Hvězdy spektrální třídy A mají povrchové teploty mezi 7 400 a 10 000 K a jsou bílé barvy. Čáry vodíku jsou nejvýraznější ve spektrech těchto hvězd a čáry ionizovaného vápníku a neutrálních kovů také rostou směrem k pozdním podtřídám .
Mezi hvězdami třídy A se často vyskytují chemicky zvláštní hvězdy – více než 30 % všech hvězd této třídy. Z fyzikálního hlediska je třída A značně heterogenní a zahrnuje různé hvězdy populace I a populace II .
Spektrální třída A zahrnuje hvězdy s teplotami 7400–10000 K. Barva hvězd této třídy je bílá, barevné indexy B−V se blíží nule [1] [2] [3] .
Vodíkové čáry jsou velmi silné ve spektrech hvězd třídy A , zejména v Balmerově sérii , ale jinak vypadají spektra těchto hvězd téměř nevýrazně. Ostatní linie jsou mnohem slabší a pouze v pozdějších podtřídách se linie Ca II stávají silnějšími [comm. 1] a některé neutrální kovy. Čáry neutrálního helia chybí ve všech podtřídách, kromě nejranější - A0, ve které jsou patrné slabé čáry tohoto prvku [4] [5] [6] .
Čáry neutrálního vodíku dosahují své maximální intenzity v podtřídě A2 a poté slábnou. Linie neutrálních kovů, stejně jako Ca II až pozdní třídy, jsou naopak zesíleny. Intenzity čar některých kovů a v raných podtřídách vodíku také závisí na svítivosti hvězdy, takže podtřída je určena především z intenzity Fraunhoferovy čáry K iontu Ca II. V pozdějších podtřídách se k tomu používá poměr intenzit čáry K a Balmerových čar vodíku Hδ nebo Hε, navíc čáry Ca I, Fe I nebo Mn I, které se nemění se svítivostí, ale závisí na Klasifikace však může být komplikována chemickou zvláštností , která se často vyskytuje u hvězd třídy A (viz níže ) [7] .
Absolutní hvězdná magnituda hvězd hlavní posloupnosti třídy A5 je 2,1 m , pro obry stejné třídy - 0,3 m , pro veleobry - jasnější než -4,8 m (viz níže ) [8] .
Spektroskopicky se hvězdy různých tříd svítivosti liší především šířkou vodíkových čar: v praxi lze studovat Balmerovu řadu nebo Paschenovu řadu . Tento parametr je však plně použitelný v ne pozdějších podtřídách než A6: pro pozdější podtřídy se šířky čar přestávají lišit mezi slabými třídami jasu, například mezi trpaslíky a podobry , a pak mezi všemi podtřídami. V případech, kdy není možné určit třídu svítivosti z vodíkových čar, se používají některé čáry Fe II nebo Ti II. Tyto čáry se nejsilněji mění se svítivostí ve spektrální třídě F , zatímco v pozdních podtřídách A nejsou tak citlivé na svítivost, což komplikuje klasifikaci v tomto rozsahu [9] .
Hvězdy hlavní posloupnosti raných podtříd A se výrazně liší ve svítivosti a šířce čáry. Hvězdy na hlavní posloupnosti nulového věku mají znatelně širší linie než ostatní hvězdy. Šířku čáry a jasnost hvězdy navíc ovlivňuje rotace, která může být poměrně rychlá u hvězd třídy A. Z těchto důvodů se pro podtřídy B9 až A3 používá rozdělení třídy svítivosti V na dvě podtřídy: jasnější. Va a slabší Vb. Někdy se používá mezitřída Vab a třída Va + mezi V a IV. Například díky rychlé rotaci má Vega svítivost o 0,7 m větší, než se očekává v průměru pro její spektrální typ, a patří do třídy svítivosti Va [10] .
Mezi hvězdami třídy A se často nacházejí chemicky zvláštní hvězdy – více než 30 % všech hvězd této třídy. Takže například hvězdy se silnými liniemi mnoha kovů, jako je zinek , stroncium , zirkonium nebo baryum , se nazývají hvězdy Am . Formálním kritériem pro vztah hvězdy k této třídě je, že třída hvězdy určená z kovových čar je alespoň o 5 podtříd pozdější než třída určená z vápníkových čar: například hvězda Am může mít podtřídu A5 z vápníkových čar. , a kovové linky má stejné jako v podtřídě F2. Am-hvězdy se objevují díky tomu, že kovy, jejichž přebytek je u těchto hvězd pozorován, jsou silněji tlačeny k povrchu lehkým tlakem a je vyžadována nízká rychlost rotace hvězd [11] [12] .
Třída hvězd Ap také obsahuje hvězdy obohacené o kovy na povrchu. Na rozdíl od Am hvězd však mají Ap hvězdy přebytek jednotlivých prvků, a ne téměř všechny kovy: například Ap hvězdy mohou mít silné linie Mn II, Eu II, Cr II, Sr II. Hvězdy spektrálních typů B nebo F mohou také vykazovat silné množství prvků, ale často jsou označovány jako hvězdy Ap. Vznik takových anomálií v chemickém složení souvisí s magnetickými poli hvězd [12] [13] .
