Estrela de tipo O
Una estrela de tipo O és una estrela calenta blanc-azulada de tipo espectral O en el sistema de classificació de Yerkes amprat pels astrònoms. Tenen temperatures que excedixen dels 30.000 K i apareixen a l'esquerra en el diagrama de Hertzsprung-Russell. Les estreles d'este tipo s'identifiquen per llínees d'absorció dominants d'Heli II, fortes llínees d'atres elements ionizados, hidrogen i llínees neutrals de Heli més dèbils que les de tipo espectral B.
Les estreles d'este tipo són particularment rares; solament un 0.00003% de la seqüència principal són estreles de tipo-O. No obstant, degut a que solen ser molt lluents, poden ser vistes quant més alluntades que les estreles més dèbils i dos de les 90 estreles més lluentes vistes des de la Terra són de tipo O...
Per l'alta temperatura i la lluminositat, les estreles de tipo O terminen les seues vides en prou rapidea en violentes explosions de supernova, resultant en forats negres o estreles de neutrons. La majoria d'estes estreles són massives, podent ser de la seqüència principal, jagantes o supergigantes, encara que les estreles centrals de les nebuloses planetàries, velles estreles de baixa massa prop del final de les seues vides, també solen tindre espectres O.
Les estreles de tipo O es troben típicament en regions de formació d'estreles actives, com els braços espirals d'una galàxia espiral o un parell de galàxies que sofrixen colisió i fusió (com les Galàxies Antenes). Estes estreles allumenen qualsevol material circumdant i són en gran part responsables de la coloració distinta dels braços d'una galàxia. Ademés, les estreles de tipo O també són freqüents en sistemes d'estreles múltiples, a on la seua evolució és més difícil de predir per la transferència de massa i la possibilitat de que les estreles dels components passen supernova en diferents moments.
Classificació
[editar | editar còdic]Les estreles tipo O es classifiquen per la força relativa de certes llínees espectrals.[1] Les llínees clau són les llínees HeII prominents a 454,1 nm i 420,0 nm, que varien de molt dèbil a O9,5 a molt fort en O2-O7, i les llínees HeI a 447,1 nm i 402,6 nm, que varien d'absent en O2 / 3 a prominent en O9.5. La classe O7 es definix a on les llínees HeI de 454,1 nanómetros HeII i 447,1 nanómetros tenen la mateixa resistència. Les estreles de tipo O més calents tenen llínees neutres tan dèbils que se separen millor sobre la força relativa de les llínees NIII i NIV.[2]
Les classes de lluminositat de les estreles de tipo O s'assignen a les resistències relatives de les llínees d'emissió HeII i certes llínees ionizadas N i Si. Estos són indicats pel sufix "f" en el tipo espectral, en "f" solament indicant l'emissió NIII i HeII, "(f)" lo que significa que l'emissió de He és dèbil o absent "(f) És dèbil o absent, "f *" indicant l'adició d'emissió molt forta de NIV, i "f +" la presència d'emissió de SiIV. Lluminositat classe V, estreles de seqüència principal, generalment tenen llínees d'emissió dèbils o faltantes, en jagantes i supergigantes mostrant una força de llínea d'emissió creixent. En O2-O4, la distinció entre la seqüència principal i les estreles supergigantes és estreta i pot ser que ni tan sols represente verdadera lluminositat o diferències evolutives. En les classes intermiges O5-O8, la distinció entre O (f)) seqüència principal, O (f) jagantes, i De supergigantes està ben definida i representa un aument definit de la lluminositat. La força creixent de l'emissió de SiIV és també un indicador de la lluminositat creixent i este és el mig primari d'assignar classes de la lluminositat a les estreles finals del tipo O.[3]
El subtipo de classe de lluminositat Vz es definix exclusivament para O estreles, específicament els tipos O3 a O8. Els espectres d'estes estreles tenen una inusualment forta llínea de heli ionizado de 468,6 nm, que es creu que indica una joventut extrema. El "z" representa l'edat-zero.[4]
Per a ajudar en la classificació d'estreles tipo O, es llisten eixemples estàndar per a la majoria dels tipos definits. La següent taula dona una de les estreles estàndar per a cada tipo espectral. En alguns casos, no s'ha definit una estrela estàndar. Per als tipos espectrals O2 a O5.5, les supergigantes no es dividixen en subtipos Ia / Iab / Ib. Els tipos espectrals subgigantes no estan definits per als tipos O2, O2.5 o O3. Les classes de lluminositat lluminosa lluenta no es definixen per a les estreles més calentes que O6.
Eixemples
[editar | editar còdic]Les estreles tipo O són rares pero lluminoses, per lo que són fàcils de detectar i hi ha una série d'eixemples a simple vista.
Seqüència principal
[editar | editar còdic]
- 10 Lacertae
- AE Aurigae
- BI 253
- Delta Circini
- HD 93205 (V560 Carinae)
- Mu Columbae
- Sigma Orionis
- Theta1 Orionis C
- VFTS 102
- Zeta Ophiuchi
Jagantes
[editar | editar còdic]
- Artícul principal → Jaganta blava.
Supergigantes
[editar | editar còdic]- Artícul principal → Supergigante blava.
Estreles centrals de les nebuloses planetàries
[editar | editar còdic]
Sub nanes
[editar | editar còdic]- HD 49798 (sdO6p)
Referències
[editar | editar còdic]- ↑ (1990).Publications of the Astronomical Society of the Pacific.102
- 379.doi:10.1086/132646.
- ↑ (2002).The Astronomical Journal.123(5)
- 2754.doi:10.1086/339831.
- ↑ (2011).Astronomy & Astrophysics.530
- A11.doi:10.1051/0004-6361/201015956.
- ↑ (2016).The Astronomical Journal.152(2)
- 31.doi:10.3847/0004-6256/152/2/31.
- ↑ (2016).The Astrophysical Journal Supplement Series.224
- 4.doi:10.3847/0067-0049/224/1/4.
- ↑ 6,0 6,1 6,2 6,3 “A new spectral classification system for the earliest O stars: Definition of type O2” (en) (2002). The Astronomical Journal 123 (5). doi:. Bibcode: 2002AJ....123.2754W.
- Este artícul conté una traducció derivada de «Estrella de tipo O» de Wikipedia en castellà publicada baix la Llicència de documentació lliure de GNU i la Llicència Creative Commons Reconeiximent-CompartirIgual 4.0 Internacional.