Estrella de tipus O
Un estel de tipus O és un estel calent blanc-blavós de tipus espectral O en el sistema de classificació de Yerkes emprat pels astrònoms. Tenen temperatures que excedeixen dels 30.000º Kelvin (K) i apareixen a l'esquerra en el diagrama de Hertzsprung-Russell. Els estels d'aquest tipus s'identifiquen per línies d'absorció dominants d'heli II, fortes línies d'altres elements ionitzats, hidrogen i línies neutrals d'heli més febles que les de tipus espectral B.
Els estels d'aquest tipus són particularment rars; només un 0.00003 % de la seqüència principal són estels de tipus O. No obstant això, a causa que solen ser molt brillants, poden ser vists com més allunyats que els estels més febles i dos dels 90 estels més brillants vistes des de la Terra són de tipus O.
A causa de l'alta temperatura i la lluminositat, els estels de tipus O acaben les seves vides amb bastant rapidesa en violentes explosions de supernova, resultant en forats negres o estels de neutrons. La majoria d'aquests estels són massius, podent ser de la seqüència principal, gegantes o supergegantes, encara que els estels centrals de les nebuloses planetàries, vells estels de baixa massa prop del final de les seves vides, també solen tenir espectres O.
Els estels de tipus O es troben típicament en regions de formació d'estels actius, com els braços espirals d'una galàxia espiral o un parell de galàxies que sofreixen col·lisió i fusió (com les Galàxies Antenes). Aquests estels il·luminen qualsevol material circumdant i són en gran part responsables de la coloració diferent dels braços d'una galàxia. A més, els estels de tipus O també són freqüents en sistemes d'estels múltiples, on la seva evolució és més difícil de predir a causa de la transferència de massa i la possibilitat que els estels dels components passin a supernova en diferents moments.
Classificació
[modifica]Les estrelles tipus O es classifiquen per la força relativa de certes línies espectrals.[1] Les línies clau són les línies Heli II prominents a 454,1 nm i 420,0 nm, que varien de molt feble a O9,5 a molt forta en O2-O7, i les línies He I a 447,1 nm i 402,6 nm, que varien d'absent en O2 / 3 a prominent en O9.5. La classe O7 es defineix on les línies He I de 454,1 nanòmetres He II i 447,1 nanòmetres tenen la mateixa resistència. Els estels de tipus O més calents tenen línies neutres tan febles que se separen millor sobre la força relativa de les línies NIII i NIV.[2]
Les classes de lluminositat dels estels de tipus O s'assignen a les resistències relatives de les línies d'emissió He II i certes línies ionitzades N i Si. Aquests són indicats pel sufix "f" en el tipus espectral, amb "f" només indicant l'emissió N III i He II, "(f)" el que significa que l'emissió d'He és feble o absent "(f) És feble o absent, "f " indicant l'addició d'emissió molt forta de NIV, i "f +" la presència d'emissió de SiIV. Lluminositat classe V, estels de seqüència principal, generalment tenen línies d'emissió febles o mancants, amb gegants i supergegantes mostrant una força de línia d'emissió creixent. En O2-O4, la distinció entre la seqüència principal i els estels supergegants és estreta i pot ser que ni tan sols representi veritable lluminositat o diferències evolutives. A les classes intermèdies O5-O8, la distinció entre O (f)) seqüència principal, O (f) gegants, i de supergegantes està ben definida i representa un augment definit de la lluminositat. La força creixent de l'emissió de SiIV és també un indicador de la lluminositat creixent i aquest és el mitjà primari d'assignar classes de la lluminositat als estels finals del tipus O.[3]
El subtipus de classe de lluminositat Vz es defineix exclusivament per O estels, específicament els tipus O3 a O8. Els espectres d'aquests estels tenen una inusualment forta línia d'heli ionitzat de 468,6 nm, que es creu que indica una joventut extrema. El "z" representa l'edat-zero.[4]
Per ajudar amb la classificació d'estels tipus O, es llisten exemples estàndard per a la majoria dels tipus definits. La següent taula dona un dels estels estàndard per a cada tipus espectral. En alguns casos, no s'ha definit un estel estàndard. Per als tipus espectrals O2 a O5.5, les supergegantes no es divideixen en subtipus Ia / Iab / Ib. Els tipus espectrals subgegants no estan definits per als tipus O2, O2.5 o O3. Les classes de lluminositat lluminosa brillant no es defineixen per als estels més calents que O6.