Hvězdy jako Lambda Bootes jsou naopak chudé na těžké prvky, ale patří do populace I - zejména obsah uhlíku , dusíku a kyslíku je srovnatelný se sluncem. Důvody pro výskyt takových hvězd nejsou známy [14] .
Hvězdy, v jejichž spektrech jsou pozorovány emisní čáry, se nazývají hvězdy Ae . Přítomnost emisních čar je způsobena obalem zahřáté hmoty kolem hvězdy, obvykle je pozorována emise vodíku. V rámci tohoto typu vynikají Herbigovy hvězdy (Ae/Be) - jsou to hvězdy do hlavní posloupnosti , umístěné v mlhovině, ve které vznikly [12] [15] [16] .
Spektrální třída A je z hlediska fyzikálních parametrů hvězd značně heterogenní. Například hvězdy hlavní posloupnosti třídy A mají hmotnosti 1,5–3 M ⊙ , svítivost v rozmezí přibližně 7–80 L ⊙ a nežijí déle než 2 miliardy let [17] . Patří do populace I a jsou mezi nimi proměnné typu Delta Shield [18] [19] . Hmotnější hvězdy se mohou stát obry a supergianty třídy A [12] [20] .
Starší hvězdy populace II chudé na kovy jsou také zastoupeny ve spektrální třídě A. Především se jedná o spíše horké hvězdy s horizontálními větvemi , v jejichž jádrech dochází ke spalování helia , včetně proměnných RR Lyrae . Spadají do tříd obří a podobří svítivosti . Hvězdy, které sestoupily z asymptotické obří větve a proměnily se v planetární mlhoviny , jsou krátce ve třídě A, ve třídě svítivosti veleobrů, ačkoli jsou mnohem méně hmotné než supergianti populace I [21] .
Hvězd třídy A je početně málo – tvoří pouze 0,6 % z celkového počtu hvězd v Mléčné dráze [22] , ale vzhledem k jejich vysoké jasnosti je jejich podíl mezi pozorovanými hvězdami mnohem větší. Například v katalogu Henryho Drapera , který zahrnuje hvězdy se zdánlivou hvězdnou velikostí až 8,5 m , asi 22 % hvězd patří do třídy A [23] [24] .
Spektrální třída | Absolutní velikost , m | Teplota, K | ||||
---|---|---|---|---|---|---|
PROTI | III | já | PROTI | III | já | |
A0 | 1.4 | −0,8 | −5,2…−7,1 | 9800 | 10 000 | 9900 |
A1 | 1.6 | −0,4 | −5,1…−7,3 | 9500 | 9500 | |
A2 | 1.9 | −0,2 | −5,0…−7,5 | 8900 | 9000 | 9000 |
A3 | 2,0 | 0,0 | −4,8…−7,6 | 8520 | 8500 | 8400 |
A5 | 2.1 | 0,3 | −4,8…−7,7 | 8150 | 8000 | 8100 |
A7 | 2.3 | 0,5 | −4,8…−8,0 | 7830 | 7750 | 7800 |
A9 | 2.5 | 0,6 | −4,8…−8,3 | 7380 | 7450 |
Mezi hvězdy hlavní sekvence třídy A patří například Vega (A0Va) [25] a Denebola (A3Va) [26] . Příkladem obra této třídy je Tuban (A0III) [27] , veleobrem Eta Lion (A0Ib) [28] . Sirius je nejjasnější hvězda na noční obloze se zdánlivou velikostí −1,46 m , patří do třídy A. Sirius je také nejbližší hvězdou této třídy k Zemi: vzdálenost k ní je 2,6 parseků (8,6 světelných let ) [23] [29] .
Spektrální třída | Třída svítivosti | ||
---|---|---|---|
PROTI | III | já | |
A0 | Vega | Tuban | Tento lev |
A1 | 48 Kita | HR 2925 | |
A2 | H.R. 4023 | H.R. 2751 | Deneb |
A3 | Fomalhaut | HR 3514 | |
A5 | HD 23194 | ||
A7 | 2 Jižní Hydra | Theta² Býk | |
A9 | 44 Kita | Gamma Herkules |
Spektrální třída A, stejně jako ostatní třídy, se objevila v díle Williaminy Flemingové v blízké moderní podobě od roku 1890. Byla první v pořadí jako třída s nejsilnějšími vodíkovými čarami. Poté, v roce 1901, Annie Cannon dokončila klasifikační systém, umístila třídy v pořadí podle klesající teploty hvězd a třída A přestala být první v pořadí [31] [32] [33] .
Zpočátku byla třída A určena nepřítomností čar He I ve spektrech hvězd této třídy, které byly pozorovány u hvězd třídy B . Později však byly díky použití pokročilejších přístrojů ve spektrech hvězd podtřídy A0 detekovány slabé linie He I, takže toto kritérium přestalo být přesné [34] .
Slovníky a encyklopedie |
---|
Spektrální klasifikace hvězd | |
---|---|
Hlavní spektrální typy | |
Další spektrální typy | |
Třídy svítivosti |