Звёзды спектрального класса O характеризуются высокими температурами поверхности — более 30 тысяч кельвинов — и голубым цветом. В их спектрах присутствуют спектральные линии многократно ионизованных металлов и ионизованного гелия . Линии нейтральных гелия и водорода присутствуют, но слабы, также в спектрах часто встречаются эмиссионные линии. Класс O делится на подклассы от самого раннего O2 до самого позднего O9.7. При переходе к более поздним подклассам увеличивается интенсивность линий нейтрального гелия и уменьшается — ионизованного.

К классу O, как и к классу B , принадлежат в основном самые массивные и яркие, но короткоживущие звёзды. Несмотря на свою малочисленность, такие звёзды вносят значительный вклад в светимость галактик , где они присутствуют, очерчивают их спиральную структуру и играют важную роль в таких процессах, как, например, ионизация газа в эмиссионных туманностях .

Характеристики

К спектральному классу O относятся одни из наиболее горячих звёзд. Температура их поверхности составляет более 30 тысяч кельвинов и обычно не превышает 50 тысяч кельвинов. Звёзды этого класса имеют голубой цвет: показатель цвета B−V для таких объектов составляет около −0,3 ^m .

В спектрах звёзд класса O доминирует синее и ультрафиолетовое излучение. Кроме того, отличительной чертой их спектров являются линии поглощения многократно ионизованных элементов: к примеру, Si V и C III, N III и O III . Сильны также линии He II — в частности, серия Пикеринга . Линии нейтрального гелия и водорода заметны, но слабы . Довольно часто наблюдаются эмиссионные линии : в оптическом диапазоне они встречаются у 15 % звёзд этого класса и класса B . У многих звёзд класса O в рентгеновском диапазоне наблюдаются эмиссионные линии очень сильно ионизованных элементов, например, Si XV .

Подклассы

В отличие от остальных спектральных классов, самый ранний подкласс O — это O2, а не O0 (см. ниже ), самый поздний — O9.7 . У более поздних подклассов относительно более ранних увеличивается интенсивность линий нейтрального гелия и уменьшается — ионизованного: отношение их интенсивностей используется как один из основных критериев для определения, к какому подклассу принадлежит звезда. Чаще всего сравниваются линии He II λ4541 и He I λ4471 , интенсивности которых становятся равными в подклассе O7, либо линии He II λ4200 и He I λ4026, которые сравниваются в интенсивности в подклассе O6. В звёздах класса O3 линии нейтрального гелия обнаружить уже не удаётся. Кроме того, для более точного определения подкласса могут сравниваться интенсивности линий других элементов, хотя эти критерии применимы в небольшом диапазоне подклассов: например, N IV и N III сравниваются для звёзд ранних подклассов, а Si IV и Si III сравнивают для более поздних .

Классы светимости

Светимости у звёзд класса O, относящихся к разным классам светимости , различаются не слишком сильно: например, абсолютная звёздная величина для звёзд главной последовательности класса O5 составляет −5,5 ^m , а для сверхгигантов класса O5 ― −7,0 ^m . Классы светимости различаются в первую очередь спектральными характеристиками: например, для поздних подклассов O эффекты светимости проявляет интенсивность линий металлов. Эта характеристика увеличивается с ростом светимости звезды: для количественной оценки могут сравнивать линии Si IV и He I. Для ранних спектральных классов имеют место отрицательные эффекты светимости: глубина некоторых линий поглощения He II и N III уменьшается при переходе к более ярким классам светимости, а для наиболее ярких звёзд в этих линиях наблюдается не поглощение, а эмиссия (см. ниже ) .

Дополнительные обозначения и особенности

Среди звёзд класса O особо выделяют подтипы Oe с эмиссионными линиями водорода и Oef с эмиссионными линиями ионизованного гелия. Также выделяют подтип Of, для которого наряду с поглощением в линиях гелия и азота характерна эмиссия в некоторых из них: это линия He II λ4686 и линии N III λλ4634, 4640, 4642 . Все звёзды более ранних подклассов, чем O5, являются Of-звёздами. Из-за того, что в каждой из этих длин волн сочетается эмиссия и поглощение, в сумме может наблюдаться как поглощение, так и эмиссия, причём последняя становится доминирующей у более ярких звёзд :

• Если поглощение в линиях He II сильно, а в N III наблюдается слабая эмиссия, спектр относят к категории ((f)).
• Если эмиссия в N III более сильна, а поглощение в He II практически равно эмиссии — спектр относят к типу (f).
• Если во всех линиях эмиссия доминирует, спектр получает обозначение f.
• Если, помимо этого, наблюдается сильная эмиссия в линии N IV λ4058, спектр обозначают f*.
• Если эмиссия также наблюдается в линиях Si IV λλ4089, 4116, то спектр обозначается f+.

