhaisin moderni alaluokka, O2, otettiin käyttöön vuonna 2002 [32] [33] .

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.
2. ↑ Samanlaisessa merkinnässä λ:n jälkeen tulee tutkittavan viivan aallonpituus angströmeinä .
3. ↑ Samanlaisessa merkinnässä λλ:n jälkeen pilkuilla erotettuina ovat useiden tutkittujen juovien aallonpituudet angströmeissä .

Lähteet

1. ↑ 1 2 3 4 5 Rakas D. O tähti . Tieteen Internet Encyclopedia . Haettu 15. kesäkuuta 2021. Arkistoitu alkuperäisestä 11. huhtikuuta 2021. (määrätön)
2. ↑ Kononovich, Moroz, 2004 , s. 373.
3. ↑ Gray, Corbally, 2009 , s. 568.
4. ↑ Karttunen ym., 2007 , s. 209.
5. ↑ Kononovich, Moroz, 2004 , s. 369-373.
6. ↑ 1 2 Gray, Corbally, 2009 , s. 66-67.
7. ↑ Karttunen ym., 2007 , s. 214.
8. ↑ Gray, Corbally, 2009 , s. 102-104.
9. ↑ Gray, Corbally, 2009 , s. 67, 105.
10. ↑ Russell HN "Jättiläinen" ja "kääpiö" tähdet  //  Observatorio. - 1913. - 1. elokuuta (osa 36). - s. 324-329. — ISSN 0029-7704 . Arkistoitu alkuperäisestä 26. maaliskuuta 2019.
11. ↑ Gray, Corbally, 2009 , s. 565.
12. ↑ Gray, Corbally, 2009 , s. 70-75.
13. ↑ Gray, Corbally, 2009 , s. 71-73.
14. ↑ Gray, Corbally, 2009 , s. 74-75.
15. ↑ Surdin, 2015 , s. 151.
16. ↑ Darling D. Populaatio I. Tieteen Internet Encyclopedia . Haettu 15. kesäkuuta 2021. Arkistoitu alkuperäisestä 25. tammikuuta 2021. (määrätön)
17. ↑ 1 2 3 Gray, Corbally, 2009 , s. 66.
18. ↑ Tähtien muodostumisen historia läheisissä galakseissa . Tähti-indikaattorit . Astronetti . Haettu 16. kesäkuuta 2021. Arkistoitu alkuperäisestä 24. kesäkuuta 2021. (määrätön)
19. ↑ Darling D. OB tähdet . Tieteen Internet Encyclopedia . Haettu 16. kesäkuuta 2021. Arkistoitu alkuperäisestä 28. kesäkuuta 2021. (määrätön)
20. ↑ Rakas D. Tähtien lukumäärät . Tieteen Internet Encyclopedia . Haettu 15. kesäkuuta 2021. Arkistoitu alkuperäisestä 9. kesäkuuta 2021. (määrätön)
21. ↑ 1 2 Zombeck MV Handbook of Space Astronomy and Astrophysics 45-49, 78. Cambridge University Press . Haettu 15. kesäkuuta 2021. Arkistoitu alkuperäisestä 29. joulukuuta 2010. (määrätön)
22. ↑ Karttunen ym., 2007 , s. 216.
23. ↑ Heber U. Hot Subluminous Stars  //  Tyynenmeren tähtitieteellisen seuran julkaisut. - 2016. - 12. heinäkuuta ( nide 128 , painos 966 ). - s. 1-4, 73-79 . — ISSN 1538-3873 0004-6280, 1538-3873 . - doi : 10.1088/1538-3873/128/966/082001 . Arkistoitu alkuperäisestä 16. helmikuuta 2020.
24. ↑ Napiwotzki, R. Heliumpitoisten O-kääpiötähtien alkuperä . Institut für Astronomie und Astrophysik Tübingen . Haettu 15. kesäkuuta 2021. Arkistoitu alkuperäisestä 7. lokakuuta 2011. (määrätön)
25. ↑ Gray, Corbally, 2009 , s. 565-568.
26. ↑ Alpha camelopardalis . SIMBAD . Haettu 14. kesäkuuta 2021. Arkistoitu alkuperäisestä 21. huhtikuuta 2021. (määrätön)
27. ↑ Theta1 Orionis C. SIMBAD . Haettu 18. huhtikuuta 2021. Arkistoitu alkuperäisestä 18. huhtikuuta 2021. (määrätön)
28. ↑ Nazé Y. 10 asiaa, joita emme tiedä massiivisista  tähdistä . Astronomy.com (11. lokakuuta 2019). Haettu 16. kesäkuuta 2021. Arkistoitu alkuperäisestä 24. kesäkuuta 2021.
29. ↑ Gray, Corbally, 2009 , s. 558-559.
30. ↑ Gray, Corbally, 2009 , s. 4-6.
31. ↑ Gray, Corbally, 2009 , s. 115-116.
32. ↑ Gray, Corbally, 2009 , s. 67.
33. ↑ Walborn NR, Howarth ID, Lennon DJ, Massey P., Oey MS Uusi spektriluokitusjärjestelmä varhaisimmille O-tähdille: O2-tyypin määritelmä  //  The Astronomical Journal . - Bristol: IOP Publishing , 2002. - 1. toukokuuta (osa 123). - P. 2754-2771. — ISSN 0004-6256 . - doi : 10.1086/339831 . Arkistoitu alkuperäisestä 5. lokakuuta 2018.

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 .