Зоря спектрального класу A має температуру поверхні від 7400 до 10 000 К і білий колір. У спектрах таких зір найвиразніші лінії водню, а до пізніших підкласів також посилюються лінії йонізованого кальцію та нейтральних металів.

Серед зір класу A часто трапляються хімічно пекулярні — понад 30 % від усіх зір цього класу. З фізичної точки зору клас A є досить неоднорідним і охоплює різні зорі населення I та населення II.

Характеристики До спектрального класу A належать зорі з температурами 7400—10 000 К. Колір зір цього класу — білий, показники кольору B−V близькі до нуля.

У спектрах зір класу A дуже сильні лінії водню, особливо серії Бальмера, тоді як загалом спектри цих зір майже не мають інших виразних особливостей. Інші лінії значно слабші, і лише в пізніших підкласах посилюються лінії Ca IIРимська цифра після позначення елемента означає його ступінь йонізації. I — нейтральний атом, II — однократно йонізований елемент, III — двічі йонізований і так далі. та деяких нейтральних металів. Лінії нейтрального гелію відсутні в усіх підкласах, окрім найранішогоБільш ранні та більш пізні підкласи включають зорі відповідно з вищою та нижчою температурою. Чим більше число, що позначає підклас, тим він пізніший. — A0, де спостерігаються слабкі лінії цього елемента.

Підкласи Лінії нейтрального водню досягають максимальної інтенсивності в підкласі A2, а в пізніших підкласах слабшають. Натомість лінії нейтральних металів, а також Ca II, посилюються до пізніших підкласів. Інтенсивності ліній деяких металів, а в ранніх підкласах — і водню, залежать також від світності зорі, тому підклас визначають насамперед за інтенсивністю фраунгоферової лінії K йона Ca II. У пізніших підкласах для цього використовують відношення інтенсивностей лінії K і бальмерівських ліній водню Hδ або Hε; крім того, застосовують лінії Ca I, Fe I або Mn I, які не змінюються зі світністю, але залежать від температури. Однак класифікацію може ускладнювати хімічна пекулярність, що часто трапляється у зір класу A.

Класи світності Абсолютні зоряні величини зір головної послідовності класу A5 становлять 2,1m, у гігантів того ж класу — 0,3m, у надгігантів — яскравіші за −4,8m.

Спектроскопічно зорі різних класів світності розрізняють насамперед за шириною ліній водню: на практиці досліджують серію Бальмера або серію Пашена. Однак цей параметр повною мірою придатний лише для підкласів, не пізніших за A6: у пізніших підкласах ширини ліній перестають відрізнятися між тьмяними класами світності, наприклад, між карликами і субгігантами, а згодом — і між усіма класами. У випадках, коли визначити клас світності за лініями водню неможливо, використовують деякі лінії Fe II або Ti II. Ці лінії найсильніше змінюються зі світністю у спектральному класі F, тоді як у пізніх підкласах A їхня чутливість до світності менша, що ускладнює класифікацію в цьому діапазоні.

Зорі головної послідовності ранніх підкласів A помітно різняться за світністю й шириною ліній. Зорі на головній послідовності нульового віку мають значно ширші лінії, ніж інші зорі. Крім того, на ширину ліній і яскравість зорі впливає обертання, яке у зір класу A може бути досить швидким. З цих причин для підкласів від B9 до A3 використовують поділ класу світності V на два підкласи: яскравіший Va і тьмяніший Vb. Іноді застосовують проміжний підклас Vab і клас Va+ між V і IV. Наприклад, Вега через швидке обертання має світність на 0,7m більшу, ніж очікується для її спектрального класу, і належить до класу світності Va.

Додаткові позначення та особливості Серед зір класу A часто трапляються хімічно пекулярні зорі — понад 30 % усіх зір цього класу. Наприклад, зорі з сильними лініями багатьох металів, таких як цинк, стронцій, цирконій або барій, називають Am-зорями. Формальний критерій належності зорі до цього класу полягає в тому, що клас зорі, визначений за лініями металів, має бути щонайменше на 5 підкласів пізнішим, ніж визначений за лініями кальцію: наприклад, Am-зоря може мати підклас A5 за лініями кальцію, а лінії металів у неї відповідають підкласу F2. Am-зорі виникають через те, що метали, надлишок яких спостерігається в цих зорях, ефективніше виштовхуються на поверхню тиском світла; при цьому потрібна мала швидкість обертання зорі.

Клас Ap-зір також містить зорі, збагачені металами на поверхні. Однак, на відміну від Am-зір, у Ap-зорях спостерігається надлишок окремих елементів, а не майже всіх металів: зокрема, можуть бути сильні лінії Mn II, Eu II, Cr II, Sr II. Зорі, що мають спектральні класи B або F, також можуть проявляти значний надлишок елементів, але їх часто узагальнено називають Ap-зорями. Поява таких аномалій хімічного складу пов'язана з магнітними полями зір.

Зорі типу λ Волопаса, навпаки, бідні на важкі елементи, але належать до населення I — зокрема, вміст вуглецю, азоту та кисню у них порівнянний із сонячним. Причини появи таких зір залишаються невідомими.

