Estrella espectral de clase A

Las estrellas de clase espectral A tienen temperaturas superficiales entre 7.400 y 10.000 K y son de color blanco. Las líneas de hidrógeno son más pronunciadas en los espectros de estas estrellas , y las líneas de calcio ionizado y metales neutros también aumentan hacia las últimas subclases .

Entre las estrellas de clase A, a menudo se encuentran otras químicamente peculiares  : más del 30% de todas las estrellas de esta clase. Desde un punto de vista físico, la clase A es bastante heterogénea e incluye varias estrellas de población I y población II .

Características

La clase espectral A incluye estrellas con temperaturas de 7400–10000 K. El color de las estrellas de esta clase es blanco, los índices de color B−V son cercanos a cero [1] [2] [3] .

Las líneas de hidrógeno son muy fuertes en los espectros de las estrellas de clase A , especialmente en la serie Balmer , pero por lo demás, los espectros de estas estrellas parecen casi monótonos. Otras líneas son mucho más débiles, y solo en subclases posteriores las líneas Ca II se vuelven más fuertes [comm. 1] y algunos metales neutros. Las líneas de helio neutro están ausentes en todas las subclases, excepto en la primera - A0, en la que se ven líneas débiles de este elemento [4] [5] [6] .

Subclases

Las líneas de hidrógeno neutro alcanzan su máxima intensidad en la subclase A2 y luego se debilitan. Se realzan las líneas de metales neutros, así como Ca II a clases tardías, por el contrario. Las intensidades de línea de algunos metales, y en las primeras subclases de hidrógeno, también dependen de la luminosidad de la estrella, por lo que la subclase se determina principalmente a partir de la intensidad de la línea Fraunhofer K del ion Ca II. En subclases posteriores se utiliza para ello la relación de las intensidades de la línea K y las líneas de Balmer del hidrógeno Hδ o Hε, además las líneas Ca I, Fe I o Mn I que no cambian con la luminosidad, sino que dependen de Sin embargo, la clasificación puede ser complicada por la peculiaridad química , que a menudo se encuentra en las estrellas de clase A (ver más abajo ) [7] .

Clases de luminosidad

Las magnitudes estelares absolutas de las estrellas de secuencia principal de clase A5 son 2,1 m , para gigantes de la misma clase - 0,3 m , para supergigantes - más brillantes que -4,8 m (ver más abajo ) [8] .

Espectroscópicamente , las estrellas de diferentes clases de luminosidad difieren, en primer lugar, en el ancho de las líneas de hidrógeno: en la práctica, se puede estudiar la serie Balmer o la serie Paschen . Sin embargo, este parámetro es completamente aplicable en subclases posteriores a A6: para subclases posteriores, los anchos de línea dejan de diferir entre clases de luminosidad tenue, por ejemplo, entre enanos y subgigantes , y luego entre todas las subclases. En los casos en que no es posible determinar la clase de luminosidad a partir de líneas de hidrógeno, se utilizan algunas líneas de Fe II o Ti II. Estas líneas cambian más fuertemente con la luminosidad en la clase espectral F , mientras que en las últimas subclases A no son tan sensibles a la luminosidad, lo que complica la clasificación en este rango [9] .

Las estrellas de la secuencia principal de las primeras subclases A difieren notablemente en luminosidad y ancho de línea. Las estrellas de la secuencia principal de edad cero tienen líneas notablemente más anchas que otras estrellas. Además, el ancho de línea y el brillo de una estrella se ven afectados por la rotación, que puede ser bastante rápida para las estrellas de clase A. Por estas razones, para las subclases B9 a A3, se utiliza una división de la clase de luminosidad V en dos subclases: la más brillante Va y el más débil Vb. A veces se utiliza una subclase intermedia Vab y una clase Va + entre V y IV. Por ejemplo, debido a la rápida rotación , Vega tiene una luminosidad 0,7 m mayor que la esperada en promedio para su tipo espectral, y pertenece a la clase de luminosidad Va [10] .

Designaciones y características adicionales

Entre las estrellas de clase A, a menudo se encuentran estrellas químicamente peculiares  : más del 30% de todas las estrellas de esta clase. Así, por ejemplo, las estrellas con líneas fuertes de muchos metales, como el zinc , el estroncio , el zirconio o el bario , se denominan estrellas Am . El criterio formal para la relación de una estrella con esta clase es que la clase de una estrella determinada a partir de líneas metálicas es al menos 5 subclases posterior a la determinada a partir de líneas de calcio: por ejemplo, una estrella Am puede tener una subclase A5 a partir de líneas de calcio. , y lineas metalicas tiene lo mismo que en la subclase F2. Las estrellas Am aparecen debido al hecho de que los metales, cuyo exceso se observa en estas estrellas, son empujados con más fuerza hacia la superficie por la presión de la luz , y se requiere una velocidad de rotación estelar baja [11] [12] .

