Hvězda spektrální třídy K

Hvězdy spektrálního typu K mají povrchové teploty mezi 3800 a 5000 K a jsou oranžové barvy. Ve spektrech takových hvězd jsou viditelné kovové čáry, zatímco vodíkové čáry jsou na pozadí jiných čar neviditelné. Čáry oxidu titanu se objevují v pozdějších podtřídách . Z fyzikálního hlediska je třída K spíše heterogenní.

Charakteristika

Spektrální typ K zahrnuje hvězdy s teplotami 3800–5000 K. Barva hvězd této třídy je oranžová, barevné indexy B−V jsou asi 1,0 m [1] [2] [3] .

Ve spektrech takových hvězd jsou jasně viditelné kovové čáry, zejména Ca I [comm. 1] a další prvky, které jsou viditelné u hvězd třídy G. Vodíkové čáry jsou velmi slabé a prakticky neviditelné na pozadí četných kovových čar. V pozdějších podtřídách [comm. 2] se objevují široké absorpční pásy molekul, především TiO [4] [5] [6] . Fialová část spektra je již dost slabá [7] .

Podtřídy

Při přechodu do pozdějších podtříd se kovové čáry dále zvětšují, zatímco vodíkové čáry stále slábnou. Linie molekuly CH dosahují maxima v podtřídě K2. Stejně jako ve spektrální třídě G mohou být samotné čáry Ca I, Fe I nebo Mg I použity k určení podtřídy nebo poměru jejich intenzit k intenzitám čar vodíku: například Fe l λ4046 [comm. 3] k Balmerově linii Hδ. Pro určení teploty a podtřídy chemicky pekuliárních hvězd lze intenzity čar Cr I porovnat s čarami Fe I, protože množství chrómu obvykle souvisí s množstvím železa, a to i u hvězd s anomálním chemickým složením [8] .

Třídy svítivosti

Absolutní hvězdná velikost hvězd hlavní posloupnosti třídy K5 je 8,0 m , pro obry stejné třídy jsou 0,1…−1,1 m , pro veleobry jsou jasnější než −2,5 m (viz níže ) [9] .

Hvězdy třídy K různých tříd svítivosti se spektroskopicky rozlišují téměř stejně jako hvězdy třídy G. S rostoucí svítivostí se zvětšují čáry Sr II a azurové hvězdy třídy K. Nejúčinnější oddělení tříd svítivosti poskytují čáry Y II nejen díky tomu, že se s rostoucí svítivostí výrazně zvyšují, ale také tím, že poměr intenzit Y II k Fe I prakticky není ovlivněn anomálie v chemickém složení hvězd. Také ve spektrech jasných hvězd pro čáry H a K iontu Ca II probíhá Wilsonův-Buppův jev , při kterém je pozorována slabá emise ve středu absorpční čáry [10] .

Další označení a vlastnosti

Obři třídy K se někdy ukáží jako chemicky zvláštní : v důsledku konvekce se na povrchu může objevit látka, kterou hvězda v minulosti produkovala v hlubinách. Může to být uhlík nebo prvky vznikající z s-procesu . Existují hvězdy s anomálně silnými nebo naopak slabými kyanidovými liniemi; v druhém případě mohou být linie molekuly CH zvláště slabé, což se vysvětluje tím, že molekuly CN jsou tvořeny především z uhlíku, a nikoli molekuly CH. Existuje podtřída baryových hvězd : linie Ba II jsou v nich obzvláště silné a linie Sr II a CN jsou často zesíleny, stejně jako v menší míře Y II a CH. Taková množina prvků může naznačovat, že jsou vyneseny na povrch vykopáním během asymptotického stádia obrovské větve . Zároveň se setkávají i s hvězdami hlavní posloupnosti barya , pro které je takový scénář nemožný, ale u nich lze anomálie v chemickém složení vysvětlit výměnou hmoty ve dvojhvězdném systému . Konečně hvězdy třídy K mohou patřit do extrémní populace II (viz níže ) a obsahovat velmi malé množství těžkých prvků, díky čemuž je ve spektru pozorováno velmi malé množství čar [11] .

V každém případě se k popisu chemické zvláštnosti používají indexy, které poskytují informace o obsahu anomálií prvků, které jsou pozorovány, a čísla charakterizující velikost anomálie. Například index Ba 2+ a znamená silné čáry barya a indexy CH−2 a CH−3 znamenají slabé čáry CH a ve druhém případě jsou slabší než v prvním [11] .

Fyzikální vlastnosti

Spektrální třída K je z hlediska fyzikálních parametrů hvězd značně heterogenní. Například oranžoví trpaslíci  jsou hvězdy hlavní posloupnosti třídy K, mají hmotnosti 0,5–0,8 M ⊙ , svítivost v rozmezí přibližně 0,1 až 0,4 L ⊙ a žijí asi 20 miliard let nebo déle [12] . Takové hvězdy mohou patřit jak k populaci I, tak k starší a na kovy chudé populaci II a případně k hypotetické populaci III , která by se měla skládat z úplně prvních hvězd Vesmíru [13] . Oranžoví trpaslíci jsou jedním z hlavních cílů pátrání po mimozemských civilizacích v programech SETI [14] .

