Зорі спектрального класу K Зо рі спектра льного кла су K є дещо холоднішими за наше Сонце й мають відповідно порівняно н

Зо́рі спектра́льного кла́су K є дещо холоднішими за наше Сонце й мають відповідно порівняно нижчі ефективні температури. Здебільшого, в їхніх спектрах спостерігають надзвичайно слабкі лінії водню та нейтральних (неіонізованих) металів (Mn I, Fe I, Si I). Інколи лінії водню є настільки слабкими за інтенсивністю, що взагалі не проявляються у спектрах зір цього спектрального класу.

Порівняння розмірів Альдебарана і Сонця.

У спектрах зір пізніх (холодніших) підкласів спектрального класу K часто присутні молекулярні смуги окису титану. Вважається, що зорі цього спектрального класу є найпридатнішими для зародження та розвитку життя на планетах, що входять до їхніх планетних систем.

Субкарлики класу K Редагувати

Зорі Головної Послідовності класу K Редагувати

Приблизно одна з восьми зір Головної послідовності, розташованих в околі Сонця, має спектральний клас K.

Фізичні параметри зір Головної Послідовності класу K Редагувати

У таблиці подано усереднені значення параметрів. Параметри окремих зірок можуть відрізнятися від поданих нижче.

Клас	B-V	V-R	b-y	M_V	BC	T_eff, °K	R/R_Ο	log g	M/M_Ο	Vsin(i), км/с
K0	0,82	0,64	0,50	6,0	−0,23	5282	0,83	4,6	0,90	2,2
K2	0,92	0,74	0,54	6,5	−0,30	5055	0,75	4,6	0,81	2,0
K3	0,96	0,81	0,57	6,8	−0,33	4973	0,73	4,6	0,79	2,0
K5	1,15	0,99	0,67	7,5	−0,43	4623	0,64	4,6	0,65	1,9
K7	1,30	1,15	0,80	8,0	−0,54	4380	0,54	4,7	0,54	1,7

Субгіганти спектрального класу K Редагувати

Гіганти спектрального класу K Редагувати

Спектр гіганта спектрального класу K4.

Фізичні параметри гігантів класу K Редагувати

У таблиці подано усереднені значення параметрів. Параметри окремих зірок можуть відрізнятися від поданих нижче.

Клас	B-V	V-R	b-y	M_V	BC	T_eff, °K	R/R_Ο	log g	Vsin(i), км/с
K0	1,03	0,77	0,60	0,2	−0,37	5282	14	2,5	3,0
K2	1,18	0,84	0,68	0,1	−0,45	5055	17	2,1	2,3
K3	1,29	0,96	0,80	0,1	−0,53	4973	21	—	2,0
K5	1,44	1,20	0,90	0,0	−0,81	4623	40	—	—
K7	1,53	—	0,93	−0,1	−1,15	4380	60	—	—

Надгіганти Редагувати

Надгіганти в процесі зоряної еволюції досить часто змінюють свій спектральний клас від O чи B (блакитні надгіганти) до K чи M (червоні надгіганти) кілька раз, то в один, то в інший бік, внаслідок загоряння в їх надрах гелію, вуглецю й т.д.

Фізичні параметри надгігантів класу K Редагувати

У таблиці подано усереднені значення параметрів. Параметри окремих зірок можуть відрізнятися від поданих нижче.

Клас	B-V	V-R	M_V	BC	T_eff, °K	R/R_Ο	log g	Vsin(i), км/с
K0	1,20	0,76	−4,5	−0,47	4500	110	1,4	~5,0
K2	1,29	0,85	−4,5	−0,53	4400	—	1,0	—
K3	1,38	0,94	−4,5	−0,68	4230	130	0,6	—
K5	1,60	1,20	−4,5	−1,52	3900	200	0,0	~4,0
K7	1,62	—	−4,5	—	3870	—	−0,3	—

Від'ємне значення log g для надгігантів підкласу K7 й пізніше свідчить про загублення ними своєї маси внаслідок зоряного вітру. За малої гравітації під тиском випромінювання верхні шари атмосфери помаранчевих надгігантів витікають у навколишній міжзоряний простір.

Див. також Редагувати

Примітки Редагувати

Ця пропорція отримана для зір з абсолютною зоряною величиною 16^m і вище.

Джерела Редагувати

. Архів оригіналу за 12 грудня 2009. Процитовано 2 листопада 2010.
LeDrew, G.; The Real Starry Sky [ 14 грудня 2015 у Wayback Machine.], Journal of the Royal Astronomical Society of Canada, Vol. 95, No. 1 (whole No. 686, February 2001), pp. 32–33.
↑ David F. Gray «The observations and analysis of Stellar Phorospheres», Cambridge University Press 2005

[proportions-2] Ця пропорція отримана для зір з абсолютною зоряною величиною 16^m і вище.

[1] . Архів оригіналу за 12 грудня 2009. Процитовано 2 листопада 2010.

[LeDrew2001-3] LeDrew, G.; The Real Starry Sky [ 14 грудня 2015 у Wayback Machine.], Journal of the Royal Astronomical Society of Canada, Vol. 95, No. 1 (whole No. 686, February 2001), pp. 32–33.

[Gray-4] David F. Gray «The observations and analysis of Stellar Phorospheres», Cambridge University Press 2005