Estrella blanca de la seqüència principal
Una estrella de seqüència principal de tipus A (A V) o estrella nana A és una estrella de la seqüència principal (que crema hidrogen) del tipus espectral A i la classe de lluminositat V. Aquestes estrelles tenen espectres que estan definits per línies d'absorció Balmer d'hidrogen forts.[1][2] Tenen masses d'entre 1,4 i 2,1 vegades la massa del Sol i temperatures superficials entre 7600 i 11 500 K.[3] Els exemples brillants i propers són Altair (A7 V), Sírius A (A1 V), i Vega (A0 V).[4] Les estrelles de tipus A són completament radiants i, per tant, no s'espera que alberguin una dinamo magnètica. Com a conseqüència, perquè no tenen forts vents estel·lars,manquen de mitjans per generar emissió de raigs X.[5]
Estrelles estel·lars espectrals
modifica| Classe estel·lar |
Massa (M☉) |
Radi (R☉) |
Mv | Tef (K) |
|---|---|---|---|---|
| A0V | 2.40 | 1.87 | 0.7 | 11 500 |
| A2V | 2.19 | 1.78 | 1.3 | 10 530 |
| A5V | 1.86 | 1.69 | 2.0 | 8200 |
| A6V | 1.80 | 1.66 | 2.1 | 7672 |
| A7V | 1.74 | 1.63 | 2.3 | 7483 |
| A8V | 1.66 | 1.60 | 2.4 | 7305 |
| A9V | 1.62 | 1.55 | 2.5 | 7112 |
El sistema revisat de l'Atles Yerkes[7] va mostrar una gran densitat d'estrelles estàndard espectrals nanes de tipus A, però no totes aquests han sobreviscut fins avui com a estàndards. Els "punts d'ancoratge" i els "estàndards de daga" del sistema de classificació espectral MK entre les estrelles nanes de la seqüència principal de tipus A, és a dir, les estrelles estàndard que romanen sense canvis durant anys i que es poden considerar per definir el sistema, són Vega (A0 V), Gamma Ursae Majoris (A0 V), i Fomalhaut (A3 V).[8][9] La revisió de la classificació de MK de Morgan & Keenan (1973)[9] no va proporcionar cap estàndard de daga entre els tipus A3 V i F2 V. HD 23886 es va suggerir com un estàndard A5 V el 1978.[10] Richard Gray i Robert Garrison van proporcionar les contribucions més recents a la seqüència espectral nana A en un parell d'articles el 1987[11] i el 1989[12] S'enumeren una varietat d'estàndards espectrals nans de tipus A de rotació ràpida i lenta, que inclouen HD 45320 (A1 V), HD 88955 (A2 V), 2 Hydri (A7 V), 21 Leonis Minoris (A7 V) i 44 Ceti (A9 V). A més els estàndards de MK van proporcionar dins els papers de Morgan i el Gris & Garrison papers, un també ocasionalment veu Delta Leonis (Un4 V) va llistar com a estàndard. No hi ha estrelles estàndard A6 V i A8 V publicades.
Planetes
modificaLes estrelles tipus A són joves (normalment pocs centenars de milions d'anys) i molts emeten radiació infraroja més enllà del que s'esperaria només de l'estrella. Aquest excés d'infraroig és atribuïble a l'emissió de pols d'un disc de fragments on es formen els planetes.[13] Les estudis indiquen que els planetes massius normalment es formen al voltant d'estrelles tipus A, encara que aquests planetes són difícils de detectar utilitzant el mètode d'espectrocòpia Doppler. Això és perquè les estrelles de tipus A típicament giren molt ràpidament, la qual cosa fa que sigui molt difícil mesurar els petits canvis Doppler induïts pels planetes orbitals, ja que les línies espectrals són molt àmplies. Tanmateix, aquest tipus d'estrella massiva finalment evoluciona cap a un gegant vermell més fred que gira més lentament i, per tant, es pot mesurar utilitzant el mètode de velocitat radial. A partir de principis de 2011, s'han trobat prop de 30 planetes de la classe Júpiter al voltant de les estrelles gegants evolucionades, incloses Pòl·lux, Gamma Cephei i Iota Draconis. Els estudis Doppler al voltant d'una àmplia varietat d'estrelles indiquen que al voltant d'1 de cada 6 estrelles que tenen el doble de la massa del Sol estan en òrbita al voltant d'un o més planetes de la mida de Júpiter, contra 1 a 16 per estrelles similars al Sol.[14]
Les estrelles de tipus A que es coneixen inclouen planetes Fomalhaut, HD 15082, Beta Pictoris i HD 95086 b.
Vegeu també
modificaReferències
modifica- ↑ Stellar Spectral Types, entry at hyperphysics.phy-astr.gsu.edu, accessed on line June 19, 2007.
- ↑ "An Introduction to Modern Astrophysics" by B.W Caroll and D.A Ostlie 1996 edition, chapter 8
- ↑ Empirical bolometric corrections for the main-sequence, G. M. H. J. Habets and J. R. W. Heintze, Astronomy and Astrophysics Supplement 46 (November 1981), pp. 193–237, Tables VII and VIII.
- ↑ SIMBAD, entries on Sirius A and Vega, accessed June 19, 2007.
- ↑ Schröder, C.; Schmitt, J. H. M. M. «X-ray emission from A-type stars». Astronomy and Astrophysics, 475, 2, 11-2007, p. 677–684. DOI: 10.1051/0004-6361:20077429.
- ↑ Adelman, S. J. «The physical properties of normal a stars». Proceedings of the International Astronomical Union, 2004, 2005. DOI: 10.1017/S1743921304004314.
- ↑ Fundamental stellar photometry for standards of spectral type on the revised system of the Yerkes spectral atlas H.L. Johnson & W.W. Morgan, 1953, Astrophysical Journal, 117, 313
- ↑ MK ANCHOR POINTS Arxivat 2019-06-25 a Wayback Machine., Robert F. Garrison
- ↑ 9,0 9,1 Spectral Classification, W.W. Morgan & P.C. Keenan, 1973, Annual Review of Astronomy and Astrophysics, vol. 11, p.29
- ↑ Revised MK Spectral Atlas for stars earlier than the sun, W.W. Morgan, W. W., H.A. Abt, J.W. Tapscott, 1978, Williams Bay: Yerkes Observatory, and Tucson: Kitt Peak National Observatory
- ↑ The early A type stars – Refined MK classification, confrontation with Stroemgren photometry, and the effects of rotation, R.O. Gray & R.F. Garrison, 1987, Astrophysical Journal Supplement Series, vol. 65, p. 581
- ↑ The late A-type stars – Refined MK classification, confrontation with Stromgren photometry, and the effects of rotation, R.O. Gray & R.F. Garrison, 1989, Astrophysical Journal Supplement Series, vol. 70, p. 623
- ↑ Song, Inseok; Weinberger, A. J.; Becklin, E. E.; Zuckerman, B. «M-Type Vega-like Stars». The Astronomical Journal, 124, 1, 2002, p. 514–518. DOI: 10.1086/341164.
- ↑ Johnson, J. A. «The Stars that Host Planets». Sky & Telescope, April, 2011, pàg. 22–27.