Estrella tipo S - S-type star
Una estrella de tipo S (o simplemente una estrella S ) es un gigante frío con cantidades aproximadamente iguales de carbono y oxígeno en su atmósfera. La clase fue definida originalmente en 1922 por Paul Merrill para estrellas con líneas de absorción inusuales y bandas moleculares que ahora se sabe que se deben a elementos del proceso-s . Las bandas de monóxido de circonio (ZrO) son una característica definitoria de las estrellas S.
Las estrellas de carbono tienen más carbono que oxígeno en sus atmósferas. En la mayoría de las estrellas, como las gigantes de clase M, la atmósfera es más rica en oxígeno que en carbono y se las conoce como estrellas ricas en oxígeno . Las estrellas de tipo S son intermedias entre las estrellas de carbono y las gigantes normales. Pueden agruparse en dos clases: las estrellas S intrínsecas , que deben sus espectros a la convección de los productos de fusión y los elementos del proceso S en la superficie; y estrellas S extrínsecas , que se forman mediante transferencia de masa en un sistema binario .
Las estrellas intrínsecas de tipo S se encuentran en la parte más luminosa de la rama gigante asintótica , una etapa de sus vidas que dura menos de un millón de años. Muchas son estrellas variables de período largo . Las estrellas S extrínsecas son menos luminosas y de mayor duración, a menudo variables semirregulares o irregulares de menor amplitud . Las estrellas S son relativamente raras, y las estrellas S intrínsecas forman menos del 10% de las estrellas ramificadas gigantes asintóticas de luminosidad comparable, mientras que las estrellas S extrínsecas forman una proporción aún menor de todas las gigantes rojas.
Características espectrales
Las estrellas frías, particularmente la clase M , muestran bandas moleculares, con el óxido de titanio (II) (TiO) especialmente fuerte. Una pequeña proporción de estas estrellas frías también muestra bandas correspondientemente fuertes de óxido de circonio (ZrO). La existencia de bandas de ZrO claramente detectables en los espectros visuales es la definición de una estrella de tipo S.
Las principales series de ZrO son:
- Serie α, en azul a 464,06 nm, 462,61 nm y 461,98 nm
- Serie β, en amarillo a 555,17 nm y 571,81 nm
- Serie γ, en rojo a 647,4 nm, 634,5 nm y 622,9 nm
La definición original de una estrella S era que las bandas de ZrO deberían ser fácilmente detectables en placas espectrales fotográficas de baja dispersión, pero los espectros más modernos permiten la identificación de muchas estrellas con ZrO mucho más débil. Las estrellas MS, intermedias con las estrellas normales de clase M, tienen un ZrO apenas detectable, pero por lo demás espectros de clase M normales. Las estrellas SC, intermedias con las estrellas de carbono, tienen ZrO débil o indetectable, pero líneas D de sodio fuertes y bandas C 2 detectables pero débiles .
Los espectros de estrellas S también muestran otras diferencias con los de los gigantes de clase M normales. Las bandas de TiO características de los gigantes fríos están debilitadas en la mayoría de las estrellas S, en comparación con las estrellas M de temperatura similar, y están completamente ausentes en algunas. Características relacionadas con s-proceso de isótopos tales como YO bandas , Sr I líneas , Ba II líneas , y bandas LaO , y también líneas de sodio D son todos mucho más fuerte. Sin embargo, las bandas VO están ausentes o son muy débiles. También se espera la existencia de líneas espectrales del período de 5 elementos Tecnecio (Tc) como resultado de la captura de neutrones del proceso s, pero una fracción sustancial de las estrellas S no muestra ningún signo de Tc. Las estrellas con líneas Tc fuertes a veces se denominan estrellas de tecnecio , y pueden ser de clase M, S, C o las intermedias MS y SC.
Algunas estrellas S, especialmente las variables Mira , muestran fuertes líneas de emisión de hidrógeno . La emisión de H β es a menudo inusualmente fuerte en comparación con otras líneas de la serie Balmer en una estrella M normal, pero esto se debe a la debilidad de la banda de TiO que de otro modo diluiría la emisión de H β .
