Звёзды спектрального класса A имеют температуры поверхности от 7400 до 10000 K и белый цвет. Наиболее выражены в спектрах этих звёзд линии водорода , к поздним подклассам также усиливаются линии ионизованного кальция и нейтральных металлов.

Среди звёзд класса A часто встречаются химически пекулярные — более 30 % от всех звёзд этого класса. С физической точки зрения класс A довольно разнороден и включает в себя различные звёзды населения I и населения II .

Характеристики

К спектральному классу A относятся звёзды с температурами 7400—10000 K . Цвет звёзд этого класса — белый, показатели цвета B−V близки к нулю .

В спектрах звёзд класса A очень сильны линии водорода , особенно это касается серии Бальмера , но в остальном спектры этих звёзд выглядят практически не имеющими особенностей. Другие линии гораздо слабее, и лишь в поздних подклассах усиливаются линии Ca II и некоторых нейтральных металлов. Линии нейтрального гелия отсутствуют у всех подклассов, кроме самого раннего — A0, в котором видны слабые линии этого элемента .

Подклассы

Линии нейтрального водорода достигают максимума интенсивности в подклассе A2, а к более поздним подклассам становятся слабее. Линии нейтральных металлов, а также Ca II к поздним классам, напротив, усиливаются. Интенсивности линий некоторых металлов, а в ранних подклассах — и водорода, зависят также от светимости звезды, так что подкласс определяется в первую очередь по интенсивности фраунгоферовой линии K иона Ca II. В поздних подклассах для этого используют отношение интенсивностей линии K и бальмеровских линий водорода Hδ или Hε, кроме того, могут использоваться не изменяющиеся со светимостью, но зависящие от температуры линии Ca I, Fe I или Mn I. Однако классификацию может затруднять химическая пекулярность , которая часто встречается у звёзд класса A (см. ниже ) .

Классы светимости

Абсолютные звёздные величины звёзд главной последовательности класса A5 составляют 2,1 ^m , у гигантов того же класса ― 0,3 ^m , у сверхгигантов ― ярче −4,8 ^m (см. ниже ) .

Спектроскопически звёзды разных классов светимости различаются, в первую очередь, шириной линий водорода: на практике может исследоваться серия Бальмера или серия Пашена . Однако этот параметр применим в полной мере в не более поздних подклассах, чем A6: для более поздних подклассов ширины линий перестают различаться между тусклыми классами светимости, например, между карликами и субгигантами , а затем и между всеми подклассами. В тех случаях, когда определение класса светимости по линиям водорода невозможно, используют некоторые линии Fe II или Ti II. Эти линии наиболее сильно меняются со светимостью в спектральном классе F , тогда как в поздних подклассах A они не так чувствительны к светимости, что усложняет классификацию в этом диапазоне .

Звёзды главной последовательности ранних подклассов A заметно различаются в светимости и в ширине линий. Звёзды на главной последовательности нулевого возраста имеют заметно более широкие линии, чем остальные звёзды. Кроме того, на ширину линий и яркость звезды влияет вращение, которое может быть достаточно быстрым для звёзд класса A. По этим причинам для подклассов от B9 до A3 используется разделение класса светимости V на два подкласса: более яркий Va и более тусклый Vb. Иногда используют промежуточный подкласс Vab и класс Va ⁺ между V и IV. Так, например, Вега из-за быстрого вращения имеет светимость на 0,7 ^m бо́льшую, чем ожидается в среднем при её спектральном классе, и она относится к классу светимости Va .

Дополнительные обозначения и особенности

Среди звёзд класса A часто встречаются химически пекулярные звёзды — более 30 % от всех звёзд этого класса. Так, например, звёзды с сильными линиями многих металлов, таких как цинк , стронций , цирконий или барий , называются Am-звёздами . Формальный критерий отношения звезды к этому классу состоит в том, чтобы класс звезды, определяемый по линиям металлов, был как минимум на 5 подклассов позже, чем определяемый по линиям кальция: например, Am-звезда может иметь подкласс A5 по линиям кальция, а линии металлов у неё такие же, как и в подклассе F2. Am-звёзды появляются из-за того, что металлы, избыток которых наблюдается в этих звёздах, сильнее выталкиваются на поверхность давлением света , при этом требуется малая скорость вращения звезды .

