Звёзды спектрального класса K имеют температуры поверхности от 3800 до 5000 K и оранжевый цвет. В спектрах таких звёзд видны линии металлов, а линии водорода незаметны на фоне остальных линий. В поздних подклассах появляются линии оксида титана . С физической точки зрения класс K довольно разнороден.

Характеристики

К спектральному классу K относятся звёзды с температурами 3800—5000 K . Цвет звёзд этого класса — оранжевый, показатели цвета B−V составляют около 1,0 ^m .

В спектрах таких звёзд хорошо видны линии металлов, в частности, Ca I , и других элементов, которые видны у звёзд класса G . Линии водорода очень слабы и практически незаметны на фоне многочисленных линий металлов. В поздних подклассах появляются широкие полосы поглощения молекул, в первую очередь TiO . Фиолетовая часть спектра уже довольно слаба .

Подклассы

При переходе к более поздним подклассам линии металлов продолжают усиливаться, а линии водорода — ослабевать. Линии молекулы CH достигают максимума в подклассе K2. Как и в спектральном классе G, для определения подкласса могут использоваться линии Ca I, Fe I или Mg I сами по себе, либо отношение их интенсивностей к интенсивности линий водорода: например, Fe l λ4046 к бальмеровской линии Hδ. Для определения температуры и подкласса химически пекулярных звёзд могут сравнивать интенсивности линий Cr I с линиями Fe I, поскольку содержание хрома обычно связано с содержанием железа даже для звёзд с аномальным химическим составом .

Классы светимости

Абсолютные звёздные величины звёзд главной последовательности класса K5 составляют 8,0 ^m , у гигантов того же класса ― 0,1…−1,1 ^m , у сверхгигантов ― ярче −2,5 ^m (см. ниже ) .

Звёзды класса K различных классов светимости различают спектроскопически практически теми же способами, что и звёзды класса G. С повышением светимости у звёзд класса K усиливаются линии Sr II и линии циана. Наиболее эффективное разделение классов светимости дают линии Y II не только из-за того, что они значительно усиливаются с ростом светимости, но и из-за того, что на соотношение интенсивностей Y II к Fe I практически не влияют аномалии химического состава звёзд. Также в спектрах ярких звёзд для линий H и K иона Ca II имеет место эффект Вилсона ― Баппа , при котором в центре линии поглощения наблюдается слабая эмиссия .

Дополнительные обозначения и особенности

Гиганты класса K иногда оказываются химически пекулярными : в результате конвекции на поверхности может оказываться то вещество, которое звезда в прошлом выработала в недрах. Это может быть углерод или элементы, возникающие при s-процессе . Встречаются звёзды с аномально сильными, либо, наоборот, слабыми линиями циана; в последнем случае особо слабыми могут быть линии молекулы CH, что объясняется тем, что из углерода в первую очередь образуются молекулы CN, а не CH. Существует подкласс бариевых звёзд : в них особо сильны линии Ba II и часто усилены линии Sr II и CN, а также, в меньшей степени, Y II и CH. Такой набор элементов может указывать на то, что они попадают на поверхность в результате вычерпывания во время стадии асимптотической ветви гигантов . В то же время, встречаются и бариевые звёзды главной последовательности , для которых такой сценарий невозможен, но для них аномалии химического состава могут объясняться обменом веществом в двойной системе . Наконец, звёзды класса K могут принадлежать к экстремальному населению II (см. ниже ) и содержать очень малое количество тяжёлых элементов, из-за чего в спектре наблюдается очень малое число линий .

В любом случае для описания химической пекулярности используются индексы, дающие информацию о том, в содержании каких элементов наблюдаются аномалии, и числа, характеризующие величину аномалии. Например, индекс Ba 2+ и означает сильные линии бария, а индексы CH−2 и CH−3 ― слабые линии CH, причём во втором случае ― более слабые, чем в первом .

Физические характеристики

Спектральный класс K является достаточно разнородным с точки зрения физических параметров звёзд. Например, оранжевые карлики — звёзды главной последовательности класса K, имеют массы 0,5—0,8 M _⊙ , светимости в диапазоне приблизительно от 0,1 до 0,4 L _⊙ и живут около 20 миллиардов лет или дольше . Такие звёзды могут относиться как к населению I , так и к более старому и бедному металлами населению II , и, возможно, к гипотетическому , который должен состоять из самых первых звёзд Вселенной . Оранжевые карлики — одни из основных целей поиска внеземных цивилизаций в программах SETI .

Красные гиганты и сверхгиганты , относящиеся к классу K, также довольно разнородны. В класс гигантов класса K могут входить как звёзды, ещё не вышедшие на главную последовательность — например, звёзды типа T Тельца , так и звёзды различных масс на поздних стадиях эволюции . Сверхгиганты класса K могут проявлять переменность как звёзды типа RV Тельца .

Звёзды класса K составляют 15,1 % от общего числа звёзд Млечного Пути . Их доля среди наблюдаемых звёзд больше: например, в каталоге Генри Дрейпера , включающем в себя звёзды с видимой звёздной величиной до 8,5 ^m , около 31 % звёзд относятся к классу K, что делает класс K самым многочисленным в этом каталоге .

Параметры звёзд спектрального класса K разных подклассов и классов светимости

Спектральный класс	Абсолютная звёздная величина , m			Температура, K
	V	III	I	V	III	I
K0	5,9	0,7…−0,5	−2,0…−8,0	5280	4810	4500
K1	6,1	0,6…−0,6	−2,1…−8,0	5110	4585	4200
K2	6,3	0,6…−0,7	−2,1…−8,0	4940	4390	4100
K3	6,9	0,4…−0,8	−2,2…−8,0	4700	4225
K4	7,4	0,3…−1,0	−2,3…−8,0
K5	8,0	0,1…−1,1	−2,5…−8,0	4400	3955
K7	8,5	0,0…−1,2	−2,5…−7,7	4130		3840

Примеры

Примером звезды главной последовательности класса K является Эпсилон Эридана (K2V) , к гигантам относятся Арктур (K1.5III) и Этамин (K5III) , а к сверхгигантам ― (K1.5Ib) .

Ближайшая к Земле звезда класса K — Альфа Центавра B , удалённая на 1,34 парсека (4,37 световых года ) . Ярчайшей звездой класса K для земных наблюдателей является Арктур : его видимая звёздная величина равна −0,04 ^m .

Некоторые звёзды класса K, используемые как стандарты

Спектральный класс	Класс светимости
	V	III	I
K0	Сигма Дракона	Поллукс
K1	HR 637	90 Геркулеса
K2	Эпсилон Эридана	Хамаль
K3	HR 753	Ро Волопаса
K4	Глизе 570 A
K5	61 Лебедя A	Этамин
K6
K7	61 Лебедя B	Альфа Рыси

Примечания

Комментарии

Источники

Литература

• Кононович Э. В., Мороз В. И. Общий курс астрономии. — 2-е, исправленное. — М. : УРСС , 2004. — 544 с. — ISBN 5-354-00866-2 .
• Gray R. O., Corbally C. J. . — 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. . — 5th Edition. — Berlin; Heidelberg; N. Y. : Springer , 2007. — 510 p. — ISBN 978-3-540-34143-7 .