Una estrella de tipo S (o simplemente estrella S ) es una gigante fría con cantidades aproximadamente iguales de carbono y oxígeno en su atmósfera. La clase fue definida originalmente en 1922 por Paul Merrill para las 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 denomina estrellas ricas en oxígeno . Las estrellas de tipo S son intermedias entre las estrellas de carbono y las gigantes normales. Se pueden agrupar en dos clases: estrellas S intrínsecas , que deben sus espectros a la convección de productos de fusión y elementos del proceso s a la superficie; y estrellas S extrínsecas , que se forman a través de la transferencia de masa en un sistema binario .
Las estrellas S intrínsecas se encuentran en la parte más luminosa de la rama asintótica de las gigantes , 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 vida más larga, 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 de la rama asintótica de las gigantes de luminosidad comparable, mientras que las estrellas S extrínsecas forman una proporción aún menor de todas las gigantes rojas.
Las estrellas frías, en particular las de clase M , muestran bandas moleculares, siendo especialmente intensas las de óxido de titanio (II) (TiO). Una pequeña proporción de estas estrellas frías también muestran bandas correspondientemente intensas 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. [1]
Las principales series de ZrO son: [1]
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 de clase M normales, tienen ZrO apenas detectable pero espectros de clase M normales. Las estrellas SC, intermedias con las estrellas de carbono, tienen ZrO débil o indetectable, pero fuertes líneas D de sodio y bandas C 2 detectables pero débiles . [3]
Los espectros de las estrellas S también muestran otras diferencias con los de las gigantes normales de clase M. Las bandas de TiO características de las gigantes frías están debilitadas en la mayoría de las estrellas S, en comparación con las estrellas M de temperatura similar, y completamente ausentes en algunas. Las características relacionadas con los isótopos del proceso s, como las bandas YO , las líneas Sr I , las líneas Ba II y las bandas LaO , y también las líneas de sodio D, son mucho más fuertes. Sin embargo, las bandas VO están ausentes o son muy débiles. [4] También se espera la existencia de líneas espectrales del elemento tecnecio (Tc) del período 5 como resultado de la captura de neutrones del proceso s, pero una fracción sustancial de estrellas S no muestra signos de Tc. Las estrellas con fuertes líneas de Tc a veces se denominan estrellas de tecnecio , y pueden ser de clase M, S, C o las intermedias MS y SC. [5]
Algunas estrellas S, especialmente las variables Mira , muestran fuertes líneas de emisión de hidrógeno . La emisión de H β suele ser 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 . [1]
La clase espectral S se definió por primera vez en 1922 para representar una serie de variables de largo período (es decir, variables Mira) y estrellas con espectros peculiares similares. Muchas de las líneas de absorción en los espectros se reconocieron como inusuales, pero sus elementos asociados no se conocían. Las bandas de absorción que ahora se reconocen como debidas al 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, [6] pero desde entonces se han encontrado excepciones. Por ejemplo, ahora se sabe que π 1 Gruis es una variable semirregular . [7]
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 estrellas gigantes luminosas frías.
La formalización de la clasificación de estrellas S en 1954 introdujo un esquema bidimensional de la forma SX,Y. Por ejemplo, R Andromedae figura como S6,6e. [1]
X es la clase de temperatura . Es un dígito entre 1 (aunque el tipo más pequeño que aparece en la lista es S1.5) y 9, que pretende representar una escala de temperatura que corresponde aproximadamente a la secuencia de M1 a M9. La clase de temperatura se calcula estimando las intensidades de las bandas de ZrO y TiO y sumando luego la intensidad más alta con la mitad de la intensidad más pequeña. [1]
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 obtener el dígito de la clase de abundancia, pero esto se modifica para valores más altos: [1]
En la práctica, los tipos espectrales de las 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 condiciones diferentes. [1]
A medida que se estudiaron más de cerca las estrellas S y se entendieron los mecanismos detrás de los espectros, se descubrieron una serie de inconvenientes. La intensidad de ZrO y TiO está influenciada tanto por la temperatura como por las abundancias reales. Las estrellas S representan un continuo que va desde tener oxígeno ligeramente más abundante que carbono hasta tener carbono ligeramente más abundante que oxígeno. Cuando el carbono se vuelve más abundante que el oxígeno, el oxígeno libre se une rápidamente al CO y las abundancias de ZrO y TiO caen drásticamente, lo que las convierte en un indicador deficiente en algunas estrellas. La clase de abundancia también se vuelve inutilizable para estrellas con más carbono que oxígeno en sus atmósferas. [8]
Esta forma de tipo espectral es un tipo común observado en estrellas S, posiblemente todavía la forma más común. [9]
La primera revisión importante de la clasificación de las estrellas S abandona por completo la clase de abundancia de un solo dígito a favor de intensidades de abundancia explícitas para Zr y Ti. [10] Por lo tanto, R And aparece, en un máximo normal, con un tipo espectral de S5e Zr5 Ti2. [9]