Класс Ap-звёзд также содержит звёзды, обогащённые металлами на поверхности. Однако в отличие от Am-звёзд, в Ap-звёздах наблюдается избыток отдельных элементов, а не практически всех металлов: так, в Ap-звёздах могут быть сильные линии Mn II, Eu II, Cr II, Sr II. Звёзды, имеющие спектральные классы B или F также могут проявлять сильный избыток элементов, но часто они все называются Ap-звёздами. Появление таких аномалий в химическом составе связано с магнитными полями звёзд .

Звёзды типа Лямбды Волопаса , напротив, бедны тяжёлыми элементами, но относятся к населению I — в частности, содержание углерода , азота и кислорода у них сравнимо с солнечным. Причины появления таких звёзд неизвестны .

Звёзды, в спектрах которых наблюдаются эмиссионные линии, называются . Наличие эмиссионных линий вызвано оболочкой из разогретого вещества вокруг звезды, обычно наблюдается эмиссия водорода. Внутри этого типа выделяются звёзды Хербига (Ae/Be) — это звёзды до главной последовательности , находящиеся в туманности, в которой и сформировались .

Физические характеристики

Спектральный класс A является достаточно разнородным с точки зрения физических параметров звёзд. Например, звёзды главной последовательности класса A имеют массы 1,5—3 M _⊙ , светимости в диапазоне приблизительно 7—80 L _⊙ и живут не более 2 миллиардов лет . Они относятся к населению I и среди них встречаются переменные типа Дельты Щита . Более массивные звёзды могут становиться гигантами и сверхгигантами класса A .

Более старые, бедные металлами звёзды населения II также представлены в спектральном классе A. В первую очередь это достаточно горячие звёзды горизонтальной ветви , в ядрах которых происходит горение гелия , в том числе переменные типа RR Лиры . Они попадают в классы светимости гигантов и субгигантов . Звёзды, сошедшие с асимптотической ветви гигантов и превращающиеся в планетарные туманности , кратковременно оказываются в классе A, в классе светимости сверхгигантов, хотя являются значительно менее массивными, чем сверхгиганты населения I .

Звёзды класса A малочисленны — их лишь 0,6 % от общего числа звёзд Млечного Пути , но 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 22 % звёзд относятся к классу A .

Параметры звёзд спектрального класса A разных подклассов и классов светимости

Спектральный класс	Абсолютная звёздная величина , m			Температура, K
	V	III	I	V	III	I
A0	1,4	−0,8	−5,2…−7,1	9800	10000	9900
A1	1,6	−0,4	−5,1…−7,3	9500	9500
A2	1,9	−0,2	−5,0…−7,5	8900	9000	9000
A3	2,0	0,0	−4,8…−7,6	8520	8500	8400
A5	2,1	0,3	−4,8…−7,7	8150	8000	8100
A7	2,3	0,5	−4,8…−8,0	7830	7750	7800
A9	2,5	0,6	−4,8…−8,3	7380	7450

Примеры

К звёздам главной последовательности класса A относятся, например, Вега (A0Va) и Денебола (A3Va) . Пример гиганта этого класса — Тубан (A0III) , сверхгиганта — (A0Ib) . Сириус — ярчайшая звезда ночного неба с видимой звёздной величиной −1,46 ^m , относится к классу A. Сириус также является ближайшей к Земле звездой этого класса: расстояние до него составляет 2,6 парсека (8,6 световых лет ) .

Некоторые звёзды класса A, используемые как стандарты

Спектральный класс	Класс светимости
	V	III	I
A0	Вега	Тубан
A1
A2			Денеб
A3	Фомальгаут
A5
A7		Тета² Тельца
A9		Гамма Геркулеса

История изучения

Спектральный класс A, как и другие классы, в близком к современному виде появился в работе Вильямины Флеминг к 1890 году. Он был первым в последовательности как класс с самыми сильными линиями водорода. После этого в 1901 году Энни Кэннон доработала систему классификации, расставив классы в порядке понижения температуры звёзд, и класс A перестал быть первым в последовательности .

Первоначально класс A определялся по отсутствию в спектрах звёзд этого класса линий He I, которые наблюдались у звёзд класса B . Однако в дальнейшем, благодаря использованию более совершенных приборов, были обнаружены слабые линии He I в спектрах звёзд подкласса A0, поэтому такой критерий перестал быть точным .

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 .