Звезда спектрального класса O

Звёзды спектрального класса O характеризуются высокими температурами поверхности — более 30 тысяч кельвинов — и голубым цветом. В их спектрах присутствуют спектральные линии многократно ионизованных металлов и ионизованного гелия. Линии нейтральных гелия и водорода присутствуют, но слабы, также в спектрах часто встречаются эмиссионные линии. Класс O делится на подклассы от самого раннего O2 до самого позднего O9.7. При переходе к более поздним подклассам увеличивается интенсивность линий нейтрального гелия и уменьшается — ионизованного.

К классу O, как и к классу B, принадлежат в основном самые массивные и яркие, но короткоживущие звёзды. Несмотря на свою малочисленность, такие звёзды вносят значительный вклад в светимость галактик, где они присутствуют, очерчивают их спиральную структуру и играют важную роль в таких процессах, как, например, ионизация газа в эмиссионных туманностях.

Характеристики

К спектральному классу O относятся одни из наиболее горячих звёзд. Температура их поверхности составляет более 30 тысяч кельвинов и обычно не превышает 50 тысяч кельвинов. Звёзды этого класса имеют голубой цвет: показатель цвета B−V для таких объектов составляет около −0,3m.

В спектрах звёзд класса O доминирует синее и ультрафиолетовое излучение. Кроме того, отличительной чертой их спектров являются линии поглощения многократно ионизованных элементов: к примеру, Si V и C III, N III и O III. Сильны также линии He II — в частности, серия Пикеринга. Линии нейтрального гелия и водорода заметны, но слабы. Довольно часто наблюдаются эмиссионные линии: в оптическом диапазоне они встречаются у 15 % звёзд этого класса и класса B. У многих звёзд класса O в рентгеновском диапазоне наблюдаются эмиссионные линии очень сильно ионизованных элементов, например, Si XV.

Подклассы

В отличие от остальных спектральных классов, самый ранний подкласс O — это O2, а не O0 (см. ниже), самый поздний — O9.7. У более поздних подклассов относительно более ранних увеличивается интенсивность линий нейтрального гелия и уменьшается — ионизованного: отношение их интенсивностей используется как один из основных критериев для определения, к какому подклассу принадлежит звезда. Чаще всего сравниваются линии He II λ4541 и He I λ4471, интенсивности которых становятся равными в подклассе O7, либо линии He II λ4200 и He I λ4026, которые сравниваются в интенсивности в подклассе O6. В звёздах класса O3 линии нейтрального гелия обнаружить уже не удаётся. Кроме того, для более точного определения подкласса могут сравниваться интенсивности линий других элементов, хотя эти критерии применимы в небольшом диапазоне подклассов: например, N IV и N III сравниваются для звёзд ранних подклассов, а Si IV и Si III сравнивают для более поздних.

Классы светимости

Светимости у звёзд класса O, относящихся к разным классам светимости, различаются не слишком сильно: например, абсолютная звёздная величина для звёзд главной последовательности класса O5 составляет −5,5m, а для сверхгигантов класса O5 ― −7,0m. Классы светимости различаются в первую очередь спектральными характеристиками: например, для поздних подклассов O эффекты светимости проявляет интенсивность линий металлов. Эта характеристика увеличивается с ростом светимости звезды: для количественной оценки могут сравнивать линии Si IV и He I. Для ранних спектральных классов имеют место отрицательные эффекты светимости: глубина некоторых линий поглощения He II и N III уменьшается при переходе к более ярким классам светимости, а для наиболее ярких звёзд в этих линиях наблюдается не поглощение, а эмиссия (см. ниже).

Дополнительные обозначения и особенности

Среди звёзд класса O особо выделяют подтипы Oe с эмиссионными линиями водорода и Oef с эмиссионными линиями ионизованного гелия. Также выделяют подтип Of, для которого наряду с поглощением в линиях гелия и азота характерна эмиссия в некоторых из них: это линия He II λ4686 и линии N III λλ4634, 4640, 4642. Все звёзды более ранних подклассов, чем O5, являются Of-звёздами. Из-за того, что в каждой из этих длин волн сочетается эмиссия и поглощение, в сумме может наблюдаться как поглощение, так и эмиссия, причём последняя становится доминирующей у более ярких звёзд:

• Если поглощение в линиях He II сильно, а в N III наблюдается слабая эмиссия, спектр относят к категории ((f)).
• Если эмиссия в N III более сильна, а поглощение в He II практически равно эмиссии — спектр относят к типу (f).
• Если во всех линиях эмиссия доминирует, спектр получает обозначение f.
• Если, помимо этого, наблюдается сильная эмиссия в линии N IV λ4058, спектр обозначают f*.
• Если эмиссия также наблюдается в линиях Si IV λλ4089, 4116, то спектр обозначается f+.

