Hvězda spektrálního typu O

Hvězdy spektrálního typu O se vyznačují vysokou povrchovou teplotou - více než 30 tisíc kelvinů - a modrou barvou. Jejich spektra obsahují spektrální čáry vícenásobně ionizovaných kovů a ionizovaného hélia . Čáry neutrálního helia a vodíku jsou přítomny, ale slabé a ve spektrech se často nacházejí také emisní čáry. Třída O je rozdělena do podtříd od nejstarší O2 po nejnovější O9.7. Při přechodu do pozdějších podtříd se intenzita čar neutrálního helia zvyšuje a intenzita čar ionizovaného helia klesá.

Do třídy O, stejně jako do třídy B , patří především nejhmotnější a nejjasnější, ale krátkověké hvězdy. I přes svůj malý počet takové hvězdy významně přispívají ke svítivosti galaxií , kde se nacházejí, nastiňují jejich spirální strukturu a hrají důležitou roli v procesech, jako je například ionizace plynu v emisních mlhovinách .

Charakteristika

Spektrální typ O zahrnuje některé z nejžhavějších hvězd. Jejich povrchová teplota je přes 30 000 Kelvinů a obvykle nepřesahuje 50 000 Kelvinů. Hvězdy této třídy jsou modré: B−V barevný index pro takové objekty je asi −0,3 m [1] [2] [3] .

Ve spektrech hvězd třídy O dominuje modré a ultrafialové záření. Charakteristickým rysem jejich spekter jsou navíc absorpční čáry vícenásobně ionizovaných prvků: např. Si V a C III, N III a O III [comm. 1] . Silné jsou také řady He II , zejména série Pickering . Čáry neutrálního helia a vodíku jsou patrné, ale slabé [4] [5] [6] . Poměrně často jsou pozorovány emisní čáry : v optickém rozsahu se nacházejí u 15 % hvězd této třídy a třídy B [7] . Mnoho hvězd třídy O vykazuje rentgenové emisní čáry z velmi silně ionizovaných prvků, jako je Si XV [8] .

Podtřídy

Na rozdíl od jiných spektrálních tříd je nejstarší podtřídou O O2, nikoli O0 (viz níže ), nejnovější je O9.7 [9] . V pozdějších podtřídách, ve srovnání s dřívějšími, se intenzita čar neutrálního helia zvyšuje a intenzita ionizovaného helia klesá: poměr jejich intenzit se používá jako jedno z hlavních kritérií pro určení, do které podtřídy hvězda patří. Nejčastěji se porovnávají linie He II λ4541 a He I λ4471 [comm. 2] , jejichž intenzity se v podtřídě O7 vyrovnají, nebo čáry He II λ4200 a He I λ4026, které jsou svou intenzitou srovnatelné v podtřídě O6. Neutrální čáry helia již nelze ve hvězdách O3 detekovat. Kromě toho lze intenzity čar jiných prvků porovnat, aby bylo možné přesněji určit podtřídu, ačkoli tato kritéria jsou použitelná v malém rozsahu podtříd: například N IV a N III jsou porovnány pro hvězdy raných podtříd a Si IV a Si III jsou srovnávány s pozdějšími [6] .

Třídy svítivosti

Svítivosti hvězd třídy O patřících do různých tříd svítivosti se příliš neliší: například absolutní magnituda pro hvězdy hlavní posloupnosti třídy O5 je −5,5 m a pro veleobry třídy O5 je to −7,0 m [10] [11] . Třídy svítivosti se liší především ve spektrálních charakteristikách: například u pozdních podtříd O se efekty svítivosti projevují intenzitou kovových čar. Tato charakteristika se zvyšuje se svítivostí hvězdy: pro kvantitativní posouzení lze porovnat čáry Si IV a He I. U raných spektrálních typů dochází k negativním světelným efektům: hloubka některých absorpčních čar He II a N III klesá při přechodu do jasnějších tříd svítivosti au nejjasnějších hvězd v těchto čarách není pozorována absorpce, ale emise (viz níže ) [12] .

Další označení a vlastnosti

Mezi hvězdami třídy O se zvláště rozlišují podtypy Oe s emisními čarami vodíku a Oef s emisními čarami ionizovaného helia. Rozlišuje se také podtyp Of, který je spolu s absorpcí v liniích helia a dusíku charakterizován emisí v některých z nich: jedná se o linie He II λ4686 a linie N III λλ4634, 4640, 4642 [comm. 3] . Všechny hvězdy dřívějších podtříd než O5 jsou hvězdy. Vzhledem k tomu, že emise a absorpce jsou kombinovány v každé z těchto vlnových délek, lze celkově pozorovat absorpci i emisi, přičemž ta druhá se stává dominantní u jasnějších hvězd [1] [13] :

• Je-li absorpce v liniích He II silná a slabá emise je pozorována v N III, je spektrum přiřazeno do kategorie ((f)).
• Pokud je emise v N III silnější a absorpce v He II je prakticky stejná jako emise, je spektrum přiřazeno typu (f).
• Pokud emise dominuje ve všech řádcích, spektrum je označeno f.
• Pokud je navíc pozorována silná emise v čáře N IV λ4058, označíme spektrum f*.
• Pokud je emise pozorována také v čarách Si IV λλ4089, 4116, pak je spektrum označeno f+.

