Hvězda spektrální třídy M

Hvězdy spektrálního typu M mají povrchové teploty mezi 2500 a 3800 K a jsou červené barvy. Jejich spektra jsou charakterizována přítomností absorpčních pásů molekulárních sloučenin, zejména TiO , a absorpčních čar neutrálních kovů. Z fyzikálního hlediska je spektrální typ M velmi heterogenní a zahrnuje nejen hvězdy různých hmotností, ale i některé hnědé trpaslíky .

Charakteristika

Spektrální typ M zahrnuje hvězdy s teplotami 2500–3800 K. Barva hvězd této třídy je červená, barevné indexy B−V jsou asi 1,5 m [1] [2] [3] .

Spektra těchto hvězd protínají absorpční pásy molekuly TiO a dalších molekulárních sloučenin. Je také pozorováno mnoho čar neutrálních kovů, z nichž Ca I čára [comm. 1] je nejsilnější [4] [5] [6] . Pásma TiO jsou rozšířena v pozdních podtřídách [comm. 2] [7] .

Podtřídy

Mezi podtřídami M se intenzita pásů TiO liší nejvýrazněji. Protože intenzita těchto čar závisí také na metalicitě hvězdy, lze intenzity různých pásem TiO vzájemně porovnávat: například TiO λ4804 [comm. 3] , který se s teplotou mírně mění, a TiO λ4955, který se s klesající teplotou poměrně rychle zvyšuje. Dalším kritériem je poměr intenzity Ca I λ4226 k Fe I λ4383, který se zvyšuje směrem k pozdním spektrálním typům. U červených trpaslíků lze podtřídy rozlišit podle profilu absorpční čáry MgH : směrem k pozdním podtřídám se stává méně ostrou kvůli zesílení sousedního pásu TiO. Pás molekuly CaOH v oblasti 5500-5560 Å se také používá k určení podtřídy: stává se viditelným u hvězd podtřídy M3 a pozdějších [8] .

Třídy svítivosti

Absolutní hvězdná magnituda hvězd hlavní posloupnosti třídy M2 je 10,6 m , pro obry stejné třídy -0,6 ... -1,7 m , pro veleobry - jasnější než -2,9 m (viz níže ). Rozdíl ve svítivosti mezi hvězdami třídy M je větší než v jakékoli jiné spektrální třídě [9] .

Ve třídě M je nejnápadnějším rozdílem mezi spektry hvězd různých tříd svítivosti  intenzita čáry Ca I, která se s rostoucí svítivostí snižuje. Stejný účinek je pozorován u pásů MgH. Lze použít i čáry K I λ7665 a λ7699 , které jsou rovněž slabší u obrů a veleobrů, ale jejich intenzita závisí na teplotě, proto se podtřída a třída svítivosti určují iterativně z těchto čar [10] .

Další označení a vlastnosti

Uhlíkové a zirkoniové hvězdy mohou mít teploty blízké teplotám hvězd třídy M a podobné spektrální charakteristiky, ačkoli jsou zařazeny do samostatných spektrálních tříd C a S [11] . Různé hvězdy třídy M s emisními čarami ve spektru jsou hvězdy Me, mezi nimiž jsou jak obři a veleobri, tak i trpaslíci [12] .

Fyzikální vlastnosti

Spektrální třída M je z hlediska fyzikálních parametrů hvězd velmi heterogenní. Například červení trpaslíci  jsou hvězdy hlavní posloupnosti třídy M, mají hmotnosti menší než 0,5 M ⊙ , svítivost menší než 0,08 L ⊙ a jsou nejpočetnější ze všech hvězd [12] [13] . Podle teoretických výpočtů může nejméně masivní z nich existovat asi 10 bilionů let, což je řádově více než stáří Vesmíru [14] .

Dostatečně mladí a masivní hnědí trpaslíci mohou mít také teplotu dostatečnou k tomu, aby byli spektrálního typu M, ale ne dříve než podtřída M7 [15] . Nejméně hmotné hvězdy dostatečně velkého stáří mohou mít zároveň nižší teploty a patří do spektrální třídy L , kam patří i hnědí trpaslíci [16] .