Зорі, у спектрах яких спостерігаються емісійні лінії, називають Ae-зорями. Наявність емісійних ліній зумовлена оболонкою з розігрітої речовини навколо зорі; зазвичай спостерігається емісія водню. У межах цього типу виділяють Ae/Be-зорі Гербіга — це дозоряні об'єкти головної послідовності, що досі перебувають у туманності, у якій сформувалися.

Фізичні характеристики Спектральний клас A є досить неоднорідним з погляду фізичних параметрів зір. Наприклад, зорі головної послідовності класу A мають маси 1,5—3 , світності приблизно 7—80 і живуть не більше 2 мільярдів років. Вони належать до населення I, і серед них трапляються змінні типу δ Щита. Масивніші зорі можуть еволюціонувати в гіганти і надгіганти класу A.

Старіші, бідні на метали зорі населення II також представлені в спектральному класі A. Передусім це досить гарячі зорі горизонтальної гілки, в ядрах яких відбувається горіння гелію, зокрема змінні типу RR Ліри. Вони належать до класів світності гігантів і субгігантів. Зорі, що зійшли з асимптотичної гілки гігантів і перетворюються на планетарні туманності, короткочасно опиняються в класі A, у класі світності надгігантів, хоча мають значно менші маси, ніж надгіганти населення I.

Зорі класу A малочисельні — вони становлять лише 0,6 % від загальної кількості зір Чумацького Шляху. В околі Сонця, у середньому, одна зі 160 зір головної послідовності належить до спектрального класу ALeDrew, 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.. Утім через високу яскравість частка зір класу A серед спостережуваних зір значно більша. Наприклад, у каталозі Генрі Дрейпера, що містить зорі з видимою зоряною величиною до 8,5m, близько 22 % зір належать до класу A.

+Параметри зір спектрального класу A різних підкласів і класів світностіСпектральний класАбсолютна зоряна величина, mТемпература, КVIIIIVIIIIA01,4−0,8−5,2…−7,19800100009900A11,6−0,4−5,1…−7,395009500A21,9−0,2−5,0…−7,5890090009000A32,00,0−4,8…−7,6852085008400A52,10,3−4,8…−7,7815080008100A72,30,5−4,8…−8,0783077507800A92,50,6−4,8…−8,373807450Усереднені значення параметрів зір головної послідовності класу ADavid F. Gray «The observations and analysis of Stellar Phorospheres», Cambridge University Press 2005:

Клас B-V V-R b-y MV BC Teff, К R/RΟ log g M/MΟ Vsin(i), км/с A0 0,00 0,02 −0,01 0,7 −0,14 9572 1,80 4,3 2,34 255 A2 0,06 0,08 0,04 1,3 0,00 8985 1,75 4,3 2,21 244 A5 0,14 0,16 0,07 1,9 0,02 8306 1,69 4,2 2,04 225 A7 0,19 0,19 0,12 2,3 0,02 7935 1,68 4,2 1,93 210Усереднені значення параметрів надгігантів класу A:

Клас B-V V-R MV BC Teff, К R/RΟ log g Vsin(i), км/с A0 0,01 0,03 −5,0 −0,12 9550 70 — — A2 0,05 0,07 −5,0 −0,02 9000 — — — A5 0,10 0,12 −5,0 0,01 8500 — — — A7 0,13 — −4,9 0,02 8300 — — —

Приклади До зір головної послідовності класу A належать, наприклад, Вега (A0Va), Денебола (A3Va), Альтаїр. Приклад гіганта цього класу — Тубан (A0III), надгіганті — Ета Лева (A0Ib) і Денеб. Сіріус — найяскравіша зоря нічного неба з видимою зоряною величиною −1,46m, належить до класу A. Сіріус також є найближчою до Землі зорею цього класу: відстань до нього становить 2,6 парсека (8,6 світлового року).

Приклади хімічно пекулярних зір класу A — HD 294 (A0), HD 952 (A1), HD 1677 (A2), HD 267 (A3), HIP 1414 (A4), HD 2852 (A5), HD 1114 (A6), HD 2628 (A7), HD 1732 (A8), HD 1525 (A9). +Деякі зорі класу A, що використовують як стандартиСпектральний класКлас світностіVIIIIA0ВегаТубанA148 КитаHR 2925A2HR 4023HR 2751ДенебA3ФомальгаутHR 3514A5HD 23194A72 Південної ГідриТета² ТельцяA944 Кита

Історія вивчення Спектральний клас A, як і інші класи, у близькому до сучасного вигляді з'явився в роботах Вільяміни Флемінг близько 1890 року. Спершу він очолював послідовність як клас із найсильнішими лініями водню. У 1901 році Енні Джамп Кеннон удосконалила систему класифікації, розташувавши класи за спаданням температури зір, і клас A перестав бути першим у послідовності.

Спочатку клас A визначали за відсутністю в спектрах зір цього класу ліній He I, які були присутні в зір класу B. Однак згодом, завдяки використанню досконаліших приладів, у спектрах зір підкласу A0 виявили слабкі лінії He I, тож цей критерій втратив точність.

Див. також

Зоря головної послідовності спектрального класу A

Коментарі

Примітки

Література