Звёзды спектрального класса M имеют температуры поверхности от 2500 до 3800 K и красный цвет. Для их спектров характерно наличие полос поглощения молекулярных соединений, в частности, TiO , и линий поглощения нейтральных металлов. С физической точки зрения спектральный класс M является очень разнородным и включает в себя не только звёзды различных масс, но и некоторые коричневые карлики .

Характеристики

К спектральному классу M относятся звёзды с температурами 2500—3800 K . Цвет звёзд этого класса — красный, показатели цвета B−V составляют около 1,5 ^m .

Спектры этих звёзд пересечены полосами поглощения молекулы TiO и других молекулярных соединений. Также наблюдается множество линий нейтральных металлов, из которых линия Ca I наиболее сильна . Полосы TiO усиливаются у поздних подклассов .

Подклассы

Между подклассами M наиболее сильно меняется интенсивность полос TiO. Поскольку интенсивность этих линий зависит и от металличности звезды, могут сравниваться интенсивности различных полос TiO друг с другом: например, TiO λ4804 , которая слабо меняется с температурой, и TiO λ4955, которая при понижении температуры усиливается довольно быстро. Другой критерий — отношение интенсивностей Ca I λ4226 к Fe I λ4383, возрастающее к поздним спектральным классам. В красных карликах подклассы можно различать по профилю линии поглощения MgH : к поздним подклассам он становится менее резким из-за усиления соседней полосы TiO. Полоса молекулы CaOH в области 5500—5560 Å также используется для определения подкласса: она становится видна у звёзд подкласса M3 и более поздних .

Классы светимости

Абсолютные звёздные величины звёзд главной последовательности класса M2 составляют 10,6 ^m , у гигантов того же класса ― −0,6…−1,7 ^m , у сверхгигантов ― ярче −2,9 ^m (см. ниже ). Различие в светимости между звёздами класса M больше, чем в каком-либо другом спектральном классе .

В классе M наиболее заметное различие между спектрами звёзд разных классов светимости — интенсивность линии Ca I, которая уменьшается при росте светимости. Такой же эффект наблюдается у полос MgH. Также могут использоваться линии K I λ7665 и λ7699, которые также более слабы в гигантах и сверхгигантах, но их интенсивность зависит от температуры, поэтому по этим линиям подкласс и класс светимости определяются итеративно .

Дополнительные обозначения и особенности

Углеродные и циркониевые звёзды могут иметь температуры, близкие к таковым у звёзд класса M, и похожие спектральные характеристики, хотя и выделяются в отдельные спектральные классы C и S соответственно . Разновидность звёзд класса M с эмиссионными линиями в спектре — Me-звёзды, среди них встречаются как гиганты и сверхгиганты, так и карлики .

Физические характеристики

Спектральный класс M является очень разнородным с точки зрения физических параметров звёзд. Например, красные карлики — звёзды главной последовательности класса M, имеют массы менее 0,5 M _⊙ , светимости менее 0,08 L _⊙ и из всех звёзд являются наиболее многочисленными . Согласно теоретическим расчётам, самые маломассивные из них могут существовать порядка 10 триллионов лет, что на порядки превышает возраст Вселенной .

Достаточно молодые и массивные коричневые карлики также могут иметь температуру, достаточную, чтобы относиться к спектральному классу M, но не ранее подкласса M7 . В то же время, самые маломассивные звёзды достаточно большого возраста могут иметь более низкие температуры и принадлежать к спектральному классу L , к которому относятся коричневые карлики .

Красные гиганты и сверхгиганты этого класса более массивны и часто переменны : обычно они являются долгопериодическими переменными , например, миридами , и могут относиться как к населению I , так и к населению II . Сверхгиганты класса M имеют самые большие размеры из всех звёзд .

Звёзды класса M составляют 73 % от общего числа звёзд Млечного Пути , но их доля среди наблюдаемых звёзд гораздо меньше, поскольку их большая часть — тусклые красные карлики . Например, в каталоге Генри Дрейпера , включающем в себя звёзды с видимой звёздной величиной до 8,5 ^m , около 3 % звёзд относятся к классу M .

Параметры звёзд спектрального класса M разных подклассов и классов светимости

Спектральный класс	Абсолютная звёздная величина , m			Температура, K
	V	III	I	V	III	I
M0	9,2	−0,2…−1,3	−2,6…−7,3	3759	3845	3790
M1	9,7	−0,3…−1,5	−2,7…−7,3	3624	3750	3745
M2	10,6	−0,6…−1,7	−2,9…−7,0	3489	3655	3660
M3	11,6	−0,8…−1,9		3354	3560	3605
M4	12,9	−1,1…−2,2		3219	3460
M5	14,5			3084	3355	3450
M6	16,1			2949	3240
M7				2814	3100
M8				2679	2940
M9				2544	2755

Примеры

К звёздам главной последовательности класса M можно отнести 40 Эридана C (M4.5V) , примером гиганта служит Бета Пегаса (M2.5II-III) , а сверхгиганта ― Бетельгейзе (M1-M2Ia-Iab) .

Ближайшая звезда к Земле после Солнца — Проксима Центавра , относится к классу M и находится на расстоянии 1,30 парсека (4,24 светового года ) . Ярчайшей звездой класса M для земных наблюдателей является Бетельгейзе: его видимая звёздная величина равна 0,50 ^m .

Некоторые звёзды класса M, используемые как стандарты

Спектральный класс	Класс светимости
	V	III	I
M0		Мирах
M1
M2	Глизе 411		Мю Цефея
M3	Глизе 752 A
M4
M5
M6
M7
M8
M9		R Льва

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 .