 |
Астронет: А. В. Локтин, В. А. Марсаков Звездная астрономия в лекциях http://www.variable-stars.ru/db/msg/1245721/lec.4.2.9.html |
Лекция 4. Спектральная классификация звёзд
S-звёзды
S-звёзды - это класс редко встречающихся звёзд - красных гигантов, близких по эффективной температуре к звездам классов М или С, у которых кроме сильных линий CaII наблюдаются линии CaI - 4226 ? и BaII - 4554 ?. Отсутствуют или слабы, в отличие от спектров звёзд класса М, полосы молекулы TiO, встречаются линии неустойчивого химического элемента технеция (ТсI), но особенно типичны для таких звёзд полосы окислов химических элементов, образующихся в процессе медленного захвата нейтронов ядрами (s-процесс). Это полосы ZrO, ScO, YO и LaO. Именно полосы ZrO и LaO ярче всего сигнализируют о принадлежности звезды к классу S. В настоящее время известно около 700 звёзд этого класса.
S-звёзды подразделяются на две группы, "внутренние" и "внешние", согласно причинам возникновения особенностей спектра. В первую включают звёзды, в спектрах которых имеются линии нестабильного элемента Tс с периодом полупаспада 2?105 лет, и их иногда называют технециевыми звездами. Обычно такие звёзды являются переменными типа Миры Кита, на диаграмме Герцшпрунга-Рессела они лежат на асимптотической ветви гигантов. Ко второй группе относят звёзды, не имеющие линий Tc в спектре и не показывающие изменений блеска. Вероятно, звёзды этой группы являются членами тесных двойных систем, второй компонент которых - белый карлик. Они по своим характеристикам близки к симбиотическим звездам. Со стороны низких температур звёзды этого типа примыкают к бариевым, по крайней мере по причинам, приводящим к особенностям в спектре.
Встречаются звёзды промежуточных между M и S типов, поэтому иногда вводят более подробную последовательность M-MS-S-SC-C, видимо характеризующую последовательное возрастание содержаний углерода и кислорода в атмосферах звёзд. Звёзды SC иногда обозначают и CS, такие звёзды в спектрах в дополнение к полосам ZrO содержат полосы молекулярного углерода и интенсивные полосы CN, что приводит к сильному поглощению в области линий NaI D1-D2.