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.
Червоні субкарлики класу M
[ред. | ред. код]- Приклади: LEHPM 2-59[1], SSSPM J1930-4311
- Приклади: APMPM J0559-2903
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
[ред. | ред. код]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 | MV | BC | Teff, °K | R/RΟ | log g | M/MΟ | 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
[ред. | ред. код]- Приклади:
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 | MV | BC | Teff, °K | R/RΟ | 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
- Приклади: Міра A
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
[ред. | ред. код]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 | MV | BC | Teff, °K | R/RΟ | 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
- Зорі спектрального класу O
- Зорі спектрального класу B
- Зорі спектрального класу A
- Зорі спектрального класу F
- Зорі спектрального класу G
- Зорі спектрального класу K
- ↑ . Це дані по зорям з абсолютною зоряною величиною 16m і вище.
- ↑ Optical Spectroscopy of 2MASS Color-Selected Ultracool Subdwarfs, Adam J. Burgasser et al., 2006
- ↑ LeDrew, G.; The Real Starry Sky [Архівовано 14 грудня 2015 у Wayback Machine.], Journal of the Royal Astronomical Society of Canada, Vol. 95, No. 1 (whole No. 686, February 2001), pp. 32-33.
- ↑ а б в David F. Gray «The observations and analysis of Stellar Phorospheres», Cambridge University Press 2005