Rudí obři a supergianti třídy K jsou také značně heterogenní. Třída obrů třídy K může zahrnovat jak hvězdy, které ještě nevstoupily do hlavní posloupnosti  , například hvězdy T Tauri , tak hvězdy různých hmotností v pozdních fázích evoluce [15] . Supergianti třídy K mohou vykazovat variabilitu jako hvězdy RV Tauri [16] [17] .

Hvězdy třídy K tvoří 15,1 % z celkového počtu hvězd v Mléčné dráze [18] . Jejich podíl mezi pozorovanými hvězdami je větší: například v katalogu Henryho Drapera , který zahrnuje hvězdy se zdánlivou velikostí do 8,5 m , patří asi 31 % hvězd do třídy K, což činí třídu K nejpočetnější v tento katalog [19] [ 20] .

Příklady

Příkladem hvězdy hlavní posloupnosti třídy K je Epsilon Eridani (K2V) [21] , mezi obry patří Arcturus (K1.5III) [22] a Etamin (K5III) [23] a supergianti Zeta Cephei (K1.5Ib) [24 ] .

Nejbližší hvězda třídy K k Zemi je Alpha Centauri B , 1,34 parseků (4,37 světelných let daleko ) [25] . Nejjasnější hvězdou třídy K pro pozemské pozorovatele je Arcturus : jeho zdánlivá velikost je -0,04 m [19] .

Poznámky

Komentáře

1. ↑ Římské číslo za prvkem označuje jeho stupeň ionizace. I je neutrální atom, II je jednoduše ionizovaný prvek, III je dvakrát ionizovaný a tak dále.
2. ↑ Dřívější a pozdější podtřídy zahrnují hvězdy s nižšími a vyššími teplotami. Čím větší je číslo označující podtřídu, tím je pozdější.
3. ↑ V podobném zápisu za λ následuje vlnová délka studovaného vedení v angstromech .
4. ↑ Spektrální třída K4.5.

Zdroje

1. ↑ Hvězdná  klasifikace . Encyklopedie Britannica . Získáno 14. července 2021. Archivováno z originálu dne 3. května 2021.
2. ↑ Kononovich, Moroz, 2004 , str. 373.
3. ↑ Gray, Corbally, 2009 , pp. 567-569.
4. ↑ Miláček D. Spektrální typ . Internetová encyklopedie vědy . Získáno 18. července 2021. Archivováno z originálu dne 15. dubna 2021. (neurčitý)
5. ↑ Karttunen a kol., 2007 , s. 210.
6. ↑ Gray, Corbally, 2009 , s. 259.
7. ↑ Kononovich, Moroz, 2004 , str. 369-373.
8. ↑ Gray, Corbally, 2009 , pp. 259-262.
9. ↑ 1 2 Gray, Corbally, 2009 , pp. 565-568.
10. ↑ Gray, Corbally, 2009 , pp. 262-265.
11. ↑ 1 2 Gray, Corbally, 2009 , pp. 278-283.
12. ↑ Surdin V. G. Astronomie: XXI století. - 3. vyd. - Fryazino: Vek 2, 2015. - S. 151. - 608 s. — ISBN 978-5-85099-193-7 .
13. ↑ Gray, Corbally, 2009 , pp. 281-283.
14. ↑ Miláček D. K star . Internetová encyklopedie vědy . Získáno 19. července 2021. Archivováno z originálu dne 21. července 2021. (neurčitý)
15. ↑ Yungelson L. R. Rudí obři a veleobri . Velká ruská encyklopedie . Získáno 18. května 2021. Archivováno z originálu dne 18. května 2021. (neurčitý)
16. ↑ Gray, Corbally, 2009 , pp. 275-278, 283-289.
17. ↑ Kononovich, Moroz, 2004 , str. 402.
18. ↑ Miláček D. Počty hvězd . Internetová encyklopedie vědy . Získáno 18. července 2021. Archivováno z originálu dne 9. června 2021. (neurčitý)
19. ↑ 1 2 Zombeck MV Handbook of Space Astronomy and Astrophysics 45-51, 78. Cambridge University Press . Získáno 16. července 2021. Archivováno z originálu dne 29. prosince 2010. (neurčitý)
20. ↑ Karttunen a kol., 2007 , s. 216.
21. ↑ Epsilon Eridani . SIMBAD . Získáno 18. července 2021. Archivováno z originálu dne 20. dubna 2021. (neurčitý)
22. ↑ Arcturus . SIMBAD . Získáno 18. července 2021. Archivováno z originálu dne 20. dubna 2021. (neurčitý)
23. ↑ Gamma Draconis . SIMBAD . Získáno 18. července 2021. Archivováno z originálu dne 20. dubna 2021. (neurčitý)
24. ↑ Zeta Cephei . SIMBAD . Získáno 18. července 2021. Archivováno z originálu dne 19. dubna 2021. (neurčitý)
25. ↑ Miláček D. Alpha Centauri . Internetová encyklopedie vědy . Získáno 16. července 2021. Archivováno z originálu dne 28. ledna 2021. (neurčitý)
26. ↑ Gray, Corbally, 2009 , pp. 556-562.

Literatura

• Kononovich E. V., Moroz V. I. Obecný kurz astronomie. — 2., opraveno. — M .: URSS , 2004. — 544 s. — ISBN 5-354-00866-2 .
• Gray RO, Corbally CJ Hvězdná spektrální klasifikace . — 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. vydání. — Berlín; Heidelberg; N.Y .: Springer , 2007. - 510 s. — ISBN 978-3-540-34143-7 .