Una estrella de tipo S (o simplemente 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. Se pueden agrupar en dos clases: estrellas S intrínsecas , que deben su espectro a la convección de productos de fusión y elementos del proceso S a 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 porción 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 vida, a menudo variables semirregulares o irregulares de menor amplitud. Las estrellas S son relativamente raras: las estrellas S intrínsecas forman menos del 10% de las estrellas ramas gigantes asintóticas de luminosidad comparable, mientras que las estrellas S extrínsecas forman una proporción aún menor de todas las gigantes rojas.
Las estrellas frías, particularmente las de clase M , muestran bandas moleculares, siendo el óxido de titanio (II) (TiO) especialmente fuerte. Una pequeña proporción de estas estrellas frías también muestran fuertes bandas de óxido de circonio (ZrO). La existencia de bandas de ZrO claramente detectables en el espectro visual es la definición de una estrella de tipo S. [1]
Las principales series de ZrO son: [1]
La definición original de 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 normal, tienen ZrO apenas detectable pero por lo demás tienen 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 de C 2 detectables pero débiles . [3]
Los espectros de las estrellas S también muestran otras diferencias con los de los gigantes normales de clase M. Las características bandas de TiO de los gigantes fríos 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 D del sodio, son todas 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 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 de 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 período largo (es decir, variables Mira) y estrellas con espectros peculiares similares. Muchas de las líneas de absorción en los espectros fueron reconocidas como inusuales, pero se desconocían sus elementos asociados. 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 dividía 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 todas las estrellas Se eran LPV y que las estrellas S eran 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 distintos tipos espectrales de los gigantes luminosos fríos. .
La formalización de la clasificación de las estrellas S en 1954 introdujo un esquema bidimensional de la forma SX,Y. Por ejemplo, R Andromedae aparece como S6,6e. [1]
X es la clase de temperatura . Es un dígito entre 1 (aunque el tipo más pequeño realmente listado es S1.5) y 9, destinado a representar una escala de temperatura que corresponde aproximadamente a la secuencia de M1 a M9. En realidad, la clase de temperatura se calcula estimando las intensidades de las bandas de ZrO y TiO y luego sumando la intensidad mayor con la mitad de la intensidad menor. [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 diferentes condiciones. [1]
Una serie de inconvenientes salieron a la luz a medida que se estudiaban más de cerca las estrellas S y se comprendían los mecanismos detrás de sus espectros. Las fortalezas del ZrO y del TiO están influenciadas tanto por la temperatura como por las abundancias reales. Las estrellas S representan un continuo desde tener oxígeno ligeramente más abundante que el carbono hasta que el carbono sea ligeramente 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 cae drásticamente, lo que los convierte en un mal indicador en algunas estrellas. La clase de abundancia también resulta inutilizable para estrellas con más carbono que oxígeno en sus atmósferas. [8]
Esta forma de tipo espectral es un tipo común que se observa en las estrellas S, y posiblemente siga siendo 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 en favor de intensidades de abundancia explícitas para Zr y Ti. [10] Así 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 ZrO, TiO y YO. Este dígito único entre 1 y 7 pretendía representar la transición desde estrellas MS a través de relaciones C/O crecientes hasta estrellas SC. Los tipos espectrales todavía se enumeraban 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 de 1 a 10, diferenciando las abundancias en las estrellas SC. Ahora se cita como parte del tipo espectral en lugar de separar las abundancias de Zr y Ti. Para distinguirla de la clase de abundancia abandonada anteriormente, se utilizó un carácter de barra diagonal después de la clase de temperatura, de modo que la clase espectral para R And pasó a ser 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 de cerca la secuencia de relaciones C/O desde menos de 0,95 hasta aproximadamente 1,1. Principalmente, la fuerza relativa de las bandas de ZrO y TiO forma una secuencia desde las estrellas MS hasta el índice de abundancia del 1 al 6. Los índices de abundancia del 7 al 10 son las estrellas SC y el ZrO es débil o está ausente, por lo que la fuerza relativa de las líneas D de sodio y las bandas C s se utiliza. 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 refina para utilizar 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 intensidad 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 los índices de abundancia 3 y 4, y la aparición repentina de bandas de LaO a temperaturas más frías. La proporción de líneas Ba II y Sr I también es útil en los mismos índices y para estrellas ricas en carbono con un índice de abundancia de 7 a 9. Cuando ZrO y TiO son débiles o están ausentes, la proporción de las características combinadas a 645,6 nm y 645,0 nm puede utilizarse para asignar la clase de temperatura. [4]
Debido a los diferentes esquemas de clasificación y las dificultades de asignar una clase consistente en toda la gama 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 aproximarse a 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 fueron clasificadas en distintos momentos. La mayoría de las estrellas son variables, normalmente del tipo Mira. Cuando es posible, la tabla muestra el tipo con 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 entonces se muestra el índice de abundancia.
