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.

classificació de Morgan-Keenan

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.

Estels estàndard de classe espectral O[5]
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.

 
L'estel més brillant en el cluster del Trapeci és O7V estel θ1 Orionis C. Els altres tres són B0.5 i B1 estels de la seqüència principal.

Gegants modifica

 
Alnitak és un sistema de triple estel amb un supergegant O9.7 i un gegant O9, així com un geganta B0. Aquests estels il·luminen la propera Nebulosa de la Flama

Supergegants modifica

Estels centrals de les nebuloses planetàries modifica

 
L'estel central de NGC 6826 és un estel de baixa massa O6.

Subnanes modifica

Referències modifica

  1. 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.
  2. 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.
  3. 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.
  4. «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.
  5. «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.