Azərbaycanca AzərbaycancaБеларускі БеларускіDansk DanskDeutsch DeutschEspañola EspañolaFrançais FrançaisIndonesia IndonesiaItaliana Italiana日本語 日本語Қазақ ҚазақLietuvos LietuvosNederlands NederlandsPortuguês PortuguêsРусский Русскийසිංහල සිංහලแบบไทย แบบไทยTürkçe TürkçeУкраїнська Українська中國人 中國人United State United StateAfrikaans Afrikaans
Підтримка
www.wikidata.uk-ua.nina.az

Зо рі спектра льного кла су O це гарячі блакитно білі зорі спектрального класу О в системі класифікації Єркеса яку викор

Зорі спектрального класу O

Зорі спектрального класу O

Зо́рі спектра́льного кла́су O — це гарячі, блакитно-білі зорі спектрального класу О в системі класифікації Єркеса, яку використовують астрономи. Такі зорі мають температуру понад 30 000 кельвінів (К). Зорі цього типу мають сильні лінії поглинання іонізованого гелію, сильні лінії інших іонізованих елементів, а лінії водню і нейтрального гелію слабші, ніж зорі спектрального типу B.

Зорі цього типу дуже рідкісні, але оскільки вони дуже яскраві, їх можна побачити на великих відстанях. Оскільки зорі спектрального класу О мають відносно велику масу, вони досить швидко закінчують своє життя в результаті потужних вибухів наднових, що призводить до утворення чорних дір або нейтронних зір. Більшість зір спектрального класу O — молоді масивні зорі головної послідовності, гігантські або надгігантські зорі, але деякі центральні зорі планетарних туманностей, старі маломасивні зорі наприкінці свого життя, також зазвичай мають О-спектри.

Зорі спектрального класу O зазвичай розташовані в регіонах активного зореутворення, таких як спіральні рукави спіральної галактики або пари галактик, що зазнають зіткнення і злиття (наприклад, галактики-антени). Ці зорі освітлюють будь-яку навколишню речовину і значною мірою відповідають за чітке забарвлення рукавів галактики. Крім того, зорі спектрального класу О часто зустрічаються в кратних зоряних системах, де їхню еволюцію важче передбачити через перенесення маси і можливість вибуху компонентів зорі як наднових у різний час.

Класифікація

Зорі спектрального класу О класифікуються за відносною силою певних спектральних ліній. Ключовими лініями є помітні лінії He+ при 454,1 нм і 420,0 нм, які змінюються від дуже слабких при O9,5 до дуже сильних в O2–O7, і лінії He0 при 447,1 нм і 402,6 нм, які змінюються від відсутності в O2/3 до помітного в O9.5. Клас O7 визначається, коли лінії He+ 454,1 нм і He0 447,1 нм мають однакову силу. Найгарячіші зорі спектрального класу О мають такі слабкі нейтральні лінії He, що їх необхідно розділяти за відносною силою ліній N2+ і N3+.

Класи світності зір спектрального класу О призначаються на основі відносної потужності ліній випромінювання He+ і деяких ліній іонізованого азоту та кремнію. Вони позначаються суфіксом "f" на спектральному типі, при цьому лише "f" означає випромінювання N2+ і He+, "(f)" означає, що випромінювання He слабке або відсутнє, "((f))" означає випромінювання N слабке або відсутнє, "f*" вказує на додавання дуже сильного випромінювання N3+, а "f+" на присутність випромінювання Si3+. Клас світності V, зорі головної послідовності, як правило, мають слабкі або відсутні лінії випромінювання, у гігантів і надгігантів спостерігається збільшення потужності ліній випромінювання. На O2–O4 різниця між зірками головної послідовності та надгігантами є вузькою і може навіть не відображати справжньої світності чи еволюційних відмінностей. У проміжних класах O5–O8 різниця між O((f)) головною послідовністю, O(f) гігантами та Of надгігантами є чітко визначеною та являє собою певне збільшення світності. Збільшення потужності випромінювання Si3+ також є індикатором збільшення світності, і це основний засіб присвоєння класів світності пізнім зіркам спектрального класу О.

Зорі типів від O3 до O8 класифікуються як клас світності підтипу Vz, якщо вони мають особливо сильний 468,6 нм лінія іонізованого гелію. Вважається, що наявність лінії вказує на крайню молодість; "z" означає нульовий вік.

Щоб допомогти з класифікацією зір спектрального класу О, наведено стандартні приклади для більшості визначених типів. У наступній таблиці наведено одну зі стандартних зір для кожного спектрального типу. У деяких випадках стандартна зірка не була визначена. Для спектральних типів від O2 до O5.5 надгіганти не поділяються на підтипи Ia/Iab/Ib. Субгігантні спектральні типи не визначені для типів O2, O2.5 або O3. Класи світності яскравих гігантів не визначені для зір гарячіших за O6.

Характеристики

Зорі спектрального класу О гарячі і світяться. Вони мають характерну температуру поверхні від 30 000 до 52 000 K, випромінюють інтенсивне ультрафіолетове світло і тому виглядають у видимому спектрі блакитно-білим. Через високі температури світність зір спектрального класу О головної послідовності коливається від 10 000 яскравостей Сонця до приблизно 1 000 000 разів, гігантів від 100 000 разів Сонця до понад 1 000 000, а надгігантів приблизно від 200 000 разів Сонця до кількох мільйонів разів.

