Stjärnor av spektral typ O kännetecknas av höga yttemperaturer - mer än 30 tusen kelviner - och blå färg. Deras spektra innehåller spektrallinjer av multipeljoniserade metaller och joniserat helium . Linjer av neutralt helium och väte är närvarande, men svaga, och emissionslinjer finns också ofta i spektra. Klass O är indelad i underklasser från den tidigaste O2 till den senaste O9.7. Vid övergång till de senare underklasserna ökar intensiteten hos linjerna av neutralt helium och intensiteten hos linjerna av joniserat helium minskar.
Till klass O, liksom till klass B , hör främst de mest massiva och ljusa, men kortlivade stjärnorna. Trots sitt ringa antal ger sådana stjärnor ett betydande bidrag till ljusstyrkan i de galaxer där de finns, skisserar deras spiralstruktur och spelar en viktig roll i processer som till exempel gasjonisering i emissionsnebulosor .
Spektraltypen O inkluderar några av de hetaste stjärnorna. Deras yttemperatur är över 30 000 Kelvin och överstiger vanligtvis inte 50 000 Kelvin. Stjärnor i denna klass är blå: B−V-färgindexet för sådana föremål är cirka −0,3 m [1] [2] [3] .
Spektra för klass O-stjärnor domineras av blå och ultraviolett strålning. Ett utmärkande särdrag för deras spektra är dessutom absorptionslinjerna för multipeljoniserade element : till exempel Si V och C III, N III och O III [komm. 1] . He II -linjerna är också starka , i synnerhet Pickering-serien . Linjer av neutralt helium och väte är märkbara men svaga [4] [5] [6] . Ganska ofta observeras emissionslinjer : i det optiska området finns de i 15 % av stjärnorna i denna klass och klass B [7] . Många stjärnor i O-klassen uppvisar röntgenstrålningslinjer från mycket starkt joniserade grundämnen, såsom Si XV [8] .
Till skillnad från andra spektralklasser är den tidigaste underklassen av O O2, inte O0 (se nedan ), den senaste är O9.7 [9] . I senare underklasser, i förhållande till tidigare, ökar intensiteten hos neutrala heliumlinjer och den för joniserat helium minskar: förhållandet mellan deras intensiteter används som ett av huvudkriterierna för att bestämma vilken underklass en stjärna tillhör. Linjerna He II λ4541 och He I λ4471 jämförs oftast [komm. 2] , vars intensiteter blir lika i O7-underklassen, eller He II λ4200- och He I λ4026-linjerna, som är jämförbara i intensitet i O6-underklassen. Neutrala heliumlinjer kan inte längre detekteras i O3-stjärnor. Dessutom kan linjeintensiteter för andra element jämföras för att mer exakt bestämma underklassen, även om dessa kriterier är tillämpliga i ett litet urval av underklasser: till exempel jämförs N IV och N III för stjärnor i tidiga underklasser, och Si IV och Si III jämförs för senare [6] .
Ljusstyrkorna för stjärnor i O-klassen som tillhör olika ljusklasser skiljer sig inte så mycket åt: till exempel är den absoluta magnituden för O5-klassens huvudsekvensstjärnor −5,5 m , och för superjättar av O5-klassen är den −7,0 m [10] [ 11] . Ljusstyrkeklasser skiljer sig främst i spektrala egenskaper: till exempel för sena O-underklasser manifesteras ljuseffekter av intensiteten hos metalllinjer. Denna egenskap ökar med stjärnans ljusstyrka: för en kvantitativ bedömning kan Si IV- och He I-linjerna jämföras. För tidiga spektraltyper inträffar negativa ljusstyrkaeffekter: djupet av vissa absorptionslinjer för He II och N III minskar när man flyttar till ljusare ljusklasser, och för av de ljusaste stjärnorna i dessa linjer, observeras inte absorption, utan emission (se nedan ) [12] .
Bland klass O-stjärnor urskiljs särskilt subtyperna Oe med emissionslinjer av väte och Oef med emissionslinjer av joniserat helium. Undertypen Of urskiljs också, som tillsammans med absorption i helium- och kvävelinjerna kännetecknas av emission i några av dem: dessa är He II λλ-linjen och N III λλ4634, 4640, 4642-linjerna [komm. 3] . Alla stjärnor i tidigare underklasser än O5 är Of-stjärnor. På grund av det faktum att emission och absorption kombineras i var och en av dessa våglängder, kan både absorption och emission observeras totalt, där den senare blir dominerande i ljusare stjärnor [1] [13] :
I vissa fall uppvisar spektra av stjärnor både egenskaperna hos klass O-stjärnor och egenskaperna hos Wolf-Rayet-stjärnor . I det här fallet skrivs spektraltypen som två klasser åtskilda av ett snedstreck : O2If*/WN6. Sådana stjärnor i engelska källor kallas slash stars (lit. "slash stars") [14] .
De mest massiva och ljusstarkaste stjärnorna tillhör denna klass. Deras massa är mer än 20 M ⊙ , och deras ljusstyrka kommer från flera tiotusentals solceller och kan nå miljoner [15] . Sådana stjärnor lever under en kort tid: stjärnor av en sådan massa och en sådan spektraltyp finns i huvudsekvensen i cirka 3–6 miljoner år, därför är klass O-stjärnor mycket unga objekt som tillhör extrem population I [16] [1 ] [17] . Av denna anledning är sådana stjärnor indikatorer på mycket ny stjärnbildning i området där de observeras, och finns till exempel i OB-associationer , där alla stjärnor bildades från samma molekylära moln [18] [19] .