В некоторых случаях спектры звёзд проявляют как характеристики звёзд класса O, так и характеристики звёзд Вольфа — Райе . В таком случае спектральный класс записывается как два класса через слеш : O2If*/WN6. Такие звёзды в англоязычных источниках называются slash stars (букв. «слеш-звёзды») .

Физические характеристики

К этому классу принадлежат в основном самые массивные и яркие звёзды. Их масса составляет более 20 M _⊙ , а светимость ― от нескольких десятков тысяч солнечной и может доходить до миллионов . Такие звёзды живут короткий срок: на главной последовательности звёзды такой массы и такого спектрального класса находятся около 3—6 миллионов лет, следовательно, звёзды класса O — очень молодые объекты, относящиеся к экстремальному населению I . По этой причине такие звёзды являются индикаторами очень недавнего звездообразования в области, где наблюдаются, и встречаются, например, в OB-ассоциациях , где все звёзды сформировались из одного молекулярного облака .

Несмотря на то, что звёзды этого класса очень малочисленны — их лишь 0,00002% от общего числа звёзд Млечного Пути , — вследствие высокой яркости их доля среди наблюдаемых звёзд существенно больше. Например, в каталоге Генри Дрейпера , включающем в себя звёзды с видимой звёздной величиной до 8,5 ^m , около 1% звёзд относятся к классу O . Такие звёзды вместе со звёздами класса B вносят основной вклад в светимость (но не массу) галактик , где они встречаются, очерчивают структуру спиральных рукавов и играют основную роль в обогащении галактик некоторыми элементами, такими как кислород , когда взрываются как сверхновые . Благодаря интенсивному ультрафиолетовому излучению и сильному звёздному ветру звёзды класса O существенно влияют на собственное окружение: они ионизуют газ в эмиссионных туманностях , могут стимулировать, или, наоборот, останавливать звездообразование в своих окрестностях .

У большинства звёзд класса O наблюдается быстрое вращение. Три четверти звёзд класса O находятся в двойных системах , некоторые из которых являются тесными и звёзды в которых обмениваются веществом .

Похожие физические и спектральные характеристики имеют звёзды ранних подклассов B, поэтому они часто объединяются со звёздами класса O под общим названием « OB-звёзды ». Эта общность, несмотря на название, не включает в себя поздние подклассы B: среди звёзд главной последовательности к ней принадлежат звёзды не позднее B2, но для более ярких классов светимости эта граница сдвинута к более поздним подклассам .

Исключение из этих закономерностей составляют субкарлики класса O . Эти звёзды — маломассивные звёзды на поздних стадиях эволюции , они могут принадлежать как к населению I, так и к населению II . Они существенно тусклее других звёзд класса O, но из-за высокой температуры также принадлежат к этому спектральному классу .

Параметры звёзд спектрального класса O разных подклассов и классов светимости

Спектральный класс	Абсолютная звёздная величина , m			Температура, K
	V	III	I	V	III	I
O2-3	−5,6	−6,0	−6,8	44850	42940	42230
O4	−5,5	−6,4	−7,0	42860	41490	40420
O5	−5,5	−6,4	−7,0	40860	39510	38610
O6	−5,3	−5,6	−6,3…−7,0	38870	36670	36800
O7	−4,8	−5,6	−6,3…−7,0	36870	34640	34990
O8	−4,4	−5,6	−6,2…−7,0	34880	32570	33180
O9	−4,3	−5,6	−6,2…−7,0	32880	30740	31370

Примеры

К звёздам класса O относятся, например, Альфа Жирафа — сверхгигант класса O9Ia , а также Тета¹ Ориона C — звезда главной последовательности класса O7Vp . Ближайшая к Земле звезда класса O — Дзета Змееносца , находящаяся на расстоянии примерно 370 световых лет , а ярчайшая при наблюдении с Земли — Альнитак с видимой звёздной величиной +1,77 ^m .

Некоторые звёзды класса O, используемые как стандарты

Спектральный класс	Класс светимости
	V	III	I
O2	BI 253		HD 93129A
O3
O4
O5
O6			Лямбда Цефея
O7
O8		Лямбда Ориона
O9		Йота Ориона

История изучения

Спектральный класс O, как и другие классы, в близком к современному виде появился в работе Вильямины Флеминг к 1890 году. После этого в 1901 году Энни Кэннон доработала систему классификации, и класс O стал первым в последовательности .

Первоначально отличительным признаком звёзд класса O считалось наличие в их спектре линий He II — в спектрах звёзд класса B они уже не наблюдались. Однако в дальнейшем, благодаря использованию более совершенных приборов, были обнаружены слабые линии He II в спектрах звёзд самых ранних подклассов B . Кроме того, в классе O ранее использовались подклассы только от O5 до O9: более ранние подклассы были добавлены позже. Например, самый ранний из современных подклассов, O2, был введён в 2002 году .

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 .
• Сурдин В. Г. Астрономия: век XXI. — 3-е изд. — Фрязино: Век 2, 2015. — 608 с. — ISBN 978-5-85099-193-7 .
• 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 .