Esquemas de clasificación
La clase espectral S se definió por primera vez en 1922 para representar una serie de variables de período largo (es decir, variables de Mira) y estrellas con espectros peculiares similares. Muchas de las líneas de absorción en los espectros se reconocieron como inusuales, pero no se conocían sus elementos asociados. Las bandas de absorción que ahora se reconocen como debidas a ZrO se enumeran claramente como características principales de los espectros de tipo S. En ese momento, la clase M no se dividió en subclases numéricas, sino en Ma, Mb, Mc y Md. La nueva clase S simplemente se dejó como S o Se dependiendo de la existencia de líneas de emisión. Se consideró que las estrellas Se eran todas LPV y las estrellas S no variables, pero desde entonces se han encontrado excepciones. Por ejemplo, ahora se sabe que π 1 Gruis es una variable semirregular .
La clasificación de las estrellas S ha sido revisada varias veces desde su primera introducción, para reflejar los avances en la resolución de los espectros disponibles, el descubrimiento de un mayor número de estrellas de tipo S y una mejor comprensión de las relaciones entre los diversos tipos espectrales de gigantes luminosos fríos. .
Notación de coma
La formalización de la clasificación de estrellas S en 1954 introdujo un esquema bidimensional de la forma SX, Y. Por ejemplo, R Andromedae aparece como S6,6e.
X es la clase de temperatura . Es un dígito entre 1 (aunque el tipo más pequeño en la lista es S1.5) y 9, destinado a representar una escala de temperatura que corresponde aproximadamente a la secuencia de M1 a M9. La clase de temperatura se calcula en realidad estimando las intensidades para las bandas de ZrO y TiO, luego sumando la intensidad más grande con la mitad de la intensidad más pequeña.
Y es la clase de abundancia . También es un dígito entre 1 y 9, que se asigna multiplicando la relación de las bandas de ZrO y TiO por la clase de temperatura. Este cálculo generalmente produce un número que se puede redondear hacia abajo para dar el dígito de la clase de abundancia, pero esto se modifica para valores más altos:
- 6.0 - 7.5 mapas a 6
- 7,6 - 9,9 mapas a 7
- 10.0 - 50 mapas a 8
- > 50 mapas a 9
En la práctica, los tipos espectrales para nuevas estrellas se asignarían haciendo referencia a las estrellas estándar, ya que los valores de intensidad son subjetivos y serían imposibles de reproducir a partir de espectros tomados en diferentes condiciones.
Una serie de inconvenientes salieron a la luz a medida que las estrellas S se estudiaron más de cerca y se entendieron los mecanismos detrás de los espectros. Las fortalezas de ZrO y TiO están influenciadas tanto por la temperatura como por las abundancias reales. Las estrellas S representan un continuo desde tener oxígeno un poco más abundante que el carbono hasta que el carbono sea un poco más abundante que el oxígeno. Cuando el carbono se vuelve más abundante que el oxígeno, el oxígeno libre se une rápidamente al CO y la abundancia de ZrO y TiO desciende drásticamente, lo que los convierte en un mal indicador en algunas estrellas. La clase de abundancia también se vuelve inutilizable para estrellas con más carbono que oxígeno en sus atmósferas.
Esta forma de tipo espectral es un tipo común que se observa en las estrellas S, y posiblemente aún sea la forma más común.
Intensidades elementales
La primera revisión importante de la clasificación de las estrellas S abandona por completo la clase de abundancia de un solo dígito en favor de intensidades de abundancia explícitas para Zr y Ti. Por tanto, R And aparece, en un máximo normal, con un tipo espectral de S5e Zr5 Ti2.