Інші зорі в тому ж діапазоні температур включають рідкісні субкарликові () зорі спектрального класу О, центральні зорі планетарних туманностей (CSPNe) і білі карлики. Білі карлики мають власну схему спектральної класифікації, але багато CSPN мають спектри спектрального класу О. Навіть ці маленькі субкарлики з малою масою та CSPN мають світність у кілька сотень до кількох тисяч разів більшу за сонячну. зорі типу sdO зазвичай мають дещо вищі температури, ніж масивні зорі спектрального класу О, до 100 000 K.

Зорі спектрального класу О представляють найбільшу масу зір головної послідовності. Найхолодніші з них мають початкову масу приблизно в 16 разів більше Сонця. Незрозуміло, якою буде верхня межа маси зорі спектрального класу О. На рівнях металевості Сонця не повинні утворюватися зорі з масою понад 120–150 мас Сонця, але на нижчому рівні металічності ця межа набагато вища. Зорі спектрального класу О складають лише невелику частину зір головної послідовності, і переважна більшість із них розташована на нижній межі діапазону мас. Наймасивніші та найгарячіші типи O3 та O2 надзвичайно рідкісні, були визначені лише в 1971 та 2002 відповідно, і загалом відомо лише декілька. Зорі-гіганти та надгіганти дещо менш масивні, ніж наймасивніші зорі спектрального класу О головної послідовності через втрату маси, але все ще є одними з наймасивніших відомих зір.

Швидкість утворення зір класу O неможливо спостерігати безпосередньо, але можна вивести функції початкової маси (IMF), які моделюють спостереження існуючих популяцій зір і особливо молодих зоряних скупчень. Залежно від обраного IMF, зорі класу O утворюються зі швидкістю одна з кількох сотень зір головної послідовності. Оскільки яскравість цих зір зростає непропорційно їхнім масам, вони відповідно мають коротший термін життя. Найбільш масивні витрачають менше мільйона років на головну послідовність і вибухають у вигляді наднових через три-чотири мільйони років. Найменш яскраві зорі спектрального класу О можуть залишатися на головній послідовності приблизно 10 мільйонів років, але протягом цього часу повільно охолоджуються і стають ранніми зірками B-типу. Жодна масивна зірка зі спектральним класом О не залишилася більше ніж 5–6 мільйонів років. Хоча зорі sdO та CSPNe є зірками малої маси, яким мільярди років, час, проведений у цій фазі їхнього життя, надзвичайно короткий, порядку 10 000 000 років. Сучасну функцію маси можна спостерігати безпосередньо, і в околицях Сонця менше ніж одна з 2 000 000 зір належить до класу O. Різні оцінки свідчать про те, що від 0,00003 % (0,00002 %, якщо врахувати білих карликів) до 0,00005% зір належать до класу O.

За оцінками, у Чумацькому Шляху є близько 20 000 масивних зір спектрального класу О. Малогабаритні зорі типу sdO та CSPNe O, ймовірно, є більш поширеними, хоча вони менш яскраві, і тому їх важче знайти. Незважаючи на короткий час життя, вони вважаються нормальними етапами еволюції звичайних зір, які лише трохи масивніші за Сонце.

Структура

Зорі головної послідовності спектрального класу О, як і всі зорі головної послідовності, живляться ядерним синтезом. Однак велика маса зір спектрального класу О призводить до надзвичайно високих температур ядра. За цих температур синтез водню з циклом CNO домінує у виробництві енергії зорі та споживає її ядерне паливо з набагато вищою швидкістю, ніж зорі з малою масою, які зливають водень переважно з протон-протонним циклом. Інтенсивна кількість енергії, яку генерують зорі спектрального класу О, не може випромінюватися з ядра достатньо ефективно, і, отже, вони відчувають конвекцію в своїх ядрах. Радіаційні зони зір спектрального класу О знаходяться між ядром і фотосферою. Це змішування матеріалу ядра з верхніми шарами часто посилюється швидким обертанням і має драматичний вплив на еволюцію зір спектрального класу О. Вони починають повільно розширюватися та демонструвати гігантські або надгігантські характеристики, у той час як вони все ще спалюють водень у своїх ядрах, потім можуть залишатися блакитними надгігантами протягом більшої частини часу під час горіння гелієвого ядра.

Зорі типу sdO та CSPN мають суттєво різну структуру, хоча вони мають широкий спектр характеристик, і до кінця не зрозуміло, як усі вони формуються та розвиваються. Вважається, що вони мають вироджені ядра, які з часом стануть відкритими як білий карлик. Поза ядром зорі в основному складаються з гелію з тонким шаром водню, який швидко втрачається через сильний зоряний вітер. Цей тип зір може мати кілька різних джерел, але принаймні деякі з них мають область, де гелій сплавляється в оболонці, що збільшує ядро та забезпечує високу світність цих маленьких зір.

Еволюція

У життєвому циклі зір спектрального класу О різна металічність і швидкість обертання вносять значні варіації в їх еволюцію, але основи залишаються незмінними.

Зорі спектрального класу О майже одразу починають повільно рухатися від головної послідовності нульового віку, поступово стаючи холоднішими та трохи більш яскравими. Хоча спектроскопічно їх можна охарактеризувати як гіганти чи надгіганти, вони продовжують спалювати водень у своїх ядрах протягом кількох мільйонів років і розвиваються зовсім інакше, ніж зорі з малою масою, такі як Сонце. Більшість зір головної послідовності спектрального класу О розвиватимуться більш-менш горизонтально на діаграмі HR до нижчих температур, перетворюючись на блакитні надгіганти. Займання гелію ядра відбувається плавно, коли зорі розширюються й охолоджуються. Існує ряд складних фаз залежно від точної маси зорі та інших початкових умов, але зорі спектрального класу О з найменшою масою з часом еволюціонуватимуть у червоні надгіганти, у той час як у їх ядрах все ще горить гелій. Якщо вони спочатку не вибухнуть як наднові, вони втратять свої зовнішні шари і знову стануть гарячішими, іноді проходячи через кілька синіх петель, перш ніж нарешті досягнуть стадії Вольфа-Райє.

