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Estrella de secuencia principal de tipo O

Concepción artística de una estrella tipo O

Una estrella de secuencia principal de tipo O (OV) es una estrella de secuencia principal ( que quema hidrógeno en su núcleo ) de tipo espectral O y clase de luminosidad V. Estas estrellas tienen entre 15 y 90 veces la masa del Sol y temperaturas superficiales entre 30.000 y 50.000 K. Son entre 40.000 y 1.000.000 de veces más luminosas que el Sol.

Estrellas estándar espectrales

Espectro de una estrella O5V

Los estándares "de anclaje" que definen la cuadrícula de clasificación MK para las estrellas de secuencia principal de tipo O, es decir, aquellos estándares que no han cambiado desde principios del siglo XX, son S Monocerotis (O7 V) y 10 Lacertae (O9 V). [3]

El atlas "Yerkes" de Morgan–Keenan–Kellerman (MKK) de 1943 enumeraba los estándares de tipo O entre O5 y O9, pero solo dividía las clases de luminosidad para los O9. [4] Los dos estándares MKK O9 V eran Iota Orionis y 10 Lacertae . Los estándares Yerkes revisados ​​("MK") presentados en Johnson & Morgan (1953) [5] no presentaban cambios en los tipos O5 a O8, y enumeraban 5 estándares O9 V ( HD 46202 , HD 52266 , HD 57682 , 14 Cephei , 10 Lacertae) y 3 estándares O9.5 V ( HD 34078 , Sigma Orionis , Zeta Ophiuchi ). Una importante revisión sobre clasificación espectral realizada por Morgan y Keenan (1973) [6] incluyó estándares MK "revisados" para O4 a O7, pero nuevamente no se hizo una división de los estándares por clases de luminosidad. Esta revisión también incluyó estándares de "dagger" de secuencia principal de O9 V para 10 Lacertae y O9.5 V para Sigma Orionis.

Las clases de luminosidad de tipo O para subtipos anteriores a O5 no se definieron con estrellas estándar hasta la década de 1970. El atlas espectral de Morgan, Abt y Tapscott (1978) [7] definió varios estándares de secuencia principal de tipo O (clase de luminosidad "V"): HD 46223 (O4 V), HD 46150 (O5 V), HD 199579 (O6 V), S Monocerotis (O7 V), HD 46149 (O8 V) y HD 46202 (O9 V). Walborn y Fitzpartrick (1990) [8] proporcionaron el primer atlas digital de espectros para estrellas de tipo OB e incluyeron un estándar de secuencia principal para O3 V ( HDE 303308 ). La clase espectral O2 se definió en Walborn et al . (2002), con la estrella BI 253 actuando como el estándar primario de O2 V (en realidad, tipo "O2 V((f*))"). También redefinieron HDE 303308 como un estándar de O4 V y enumeraron nuevos estándares de O3 V ( HD 64568 y LH 10-3058 ). [9]

Propiedades

Se trata de objetos extremadamente raros; se estima que no hay más de 20.000 estrellas de clase O en toda la Vía Láctea , [10] alrededor de una en 10.000.000 de todas las estrellas. De las pocas que hay, todas las estrellas de clase O son muy jóvenes (no más de unos pocos millones de años) y en nuestra galaxia todas tienen altas metalicidades , alrededor del doble de la del Sol. [11] Sus masas oscilan entre 15 y 90  M ☉ , pero sus radios son más modestos, alrededor de 10  R ☉ . Las gravedades superficiales son alrededor de 10 veces la de la Tierra , lo que es relativamente bajo en comparación con otras estrellas de secuencia principal .

Las temperaturas superficiales de las estrellas de la secuencia principal de clase O oscilan entre 30.000 y 50.000  K. Son intensamente brillantes: sus luminosidades bolométricas están entre 30.000 y 1.000.000  L ☉ . Las magnitudes absolutas visuales varían desde aproximadamente -4 (equivalente a 3.400 veces más brillante que el Sol) hasta aproximadamente -5,8 (equivalente a 18.000 veces más brillante que el Sol). [11] [12]

Sus vientos estelares impulsados ​​por la luz tienen una velocidad terminal de alrededor de 2.000 km/s. [13] Las estrellas de clase O más luminosas tienen tasas de pérdida de masa de más de una millonésima de  M☉ cada año, aunque las menos luminosas pierden mucho menos. Las estrellas de secuencia principal de tipo O en la Gran Nube de Magallanes tienen menor metalicidad (lo que hace que sus interiores sean menos opacos que las estrellas típicas de la Vía Láctea ) y temperaturas notablemente más altas, siendo la causa más obvia las menores tasas de pérdida de masa, reducidas debido a su menor opacidad. [14]