Rudí obři a veleobri této třídy jsou masivnější a často variabilní : jsou to obvykle proměnné s dlouhým obdobím , jako jsou Miras , a mohou být buď populací I nebo populací II [17] . Nadobři třídy M jsou největší ze všech hvězd [12] .

Hvězdy třídy M tvoří 73 % z celkového počtu hvězd v Mléčné dráze [18] , ale jejich podíl mezi pozorovanými hvězdami je mnohem menší, protože většinu z nich tvoří matní červení trpaslíci [13] . Například v katalogu Henryho Drapera , který zahrnuje hvězdy se zdánlivou velikostí až 8,5 m , asi 3 % hvězd patří do třídy M [19] [20] .

Příklady

Mezi hvězdy hlavní posloupnosti třídy M patří 40 Eridani C (M4.5V) [22] , příkladem obra je Beta Pegasus (M2.5II-III) [23] a supergiant je Betelgeuse (M1-M2Ia-Iab) [ 24] .

Nejbližší hvězda k Zemi po Slunci  je Proxima Centauri , patří do třídy M a nachází se ve vzdálenosti 1,30 parseků (4,24 světelných let ) [25] . Nejjasnější hvězdou třídy M pro pozemské pozorovatele je Betelgeuse: její zdánlivá velikost je 0,50 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 M0,5.
5. ↑ 1 2 Spektrální typ M4.5.

Zdroje

1. ↑ Hvězdná  klasifikace . Encyklopedie Britannica . Získáno 23. 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 24. července 2021. Archivováno z originálu dne 15. dubna 2021. (neurčitý)
5. ↑ Karttunen a kol., 2007 , s. 210.
6. ↑ Kononovich, Moroz, 2004 , str. 369-373.
7. ↑ Gray, Corbally, 2009 , s. 294.
8. ↑ Gray, Corbally, 2009 , pp. 294-296.
9. ↑ Gray, Corbally, 2009 , pp. 293, 565-568.
10. ↑ Gray, Corbally, 2009 , pp. 296-301.
11. ↑ Gray, Corbally, 2009 , pp. 306-324.
12. ↑ 1 2 3 Miláčku D. M star . Internetová encyklopedie vědy . Získáno 24. července 2021. Archivováno z originálu dne 10. dubna 2021. (neurčitý)
13. ↑ 12 Miláček D. Červený trpaslík . Internetová encyklopedie vědy . Získáno 23. července 2021. Archivováno z originálu dne 26. května 2021. (neurčitý)
14. ↑ Laughlin G., Bodenheimer P., Adams F.C. Konec hlavní sekvence  //  The Astrophysical Journal . - Bristol: IOP Publishing , 1997. - Sv. 482, str. 420-432. — ISSN 0004-637X . - doi : 10.1086/304125 . Archivováno z originálu 5. října 2018.
15. ↑ Miláček D. hnědý trpaslík . Internetová encyklopedie vědy . Získáno 25. července 2021. Archivováno z originálu dne 28. dubna 2021. (neurčitý)
16. ↑ Gray, Corbally, 2009 , pp. 341, 367-372.
17. ↑ Gray, Corbally, 2009 , pp. 293, 301-306.
18. ↑ Miláček D. Počty hvězd . Internetová encyklopedie vědy . Získáno 23. 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. ↑ Gray, Corbally, 2009 , pp. 565-568.
22. ↑ 40 Eridani C . SIMBAD . Získáno 23. července 2021. Archivováno z originálu dne 19. dubna 2021. (neurčitý)
23. ↑ Beta Pegasi . SIMBAD . Získáno 23. července 2021. Archivováno z originálu dne 21. dubna 2021. (neurčitý)
24. ↑ Betelgeuse . SIMBAD . Získáno 23. července 2021. Archivováno z originálu dne 20. dubna 2021. (neurčitý)
25. ↑ Miláček D. Proxima Centauri . Internetová encyklopedie vědy . Získáno 24. července 2021. Archivováno z originálu dne 24. dubna 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 .