Масивніші зорі, спочатку зорі головної послідовності, гарячіші приблизно за O9, ніколи не стають червоними надгігантами, оскільки сильна конвекція та висока яскравість надто швидко здувають зовнішні шари. Зорі 25–60 M☉ можуть стати жовтими гіпергігантами, перш ніж або вибухнуть як наднова, або еволюціонують назад до вищих температур. Вище приблизно 60 M☉ зорі спектрального класу О еволюціонують через короткий блакитний гіпергігант або сяючу блакитну змінну фазу безпосередньо до зір Вольфа–Райє. Наймасивніші зорі спектрального класу О розвивають спектральний тип WNLh, коли вони починають конвекцію матеріалу від ядра до поверхні, і це найяскравіші зорі з існуючих.

Зорі з низькою та середньою масами старіють зовсім по-різному: через фази червоного гіганта, горизонтальної гілки, асимптотичної гілки гіганта (AGB), а потім . Еволюція після AGB, як правило, включає різку втрату маси, іноді залишаючи планетарну туманність і залишаючи дедалі гарячіші відкриті внутрішні зорі. Якщо залишилося достатньо гелію та водню, ці маленькі, але надзвичайно гарячі зорі мають спектр спектрального класу О. Вони підвищуються до тих пір, поки не припиниться горіння оболонок і втрата маси, потім вони охолоджуються до білих карликів.

При певній масі чи хімічному складі, або, можливо, в результаті подвійної взаємодії, деякі з цих зір меншої маси стають надзвичайно гарячими під час горизонтальної гілки або фази AGB. Може бути кілька причин, які не зовсім зрозумілі, включаючи злиття зір, або дуже пізні теплові імпульси, які повторно запалюють зорі після AGB. Вони виглядають як дуже гарячі зорі OB, але лише помірно яскраві та розташовані нижче головної послідовності. Існують як O (sdO), так і B (sdB) гарячі субкарлики, хоча вони можуть розвиватися абсолютно різними шляхами. Зорі типу sdO мають досить нормальні спектри O, але світність приблизно в тисячу разів перевищує сонячну.

Приклади

Зорі головної послідовності спектрального класу О

  • 9 Sagittarii
  • 10 Lacertae
  • AE Aurigae
  • BI 253
  • Delta Circini
  • HD 93205 (V560 Carinae)
  • Mu Columbae
  • Sigma Orionis
  • Theta1 Orionis C
  • VFTS 102
  • Zeta Ophiuchi

Гіганти

  • Iota Orionis
  • LH 54-425
  • Meissa
  • Plaskett's star
  • Xi Persei
  • Mintaka
  • HD 164492 A

Супергіганти

  • 29 Canis Majoris
  • Alnitak
  • Alpha Camelopardalis
  • Cygnus X-1
  • Tau Canis Majoris
  • Zeta Puppis

Центральні зорі планетарних тумманостей

  • NGC 2392 (O6)
  • IC 418 (O7fp)
  • NGC 6826 (O6fp)