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, ya que solo se encuentra en las estrellas intrínsecas de tipo S.
Las estrellas intrínsecas de tipo S son estrellas de rama gigante asintótica de pulsación térmica (TP-AGB). Las estrellas AGB tienen núcleos inertes de carbono y oxígeno y se fusionan tanto en una capa interna de helio como en una capa externa de hidrógeno. Son grandes gigantes geniales de clase M. Los pulsos térmicos, creados por 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 sacar a la superficie los productos de fusión de la región entre las dos capas. Estos productos de fusión incluyen carbono y elementos de 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 clase S con ZrO. bandas YO y 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. [15] El enriquecimiento de carbono continúa con pulsos térmicos posteriores hasta que la abundancia de carbono excede la abundancia de oxígeno, momento en el cual el oxígeno en la atmósfera se bloquea rápidamente. El CO y la formación de óxidos disminuyen. Estas estrellas muestran espectros SC intermedios y un mayor enriquecimiento de carbono conduce a una estrella de carbono . [dieciséis]
El isótopo de tecnecio producido por la captura de neutrones en el proceso s es 99 Tc y tiene una vida media de unos 200.000 años en una atmósfera estelar. Cualquiera de los isótopos presentes cuando se formó una estrella se habría desintegrado por completo cuando se convirtiera en gigante, y cualquier 99 Tc recién formado extraído de una estrella AGB sobreviviría hasta el final de la fase AGB, lo que dificultaría que una gigante roja tener otros elementos de 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 de 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 se habrá desintegrado y quedará una estrella libre de 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, será clasificada como estrella de Bario . Cuando evolucione a temperaturas lo suficientemente frías como para que se muestren 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. [16] [17]
Las estrellas con una clase espectral S sólo 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 estudios grandes, pero los recuentos de estrellas AGB luminosas normales de clase M y estrellas similares de tipo S y de carbono han mostrado diferentes distribuciones en la galaxia. Las estrellas S se distribuyen de forma similar a las estrellas de carbono, pero sólo hay alrededor de un tercio del número de estrellas de carbono. Ambos tipos de estrellas ricas en carbono son muy raros cerca del Centro Galáctico , pero representan entre el 10% y el 20% de todas las estrellas AGB luminosas en la vecindad solar, de modo que las estrellas S representan alrededor del 5% de las estrellas AGB. Las estrellas ricas en carbono también se concentran más estrechamente 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. [18]
Las estrellas S extrínsecas no están en el TP-AGB, sino que son estrellas ramificadas de 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 sólo una pequeña fracción de todas las estrellas ramificadas de 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. [dieciséis]
Se ha medido directamente la masa de muy pocas estrellas S intrínsecas utilizando una órbita binaria, aunque sus masas se han estimado utilizando relaciones de masa-período de Mira o propiedades de pulsaciones. Se descubrió que las masas observadas rondaban entre 1,5 y 5 M ☉ [16] hasta hace muy poco, cuando los paralajes de Gaia ayudaron a descubrir estrellas S intrínsecas con masas y metalicidades similares a las del sol . [15] Los modelos de evolución de 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 a 2,0 M ☉ experimentarán suficientes dragados para convertirse en estrellas de carbono, pero serán eventos grandes y la estrella generalmente saltará 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 pequeños dragados. Las estrellas de más de 4 M ☉ experimentan una quema de fondo caliente (la quema de 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 volver a un estado rico en oxígeno. [19] Las estrellas S extrínsecas siempre están en sistemas binarios y sus masas calculadas rondan entre 1,6 y 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 2300 K para las estrellas Mira S y 3100 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 que no son 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 2000 L ☉ , temperaturas entre 3150 y 4000 K y radios inferiores a 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 una masa considerable a través de sus vientos estelares , de manera 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 el de W Aquilae pueden ser más de diez veces superiores. [20]
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. Se observa unas 300 veces más gas que polvo 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 TiO2 . [21]
Se ven capas de polvo desprendidas alrededor de varias estrellas de carbono, pero no de 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 ni duradero como para formar una capa desprendida visible. Se cree que los caparazones se forman durante una fase de superviento muy tardía en la evolución del 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 un compañero más caliente que también puede ser variable. [24]
La variable Mira Chi Cygni es una estrella S intrínseca. Cuando está cerca del máximo de luz, es la estrella tipo S más brillante del cielo. [25] Tiene un espectro de tipo tardío variable alrededor de S6 a S10, con características de óxidos de circonio, titanio y vanadio, a veces rozando el tipo MS intermedio. [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 a simple vista ο 1 Ori es una estrella MS intermedia y variable semirregular de pequeña amplitud [7] con una compañera enana blanca DA3. [26] El tipo espectral se ha dado como S3.5/1-, [4] M3III(BaII), [27] o M3.2IIIaS. [7]