En 1979, Ake definió un índice de abundancia basado en las intensidades de las bandas ZrO, TiO y YO. Este único dígito entre 1 y 7 estaba destinado a representar la transición de estrellas MS a través de proporciones crecientes de C / O a estrellas SC. Los tipos espectrales todavía se enumeraron con valores explícitos de intensidad de Zr y Ti, y el índice de abundancia se incluyó por separado en la lista de estrellas estándar.
| Índice de abundancia | Criterios | Relación C / O | ||
|---|---|---|---|---|
| 1 | TiO ≫ ZrO y YO |
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| 2 | TiO ≥ ZrO ≥ 2 × YO |
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| 3 | 2 × YO ≥ ZrO ≥ TiO |
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| 4 | ZrO ≥ 2 × YO> TiO |
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| 5 | ZrO ≥ 2 × YO, TiO = 0 |
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| 6 | ZrO débil, YO y TiO = 0 |
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| 7 | CS y estrellas de carbono |
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Notación de barra
El índice de abundancia se adoptó de inmediato y se amplió para ir de 1 a 10, diferenciando las abundancias en las estrellas SC. Ahora se cita como parte del tipo espectral con preferencia para separar las abundancias de Zr y Ti. Para distinguirlo de la clase de abundancia abandonada anterior, se usó con un carácter de barra después de la clase de temperatura, de modo que la clase espectral para R And se convirtió en S5 / 4.5e.
El nuevo índice de abundancia no se calcula directamente, sino que se asigna a partir de las fortalezas relativas de una serie de características espectrales. Está diseñado para indicar de cerca la secuencia de relaciones C / O desde menos de 0,95 hasta aproximadamente 1,1. Principalmente la fuerza relativa de ZrO y TiO bandas forma una secuencia de MS estrellas a índice de abundancia 1 a 6. Índices de abundancia 7 a 10 son las estrellas SC y de ZrO es débil o ausente por lo que la fuerza relativa de las líneas de sodio D y C s bandas se utiliza. El índice de abundancia 0 no se usa, y el índice de abundancia 10 es equivalente a una estrella de carbono Cx, 2 por lo que tampoco se ve nunca.
| Índice de abundancia | Criterios | Relación C / O | ||
|---|---|---|---|---|
| SRA | Las bandas YO y ZrO más fuertes apenas visibles | |||
| 1 | TiO ≫ ZrO y YO |
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| 2 | TiO> ZrO |
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| 3 | ZrO = TiO, YO fuerte |
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| 4 | ZrO> TiO |
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| 5 | ZrO ≫ TiO |
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| 6 | ZrO fuerte, TiO = 0 |
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| 7 (SC) | ZrO más débil, líneas D fuertes |
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| 8 (SC) | Sin ZrO o C 2 , líneas D muy fuertes |
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| 9 (SC) | C 2 muy débil, líneas D muy fuertes |
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| 10 (SC) | C 2 débil, D líneas fuertes |
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La derivación de la clase de temperatura también se refina, para usar relaciones de línea además de la resistencia total de ZrO y TiO. Para las estrellas MS y aquellas con índice de abundancia 1 o 2, se pueden aplicar los mismos criterios de fuerza de banda de TiO que para las estrellas M. Las relaciones de diferentes bandas de ZrO a 530.5 nm y 555.1 nm son útiles con índices de abundancia 3 y 4, y la aparición repentina de bandas de LaO a temperaturas más frías. La relación de las líneas Ba II y Sr I también es útil en los mismos índices y para las estrellas ricas en carbono con un índice de abundancia de 7 a 9. Donde ZrO y TiO son débiles o están ausentes, la relación de las características combinadas a 645,6 nm y 645,0 nm puede utilizarse para asignar la clase de temperatura.
Notación de asterisco
Con los diferentes esquemas de clasificación y las dificultades de asignar una clase consistente en todo el rango de estrellas MS, S y SC, a veces se usan otros esquemas. Por ejemplo, un estudio de nuevas estrellas S / MS, carbono y SC utiliza un esquema bidimensional indicado por un asterisco, por ejemplo S5 * 3. El primer dígito se basa en la fuerza de TiO para aproximarse a la secuencia de clase M, y el segundo se basa únicamente en la fuerza de ZrO.