Карликові зорі спектрального класу О

  • HD 49798
  • US 708

Див. також

Примітки


Джерела

  1. Walborn, N. R.; Fitzpatrick, E. L. (1990). Contemporary optical spectral classification of the OB stars – A digital atlas. Publications of the Astronomical Society of the Pacific. 102: 379. Bibcode:1990PASP..102..379W. doi:10.1086/132646.
  2. Walborn, N. R.; Howarth, I. D.; Lennon, D. J.; Massey, P.; Oey, M. S.; Moffat, A. F. J.; Skalkowski, G.; Morrell, N. I.; Drissen, L. (2002). A New Spectral Classification System for the Earliest O Stars: Definition of Type O2 (PDF). The Astronomical Journal. 123 (5): 2754. Bibcode:2002AJ....123.2754W. doi:10.1086/339831.
  3. Markova, N.; Puls, J.; Scuderi, S.; Simon-Diaz, S.; Herrero, A. (2011). Spectroscopic and physical parameters of Galactic O-type stars. I. Effects of rotation and spectral resolving power in the spectral classification of dwarfs and giants. Astronomy & Astrophysics. 530: A11. arXiv:1103.3357. Bibcode:2011A&A...530A..11M. doi:10.1051/0004-6361/201015956.
  4. Arias, Julia I.; Walborn, Nolan R.; Simón Díaz, Sergio; Barbá, Rodolfo H.; Maíz Apellániz, Jesús; Sabín-Sanjulián, Carolina; Gamen, Roberto C.; Morrell, Nidia I.; Sota, Alfredo (2016). Spectral Classification and Properties of the OVz Stars in the Galactic O Star Spectroscopic Survey (GOSSS). The Astronomical Journal. 152 (2): 31. arXiv:1604.03842. Bibcode:2016AJ....152...31A. doi:10.3847/0004-6256/152/2/31.{{}}: Обслуговування CS1: Сторінки із непозначеним DOI з безкоштовним доступом ()
  5. Maíz Apellániz, J.; Sota, A.; Arias, J. I.; Barbá, R. H.; Walborn, N. R.; Simón-Díaz, S.; Negueruela, I.; Marco, A.; Leão, J. R. S. (2016). The Galactic O-Star Spectroscopic Survey (GOSSS). III. 142 Additional O-type Systems. The Astrophysical Journal Supplement Series. 224 (1): 4. arXiv:1602.01336. Bibcode:2016ApJS..224....4M. doi:10.3847/0067-0049/224/1/4.{{}}: Обслуговування CS1: Сторінки із непозначеним DOI з безкоштовним доступом ()
  6. Carsten Weidner; Jorick Vink (2010). The masses, and the mass discrepancy of O-type stars. Astronomy & Astrophysics. 524: A98. arXiv:1010.2204. Bibcode:2010A&A...524A..98W. doi:10.1051/0004-6361/201014491.
  7. Aller, A.; Miranda, L. F.; Ulla, A.; Vázquez, R.; Guillén, P. F.; Olguín, L.; Rodríguez-López, C.; Thejll, P.; Oreiro, R. (2013). Detection of a multi-shell planetary nebula around the hot subdwarf O-type star 2MASS J19310888+4324577. Astronomy & Astrophysics. 552: A25. arXiv:1301.7210. Bibcode:2013A&A...552A..25A. doi:10.1051/0004-6361/201219560.
  8. Meynet, G.; Maeder, A. (2003). Stellar evolution with rotation. Astronomy and Astrophysics. 404 (3): 975—990. arXiv:astro-ph/0304069. Bibcode:2003A&A...404..975M. doi:10.1051/0004-6361:20030512.
  9. Walborn, N. R. (1971). Some Extremely Early O Stars Near Eta Carinae. The Astrophysical Journal. 167: L31. Bibcode:1971ApJ...167L..31W. doi:10.1086/180754.
  10. Walborn, N. R.; Howarth, I. D.; Lennon, D. J.; Massey, P.; Oey, M. S.; Moffat, A. F. J.; Skalkowski, G.; Morrell, N. I.; Drissen, L. (2002). A New Spectral Classification System for the Earliest O Stars: Definition of Type O2 (PDF). The Astronomical Journal. 123 (5): 2754. Bibcode:2002AJ....123.2754W. doi:10.1086/339831.
  11. Kroupa, Pavel; Weidner, Carsten; Pflamm-Altenburg, Jan; Thies, Ingo; Dabringhausen, Jörg; Marks, Michael; Maschberger, Thomas (2013). The Stellar and Sub-Stellar Initial Mass Function of Simple and Composite Populations. Planets, Stars and Stellar Systems. с. 115—242. arXiv:1112.3340. doi:10.1007/978-94-007-5612-0_4. ISBN .
  12. Carsten Weidner; Jorick Vink (2010). The masses, and the mass discrepancy of O-type stars. Astronomy & Astrophysics. 524: A98. arXiv:1010.2204. Bibcode:2010A&A...524A..98W. doi:10.1051/0004-6361/201014491.
  13. Meynet, G.; Maeder, A. (2003). Stellar evolution with rotation. Astronomy and Astrophysics. 404 (3): 975—990. arXiv:astro-ph/0304069. Bibcode:2003A&A...404..975M. doi:10.1051/0004-6361:20030512.
  14. Yu, S.; Li, L. (2009). Hot subdwarfs from the stable Roche lobe overflow channel. Astronomy and Astrophysics. 503 (1): 151. arXiv:0906.2316. Bibcode:2009A&A...503..151Y. doi:10.1051/0004-6361/200809454.
  15. Ledrew, Glenn (February 2001). The Real Starry Sky. Journal of the Royal Astronomical Society of Canada. 95: 32. Bibcode:2001JRASC..95...32L.
  16. Number Densities of Stars of Different Types in the Solar Vicinity. Процитовано 31 жовтня 2018.
  17. Meynet, G.; Maeder, A. (2003). Stellar evolution with rotation. Astronomy and Astrophysics. 404 (3): 975—990. arXiv:astro-ph/0304069. Bibcode:2003A&A...404..975M. doi:10.1051/0004-6361:20030512.
  18. John D Landstreet; Stefano Bagnulo; Luca Fossati; Stefan Jordan; Simon J O'Toole (2012). The magnetic fields of hot subdwarf stars. Astronomy & Astrophysics. 541: A100. arXiv:1203.6815. Bibcode:2012A&A...541A.100L. doi:10.1051/0004-6361/201219178.
  19. Meynet, G.; Maeder, A. (2003). Stellar evolution with rotation. Astronomy and Astrophysics. 404 (3): 975—990. arXiv:astro-ph/0304069. Bibcode:2003A&A...404..975M. doi:10.1051/0004-6361:20030512.

Вікіпедія, Українська, Україна, книга, книги, бібліотека, стаття, читати, завантажити, безкоштовно, безкоштовно завантажити, mp3, відео, mp4, 3gp, jpg, jpeg, gif, png, малюнок, музика, пісня, фільм, книга, гра, ігри, мобільний, телефон, android, ios, apple, мобільний телефон, samsung, iphone, xiomi, xiaomi, redmi, honor, oppo, nokia, sonya, mi, ПК, web, Інтернет