La clase de estrellas Ap también contiene estrellas enriquecidas en metales en la superficie. Sin embargo, a diferencia de las estrellas Am, las estrellas Ap tienen un exceso de elementos individuales y no casi todos los metales: por ejemplo, las estrellas Ap pueden tener líneas fuertes de Mn II, Eu II, Cr II, Sr II. Las estrellas de tipo espectral B o F también pueden exhibir una gran abundancia de elementos, pero a menudo se las denomina estrellas Ap. La aparición de este tipo de anomalías en la composición química está asociada a los campos magnéticos de las estrellas [12] [13] .

Las estrellas como Lambda Bootes , por el contrario, son pobres en elementos pesados, pero pertenecen a la población I  ; en particular, su contenido de carbono , nitrógeno y oxígeno es comparable al del sol. Se desconocen los motivos de la aparición de este tipo de estrellas [14] .

Las estrellas en cuyos espectros se observan líneas de emisión se denominan estrellas Ae . La presencia de líneas de emisión es provocada por una capa de materia calentada alrededor de la estrella, normalmente se observa emisión de hidrógeno. Dentro de este tipo destacan las estrellas Herbig (Ae/Be)  , que son estrellas hasta la secuencia principal , situadas en la nebulosa, en la que se formaron [12] [15] [16] .

Características físicas

La clase espectral A es bastante heterogénea en términos de los parámetros físicos de las estrellas. Por ejemplo, las estrellas de secuencia principal de clase A tienen masas de 1,5 a 3 M ⊙ , luminosidades en el rango de aproximadamente 7 a 80 L ⊙ y viven no más de 2 mil millones de años [17] . Pertenecen a la población I y entre ellos se encuentran variables tipo Delta Shield [18] [19] . Las estrellas más masivas pueden convertirse en gigantes y supergigantes de clase A [12] [20] .

Las estrellas de población II más viejas y pobres en metales también están representadas en la clase espectral A. En primer lugar, se trata de estrellas de rama horizontal bastante calientes , en cuyos núcleos se produce la quema de helio , incluidas las variables RR Lyrae . Caen en las clases de luminosidad gigante y subgigante . Las estrellas que han descendido de la rama gigante asintótica y se han convertido en nebulosas planetarias están brevemente en la clase A, en la clase de luminosidad supergigante, aunque son mucho menos masivas que las supergigantes de población I [21] .

Las estrellas de clase A son pocas en número: son solo el 0,6% del número total de estrellas en la Vía Láctea [22] , pero debido a su alto brillo, su proporción entre las estrellas observadas es mucho mayor. Por ejemplo, en el catálogo de Henry Draper , que incluye estrellas con una magnitud estelar aparente de hasta 8,5 m , alrededor del 22% de las estrellas pertenecen a la clase A [23] [24] .

Ejemplos

Las estrellas de secuencia principal de clase A incluyen , por ejemplo, Vega (A0Va) [25] y Denebola (A3Va) [26] . Un ejemplo de gigante de esta clase es Tuban (A0III) [27] , una supergigante es Eta Lion (A0Ib) [28] . Sirius  es la estrella más brillante del cielo nocturno con una magnitud aparente de −1,46 m , pertenece a la clase A. Sirius es también la estrella de esta clase más cercana a la Tierra: la distancia a ella es de 2,6 parsecs (8,6 años luz ) [23] [ 29] .

Historia del estudio

La clase espectral A, como otras clases, apareció en el trabajo de Williamina Fleming en una forma cercana a la moderna en 1890. Fue el primero en la secuencia como la clase con las líneas de hidrógeno más fuertes. Después de eso, en 1901, Annie Cannon finalizó el sistema de clasificación, colocando las clases en orden decreciente de temperatura de las estrellas, y la clase A dejó de ser la primera en la secuencia [31] [32] [33] .

Inicialmente, la clase A estaba determinada por la ausencia de líneas He I en los espectros de estrellas de esta clase, que se observaban en estrellas de clase B. Sin embargo, más tarde, debido al uso de instrumentos más avanzados, se detectaron líneas débiles de He I en los espectros de estrellas de la subclase A0, por lo que este criterio dejó de ser exacto [34] .

Notas

Comentarios

1. ↑ Un número romano después de un elemento indica su grado de ionización. I es un átomo neutro, II es un elemento ionizado simple, III está doblemente ionizado, y así sucesivamente.

