Звезда спектрального класса F

К более поздним подклассам спектр поглощения металлов, в частности кальция, становится сильнее, а линии водорода — слабее. Подкласс можно оценивать по фраунгоферовой линии K иона Ca II, хотя в классах позднее F3 она усиливается незначительно с понижением температуры и не позволяет точно определять подкласс. Чаще всего температуру и подкласс звезды оценивают по интенсивности линий водорода, поскольку интенсивность этих линий не зависит ни от химического состава звезды, ни от её класса светимости. Кроме того, в поздних подклассах могут использовать соотношение интенсивностей линий металлов и водорода: например, Fe l λ4046[комм. 3] к бальмеровской линии Hδ или Ca l λ4226 к Hγ. Другой используемый критерий ― интенсивность линий молекулы CH, которые появляются в подклассах F3―F4 и усиливаются к более поздним[8].

Абсолютные звёздные величины звёзд главной последовательности класса F5 составляют 3,4^m, у гигантов того же класса ― 0,7^m, у сверхгигантов ― ярче −4,4^m (см. ниже)[9].

Методы спектроскопии позволяют различать классы светимости по линиям различных металлов. Например, различные линии Fe II и Ti II более сильны в более ярких классах светимости, но в подклассе F8 и позднее эти линии уже практически исчезают. Линии Sr II, напротив, практически незаметны в подклассе F2 и ранее, зато позволяют различать классы светимости поздних подклассов F[10].

В ультрафиолетовой области спектра классы светимости различаются не только интенсивностью линий некоторых металлов, но и распределением энергии в спектре в целом, например, длиной волны, на которой поток оказывается нулевым. В инфракрасной области водородные линии серии Пашена и некоторые линии кислорода усиливаются с ростом светимости, но в поздних подклассах эти эффекты оказывается менее выраженными, и заметные эффекты светимости остаются в основном у линий Ca II[11].

Среди звёзд класса F встречаются химически пекулярные, однако их значительно меньше, чем, например, в классе A, а в подклассах позже F5 таких практически нет. Это связано с тем, что при температурах звёзд класса F внешние слои уже становятся конвективными, поэтому поверхностные аномалии химического состава перераспределяются по всей атмосфере и перестают быть заметными[7].

Примеры классов химически пекулярных звёзд класса F — это звёзды типа Ро Кормы и звёзды типа Дельты Дельфина, которые, по сути, являются Am-звёздами поздних подклассов — в их спектрах аномально сильны линии многих металлов, но не кальция[12]. Аналогично, Fp-звёзды являются продолжением Ap-звёзд в класс F[13].

Процион — звезда класса F

Спектральный класс F является достаточно разнородным с точки зрения физических параметров звёзд. Например, звёзды главной последовательности класса F имеют массы 1,2—1,6 M_⊙, светимости в диапазоне приблизительно 2—6 L_⊙ и живут около нескольких миллиардов лет[14]. Такие звёзды могут относиться как к населению I, так и к более старому и бедному металлами населению II: на точке поворота главной последовательности для популяций толстого диска и галактического гало звёзды более ранних классов не встречаются[7]. В первом случае они могут быть переменными типа Дельты Щита[15], во втором — переменными типа SX Феникса[16]. Звёзды главной последовательности поздних подклассов F обычно включаются в программы поиска внеземных цивилизаций SETI[13].

Гиганты и сверхгиганты класса F также могут относиться к обоим звёздным населениям. Так, например, некоторые звёзды горизонтальной ветви, в частности, некоторые переменные типа RR Лиры — звёзды-гиганты класса F, относящиеся к населению II[17].

Большая часть сверхгигантов класса F — молодые, массивные звёзды населения I, которые успели проэволюционировать, но есть сверхгиганты населения II, на что указывает их высокая галактическая широта и недостаток тяжёлых элементов. Например, некоторые из них — маломассивные звёзды, которые сошли с асимптотической ветви гигантов. Сверхгиганты класса F также могут проявлять переменность как цефеиды[18][19].

Звёзды класса F составляют 2,9 % от общего числа звёзд Млечного Пути[20], но вследствие относительно высокой яркости их доля среди наблюдаемых звёзд больше. Например, в каталоге Генри Дрейпера, включающем в себя звёзды с видимой звёздной величиной до 8,5^m, около 19 % звёзд относятся к классу F[21][22].