Zo ri spektra lnogo kla su O ce garyachi blakitno bili zori spektralnogo klasu O v sistemi klasifikaciyi Yerkesa yaku vikoristovuyut astronomi Taki zori mayut temperaturu ponad 30 000 kelviniv K Zori cogo tipu mayut silni liniyi poglinannya ionizovanogo geliyu silni liniyi inshih ionizovanih elementiv a liniyi vodnyu i nejtralnogo geliyu slabshi nizh zori spektralnogo tipu B Zori cogo tipu duzhe ridkisni ale oskilki voni duzhe yaskravi yih mozhna pobachiti na velikih vidstanyah Oskilki zori spektralnogo klasu O mayut vidnosno veliku masu voni dosit shvidko zakinchuyut svoye zhittya v rezultati potuzhnih vibuhiv nadnovih sho prizvodit do utvorennya chornih dir abo nejtronnih zir Bilshist zir spektralnogo klasu O molodi masivni zori golovnoyi poslidovnosti gigantski abo nadgigantski zori ale deyaki centralni zori planetarnih tumannostej stari malomasivni zori naprikinci svogo zhittya takozh zazvichaj mayut O spektri Zori spektralnogo klasu O zazvichaj roztashovani v regionah aktivnogo zoreutvorennya takih yak spiralni rukavi spiralnoyi galaktiki abo pari galaktik sho zaznayut zitknennya i zlittya napriklad galaktiki anteni Ci zori osvitlyuyut bud yaku navkolishnyu rechovinu i znachnoyu miroyu vidpovidayut za chitke zabarvlennya rukaviv galaktiki Krim togo zori spektralnogo klasu O chasto zustrichayutsya v kratnih zoryanih sistemah de yihnyu evolyuciyu vazhche peredbachiti cherez perenesennya masi i mozhlivist vibuhu komponentiv zori yak nadnovih u riznij chas KlasifikaciyaZori spektralnogo klasu O klasifikuyutsya za vidnosnoyu siloyu pevnih spektralnih linij Klyuchovimi liniyami ye pomitni liniyi He pri 454 1 nm i 420 0 nm yaki zminyuyutsya vid duzhe slabkih pri O9 5 do duzhe silnih v O2 O7 i liniyi He0 pri 447 1 nm i 402 6 nm yaki zminyuyutsya vid vidsutnosti v O2 3 do pomitnogo v O9 5 Klas O7 viznachayetsya koli liniyi He 454 1 nm i He0 447 1 nm mayut odnakovu silu Najgaryachishi zori spektralnogo klasu O mayut taki slabki nejtralni liniyi He sho yih neobhidno rozdilyati za vidnosnoyu siloyu linij N2 i N3 Klasi svitnosti zir spektralnogo klasu O priznachayutsya na osnovi vidnosnoyi potuzhnosti linij viprominyuvannya He i deyakih linij ionizovanogo azotu ta kremniyu Voni poznachayutsya sufiksom f na spektralnomu tipi pri comu lishe f oznachaye viprominyuvannya N2 i He f oznachaye sho viprominyuvannya He slabke abo vidsutnye f oznachaye viprominyuvannya N slabke abo vidsutnye f vkazuye na dodavannya duzhe silnogo viprominyuvannya N3 a f na prisutnist viprominyuvannya Si3 Klas svitnosti V zori golovnoyi poslidovnosti yak pravilo mayut slabki abo vidsutni liniyi viprominyuvannya u gigantiv i nadgigantiv sposterigayetsya zbilshennya potuzhnosti linij viprominyuvannya Na O2 O4 riznicya mizh zirkami golovnoyi poslidovnosti ta nadgigantami ye vuzkoyu i mozhe navit ne vidobrazhati spravzhnoyi svitnosti chi evolyucijnih vidminnostej U promizhnih klasah O5 O8 riznicya mizh O f golovnoyu poslidovnistyu O f gigantami ta Of nadgigantami ye chitko viznachenoyu ta yavlyaye soboyu pevne zbilshennya svitnosti Zbilshennya potuzhnosti viprominyuvannya Si3 takozh ye indikatorom zbilshennya svitnosti i ce osnovnij zasib prisvoyennya klasiv svitnosti piznim zirkam spektralnogo klasu O Zori tipiv vid O3 do O8 klasifikuyutsya yak klas svitnosti pidtipu Vz yaksho voni mayut osoblivo silnij 468 6 nm liniya ionizovanogo geliyu Vvazhayetsya sho nayavnist liniyi vkazuye na krajnyu molodist z oznachaye nulovij vik Shob dopomogti z klasifikaciyeyu zir spektralnogo klasu O navedeno standartni prikladi dlya bilshosti viznachenih tipiv U nastupnij tablici navedeno odnu zi standartnih zir dlya kozhnogo spektralnogo tipu U deyakih vipadkah standartna zirka ne bula viznachena Dlya spektralnih tipiv vid O2 do O5 5 nadgiganti ne podilyayutsya na pidtipi Ia Iab Ib Subgigantni spektralni tipi ne viznacheni dlya tipiv O2 O2 5 abo O3 Klasi svitnosti yaskravih gigantiv ne viznacheni dlya zir garyachishih za O6 HarakteristikiZori spektralnogo klasu O garyachi i svityatsya Voni mayut harakternu temperaturu poverhni vid 30 000 do 52 000 K viprominyuyut intensivne ultrafioletove svitlo i tomu viglyadayut u vidimomu spektri blakitno bilim Cherez visoki temperaturi svitnist zir spektralnogo klasu O golovnoyi poslidovnosti kolivayetsya vid 10 000 yaskravostej Soncya do priblizno 1 000 000 raziv gigantiv vid 100 000 raziv Soncya do ponad 1 000 000 a nadgigantiv priblizno vid 200 000 raziv Soncya do kilkoh miljoniv raziv