Estrellas estándar
Esta tabla muestra los tipos espectrales de varias estrellas S conocidas, ya que fueron clasificadas en diferentes momentos. La mayoría de las estrellas son variables, generalmente del tipo Mira. Cuando es posible, la tabla muestra el tipo con el brillo máximo, pero varios de los tipos Ake en particular no tienen el brillo máximo y, por lo tanto, tienen un tipo posterior. Las intensidades de las bandas de ZrO y TiO también se muestran si están publicadas (una x indica que no se encontraron bandas). Si las abundancias son parte del tipo espectral formal, se muestra el índice de abundancia.
| Estrella | Keenan (1954) |
Keenan y col. (1974) |
Ake (1979) |
Keenan-Boeshaar (1980) |
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|---|---|---|---|---|---|---|---|
| R Andromedae | S6,6e: | Zr4 Ti3 | S4,6e | T8e Zr6 | 4 | S5 / 4.5e | Zr5 Ti2 |
| X Andrómeda | S3,9e | Zr3 Ti0 | S2,9e: | S5.5e Zr4 | 5 | S5 / 4.5e | Zr2.5 Tix |
| RR Andrómeda | S7,2e: | Zr2 Ti6.5 | S6,2e: | S6.5e Zr3 Ti6 | 2 | S6 / 3.5e | Zr4 + Ti4 |
| W Aquilae | S4,9: | Zr4 Ti0 | S3,9e: | S6 / 6e | Zr6 Ti0 | ||
| BD Camelopardalis | S5,3 | Zr2.5 Ti4 | S3.5 Zr2.5 Ti3 | 2 | S3.5 / 2 | Zr2 + Ti3 | |
| BH Crucis | SC8,6: | SC4.5 / 8-e | Zr0 Tix Na10: | ||||
| Chi Cygni | S7,1e: | Zr0-2 Ti7 | S7,2e | S9.5 Zr3 Ti9 | 1 | S6 + / 1e = Ms6 + | Zr2 Ti6 |
| R Cygni | S3.5,9e: | Zr3.5 Ti0 | S3,9e | S8e Zr7 Ti3: | 4 | S5 / 6e | Zr4 Tix |
| R Geminorum | S3,9e: | Zr3 Ti0 | S3,9e | S8e Zr5 | 5 | S4 / 6e | Zr3.5 Tix |
Formación
Hay dos clases distintas de estrellas de tipo S: estrellas S intrínsecas; y estrellas S extrínsecas. La presencia de tecnecio se utiliza para distinguir las dos clases, y solo se encuentra en las estrellas intrínsecas de tipo S.
Estrellas intrínsecas S
Las estrellas intrínsecas de tipo S son estrellas de ramas gigantes asintóticas pulsantes térmicas (TP-AGB). Las estrellas AGB tienen núcleos inertes de carbono-oxígeno y se fusionan tanto en una capa interna de helio como en una capa externa de hidrógeno. Son grandes gigantes de clase M geniales. Los pulsos térmicos, creados por los destellos de la capa de helio, provocan una fuerte convección dentro de las capas superiores de la estrella. Estos pulsos se vuelven más fuertes a medida que la estrella evoluciona y, en estrellas suficientemente masivas, la convección se vuelve lo suficientemente profunda como para extraer los productos de fusión de la región entre las dos capas hacia la superficie. Estos productos de fusión incluyen carbono y elementos de proceso s . Los elementos del proceso s incluyen circonio (Zr), itrio (Y), lantano (La), tecnecio (Tc), bario (Ba) y estroncio (Sr), que forman el espectro de clase S característico con ZrO, YO y Bandas LaO, así como líneas Tc, Sr y Ba. La atmósfera de las estrellas S tiene una proporción de carbono a oxígeno en el rango de 0.5 a <1. El enriquecimiento de carbono continúa con pulsos térmicos posteriores hasta que la abundancia de carbono excede la abundancia de oxígeno, momento en el que el oxígeno de la atmósfera se bloquea rápidamente en CO y se forma. de los óxidos disminuye. Estas estrellas muestran espectros SC intermedios y un mayor enriquecimiento de carbono conduce a una estrella de carbono .
