Звёзды спектрального класса M имеют температуры поверхности от 2500 до 3800 K и красный цвет. Для их спектров характерно наличие полос поглощения молекулярных соединений, в частности, TiO, и линий поглощения нейтральных металлов. С физической точки зрения спектральный класс M является очень разнородным и включает в себя не только звёзды различных масс, но и некоторые коричневые карлики.
К спектральному классу M относятся звёзды с температурами 2500—3800 K. Цвет звёзд этого класса — красный, показатели цвета B−V составляют около 1,5m[1][2][3].
Спектры этих звёзд пересечены полосами поглощения молекулы TiO и других молекулярных соединений. Также наблюдается множество линий нейтральных металлов, из которых линия Ca I[комм. 1] наиболее сильна[4][5][6]. Полосы TiO усиливаются у поздних подклассов[комм. 2][7].
Между подклассами M наиболее сильно меняется интенсивность полос TiO. Поскольку интенсивность этих линий зависит и от металличности звезды, могут сравниваться интенсивности различных полос TiO друг с другом: например, TiO λ4804[комм. 3], которая слабо меняется с температурой, и TiO λ4955, которая при понижении температуры усиливается довольно быстро. Другой критерий — отношение интенсивностей Ca I λ4226 к Fe I λ4383, возрастающее к поздним спектральным классам. В красных карликах подклассы можно различать по профилю линии поглощения MgH: к поздним подклассам он становится менее резким из-за усиления соседней полосы TiO. Полоса молекулы CaOH в области 5500—5560 Å также используется для определения подкласса: она становится видна у звёзд подкласса M3 и более поздних[8].
Абсолютные звёздные величины звёзд главной последовательности класса M2 составляют 10,6m, у гигантов того же класса ― −0,6…−1,7m, у сверхгигантов ― ярче −2,9m (см. ниже[⇨]). Различие в светимости между звёздами класса M больше, чем в каком-либо другом спектральном классе[9].
В классе M наиболее заметное различие между спектрами звёзд разных классов светимости — интенсивность линии Ca I, которая уменьшается при росте светимости. Такой же эффект наблюдается у полос MgH. Также могут использоваться линии K I λ7665 и λ7699, которые также более слабы в гигантах и сверхгигантах, но их интенсивность зависит от температуры, поэтому по этим линиям подкласс и класс светимости определяются итеративно[10].
Углеродные и циркониевые звёзды могут иметь температуры, близкие к таковым у звёзд класса M, и похожие спектральные характеристики, хотя и выделяются в отдельные спектральные классы C и S соответственно[11]. Разновидность звёзд класса M с эмиссионными линиями в спектре — Me-звёзды, среди них встречаются как гиганты и сверхгиганты, так и карлики[12].
Спектральный класс M является очень разнородным с точки зрения физических параметров звёзд. Например, красные карлики — звёзды главной последовательности класса M, имеют массы менее 0,5 M⊙, светимости менее 0,08 L⊙ и из всех звёзд являются наиболее многочисленными[12][13]. Согласно теоретическим расчётам, самые маломассивные из них могут существовать порядка 10 триллионов лет, что на порядки превышает возраст Вселенной[14].
Достаточно молодые и массивные коричневые карлики также могут иметь температуру, достаточную, чтобы относиться к спектральному классу M, но не ранее подкласса M7[15]. В то же время, самые маломассивные звёзды достаточно большого возраста могут иметь более низкие температуры и принадлежать к спектральному классу L, к которому относятся коричневые карлики[16].
Красные гиганты и сверхгиганты этого класса более массивны и часто переменны: обычно они являются долгопериодическими переменными, например, миридами, и могут относиться как к населению I, так и к населению II[17]. Сверхгиганты класса M имеют самые большие размеры из всех звёзд[12].
Звёзды класса M составляют 73 % от общего числа звёзд Млечного Пути[18], но их доля среди наблюдаемых звёзд гораздо меньше, поскольку их большая часть — тусклые красные карлики[13]. Например, в каталоге Генри Дрейпера, включающем в себя звёзды с видимой звёздной величиной до 8,5m, около 3 % звёзд относятся к классу M[19][20].
Спектральный класс | Абсолютная звёздная величина, m | Температура, K | ||||
---|---|---|---|---|---|---|
V | III | I | V | III | I | |
M0 | 9,2 | −0,2…−1,3 | −2,6…−7,3 | 3759 | 3845 | 3790 |
M1 | 9,7 | −0,3…−1,5 | −2,7…−7,3 | 3624 | 3750 | 3745 |
M2 | 10,6 | −0,6…−1,7 | −2,9…−7,0 | 3489 | 3655 | 3660 |
M3 | 11,6 | −0,8…−1,9 | 3354 | 3560 | 3605 | |
M4 | 12,9 | −1,1…−2,2 | 3219 | 3460 | ||
M5 | 14,5 | 3084 | 3355 | 3450 | ||
M6 | 16,1 | 2949 | 3240 | |||
M7 | 2814 | 3100 | ||||
M8 | 2679 | 2940 | ||||
M9 | 2544 | 2755 |
К звёздам главной последовательности класса M можно отнести 40 Эридана C (M4.5V)[22], примером гиганта служит Бета Пегаса (M2.5II-III)[23], а сверхгиганта ― Бетельгейзе (M1-M2Ia-Iab)[24].
Ближайшая звезда к Земле после Солнца — Проксима Центавра, относится к классу M и находится на расстоянии 1,30 парсека (4,24 светового года)[25]. Ярчайшей звездой класса M для земных наблюдателей является Бетельгейзе: его видимая звёздная величина равна 0,50m[19].
Спектральный класс | Класс светимости | ||
---|---|---|---|
V | III | I | |
M0 | Глизе 846[комм. 4] | Мирах | |
M1 | |||
M2 | Глизе 411 | Хи Пегаса | Мю Цефея |
M3 | Глизе 752 A | ||
M4 | Глизе 166 C[комм. 5] | HR 3577 | EV Киля[комм. 5] |
M5 | |||
M6 | |||
M7 | BK Девы | ||
M8 | |||
M9 | R Льва |
![]() | |
---|---|
Основные спектральные классы | |
Дополнительные спектральные классы | |
Классы светимости |
![]() | Эта статья входит в число добротных статей русскоязычного раздела Википедии. |