V některých případech spektra hvězd vykazují jak charakteristiky hvězd třídy O, tak charakteristiky Wolf-Rayetových hvězd . V tomto případě je spektrální typ zapsán jako dvě třídy oddělené lomítkem : O2If*/WN6. Takové hvězdy v anglických zdrojích jsou nazývány lomítko hvězdy (rozsvícený. “lomítko hvězdy”) [14] .

Fyzikální vlastnosti

Do této třídy patří nejhmotnější a nejjasnější hvězdy. Jejich hmotnost je více než 20 M ⊙ a jejich svítivost je od několika desítek tisíc slunečních a může dosáhnout milionů [15] . Takové hvězdy žijí krátkou dobu: hvězdy takové hmotnosti a takového spektrálního typu jsou v hlavní posloupnosti asi 3–6 milionů let, proto jsou hvězdy třídy O velmi mladé objekty patřící do extrémní populace I [16] [1 ] [17] . Z tohoto důvodu jsou takové hvězdy indikátory velmi nedávného vzniku hvězd v oblasti, kde byly pozorovány, a nacházejí se například v asociacích OB , kde všechny hvězdy vznikly ze stejného molekulárního mračna [18] [19] .

Navzdory tomu, že hvězd této třídy je početně velmi málo – tvoří pouze 0,00002 % z celkového počtu hvězd v Mléčné dráze [20] – díky vysoké jasnosti je jejich podíl mezi pozorovanými hvězdami mnohem větší. Například v katalogu Henryho Drapera , který zahrnuje hvězdy se zdánlivou velikostí až 8,5 m , asi 1 % hvězd patří do třídy O [21] [22] . Takové hvězdy, spolu s hvězdami třídy B , jsou hlavními přispěvateli ke svítivosti (ale ne k hmotnosti) galaxií , kde se vyskytují, nastiňují strukturu spirálních ramen a hrají hlavní roli při obohacování galaxií o určité prvky, jako je např. jako kyslík , když explodují jako supernovy . Hvězdy třídy O vlivem intenzivního ultrafialového záření a silného hvězdného větru výrazně ovlivňují své vlastní prostředí: ionizují plyn v emisních mlhovinách a dokážou stimulovat nebo naopak zastavit vznik hvězd v jejich blízkosti [1] [17] .

Většina hvězd třídy O rotuje rychle. Tři čtvrtiny hvězd třídy O jsou v binárních systémech , z nichž některé jsou blízko a ve kterých si hvězdy vyměňují hmotu [1] .

Rané hvězdy podtřídy B mají podobné fyzikální a spektrální charakteristiky, takže jsou často seskupeny s hvězdami třídy O pod obecným názvem „ Hvězdy OB “. Tato komunita navzdory názvu nezahrnuje pozdní podtřídy B: mezi hvězdy hlavní posloupnosti do ní patří hvězdy nejpozději B2, ale u jasnějších tříd svítivosti je tato hranice posunuta do pozdějších podtříd [17] .

Výjimkou z těchto pravidelností jsou subtrpaslíci třídy O. Tyto hvězdy jsou hvězdy s nízkou hmotností v pozdních fázích evoluce , mohou patřit jak k populaci I, tak k populaci II . Jsou mnohem slabší než ostatní hvězdy třídy O, ale díky své vysoké teplotě také patří k tomuto spektrálnímu typu [23] [24] .

Příklady

Mezi hvězdy třídy O patří například Alpha Giraffe , veleobr třídy O9Ia [ 26] , stejně jako Theta¹ Orion C , hvězda hlavní posloupnosti třídy O7Vp [27] . Nejbližší hvězdou třídy O k Zemi je Zeta Ophiuchus , která se nachází ve vzdálenosti asi 370 světelných let [28] a nejjasnější při pozorování ze Země je Alnitak se zdánlivou magnitudou +1,77 m [21] .

Historie studia

Spektrální třída O, stejně jako ostatní třídy, se objevila v díle Williaminy Flemingové v blízké moderní podobě od roku 1890. Poté, v roce 1901, Annie Cannon dokončila klasifikační systém a třída O se stala první v pořadí [30] .

Zpočátku byla přítomnost čar He II v jejich spektru považována za charakteristický rys hvězd třídy O , ve spektrech hvězd třídy B již nebyly pozorovány . Později však byly díky použití pokročilejších přístrojů detekovány slabé čáry He II ve spektrech hvězd nejstarších podtříd B [31] . Také třída O dříve používala pouze podtřídy O5 až O9: dřívější podtřídy byly přidány později. Například nejstarší moderní podtřída, O2, byla představena v roce 2002 [32] [33] .