В некоторых случаях спектры звёзд проявляют как характеристики звёзд класса O, так и характеристики звёзд Вольфа — Райе. В таком случае спектральный класс записывается как два класса через слеш: O2If*/WN6. Такие звёзды в англоязычных источниках называются slash stars (букв. «слеш-звёзды»).

Физические характеристики

К этому классу принадлежат в основном самые массивные и яркие звёзды. Их масса составляет более 20 M⊙, а светимость ― от нескольких десятков тысяч солнечной и может доходить до миллионов. Такие звёзды живут короткий срок: на главной последовательности звёзды такой массы и такого спектрального класса находятся около 3—6 миллионов лет, следовательно, звёзды класса O — очень молодые объекты, относящиеся к экстремальному населению I. По этой причине такие звёзды являются индикаторами очень недавнего звездообразования в области, где наблюдаются, и встречаются, например, в OB-ассоциациях, где все звёзды сформировались из одного молекулярного облака.

Несмотря на то, что звёзды этого класса очень малочисленны — их лишь 0,00002% от общего числа звёзд Млечного Пути, — вследствие высокой яркости их доля среди наблюдаемых звёзд существенно больше. Например, в каталоге Генри Дрейпера, включающем в себя звёзды с видимой звёздной величиной до 8,5m, около 1% звёзд относятся к классу O. Такие звёзды вместе со звёздами класса B вносят основной вклад в светимость (но не массу) галактик, где они встречаются, очерчивают структуру спиральных рукавов и играют основную роль в обогащении галактик некоторыми элементами, такими как кислород, когда взрываются как сверхновые. Благодаря интенсивному ультрафиолетовому излучению и сильному звёздному ветру звёзды класса O существенно влияют на собственное окружение: они ионизуют газ в эмиссионных туманностях, могут стимулировать, или, наоборот, останавливать звездообразование в своих окрестностях.

У большинства звёзд класса O наблюдается быстрое вращение. Три четверти звёзд класса O находятся в двойных системах, некоторые из которых являются тесными и звёзды в которых обмениваются веществом.

Похожие физические и спектральные характеристики имеют звёзды ранних подклассов B, поэтому они часто объединяются со звёздами класса O под общим названием «OB-звёзды». Эта общность, несмотря на название, не включает в себя поздние подклассы B: среди звёзд главной последовательности к ней принадлежат звёзды не позднее B2, но для более ярких классов светимости эта граница сдвинута к более поздним подклассам.

Исключение из этих закономерностей составляют субкарлики класса O. Эти звёзды — маломассивные звёзды на поздних стадиях эволюции, они могут принадлежать как к населению I, так и к населению II. Они существенно тусклее других звёзд класса O, но из-за высокой температуры также принадлежат к этому спектральному классу.

Примеры

К звёздам класса O относятся, например, Альфа Жирафа — сверхгигант класса O9Ia, а также Тета¹ Ориона C — звезда главной последовательности класса O7Vp. Ближайшая к Земле звезда класса O — Дзета Змееносца, находящаяся на расстоянии примерно 370 световых лет, а ярчайшая при наблюдении с Земли — Альнитак с видимой звёздной величиной +1,77m.

История изучения

Спектральный класс O, как и другие классы, в близком к современному виде появился в работе Вильямины Флеминг к 1890 году. После этого в 1901 году Энни Кэннон доработала систему классификации, и класс O стал первым в последовательности.

Первоначально отличительным признаком звёзд класса O считалось наличие в их спектре линий He II — в спектрах звёзд класса B они уже не наблюдались. Однако в дальнейшем, благодаря использованию более совершенных приборов, были обнаружены слабые линии He II в спектрах звёзд самых ранних подклассов B. Кроме того, в классе O ранее использовались подклассы только от O5 до O9: более ранние подклассы были добавлены позже. Например, самый ранний из современных подклассов, O2, был введён в 2002 году.