Estrellas extrínsecas S
El isótopo de tecnecio producido por la captura de neutrones en el proceso s es 99 Tc y tiene una vida media de alrededor de 200.000 años en una atmósfera estelar. Cualquiera de los isótopos presentes cuando se formó una estrella se habría descompuesto por completo cuando se convirtió en gigante, y cualquier 99 Tc recién formado extraído en una estrella AGB sobreviviría hasta el final de la fase AGB, lo que dificulta que una gigante roja tener otros elementos del proceso-s en su atmósfera sin tecnecio. Las estrellas de tipo S sin tecnecio se forman mediante la transferencia de materia rica en tecnecio, así como otros elementos extraídos, de una estrella S intrínseca en un sistema binario a una compañera más pequeña y menos evolucionada. Después de unos cientos de miles de años, el 99 Tc habrá decaído y quedará una estrella sin tecnecio enriquecida con carbono y otros elementos del proceso s. Cuando esta estrella sea o se convierta en una gigante roja de tipo G o K, se clasificará como estrella de bario . Cuando evolucione a temperaturas lo suficientemente frías como para que aparezcan bandas de absorción de ZrO en el espectro, aproximadamente de clase M, se clasificará como una estrella de tipo S. Estas estrellas se llaman estrellas S extrínsecas.
Distribución y números
Las estrellas con una clase espectral de S solo se forman bajo un rango estrecho de condiciones y son poco comunes. Las distribuciones y propiedades de las estrellas S intrínsecas y extrínsecas son diferentes, lo que refleja sus diferentes modos de formación.
Las estrellas TP-AGB son difíciles de identificar de manera confiable en grandes estudios, pero los recuentos de estrellas AGB luminosas normales de clase M y estrellas similares de carbono y tipo S han mostrado distribuciones diferentes en la galaxia. Las estrellas S se distribuyen de manera similar a las estrellas de carbono, pero solo hay alrededor de un tercio de las estrellas de carbono. Ambos tipos de estrellas ricas en carbono son muy raras cerca del centro galáctico , pero constituyen entre el 10% y el 20% de todas las estrellas AGB luminosas en la vecindad solar, de modo que las estrellas S son alrededor del 5% de las estrellas AGB. Las estrellas ricas en carbono también se concentran más de cerca en el plano galáctico . Las estrellas de tipo S constituyen un número desproporcionado de variables Mira , el 7% en una encuesta en comparación con el 3% de todas las estrellas AGB.
Las estrellas extrínsecas S no están en el TP-AGB, pero son estrellas ramificadas gigantes rojas o estrellas AGB tempranas. Su número y distribución son inciertos. Se ha estimado que constituyen entre el 30% y el 70% de todas las estrellas de tipo S, aunque solo una pequeña fracción de todas las estrellas ramificadas gigantes rojas. Están menos concentrados en el disco galáctico, lo que indica que pertenecen a una población de estrellas más antigua que el grupo intrínseco.
Propiedades
Se ha medido directamente la masa de muy pocas estrellas S intrínsecas utilizando una órbita binaria, aunque sus masas se han estimado utilizando las relaciones período-masa de Mira o propiedades de pulsaciones. Se encontró que las masas observadas eran de alrededor de 1,5 - 5 M ☉ hasta hace muy poco, cuando los paralaje de Gaia ayudaron a descubrir estrellas S intrínsecas con masas y metalicidades similares a las del sol . Los modelos de la evolución de TP-AGB muestran que el tercer dragado se vuelve más grande a medida que las conchas se mueven hacia la superficie, y que las estrellas menos masivas experimentan menos dragados antes de dejar el AGB. Las estrellas con masas de 1.5 - 2.0 M ☉ experimentarán suficientes dragados para convertirse en estrellas de carbono, pero serán eventos grandes y la estrella generalmente saltará directamente la relación C / O crucial cerca de 1 sin convertirse en una estrella de tipo S. Las estrellas más masivas alcanzan niveles iguales de carbono y oxígeno gradualmente durante varios dragados pequeños. Las estrellas de más de aproximadamente 4 M ☉ experimentan una combustión de fondo caliente (la quema de carbono en la base de la envoltura convectiva) que evita que se conviertan en estrellas de carbono, pero aún pueden convertirse en estrellas de tipo S antes de volver a un estado rico en oxígeno. Las estrellas S extrínsecas siempre están en sistemas binarios y sus masas calculadas son alrededor de 1.6 - 2.0 M ☉ . Esto es consistente con las estrellas RGB o las primeras estrellas AGB.
