Звезда спектрального класса O

Спектр звезды класса O5V

Звёзды спектрального класса O характеризуются высокими температурами поверхности — более 30 тысяч кельвинов — и голубым цветом. В их спектрах присутствуют спектральные линии многократно ионизованных металлов и ионизованного гелия. Линии нейтральных гелия и водорода присутствуют, но слабы, также в спектрах часто встречаются эмиссионные линии. Класс O делится на подклассы от самого раннего O2 до самого позднего O9.7. При переходе к более поздним подклассам увеличивается интенсивность линий нейтрального гелия и уменьшается — ионизованного.

К классу O, как и к классу B, принадлежат в основном самые массивные и яркие, но короткоживущие звёзды. Несмотря на свою малочисленность, такие звёзды вносят значительный вклад в светимость галактик, где они присутствуют, очерчивают их спиральную структуру и играют важную роль в таких процессах, как, например, ионизация газа в эмиссионных туманностях.

Характеристики

К спектральному классу O относятся одни из наиболее горячих звёзд. Температура их поверхности составляет более 30 тысяч кельвинов и обычно не превышает 50 тысяч кельвинов. Звёзды этого класса имеют голубой цвет: показатель цвета B−V для таких объектов составляет около −0,3m[1][2][3].

В спектрах звёзд класса O доминирует синее и ультрафиолетовое излучение. Кроме того, отличительной чертой их спектров являются линии поглощения многократно ионизованных элементов: к примеру, Si V и C III, N III и O III[комм. 1]. Сильны также линии He II — в частности, серия Пикеринга. Линии нейтрального гелия и водорода заметны, но слабы[4][5][6]. Довольно часто наблюдаются эмиссионные линии: в оптическом диапазоне они встречаются у 15 % звёзд этого класса и класса B[7]. У многих звёзд класса O в рентгеновском диапазоне наблюдаются эмиссионные линии очень сильно ионизованных элементов, например, Si XV[8].

Подклассы

В отличие от остальных спектральных классов, самый ранний[комм. 2] подкласс O — это O2, а не O0 (см. ниже➤), самый поздний — O9.7[9]. У более поздних подклассов относительно более ранних увеличивается интенсивность линий нейтрального гелия и уменьшается — ионизованного: отношение их интенсивностей используется как один из основных критериев для определения, к какому подклассу принадлежит звезда. Чаще всего сравниваются линии He II λ4541 и He I λ4471[комм. 3], интенсивности которых становятся равными в подклассе O7, либо линии He II λ4200 и He I λ4026, которые сравниваются в интенсивности в подклассе O6. В звёздах класса O3 линии нейтрального гелия обнаружить уже не удаётся. Кроме того, для более точного определения подкласса могут сравниваться интенсивности линий других элементов, хотя эти критерии применимы в небольшом диапазоне подклассов: например, N IV и N III сравниваются для звёзд ранних подклассов, а Si IV и Si III сравнивают для более поздних[6].

Классы светимости

Светимости у звёзд класса O, относящихся к разным классам светимости, различаются не слишком сильно: например, абсолютная звёздная величина для звёзд главной последовательности класса O5 составляет −5,5m, а для сверхгигантов класса O5 ― −7,0m[10][11]. Классы светимости различаются в первую очередь спектральными характеристиками: например, для поздних подклассов O эффекты светимости проявляет интенсивность линий металлов. Эта характеристика увеличивается с ростом светимости звезды: для количественной оценки могут сравнивать линии Si IV и He I. Для ранних спектральных классов имеют место отрицательные эффекты светимости: глубина некоторых линий поглощения He II и N III уменьшается при переходе к более ярким классам светимости, а для наиболее ярких звёзд в этих линиях наблюдается не поглощение, а эмиссия (см. ниже➤)[12].

Дополнительные обозначения и особенности

Среди звёзд класса O особо выделяют подтипы Oe с эмиссионными линиями водорода и Oef с эмиссионными линиями ионизованного гелия. Также выделяют подтип Of, для которого наряду с поглощением в линиях гелия и азота характерна эмиссия в некоторых из них: это линия He II λ4686 и линии N III λλ4634, 4640, 4642[комм. 4]. Все звёзды более ранних подклассов, чем O5, являются Of-звёздами. Из-за того, что в каждой из этих длин волн сочетается эмиссия и поглощение, в сумме может наблюдаться как поглощение, так и эмиссия, причём последняя становится доминирующей у более ярких звёзд[1][13]:

  • Если поглощение в линиях He II сильно, а в N III наблюдается слабая эмиссия, спектр относят к категории ((f)).
  • Если эмиссия в N III более сильна, а поглощение в He II практически равно эмиссии — спектр относят к типу (f).
  • Если во всех линиях эмиссия доминирует, спектр получает обозначение f.
  • Если, помимо этого, наблюдается сильная эмиссия в линии N IV λ4058, спектр обозначают f*.
  • Если эмиссия также наблюдается в линиях Si IV λλ4089, 4116, то спектр обозначается f+.

