Зорі спектрального класу M

Зорі спектрального класу M загалом мають ефективні температури менші за 4200°K. Вони містять у своїх спектрах лише лінії нейтральних (неіонізованих) металів та смуги ліній, що свідчать про наявність в їніх зоряних атмосферах певних молекул. Здебільшого, це молекули окису титану, лінії яких досягають максимуму своєї інтенсивності у підкласі М5, та окису ванадію, молекулярні смуги якого стають сильнішими у пізніших (холодніших) M зорях. За таких низьких ефективних температур лінії водню в спектрах зір спектрального класу M зовсім відсутні.

Спектр зорі класу M6V

Червоні субкарлики класу M

Приклади: LEHPM 2-59[1], SSSPM J1930-4311

Екстремальні субкарлики класу M

Приклади: APMPM J0559-2903

Зорі головної послідовності класу M

Більшість зір головної послідовності має спектральний клас M. В околі Сонця ця цифра становить близько 76%[Прим 1][2]

Фізичні параметри зір Головної Послідовності класу M

В таблиці подано усереднені значення параметрів.[3] Загалом, відповідні параметри окремо вибраної зорі даного спектрального класу можуть відрізнятися від поданих нижче.

Клас	B-V	V-R	b-y	M_V	BC	T_eff, °K	R/R_Ο	log g	M/M_Ο	Vsin(i), км/сек.
M0	1,41	1,28	—	8,8	−0,72	4212	0,48	4,7	0,46	1,5
M2	1,50	1,50	—	9,8	−0,99	4076	0,43	4,7	0,40	—
M5	1,60	1,80	—	12,0	−1,52	3923	0,38	4,8	0,34	—

Приклади: Проксіма Центавра, Зоря Барнарда, Альдебаран B, Gliese 581, Gliese 876, 2M0126AB

Субгіганти спектрального класу M

Приклади:

Гіганти спектрального класу M

Спектр гіганта спектрального класу M0.

Фізичні параметри гігантів класу M

В таблиці подано усереднені значення параметрів.[3] Загалом, відповідні параметри окремо вибраної зорі даного спектрального класу можуть відрізнятися від поданих нижче.

Клас	B-V	V-R	b-y	M_V	BC	T_eff, °K	R/R_Ο	log g	Vsin(i), км/сек.
M0	1,57	1,23	0,97	−0,2	−1,36	4212	100	—	—
M2	1,60	1,34	1,00	−0,2	−1,52	4076	130	—	—
M5	1,58	2,18	—	−0,2	—	3923	—	—	—

Приклади: Бета Пегаса

Зорі класу M, що належать до асимптотичної гілки гігантів

Приклади: Міра A

Надгіганти

Надгіганти в процесі зоряної еволюції досить часто змінюють свій спектральний клас від O чи B (блакитні надгіганти) до K чи M (червоні надгіганти) кілька раз, то в один, то в інший бік, внаслідок загоряння в їхніх надрах гелію, вуглецю й т.д.

Фізичні параметри надгігантів класу M

В таблиці подано усереднені значення параметрів.[3] Загалом, відповідні параметри окремо вибраної зорі даного спектрального класу можуть відрізнятися від поданих нижче.

Клас	B-V	V-R	M_V	BC	T_eff, °K	R/R_Ο	log g	Vsin(i), км/сек.
M0	1,65	1,23	—	—	3850	230	−0,5	—
M2	1,65	1,34	—	—	3800	—	—	—

Від'ємне значення log g для надгігантів спектрального класу M свідчить про втрату ними своєї маси внаслідок зоряного вітру. За малої гравітації під тиском випромінювання верхні шари атмосфери червоних надгігантів витікають у навколишній міжзоряний простір.

Приклади: Бетельгейзе, Антарес, Рас Альґеті

Див. також

Примітки

. Це дані по зорям з абсолютною зоряною величиною 16^m і вище.

Джерела

Optical Spectroscopy of 2MASS Color-Selected Ultracool Subdwarfs, Adam J. Burgasser et al., 2006
LeDrew, G.; The Real Starry Sky, Journal of the Royal Astronomical Society of Canada, Vol. 95, No. 1 (whole No. 686, February 2001), pp. 32-33.
David F. Gray «The observations and analysis of Stellar Phorospheres», Cambridge University Press 2005

This article is issued from Wikipedia. The text is licensed under Creative Commons - Attribution - Sharealike. Additional terms may apply for the media files.

[proportions-2] . Це дані по зорям з абсолютною зоряною величиною 16^m і вище.

[1] Optical Spectroscopy of 2MASS Color-Selected Ultracool Subdwarfs, Adam J. Burgasser et al., 2006

[LeDrew2001-3] LeDrew, G.; The Real Starry Sky, Journal of the Royal Astronomical Society of Canada, Vol. 95, No. 1 (whole No. 686, February 2001), pp. 32-33.

[Gray-4] David F. Gray «The observations and analysis of Stellar Phorospheres», Cambridge University Press 2005