Ejemplos de estrellas de la secuencia principal de clase O

Véase también

Referencias

  1. ^ Pecaut, Mark J.; Mamajek, Eric E. (1 de septiembre de 2013). "Colores intrínsecos, temperaturas y correcciones bolométricas de estrellas anteriores a la secuencia principal". The Astrophysical Journal Supplement Series . 208 (1): 9. arXiv : 1307.2657 . Bibcode :2013ApJS..208....9P. doi :10.1088/0067-0049/208/1/9. ISSN  0067-0049. S2CID  119308564.
  2. ^ Mamajek, Eric (2 de marzo de 2021). Una secuencia moderna de color y temperatura efectiva de estrellas enanas medias (informe). Departamento de Física y Astronomía. Universidad de Rochester . Consultado el 5 de julio de 2021 .
  3. ^ Garrison, R. F (1994). "Una jerarquía de estándares para el proceso MK". El proceso MK a los 50 años. Una herramienta poderosa para el conocimiento astrofísico. Serie de conferencias de la Sociedad Astronómica del Pacífico . 60 : 3. Código Bibliográfico :1994ASPC...60....3G.
  4. ^ Morgan, William Wilson; Keenan, Philip Childs; Kellman, Edith (1943). "Atlas de espectros estelares, con un esquema de clasificación espectral". Chicago . Bibcode :1943assw.book.....M.
  5. ^ Johnson, H. L; Morgan, W. W (1953). "Fotometría estelar fundamental para estándares de tipo espectral en el sistema revisado del atlas espectral de Yerkes". Astrophysical Journal . 117 : 313. Bibcode :1953ApJ...117..313J. doi :10.1086/145697.
  6. ^ Morgan, W. W; Keenan, P. C (1973). "Clasificación espectral". Revista anual de astronomía y astrofísica . 11 : 29–50. Código Bibliográfico :1973ARA&A..11...29M. doi :10.1146/annurev.aa.11.090173.000333.
  7. ^ Morgan, W. W; Abt, Helmut A; Tapscott, J. W (1978). "Atlas espectral MK revisado para estrellas anteriores al sol". Williams Bay: Observatorio Yerkes . Bibcode :1978rmsa.book.....M.
  8. ^ Walborn, Nolan R; Fitzpatrick, Edward L (1990). "Clasificación espectral óptica contemporánea de las estrellas OB - Un atlas digital". Astronomical Society of the Pacific . 102 : 379. Bibcode :1990PASP..102..379W. doi : 10.1086/132646 .
  9. ^ Walborn, Nolan R; Howarth, Ian D; Lennon, Daniel J; Massey, Philip; Oey, M. S; Moffat, Anthony F. J; Skalkowski, Gwen; Morrell, Nidia I; Drissen, Laurent; Parker, Joel Wm (2002). "Un nuevo sistema de clasificación espectral para las primeras estrellas O: definición del tipo O2" (PDF) . The Astronomical Journal . 123 (5): 2754. Bibcode :2002AJ....123.2754W. doi :10.1086/339831.
  10. ^ "Los científicos comienzan a desentrañar los secretos de una estrella oculta". ScienceDaily . 27 de julio de 1998 . Consultado el 2 de febrero de 2018 .
  11. ^ ab Tablas 1 y 4, Fabrice Martins; Daniel Schaerer y D. John Hiller (2005). "Una nueva calibración de los parámetros estelares de las estrellas galácticas O". Astronomía y astrofísica . 436 (3): 1049–1065. arXiv : astro-ph/0503346 . Bibcode :2005A&A...436.1049M. doi :10.1051/0004-6361:20042386. S2CID  39162419.
  12. ^ Tabla 5, William D. Vacca; Catharine D. Garmany y J. Michael Shull (abril de 1996). "Los flujos del continuo Lyman y los parámetros estelares de las estrellas de tipo O y B tempranas". Astrophysical Journal . 460 : 914–931. Bibcode :1996ApJ...460..914V. doi :10.1086/177020. hdl : 2060/19970023476 .
  13. ^ Martins, F (2004). Nuevos modelos atmosféricos para estrellas masivas: efectos de enmascaramiento de líneas y propiedades del viento en estrellas O (Tesis). Bibcode :2004PhDT........21M.
  14. ^ Massey, Philip; Bresolin, Fabio; Kudritzki, Rolf P; Puls, Joachim; Pauldrach, AW A (2004). "Las propiedades físicas y la escala de temperatura efectiva de las estrellas de tipo O en función de la metalicidad. I. Una muestra de 20 estrellas en las Nubes de Magallanes". The Astrophysical Journal . 608 (2): 1001–1027. arXiv : astro-ph/0402633 . Código Bibliográfico :2004ApJ...608.1001M. doi :10.1086/420766. S2CID  119373878.