Trots att stjärnorna i denna klass är väldigt få till antalet - de är bara 0,00002 % av det totala antalet stjärnor i Vintergatan [20] - på grund av deras höga ljusstyrka, är deras andel bland de observerade stjärnorna mycket större. Till exempel, i Henry Drapers katalog , som inkluderar stjärnor med en skenbar magnitud på upp till 8,5 m , tillhör cirka 1 % av stjärnorna O-klassen [21] [22] . Sådana stjärnor, tillsammans med klass B- stjärnor, är de huvudsakliga bidragsgivarna till ljusstyrkan (men inte massan) i de galaxer där de förekommer, skisserar strukturen hos spiralarmarna och spelar en viktig roll för att berika galaxerna med vissa element som t.ex. som syre när de exploderar som supernovor . På grund av intensiv ultraviolett strålning och en stark stjärnvind påverkar klass O-stjärnor avsevärt sin egen miljö: de joniserar gas i emissionsnebulosor och kan stimulera eller omvänt stoppa stjärnbildningen i deras närhet [1] [17] .
De flesta stjärnor av O-klass roterar snabbt. Tre fjärdedelar av klass O-stjärnor finns i binära system , av vilka några är nära och i vilka stjärnor utbyter materia [1] .
Tidiga underklass B-stjärnor har liknande fysiska och spektrala egenskaper, så de är ofta grupperade med klass O-stjärnor under det allmänna namnet " OB-stjärnor ". Denna gemenskap, trots namnet, inkluderar inte sena B-underklasser: bland huvudsekvensstjärnor hör stjärnor senast B2 till den, men för ljusare ljusstyrkaklasser flyttas denna gräns till senare underklasser [17] .
Ett undantag från dessa regelbundenheter är subdvärgar av klass O. Dessa stjärnor är lågmassastjärnor i sena evolutionsstadier , de kan tillhöra både population I och population II . De är mycket svagare än andra klass O-stjärnor, men på grund av sin höga temperatur tillhör de även denna spektraltyp [23] [24] .
| Spektralklass | Absolut magnitud , m | Temperatur, K | ||||
|---|---|---|---|---|---|---|
| V | III | jag | V | III | jag | |
| O2-3 | −5.6 | −6,0 | −6.8 | 44850 | 42940 | 42230 |
| O4 | −5.5 | −6.4 | −7,0 | 42860 | 41490 | 40420 |
| O5 | −5.5 | −6.4 | −7,0 | 40860 | 39510 | 38610 |
| O6 | −5.3 | −5.6 | −6,3...−7,0 | 38870 | 36670 | 36800 |
| O7 | −4.8 | −5.6 | −6,3...−7,0 | 36870 | 34640 | 34990 |
| O8 | −4.4 | −5.6 | −6,2...−7,0 | 34880 | 32570 | 33180 |
| O9 | −4.3 | −5.6 | −6,2...−7,0 | 32880 | 30740 | 31370 |
Klass O-stjärnor inkluderar till exempel Alpha Giraffe , en superjätte av O9Ia-klassen [ 26 ] , såväl som Theta¹ Orion C , en huvudsekvensstjärna av O7Vp-klass [27] . Den närmaste O-klassstjärnan till jorden är Zeta Ophiuchus , som ligger på ett avstånd av cirka 370 ljusår [28] , och den ljusaste när den observeras från jorden är Alnitak med en skenbar magnitud på +1,77 m [21] .
| Spektralklass | Ljusstyrka klass | ||
|---|---|---|---|
| V | III | jag | |
| O2 | BI 253 | LH 64-16 | HD 93129A |
| O3 | HD 64568 | Cyg OB 2-7 | |
| O4 | HD 46223 | ST 2-22 | HD 190429A |
| O5 | HD46150 | HD 15558 | HD 14947 |
| O6 | HD 101190 | HD 93130 | lambda cephei |
| O7 | HD 91824 | HD 93222 | Sanduleak 80 |
| O8 | HD48279 | Lambda Orionis | HD 112244 |
| O9 | 10 ödlor | Iota av Orion | HD 210809 |
Spektralklassen O, liksom andra klasser, dök upp i Williamina Flemings arbete i en nära modern form 1890. Efter det, 1901, slutförde Annie Cannon klassificeringssystemet, och klass O blev den första i sekvensen [30] .
Till en början ansågs närvaron av He II-linjer i deras spektrum vara en utmärkande egenskap hos klass O- stjärnor; de observerades inte längre i spektra av klass B-stjärnor . Men senare, på grund av användningen av mer avancerade instrument, upptäcktes svaga He II-linjer i spektra av stjärnor av de tidigaste underklasserna B [31] . Klass O använde tidigare bara underklasserna O5 till O9: de tidigare underklasserna lades till senare. Till exempel introducerades den tidigaste moderna underklassen, O2, 2002 [32] [33] .
| Spektralklassificering av stjärnor | |
|---|---|
| Huvudsakliga spektraltyper | |
| Ytterligare spektraltyper | |
| Ljusstyrka klasser | |