En 1979, Ake definió un índice de abundancia basado en las intensidades de las bandas de ZrO, TiO y YO. Este dígito único entre 1 y 7 pretendía representar la transición de las estrellas MS a las estrellas SC a través de relaciones C/O crecientes. Los tipos espectrales seguían estando enumerados con valores explícitos de intensidad de Zr y Ti, y el índice de abundancia se incluía por separado en la lista de estrellas estándar. [8]
El índice de abundancia fue adoptado inmediatamente y ampliado para que fuera de 1 a 10, diferenciando las abundancias en las estrellas SC. Ahora se lo citaba como parte del tipo espectral en lugar de separar las abundancias de Zr y Ti. Para distinguirlo de la clase de abundancia abandonada anteriormente, se lo utilizó 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. [3]
El nuevo índice de abundancia no se calcula directamente, sino que se asigna a partir de las intensidades relativas de una serie de características espectrales. Está diseñado para indicar con precisión la secuencia de proporciones C/O desde menos de 0,95 hasta aproximadamente 1,1. Principalmente, la intensidad relativa de las bandas de ZrO y TiO forma una secuencia desde las estrellas MS hasta el índice de abundancia 1 a 6. Los índices de abundancia 7 a 10 son las estrellas SC y el ZrO es débil o está ausente, por lo que se utiliza la intensidad relativa de las líneas D de sodio y las bandas de C s . El índice de abundancia 0 no se utiliza, y el índice de abundancia 10 es equivalente a una estrella de carbono Cx,2, por lo que tampoco se ve nunca. [4]
La derivación de la clase de temperatura también se ha refinado, para utilizar proporciones de líneas además de la fuerza 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 proporciones 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 proporción de líneas de Ba II y Sr I también es útil en los mismos índices y para estrellas ricas en carbono con índice de abundancia de 7 a 9. Cuando ZrO y TiO son débiles o ausentes, la proporción de las características combinadas a 645,6 nm y 645,0 nm se puede utilizar para asignar la clase de temperatura. [4]
Debido a los diferentes esquemas de clasificación y las dificultades para asignar una clase consistente a todo el rango de estrellas MS, S y SC, a veces se utilizan otros esquemas. Por ejemplo, un estudio de nuevas estrellas S/MS, de carbono y SC utiliza un esquema bidimensional indicado por un asterisco, por ejemplo S5*3. El primer dígito se basa en la fuerza del TiO para aproximar la secuencia de clase M, y el segundo se basa únicamente en la fuerza del ZrO. [2]
Esta tabla muestra los tipos espectrales de varias estrellas S conocidas, tal como se clasificaron en distintos momentos. La mayoría de las estrellas son variables, normalmente del tipo Mira. Siempre que es posible, la tabla muestra el tipo en su brillo máximo, pero varios de los tipos Ake en particular no están en su brillo máximo y, por lo tanto, tienen un tipo posterior. También se muestran las intensidades de las bandas de ZrO y TiO si se publican (una x indica que no se encontraron bandas). Si las abundancias son parte del tipo espectral formal, se muestra el índice de abundancia.
Existen 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, ya que solo se encuentra en las estrellas de tipo S intrínsecas.
Las estrellas intrínsecas de tipo S son estrellas gigantes asintóticas de pulso térmico (TP-AGB). Las estrellas AGB tienen núcleos inertes de carbono y oxígeno y experimentan fusión tanto en una capa interna de helio como en una capa externa de hidrógeno. Son gigantes grandes y frías de clase M. Los pulsos térmicos, creados por destellos de la capa de helio, causan 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 sacar a la superficie los productos de fusión de la región entre las dos capas. Estos productos de fusión incluyen carbono y elementos del proceso s . [14] Los elementos del proceso s incluyen circonio (Zr), itrio (Y), lantano (La), tecnecio (Tc), bario (Ba) y estroncio (Sr), que forman el espectro característico de la clase S con bandas de ZrO, YO y LaO, así como líneas de Tc, Sr y Ba. La atmósfera de las estrellas S tiene una relación carbono-oxígeno que oscila entre 0,5 y < 1. [15] El enriquecimiento de carbono continúa con pulsos térmicos posteriores hasta que la abundancia de carbono supera la abundancia de oxígeno, momento en el que el oxígeno de la atmósfera se bloquea rápidamente en CO y la formación de óxidos disminuye. Estas estrellas muestran espectros SC intermedios y un mayor enriquecimiento de carbono conduce a una estrella de carbono . [16]
El isótopo de tecnecio producido por captura de neutrones en el proceso s es 99Tc 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 desintegrado completamente para cuando se convirtió en una gigante, y cualquier 99Tc recién formado que se extraiga en una estrella AGB sobreviviría hasta el final de la fase AGB, lo que dificulta que una gigante roja tenga otros elementos del proceso s en su atmósfera sin tecnecio. Las estrellas de tipo S sin tecnecio se forman por 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 99Tc se habrá desintegrado 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 una 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 denominan estrellas S extrínsecas. [16] [17]
Las estrellas de clase espectral S solo se forman en un rango limitado de condiciones y son poco comunes. Las distribuciones y propiedades de las estrellas S intrínsecas y extrínsecas son diferentes, lo que refleja sus distintos modos de formación.