Las estrellas S intrínsecas tienen luminosidades de entre 5.000 y 10.000 L ☉ , aunque suelen ser variables. Sus temperaturas promedian alrededor de 2.300 K para las estrellas Mira S y 3.100 K para las estrellas que no son Mira S, unos cientos de K más cálidas que las estrellas AGB ricas en oxígeno y unos cientos de K más frías que las estrellas de carbono. Sus radios promedian alrededor de 526 R ☉ para las Miras y 270 R ☉ para las no miras, más grandes que las estrellas ricas en oxígeno y más pequeñas que las estrellas de carbono. Las estrellas extrínsecas S tienen luminosidades típicamente alrededor de 2.000 L ☉ , temperaturas entre 3.150 y 4.000 K y radios inferiores a 150 R ☉ . Esto significa que se encuentran debajo de la punta del gigante rojo y normalmente serán estrellas RGB en lugar de estrellas AGB.
Pérdida de masa y polvo
Las estrellas extrínsecas S pierden una masa considerable a través de sus vientos estelares , similar a las estrellas TP-AGB ricas en oxígeno y las estrellas de carbono. Por lo general, las tasas son alrededor de 1 / 10,000,000th de la masa del sol por año, aunque en casos extremos como W Aquilae pueden ser más de diez veces más altas.
Se espera que la existencia de polvo impulse la pérdida de masa en las estrellas frías, pero no está claro qué tipo de polvo se puede formar en la atmósfera de una estrella S con la mayor parte del carbono y el oxígeno encerrados en el gas CO. Los vientos estelares de las estrellas S son comparables a los de las estrellas ricas en oxígeno y carbono con propiedades físicas similares. Hay aproximadamente 300 veces más gas que polvo observado en el material circunestelar alrededor de las estrellas S. Se cree que está compuesto de hierro metálico , FeSi, carburo de silicio y forsterita . Sin silicatos ni carbono , se cree que la nucleación es provocada por TiC , ZrC y TiO 2 .
Se ven capas de polvo desprendidas alrededor de varias estrellas de carbono, pero no estrellas de tipo S. Los excesos de infrarrojos indican que hay polvo alrededor de la mayoría de las estrellas S intrínsecas, pero el flujo de salida no ha sido suficiente y duradero para formar una capa desprendida visible. Se cree que las conchas se forman durante una fase de superviento muy tarde en la evolución de AGB.
Ejemplos de
BD Camelopardalis es un ejemplo a simple vista de una estrella S extrínseca. Es una variable irregular lenta en un sistema binario simbiótico con un compañero más caliente que también puede ser variable.
La variable Mira Chi Cygni es una estrella S intrínseca. Cuando está cerca de la luz máxima, es la estrella tipo S más brillante del cielo. Tiene un espectro de tipo tardío variable entre S6 y S10, con características de óxidos de circonio, titanio y vanadio, que a veces bordean el tipo MS intermedio. Varias otras variables Mira prominentes como R Andromedae y R Cygni también son estrellas de tipo S, así como la peculiar variable semirregular π 1 Gruis .
La estrella a simple vista ο 1 Ori es una estrella intermedia MS y una variable semirregular de pequeña amplitud con una compañera enana blanca DA3. El tipo espectral se ha dado como S3.5 / 1-, M3III (BaII) o M3.2IIIaS.