В некоторых случаях спектры звёзд проявляют как характеристики звёзд класса O, так и характеристики звёзд Вольфа — Райе. В таком случае спектральный класс записывается как два класса через слеш: O2If*/WN6. Такие звёзды в англоязычных источниках называются slash stars (букв. «слеш-звёзды»)[14].

Физические характеристики

Звёзды класса O в Туманности Киля

К этому классу принадлежат в основном самые массивные и яркие звёзды. Их масса составляет более 20 M⊙, а светимость ― от нескольких десятков тысяч солнечной и может доходить до миллионов[15]. Такие звёзды живут короткий срок: на главной последовательности звёзды такой массы и такого спектрального класса находятся около 3—6 миллионов лет, следовательно, звёзды класса O — очень молодые объекты, относящиеся к экстремальному населению I[16][1][17]. По этой причине такие звёзды являются индикаторами очень недавнего звездообразования в области, где наблюдаются, и встречаются, например, в OB-ассоциациях, где все звёзды сформировались из одного молекулярного облака[18][19].

Несмотря на то, что звёзды этого класса очень малочисленны — их лишь 0,00002% от общего числа звёзд Млечного Пути[20], — вследствие высокой яркости их доля среди наблюдаемых звёзд существенно больше. Например, в каталоге Генри Дрейпера, включающем в себя звёзды с видимой звёздной величиной до 8,5m, около 1% звёзд относятся к классу O[21][22]. Такие звёзды вместе со звёздами класса B вносят основной вклад в светимость (но не массу) галактик, где они встречаются, очерчивают структуру спиральных рукавов и играют основную роль в обогащении галактик некоторыми элементами, такими как кислород, когда взрываются как сверхновые. Благодаря интенсивному ультрафиолетовому излучению и сильному звёздному ветру звёзды класса O существенно влияют на собственное окружение: они ионизуют газ в эмиссионных туманностях, могут стимулировать, или, наоборот, останавливать звездообразование в своих окрестностях[1][17].

У большинства звёзд класса O наблюдается быстрое вращение. Три четверти звёзд класса O находятся в двойных системах, некоторые из которых являются тесными и звёзды в которых обмениваются веществом[1].

Похожие физические и спектральные характеристики имеют звёзды ранних подклассов B, поэтому они часто объединяются со звёздами класса O под общим названием «OB-звёзды». Эта общность, несмотря на название, не включает в себя поздние подклассы B: среди звёзд главной последовательности к ней принадлежат звёзды не позднее B2, но для более ярких классов светимости эта граница сдвинута к более поздним подклассам[17].

Исключение из этих закономерностей составляют субкарлики класса O. Эти звёзды — маломассивные звёзды на поздних стадиях эволюции, они могут принадлежать как к населению I, так и к населению II. Они существенно тусклее других звёзд класса O, но из-за высокой температуры также принадлежат к этому спектральному классу[23][24].

Параметры звёзд спектрального класса O разных подклассов и классов светимости[25]
Спектральный класс Абсолютная звёздная величина, m Температура, K
V III I V III I
O2-3 −5,6 −6,0 −6,8 44850 42940 42230
O4 −5,5 −6,4 −7,0 42860 41490 40420
O5 −5,5 −6,4 −7,0 40860 39510 38610
O6 −5,3 −5,6 −6,3…−7,0 38870 36670 36800
O7 −4,8 −5,6 −6,3…−7,0 36870 34640 34990
O8 −4,4 −5,6 −6,2…−7,0 34880 32570 33180
O9 −4,3 −5,6 −6,2…−7,0 32880 30740 31370

Примеры

К звёздам класса O относятся, например, Альфа Жирафа — сверхгигант класса O9Ia[26], а также Тета¹ Ориона C — звезда главной последовательности класса O7Vp[27]. Ближайшая к Земле звезда класса O — Дзета Змееносца, находящаяся на расстоянии примерно 370 световых лет[28], а ярчайшая при наблюдении с Земли — Альнитак с видимой звёздной величиной +1,77m[21].

Некоторые звёзды класса O, используемые как стандарты[29]
Спектральный класс Класс светимости
V III I
O2 BI 253 LH 64-16 HD 93129A
O3 HD 64568 Cyg OB 2-7
O4 HD 46223 ST 2-22 HD 190429A
O5 HD 46150 HD 15558 HD 14947
O6 HD 101190 HD 93130 Лямбда Цефея
O7 HD 91824 HD 93222 Sanduleak 80
O8 HD 48279 Лямбда Ориона HD 112244
O9 10 Ящерицы Йота Ориона HD 210809

История изучения

Спектральный класс O, как и другие классы, в близком к современному виде появился в работе Вильямины Флеминг к 1890 году. После этого в 1901 году Энни Кэннон доработала систему классификации, и класс O стал первым в последовательности[30].

Первоначально отличительным признаком звёзд класса O считалось наличие в их спектре линий He II — в спектрах звёзд класса B они уже не наблюдались. Однако в дальнейшем, благодаря использованию более совершенных приборов, были обнаружены слабые линии He II в спектрах звёзд самых ранних подклассов B[31]. Кроме того, в классе O ранее использовались подклассы только от O5 до O9: более ранние подклассы были добавлены позже. Например, самый ранний из современных подклассов, O2, был введён в 2002 году[32][33].

