Звезда спектрального класса A

Линии нейтрального водорода достигают максимума интенсивности в подклассе A2, а к более поздним подклассам становятся слабее. Линии нейтральных металлов, а также Ca II к поздним классам, напротив, усиливаются. Интенсивности линий некоторых металлов, а в ранних подклассах — и водорода, зависят также от светимости звезды, так что подкласс определяется в первую очередь по интенсивности фраунгоферовой линии K иона Ca II. В поздних подклассах для этого используют отношение интенсивностей линии K и бальмеровских линий водорода Hδ или Hε, кроме того, могут использоваться не изменяющиеся со светимостью, но зависящие от температуры линии Ca I, Fe I или Mn I. Однако классификацию может затруднять химическая пекулярность, которая часто встречается у звёзд класса A (см. ниже)^[7].

Абсолютные звёздные величины звёзд главной последовательности класса A5 составляют 2,1^m, у гигантов того же класса ― 0,3^m, у сверхгигантов ― ярче −4,8^m (см. ниже)^[8].

Спектроскопически звёзды разных классов светимости различаются, в первую очередь, шириной линий водорода: на практике может исследоваться серия Бальмера или серия Пашена. Однако этот параметр применим в полной мере в не более поздних подклассах, чем A6: для более поздних подклассов ширины линий перестают различаться между тусклыми классами светимости, например, между карликами и субгигантами, а затем и между всеми подклассами. В тех случаях, когда определение класса светимости по линиям водорода невозможно, используют некоторые линии Fe II или Ti II. Эти линии наиболее сильно меняются со светимостью в спектральном классе F, тогда как в поздних подклассах A они не так чувствительны к светимости, что усложняет классификацию в этом диапазоне^[9].

Звёзды главной последовательности ранних подклассов A заметно различаются в светимости и в ширине линий. Звёзды на главной последовательности нулевого возраста имеют заметно более широкие линии, чем остальные звёзды. Кроме того, на ширину линий и яркость звезды влияет вращение, которое может быть достаточно быстрым для звёзд класса A. По этим причинам для подклассов от B9 до A3 используется разделение класса светимости V на два подкласса: более яркий Va и более тусклый Vb. Иногда используют промежуточный подкласс Vab и класс Va⁺ между V и IV. Так, например, Вега из-за быстрого вращения имеет светимость на 0,7^m бо́льшую, чем ожидается в среднем при её спектральном классе, и она относится к классу светимости Va^[10].

Среди звёзд класса A часто встречаются химически пекулярные звёзды — более 30 % от всех звёзд этого класса. Так, например, звёзды с сильными линиями многих металлов, таких как цинк, стронций, цирконий или барий, называются Am-звёздами. Формальный критерий отношения звезды к этому классу состоит в том, чтобы класс звезды, определяемый по линиям металлов, был как минимум на 5 подклассов позже, чем определяемый по линиям кальция: например, Am-звезда может иметь подкласс A5 по линиям кальция, а линии металлов у неё такие же, как и в подклассе F2. Am-звёзды появляются из-за того, что металлы, избыток которых наблюдается в этих звёздах, сильнее выталкиваются на поверхность давлением света, при этом требуется малая скорость вращения звезды^[11][12].

Класс Ap-звёзд также содержит звёзды, обогащённые металлами на поверхности. Однако в отличие от Am-звёзд, в Ap-звёздах наблюдается избыток отдельных элементов, а не практически всех металлов: так, в Ap-звёздах могут быть сильные линии Mn II, Eu II, Cr II, Sr II. Звёзды, имеющие спектральные классы B или F также могут проявлять сильный избыток элементов, но часто они все называются Ap-звёздами. Появление таких аномалий в химическом составе связано с магнитными полями звёзд^[12][13].

Звёзды типа Лямбды Волопаса, напротив, бедны тяжёлыми элементами, но относятся к населению I — в частности, содержание углерода, азота и кислорода у них сравнимо с солнечным. Причины появления таких звёзд неизвестны^[14].

Звёзды, в спектрах которых наблюдаются эмиссионные линии, называются Ae-звёздами. Наличие эмиссионных линий вызвано оболочкой из разогретого вещества вокруг звезды, обычно наблюдается эмиссия водорода. Внутри этого типа выделяются звёзды Хербига (Ae/Be) — это звёзды до главной последовательности, находящиеся в туманности, в которой и сформировались^[12][15][16].

Спектральный класс A является достаточно разнородным с точки зрения физических параметров звёзд. Например, звёзды главной последовательности класса A имеют массы 1,5—3 M_⊙, светимости в диапазоне приблизительно 7—80 L_⊙ и живут не более 2 миллиардов лет^[17]. Они относятся к населению I и среди них встречаются переменные типа Дельты Щита^[18][19]. Более массивные звёзды могут становиться гигантами и сверхгигантами класса A^[12][20].

Более старые, бедные металлами звёзды населения II также представлены в спектральном классе A. В первую очередь это достаточно горячие звёзды горизонтальной ветви, в ядрах которых происходит Тройная гелиевая реакция, в том числе переменные типа RR Лиры. Они попадают в классы светимости гигантов и субгигантов. Звёзды, сошедшие с асимптотической ветви гигантов и превращающиеся в планетарные туманности, кратковременно оказываются в классе A, в классе светимости сверхгигантов, хотя являются значительно менее массивными, чем сверхгиганты населения I^[21].

Звёзды класса A малочисленны — их лишь 0,6 % от общего числа звёзд Млечного Пути^[22], но вследствие высокой яркости их доля среди наблюдаемых звёзд существенно больше. Например, в каталоге Генри Дрейпера, включающем в себя звёзды с видимой звёздной величиной до 8,5^m, около 22 % звёзд относятся к классу A^[23][24].