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 MРедагувати

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

Екстремальні субкарлики класу MРедагувати

Приклади: APMPM J0559-2903

Зорі головної послідовності класу MРедагувати

Докладніше: Червоний карлик

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 MРедагувати

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 MРедагувати

Приклади:

Гіганти спектрального класу MРедагувати


Фізичні параметри гігантів класу MРедагувати

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

Зорі класу M, що належать до асимптотичної гілки гігантівРедагувати

Приклади: Міра A

НадгігантиРедагувати

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 MРедагувати

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

Див. такожРедагувати

ПриміткиРедагувати

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

ДжерелаРедагувати

  1. Optical Spectroscopy of 2MASS Color-Selected Ultracool Subdwarfs, Adam J. Burgasser et al., 2006
  2. 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.
  3. а б в David F. Gray «The observations and analysis of Stellar Phorospheres», Cambridge University Press 2005