Примечания

Комментарии

  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. ↑ В подобной записи после λλ через запятые идут длины волн нескольких исследуемых линий в ангстремах.

Источники

  1. ↑ 1 2 3 4 5 Darling D. O star. Internet Encyclopedia of Science. Дата обращения: 15 июня 2021. Архивировано 11 апреля 2021 года.
  2. ↑ Кононович, Мороз, 2004, с. 373.
  3. ↑ Gray, Corbally, 2009, p. 568.
  4. ↑ Karttunen et al., 2007, p. 209.
  5. ↑ Кононович, Мороз, 2004, с. 369—373.
  6. ↑ 1 2 Gray, Corbally, 2009, pp. 66—67.
  7. ↑ Karttunen et al., 2007, p. 214.
  8. ↑ Gray, Corbally, 2009, pp. 102—104.
  9. ↑ Gray, Corbally, 2009, pp. 67, 105.
  10. ↑ Russell H. N. "Giant" and "dwarf" stars (англ.) // The Observatory. — 1913. — 1 August (vol. 36). — P. 324—329. — ISSN 0029-7704. Архивировано 26 марта 2019 года.
  11. ↑ Gray, Corbally, 2009, p. 565.
  12. ↑ Gray, Corbally, 2009, pp. 70—75.
  13. ↑ Gray, Corbally, 2009, pp. 71—73.
  14. ↑ Gray, Corbally, 2009, pp. 74—75.
  15. ↑ Сурдин, 2015, с. 151.
  16. ↑ Darling D. Population I. Internet Encyclopedia of Science. Дата обращения: 15 июня 2021. Архивировано 25 января 2021 года.
  17. ↑ 1 2 3 Gray, Corbally, 2009, p. 66.
  18. ↑ История звездообразования в близких галактиках. Звездные индикаторы. Астронет. Дата обращения: 16 июня 2021. Архивировано 24 июня 2021 года.
  19. ↑ Darling D. OB stars. Internet Encyclopedia of Science. Дата обращения: 16 июня 2021. Архивировано 28 июня 2021 года.
  20. ↑ Darling D. Numbers of stars. Internet Encyclopedia of Science. Дата обращения: 15 июня 2021. Архивировано 9 июня 2021 года.
  21. ↑ 1 2 Zombeck M. V. Handbook of Space Astronomy and Astrophysics 45—49, 78. Cambridge University Press. Дата обращения: 15 июня 2021. Архивировано 29 декабря 2010 года.
  22. ↑ Karttunen et al., 2007, p. 216.
  23. ↑ Heber U. Hot Subluminous Stars (англ.) // Publications of the Astronomical Society of the Pacific. — 2016. — 12 July (vol. 128, iss. 966). — P. 1—4, 73—79. — ISSN 1538-3873 0004-6280, 1538-3873. — doi:10.1088/1538-3873/128/966/082001. Архивировано 16 февраля 2020 года.
  24. ↑ Napiwotzki, R. The origin of helium-rich Subdwarf O stars. Institut für Astronomie und Astrophysik Tübingen. Дата обращения: 15 июня 2021. Архивировано 7 октября 2011 года.
  25. ↑ Gray, Corbally, 2009, с. 565—568.
  26. ↑ Alpha Camelopardalis. SIMBAD. Дата обращения: 14 июня 2021. Архивировано 21 апреля 2021 года.
  27. ↑ Theta1 Orionis C. SIMBAD. Дата обращения: 18 апреля 2021. Архивировано 18 апреля 2021 года.
  28. ↑ Nazé Y. 10 things we don’t know about massive stars (англ.). Astronomy.com (11 октября 2019). Дата обращения: 16 июня 2021. Архивировано 24 июня 2021 года.
  29. ↑ Gray, Corbally, 2009, с. 558—559.
  30. ↑ Gray, Corbally, 2009, pp. 4—6.
  31. ↑ Gray, Corbally, 2009, pp. 115—116.
  32. ↑ Gray, Corbally, 2009, p. 67.
  33. ↑ Walborn N. R., Howarth I. D., Lennon D. J., Massey P., Oey M. S. A New Spectral Classification System for the Earliest O Stars: Definition of Type O2 (англ.) // The Astronomical Journal. — Bristol: IOP Publishing, 2002. — 1 May (vol. 123). — P. 2754—2771. — ISSN 0004-6256. — doi:10.1086/339831. Архивировано 5 октября 2018 года.

Литература

  • Кононович Э. В., Мороз В. И. Общий курс астрономии. — 2-е, исправленное. — М.: УРСС, 2004. — 544 с. — ISBN 5-354-00866-2.
  • Сурдин В. Г. Астрономия: век XXI. — 3-е изд. — Фрязино: Век 2, 2015. — 608 с. — ISBN 978-5-85099-193-7.
  • 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.