Fuentes

1. ↑ Clasificación estelar  . Enciclopedia Britannica . Consultado el 9 de julio de 2021. Archivado desde el original el 3 de mayo de 2021.
2. ↑ Kononovich, Moroz, 2004 , pág. 373.
3. ↑ Gray, Corbally, 2009 , págs. 567-569.
4. ↑ Karttunen et al., 2007 , pág. 210.
5. ↑ Kononovich, Moroz, 2004 , pág. 369-373.
6. ↑ Gray, Corbally, 2009 , págs. 160-162.
7. ↑ Gray, Corbally, 2009 , págs. 160-168.
8. ↑ 1 2 Gray, Corbally, 2009 , pág. 565-568.
9. ↑ Gray, Corbally, 2009 , págs. 162-168, 173-176.
10. ↑ Gray, Corbally, 2009 , págs. 162-168.
11. ↑ Gray, Corbally, 2009 , págs. 160, 176-183.
12. ↑ 1 2 3 4 Darling D. Una estrella . Enciclopedia de Internet de la ciencia . Consultado el 9 de julio de 2021. Archivado desde el original el 19 de julio de 2019. (indefinido)
13. ↑ Gray, Corbally, 2009 , págs. 183-192.
14. ↑ Gray, Corbally, 2009 , págs. 192-200.
15. ↑ Estrella Darling D. Herbig Ae/Be . Enciclopedia de Internet de la ciencia . Consultado el 9 de julio de 2021. Archivado desde el original el 14 de octubre de 2020. (indefinido)
16. ↑ Gray, Corbally, 2009 , págs. 200-207.
17. ↑ Surdin, 2015 , pág. 151.
18. ↑ Darling D. Población I. Enciclopedia de Internet de la ciencia . Consultado el 11 de julio de 2021. Archivado desde el original el 25 de enero de 2021. (indefinido)
19. ↑ Estrella de Darling D. Delta Scuti . Enciclopedia de Internet de la ciencia . Consultado el 11 de julio de 2021. Archivado desde el original el 14 de julio de 2021. (indefinido)
20. ↑ Gray, Corbally, 2009 , págs. 160, 207-212.
21. ↑ Gray, Corbally, 2009 , págs. 207-213.
22. ↑ Darling D. Números de estrellas . Enciclopedia de Internet de la ciencia . Consultado el 11 de julio de 2021. Archivado desde el original el 9 de junio de 2021. (indefinido)
23. ↑ 1 2 Zombeck MV Manual de astronomía espacial y astrofísica 45-50, 78. Cambridge University Press . Consultado el 11 de julio de 2021. Archivado desde el original el 29 de diciembre de 2010. (indefinido)
24. ↑ Karttunen et al., 2007 , pág. 216.
25. ↑ Vega . SIMBAD . Consultado el 11 de julio de 2021. Archivado desde el original el 21 de abril de 2021. (indefinido)
26. ↑ Denebola . SIMBAD . Consultado el 11 de julio de 2021. Archivado desde el original el 22 de diciembre de 2015. (indefinido)
27. ↑ Thuban . SIMBAD . Consultado el 11 de julio de 2021. Archivado desde el original el 21 de abril de 2021. (indefinido)
28. ↑ Eta Leonis . SIMBAD . Consultado el 11 de julio de 2021. Archivado desde el original el 21 de abril de 2021. (indefinido)
29. ↑ Querido D. Sirius . Enciclopedia de Internet de la ciencia . Consultado el 13 de julio de 2021. Archivado desde el original el 9 de mayo de 2021. (indefinido)
30. ↑ Gray, Corbally, 2009 , pág. 556-561.
31. ↑ Gray, Corbally, 2009 , págs. 4-6.
32. ↑ Richmond M. Clasificación de espectros estelares . Instituto de Tecnología de Rochester. Consultado el 11 de julio de 2021. Archivado desde el original el 14 de febrero de 2021. (indefinido)
33. ↑ Pickering EC El Catálogo Draper de espectros estelares fotografiados con el telescopio Bache de 8 pulgadas como parte del monumento a Henry Draper  // Annals of Harvard College Observatory. - Harvard: Observatorio de la Universidad de Harvard , 1890. - Vol. 27.- Pág. 1-6. Archivado el 2 de mayo de 2019.
34. ↑ Gray, Corbally, 2009 , pág. 160.

Literatura

• Kononovich E. V., Moroz V. I. Curso general de astronomía. — 2º, corregido. — M .: URSS , 2004. — 544 p. — ISBN 5-354-00866-2 .
• Surdin VG Astronomía: siglo XXI. - 3ra ed. - Fryazino: Vek 2, 2015. - 608 p. — ISBN 978-5-85099-193-7 .
• Gray RO, Corbally CJ Clasificación espectral estelar . — Princeton; Woodstock: Prensa de la Universidad de Princeton , 2009. - 592 p. - ISBN 978-0-691-12510-7 .
• Karttunen H., Kroger P., Oja H., Poutanen M., Donner KJ Astronomía fundamental . — 5ª edición. — Berlín; Heidelberg; N.Y .: Springer , 2007. - 510 p. — ISBN 978-3-540-34143-7 .

diccionarios y enciclopedias	Britannica (en línea)