Inshi zori v tomu zh diapazoni temperatur vklyuchayut ridkisni subkarlikovi zori spektralnogo klasu O centralni zori planetarnih tumannostej CSPNe i bili karliki Bili karliki mayut vlasnu shemu spektralnoyi klasifikaciyi ale bagato CSPN mayut spektri spektralnogo klasu O Navit ci malenki subkarliki z maloyu masoyu ta CSPN mayut svitnist u kilka soten do kilkoh tisyach raziv bilshu za sonyachnu zori tipu sdO zazvichaj mayut desho vishi temperaturi nizh masivni zori spektralnogo klasu O do 100 000 K Zori spektralnogo klasu O predstavlyayut najbilshu masu zir golovnoyi poslidovnosti Najholodnishi z nih mayut pochatkovu masu priblizno v 16 raziv bilshe Soncya Nezrozumilo yakoyu bude verhnya mezha masi zori spektralnogo klasu O Na rivnyah metalevosti Soncya ne povinni utvoryuvatisya zori z masoyu ponad 120 150 mas Soncya ale na nizhchomu rivni metalichnosti cya mezha nabagato visha Zori spektralnogo klasu O skladayut lishe neveliku chastinu zir golovnoyi poslidovnosti i perevazhna bilshist iz nih roztashovana na nizhnij mezhi diapazonu mas Najmasivnishi ta najgaryachishi tipi O3 ta O2 nadzvichajno ridkisni buli viznacheni lishe v 1971 ta 2002 vidpovidno i zagalom vidomo lishe dekilka Zori giganti ta nadgiganti desho mensh masivni nizh najmasivnishi zori spektralnogo klasu O golovnoyi poslidovnosti cherez vtratu masi ale vse she ye odnimi z najmasivnishih vidomih zir Shvidkist utvorennya zir klasu O nemozhlivo sposterigati bezposeredno ale mozhna vivesti funkciyi pochatkovoyi masi IMF yaki modelyuyut sposterezhennya isnuyuchih populyacij zir i osoblivo molodih zoryanih skupchen Zalezhno vid obranogo IMF zori klasu O utvoryuyutsya zi shvidkistyu odna z kilkoh soten zir golovnoyi poslidovnosti Oskilki yaskravist cih zir zrostaye neproporcijno yihnim masam voni vidpovidno mayut korotshij termin zhittya Najbilsh masivni vitrachayut menshe miljona rokiv na golovnu poslidovnist i vibuhayut u viglyadi nadnovih cherez tri chotiri miljoni rokiv Najmensh yaskravi zori spektralnogo klasu O mozhut zalishatisya na golovnij poslidovnosti priblizno 10 miljoniv rokiv ale protyagom cogo chasu povilno oholodzhuyutsya i stayut rannimi zirkami B tipu Zhodna masivna zirka zi spektralnim klasom O ne zalishilasya bilshe nizh 5 6 miljoniv rokiv Hocha zori sdO ta CSPNe ye zirkami maloyi masi yakim milyardi rokiv chas provedenij u cij fazi yihnogo zhittya nadzvichajno korotkij poryadku 10 000 000 rokiv Suchasnu funkciyu masi mozhna sposterigati bezposeredno i v okolicyah Soncya menshe nizh odna z 2 000 000 zir nalezhit do klasu O Rizni ocinki svidchat pro te sho vid 0 00003 0 00002 yaksho vrahuvati bilih karlikiv do 0 00005 zir nalezhat do klasu O Za ocinkami u Chumackomu Shlyahu ye blizko 20 000 masivnih zir spektralnogo klasu O Malogabaritni zori tipu sdO ta CSPNe O jmovirno ye bilsh poshirenimi hocha voni mensh yaskravi i tomu yih vazhche znajti Nezvazhayuchi na korotkij chas zhittya voni vvazhayutsya normalnimi etapami evolyuciyi zvichajnih zir yaki lishe trohi masivnishi za Sonce Struktura Zori golovnoyi poslidovnosti spektralnogo klasu O yak i vsi zori golovnoyi poslidovnosti zhivlyatsya yadernim sintezom Odnak velika masa zir spektralnogo klasu O prizvodit do nadzvichajno visokih temperatur yadra Za cih temperatur sintez vodnyu z ciklom CNO dominuye u virobnictvi energiyi zori ta spozhivaye yiyi yaderne palivo z nabagato vishoyu shvidkistyu nizh zori z maloyu masoyu yaki zlivayut voden perevazhno z proton protonnim ciklom Intensivna kilkist energiyi yaku generuyut zori spektralnogo klasu O ne mozhe viprominyuvatisya z yadra dostatno efektivno i otzhe voni vidchuvayut konvekciyu v svoyih yadrah Radiacijni zoni zir spektralnogo klasu O znahodyatsya mizh yadrom i fotosferoyu Ce zmishuvannya materialu yadra z verhnimi sharami chasto posilyuyetsya shvidkim obertannyam i maye dramatichnij vpliv na evolyuciyu zir spektralnogo klasu O Voni pochinayut povilno rozshiryuvatisya ta demonstruvati gigantski abo nadgigantski harakteristiki u toj chas yak voni vse she spalyuyut voden u svoyih yadrah potim mozhut zalishatisya blakitnimi nadgigantami protyagom bilshoyi chastini chasu pid chas gorinnya geliyevogo yadra Zori tipu sdO ta CSPN mayut suttyevo riznu strukturu hocha voni mayut shirokij spektr harakteristik i do kincya ne zrozumilo yak usi voni formuyutsya ta rozvivayutsya Vvazhayetsya sho voni mayut virodzheni yadra yaki z chasom stanut vidkritimi yak bilij karlik Poza yadrom zori v osnovnomu