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. ↑ V podobném zápisu za λ následuje vlnová délka studovaného vedení v angstromech .
3. ↑ V podobném zápisu jsou za λλ oddělené čárkami vlnové délky několika studovaných čar v angstromech .

Zdroje

1. ↑ 1 2 3 4 5 Miláčku D. O hvězdě . Internetová encyklopedie vědy . Získáno 15. června 2021. Archivováno z originálu dne 11. dubna 2021. (neurčitý)
2. ↑ Kononovich, Moroz, 2004 , str. 373.
3. ↑ Gray, Corbally, 2009 , s. 568.
4. ↑ Karttunen a kol., 2007 , s. 209.
5. ↑ Kononovich, Moroz, 2004 , str. 369-373.
6. ↑ 1 2 Gray, Corbally, 2009 , pp. 66-67.
7. ↑ Karttunen a kol., 2007 , s. 214.
8. ↑ Gray, Corbally, 2009 , pp. 102-104.
9. ↑ Gray, Corbally, 2009 , pp. 67, 105.
10. ↑ Russell HN "Obří" a "trpasličí" hvězdy  //  Observatoř. - 1913. - 1. srpna (roč. 36). - S. 324-329. — ISSN 0029-7704 . Archivováno z originálu 26. března 2019.
11. ↑ Gray, Corbally, 2009 , s. 565.
12. ↑ Gray, Corbally, 2009 , pp. 70-75.
13. ↑ Gray, Corbally, 2009 , pp. 71-73.
14. ↑ Gray, Corbally, 2009 , pp. 74-75.
15. ↑ Surdin, 2015 , str. 151.
16. ↑ Miláček D. Populace I. Internetová encyklopedie vědy . Získáno 15. června 2021. Archivováno z originálu dne 25. ledna 2021. (neurčitý)
17. ↑ 1 2 3 Gray, Corbally, 2009 , s. 66.
18. ↑ Historie vzniku hvězd v blízkých galaxiích . Hvězdné indikátory . Astronet . Získáno 16. června 2021. Archivováno z originálu dne 24. června 2021. (neurčitý)
19. ↑ Miláček D. OB hvězdy . Internetová encyklopedie vědy . Získáno 16. června 2021. Archivováno z originálu dne 28. června 2021. (neurčitý)
20. ↑ Miláček D. Počty hvězd . Internetová encyklopedie vědy . Získáno 15. června 2021. Archivováno z originálu dne 9. června 2021. (neurčitý)
21. ↑ 1 2 Zombeck MV Handbook of Space Astronomy and Astrophysics 45-49, 78. Cambridge University Press . Získáno 15. června 2021. Archivováno z originálu dne 29. prosince 2010. (neurčitý)
22. ↑ Karttunen a kol., 2007 , s. 216.
23. ↑ Heber U. Hot Subluminous Stars  //  Publikace Astronomické společnosti Pacifiku. - 2016. - 12. července ( roč. 128 , vyd. 966 ). - str. 1-4, 73-79 . — ISSN 1538-3873 0004-6280, 1538-3873 . - doi : 10.1088/1538-3873/128/966/082001 . Archivováno z originálu 16. února 2020.
24. ↑ Napiwotzki, R. Původ hvězd subdwarf O bohatých na helium . Institut für Astronomie und Astrophysik Tübingen . Získáno 15. června 2021. Archivováno z originálu dne 7. října 2011. (neurčitý)
25. ↑ Gray, Corbally, 2009 , s. 565-568.
26. ↑ Alpha camelopardalis . SIMBAD . Získáno 14. června 2021. Archivováno z originálu dne 21. dubna 2021. (neurčitý)
27. ↑ Theta1 Orionis C. SIMBAD . Získáno 18. dubna 2021. Archivováno z originálu dne 18. dubna 2021. (neurčitý)
28. ↑ Nazé Y. 10 věcí, které nevíme o hmotných  hvězdách . Astronomy.com (11. října 2019). Získáno 16. června 2021. Archivováno z originálu dne 24. června 2021.
29. ↑ Gray, Corbally, 2009 , s. 558-559.
30. ↑ Gray, Corbally, 2009 , pp. 4-6.
31. ↑ Gray, Corbally, 2009 , pp. 115-116.
32. ↑ Gray, Corbally, 2009 , s. 67.
33. ↑ Walborn NR, Howarth ID, Lennon DJ, Massey P., Oey MS Nový spektrální klasifikační systém pro nejstarší hvězdy O: Definice typu O2  //  The Astronomical Journal . - Bristol: IOP Publishing , 2002. - 1. května (vol. 123). - S. 2754-2771. — ISSN 0004-6256 . - doi : 10.1086/339831 . Archivováno z originálu 5. října 2018.

Literatura

• Kononovich E. V., Moroz V. I. Obecný kurz astronomie. — 2., opraveno. — M .: URSS , 2004. — 544 s. — ISBN 5-354-00866-2 .
• Surdin VG Astronomie: XXI století. - 3. vyd. - Fryazino: Vek 2, 2015. - 608 s. — ISBN 978-5-85099-193-7 .
• 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 .