Las estrellas TP-AGB son difíciles de identificar de forma fiable en grandes estudios, pero los recuentos de estrellas AGB luminosas de clase M normales y estrellas de tipo S y de carbono similares han mostrado diferentes distribuciones en la galaxia. Las estrellas S se distribuyen de forma 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 raros cerca del centro galáctico , pero constituyen el 10% - 20% de todas las estrellas AGB luminosas en el vecindario 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 un estudio en comparación con el 3% de todas las estrellas AGB. [18]
Las estrellas S extrínsecas no se encuentran en el grupo TP-AGB, sino que son estrellas de la rama de las gigantes rojas o estrellas de la rama AGB temprana. Su número y distribución son inciertos. Se ha estimado que representan entre el 30% y el 70% de todas las estrellas de tipo S, aunque solo una pequeña fracción de todas las estrellas de la rama de las gigantes rojas. Están menos concentradas en el disco galáctico, lo que indica que pertenecen a una población de estrellas más antigua que el grupo intrínseco. [16]
Muy pocas estrellas S intrínsecas han tenido su masa medida directamente usando una órbita binaria, aunque sus masas han sido estimadas usando relaciones período-masa de Mira o propiedades de pulsaciones. Las masas observadas se encontraron en alrededor de 1,5 – 5 M ☉ [16] hasta hace muy poco, cuando las paralajes de Gaia ayudaron a descubrir estrellas S intrínsecas con masas y metalicidades similares a las solares . [15] Los modelos de evolución TP-AGB muestran que el tercer dragado se hace más grande a medida que las capas se mueven hacia la superficie, y que las estrellas menos masivas experimentan menos dragados antes de abandonar 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 se 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 4 M☉ experimentan una combustión de fondo caliente ( la combustión del carbono en la base de la envoltura convectiva) que les impide convertirse en estrellas de carbono, pero aún pueden convertirse en estrellas de tipo S antes de revertir a un estado rico en oxígeno. [19] Las estrellas S extrínsecas siempre están en sistemas binarios y sus masas calculadas son de alrededor de 1,6 – 2,0 M☉ . Esto es consistente con las estrellas RGB o las primeras estrellas AGB. [17]
Las estrellas S intrínsecas tienen luminosidades de alrededor de 5.000 – 10.000 L ☉ , [20] [21] aunque suelen ser variables. [16] Sus temperaturas promedian alrededor de 2.300 K para las estrellas S Mira y 3.100 K para las estrellas S no Mira, 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. [22] Las estrellas S extrínsecas tienen luminosidades típicamente alrededor de 2.000 L ☉ , temperaturas entre 3.150 y 4.000 K y radios menores de 150 R ☉ . Esto significa que se encuentran debajo de la punta de la gigante roja y normalmente serán estrellas RGB en lugar de estrellas AGB. [23]
Las estrellas S extrínsecas pierden masa considerable a través de sus vientos estelares , de forma similar a las estrellas TP-AGB ricas en oxígeno y las estrellas de carbono. Normalmente, las tasas son de alrededor de 1/10.000.000 de la masa del Sol por año, aunque en casos extremos como W Aquilae pueden ser más de diez veces superiores. [20]
Se espera que la existencia de polvo impulse la pérdida de masa en estrellas frías, pero no está claro qué tipo de polvo puede formarse en la atmósfera de una estrella S con la mayor parte del carbono y el oxígeno atrapados 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 alrededor de 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 desencadenada por TiC , ZrC y TiO 2. [21 ]
Se observan capas de polvo desprendidas alrededor de varias estrellas de carbono, pero no de estrellas de tipo S. Los excesos infrarrojos indican que hay polvo alrededor de la mayoría de las estrellas S intrínsecas, pero el flujo de salida no ha sido suficiente ni lo suficientemente duradero como para formar una capa desprendida visible. Se cree que las capas se forman durante una fase de supervientos muy tardía en la evolución de la AGB. [20]
BD Camelopardalis es un ejemplo a simple vista de una estrella S extrínseca. Es una variable irregular lenta en un sistema binario simbiótico con una compañera más caliente que también puede ser variable. [24]
La variable Mira Chi Cygni es una estrella S intrínseca. Cuando está cerca de su máxima luminosidad, es la estrella de tipo S más brillante del cielo. [25] Tiene un espectro variable de tipo tardío de aproximadamente S6 a S10, con características de óxidos de circonio, titanio y vanadio, a veces limítrofes con el tipo intermedio MS. [4] 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 . [25]
La estrella ο 1 Ori , visible a simple vista, es una estrella MS intermedia y una variable semirregular de pequeña amplitud [7] con una compañera enana blanca DA3. [26] El tipo espectral se ha determinado como S3.5/1-, [4] M3III(BaII), [27] o M3.2IIIaS. [7]