skladayutsya z geliyu z tonkim sharom vodnyu yakij shvidko vtrachayetsya cherez silnij zoryanij viter Cej tip zir mozhe mati kilka riznih dzherel ale prinajmni deyaki z nih mayut oblast de gelij splavlyayetsya v obolonci sho zbilshuye yadro ta zabezpechuye visoku svitnist cih malenkih zir Evolyuciya U zhittyevomu cikli zir spektralnogo klasu O rizna metalichnist i shvidkist obertannya vnosyat znachni variaciyi v yih evolyuciyu ale osnovi zalishayutsya nezminnimi Zori spektralnogo klasu O majzhe odrazu pochinayut povilno ruhatisya vid golovnoyi poslidovnosti nulovogo viku postupovo stayuchi holodnishimi ta trohi bilsh yaskravimi Hocha spektroskopichno yih mozhna oharakterizuvati yak giganti chi nadgiganti voni prodovzhuyut spalyuvati voden u svoyih yadrah protyagom kilkoh miljoniv rokiv i rozvivayutsya zovsim inakshe nizh zori z maloyu masoyu taki yak Sonce Bilshist zir golovnoyi poslidovnosti spektralnogo klasu O rozvivatimutsya bilsh mensh gorizontalno na diagrami HR do nizhchih temperatur peretvoryuyuchis na blakitni nadgiganti Zajmannya geliyu yadra vidbuvayetsya plavno koli zori rozshiryuyutsya j oholodzhuyutsya Isnuye ryad skladnih faz zalezhno vid tochnoyi masi zori ta inshih pochatkovih umov ale zori spektralnogo klasu O z najmenshoyu masoyu z chasom evolyucionuvatimut u chervoni nadgiganti u toj chas yak u yih yadrah vse she gorit gelij Yaksho voni spochatku ne vibuhnut yak nadnovi voni vtratyat svoyi zovnishni shari i znovu stanut garyachishimi inodi prohodyachi cherez kilka sinih petel persh nizh nareshti dosyagnut stadiyi Volfa Rajye Masivnishi zori spochatku zori golovnoyi poslidovnosti garyachishi priblizno za O9 nikoli ne stayut chervonimi nadgigantami oskilki silna konvekciya ta visoka yaskravist nadto shvidko zduvayut zovnishni shari Zori 25 60 M mozhut stati zhovtimi gipergigantami persh nizh abo vibuhnut yak nadnova abo evolyucionuyut nazad do vishih temperatur Vishe priblizno 60 M zori spektralnogo klasu O evolyucionuyut cherez korotkij blakitnij gipergigant abo syayuchu blakitnu zminnu fazu bezposeredno do zir Volfa Rajye Najmasivnishi zori spektralnogo klasu O rozvivayut spektralnij tip WNLh koli voni pochinayut konvekciyu materialu vid yadra do poverhni i ce najyaskravishi zori z isnuyuchih Zori z nizkoyu ta serednoyu masami stariyut zovsim po riznomu cherez fazi chervonogo giganta gorizontalnoyi gilki asimptotichnoyi gilki giganta AGB a potim Evolyuciya pislya AGB yak pravilo vklyuchaye rizku vtratu masi inodi zalishayuchi planetarnu tumannist i zalishayuchi dedali garyachishi vidkriti vnutrishni zori Yaksho zalishilosya dostatno geliyu ta vodnyu ci malenki ale nadzvichajno garyachi zori mayut spektr spektralnogo klasu O Voni pidvishuyutsya do tih pir poki ne pripinitsya gorinnya obolonok i vtrata masi potim voni oholodzhuyutsya do bilih karlikiv Pri pevnij masi chi himichnomu skladi abo mozhlivo v rezultati podvijnoyi vzayemodiyi deyaki z cih zir menshoyi masi stayut nadzvichajno garyachimi pid chas gorizontalnoyi gilki abo fazi AGB Mozhe buti kilka prichin yaki ne zovsim zrozumili vklyuchayuchi zlittya zir abo duzhe pizni teplovi impulsi yaki povtorno zapalyuyut zori pislya AGB Voni viglyadayut yak duzhe garyachi zori OB ale lishe pomirno yaskravi ta roztashovani nizhche golovnoyi poslidovnosti Isnuyut yak O sdO tak i B sdB garyachi subkarliki hocha voni mozhut rozvivatisya absolyutno riznimi shlyahami Zori tipu sdO mayut dosit normalni spektri O ale svitnist priblizno v tisyachu raziv perevishuye sonyachnu PrikladiZori golovnoyi poslidovnosti spektralnogo klasu O 9 Sagittarii 10 Lacertae AE Aurigae BI 253 Delta Circini HD 93205 V560 Carinae Mu Columbae Sigma Orionis Theta1 Orionis C VFTS 102 Zeta Ophiuchi Giganti Iota Orionis LH 54 425 Meissa Plaskett s star Xi Persei Mintaka HD 164492 A Supergiganti 29 Canis Majoris Alnitak Alpha Camelopardalis Cygnus X 1 Tau Canis Majoris Zeta Puppis Centralni zori planetarnih tummanostej NGC 2392 O6 IC 418 O7fp NGC 6826 O6fp Karlikovi zori spektralnogo klasu O HD 49798 US 708Div takozhZori spektralnogo klasu B Zori spektralnogo klasu A Zori spektralnogo klasu F Zori spektralnogo klasu G Zori spektralnogo klasu K Zori spektralnogo klasu MPrimitkiDzherelaWalborn N R Fitzpatrick E L 1990 Contemporary optical spectral classification of the OB stars A digital atlas Publications of the Astronomical Society of the Pacific 102 379 Bibcode 1990PASP 102 379W doi 10 1086 132646 Walborn N R Howarth I D Lennon D J Massey P