| Vz | IV | III | II | I | Ib | Iab | Ia | ||
|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|
| O2 | BI 253 | HD 269810 | HD 93129 Aa/Ab | ||||||
| O3 | HD 64568 | tbd | tbd | Cyg OB2-7 | |||||
| O3.5 | HD 93128 | HD 93129 B | Pismis 24-17 | Sher 18 | |||||
| O4 | HD 96715 | HD 46223 | HD 93250 | ST 2-22 | HD 15570 | ||||
| O4.5 | tbd | HD 15629 | HD 193682 | tbd | Cyg OB2-9 | ||||
| O5 | HD 46150 | HDE 319699 | HD 168112 | HD 93843 | CPD -47 2963 AB | ||||
| O5.5 | tbd | HD 93204 | tbd | tbd | Cyg OB2-11 | ||||
| O6 | HD 42088 | ALS 4880 | HD 101190 Aa/Ab | HDE 338931 | HDE 229196 | tbd | tbd | HD 169582 | |
| O6.5 | HD 91572 | HD 12993 | HDE 322417 | HD 152733 Aa/Ab | HD 157857 | tbd | tbd | HD 163758 | |
| O7 | HD 97966 | HD 93146 | ALS 12320 | Cyg OB2-4 A | HD 94963 | HD 69464 | tbd | tbd | |
| O7.5 | HD 152590 | HD 35619 | HD 97319 | HD 163800 | HD 34656 | HD 17603 | 9 Sge | tbd | |
| O8 | HDE 305539 | HD 101223 | HD 94024 | λ Ori A | 63 Oph | BD-11°4586 | HD 225160 | HD 151804 | |
| O8.5 | HD 14633 Aa/Ab | HD 46966 Aa/Ab | HD 114737 A/B | HD 75211 | HD 125241 | tbd | HDE 303492 | ||
| O9 | 10 Lac | HD 93028 | HD 93249 A | τ CMa Aa/Ab | 19 Cep | HD 202124 | α Cam | ||
| O9.2 | HD 46202 | HD 96622 | HD 16832 | ALS 11761 | HD 76968 | HD 218915 | HD 152424 | ||
| O9.5 | AE Aur, μ Col | HD 192001 | HD 96264 | δ Ori Aa/Ab | tbd | HD 188209 | tbd | ||
| O9.7 | υ Ori | HD 207538 | HD 189957 | HD 68450 | HD 47432 | μ Nor | GS Mus |
Exemples
[modifica]Les estrelles tipus O són rares però lluminoses, per la qual cosa són fàcils de detectar i hi ha una sèrie d'exemples a ull nu.
- 10 Lacertae
- AE Aurigae
- BI 253
- Delta Circini
- HD 93205 (V560 Carinae)
- Mu Columbae
- Sigma Orionis
- Theta1 Orionis C
- VFTS 102
- Zeta Ophiuchi
Gegants
[modifica]
Supergegants
[modifica]Estels centrals de les nebuloses planetàries
[modifica]
Subnanes
[modifica]- HD 49798 (sdO6p)
Referències
[modifica]- ↑ Walborn; Fitzpatrick «Contemporary optical spectral classification of the OB stars – A digital atlas». Publications of the Astronomical Society of the Pacific. Bibcode: 1990PASP..102..379W. DOI: 10.1086/132646.
- ↑ Walborn; Howarth; Lennon; Massey; Oey «A New Spectral Classification System for the Earliest O Stars: Definition of Type O2». The American Astronomical Society. Bibcode: 2002AJ....123.2754W. DOI: 10.1086/339831.
- ↑ Markova; Puls; Scuderi; Simon-Diaz; Herrero «Spectroscopic and physical parameters of Galactic O-type stars. I. Effects of rotation and spectral resolving power in the spectral classification of dwarfs and giants». The American Astronomical Society. arXiv: 1103.3357v1. Bibcode: 2011A&A...530A..11M. DOI: 10.1051/0004-6361/201015956.
- ↑ «Spectral Classification and Properties of the OVz Stars in the Galactic O Star Spectroscopic Survey (GOSSS)». The American Astronomical Society. arXiv: 1604.03842. Bibcode: 2016AJ....152...31A. DOI: 10.3847/0004-6256/152/2/31.
- ↑ «The Galactic O-Star Spectroscopic Survey (GOSSS). III. 142 Additional O-type Systems». The American Astronomical Society. arXiv: 1602.01336. Bibcode: 2016ApJS..224....4M. DOI: 10.3847/0067-0049/224/1/4.