Oey M S Moffat A F J Skalkowski G Morrell N I Drissen L 2002 A New Spectral Classification System for the Earliest O Stars Definition of Type O2 PDF The Astronomical Journal 123 5 2754 Bibcode 2002AJ 123 2754W doi 10 1086 339831 Markova N Puls J Scuderi S Simon Diaz S Herrero A 2011 Spectroscopic and physical parameters of Galactic O type stars I Effects of rotation and spectral resolving power in the spectral classification of dwarfs and giants Astronomy amp Astrophysics 530 A11 arXiv 1103 3357 Bibcode 2011A amp A 530A 11M doi 10 1051 0004 6361 201015956 Arias Julia I Walborn Nolan R Simon Diaz Sergio Barba Rodolfo H Maiz Apellaniz Jesus Sabin Sanjulian Carolina Gamen Roberto C Morrell Nidia I Sota Alfredo 2016 Spectral Classification and Properties of the OVz Stars in the Galactic O Star Spectroscopic Survey GOSSS The Astronomical Journal 152 2 31 arXiv 1604 03842 Bibcode 2016AJ 152 31A doi 10 3847 0004 6256 152 2 31 a href wiki D0 A8 D0 B0 D0 B1 D0 BB D0 BE D0 BD Cite journal title Shablon Cite journal cite journal a Obslugovuvannya CS1 Storinki iz nepoznachenim DOI z bezkoshtovnim dostupom posilannya Maiz Apellaniz J Sota A Arias J I Barba R H Walborn N R Simon Diaz S Negueruela I Marco A Leao J R S 2016 The Galactic O Star Spectroscopic Survey GOSSS III 142 Additional O type Systems The Astrophysical Journal Supplement Series 224 1 4 arXiv 1602 01336 Bibcode 2016ApJS 224 4M doi 10 3847 0067 0049 224 1 4 a href wiki D0 A8 D0 B0 D0 B1 D0 BB D0 BE D0 BD Cite journal title Shablon Cite journal cite journal a Obslugovuvannya CS1 Storinki iz nepoznachenim DOI z bezkoshtovnim dostupom posilannya Carsten Weidner Jorick Vink 2010 The masses and the mass discrepancy of O type stars Astronomy amp Astrophysics 524 A98 arXiv 1010 2204 Bibcode 2010A amp A 524A 98W doi 10 1051 0004 6361 201014491 Aller A Miranda L F Ulla A Vazquez R Guillen P F Olguin L Rodriguez Lopez C Thejll P Oreiro R 2013 Detection of a multi shell planetary nebula around the hot subdwarf O type star 2MASS J19310888 4324577 Astronomy amp Astrophysics 552 A25 arXiv 1301 7210 Bibcode 2013A amp A 552A 25A doi 10 1051 0004 6361 201219560 Meynet G Maeder A 2003 Stellar evolution with rotation Astronomy and Astrophysics 404 3 975 990 arXiv astro ph 0304069 Bibcode 2003A amp A 404 975M doi 10 1051 0004 6361 20030512 Walborn N R 1971 Some Extremely Early O Stars Near Eta Carinae The Astrophysical Journal 167 L31 Bibcode 1971ApJ 167L 31W doi 10 1086 180754 Walborn N R Howarth I D Lennon D J Massey P Oey M S Moffat A F J Skalkowski G Morrell N I Drissen L 2002 A New Spectral Classification System for the Earliest O Stars Definition of Type O2 PDF The Astronomical Journal 123 5 2754 Bibcode 2002AJ 123 2754W doi 10 1086 339831 Kroupa Pavel Weidner Carsten Pflamm Altenburg Jan Thies Ingo Dabringhausen Jorg Marks Michael Maschberger Thomas 2013 The Stellar and Sub Stellar Initial Mass Function of Simple and Composite Populations Planets Stars and Stellar Systems s 115 242 arXiv 1112 3340 doi 10 1007 978 94 007 5612 0 4 ISBN 978 94 007 5611 3 Carsten Weidner Jorick Vink 2010 The masses and the mass discrepancy of O type stars Astronomy amp Astrophysics 524 A98 arXiv 1010 2204 Bibcode 2010A amp A 524A 98W doi 10 1051 0004 6361 201014491 Meynet G Maeder A 2003 Stellar evolution with rotation Astronomy and Astrophysics 404 3 975 990 arXiv astro ph 0304069 Bibcode 2003A amp A 404 975M doi 10 1051 0004 6361 20030512 Yu S Li L 2009 Hot subdwarfs from the stable Roche lobe overflow channel Astronomy and Astrophysics 503 1 151 arXiv 0906 2316 Bibcode 2009A amp A 503 151Y doi 10 1051 0004 6361 200809454 Ledrew Glenn February 2001 The Real Starry Sky Journal of the Royal Astronomical Society of Canada 95 32 Bibcode 2001JRASC 95 32L Number Densities of Stars of Different Types in the Solar Vicinity Procitovano 31 zhovtnya 2018 Meynet G Maeder A 2003 Stellar evolution with rotation Astronomy and Astrophysics 404 3 975 990 arXiv astro ph 0304069 Bibcode 2003A amp A 404 975M doi 10 1051 0004 6361 20030512 John D Landstreet Stefano Bagnulo Luca Fossati Stefan Jordan Simon J O Toole 2012 The magnetic fields of hot subdwarf stars Astronomy amp Astrophysics 541 A100 arXiv 1203 6815 Bibcode 2012A amp A 541A 100L doi 10 1051 0004 6361 201219178 Meynet G Maeder A 2003 Stellar evolution with rotation Astronomy and Astrophysics 404 3 975 990 arXiv astro ph 0304069 Bibcode 2003A amp A 404 975M doi 10 1051 0004 6361 20030512

Дата публікації:
Топ