Una estrella de secuencia principal de tipo F (FV) es una estrella de secuencia principal de tipo espectral F y clase de luminosidad V que fusiona hidrógeno . Estas estrellas tienen de 1,0 a 1,4 veces la masa del Sol y temperaturas superficiales entre 6.000 y 7.600 K. [2] Tablas VII y VIII. Este rango de temperatura da a las estrellas de tipo F un tono blanquecino cuando se observan desde la atmósfera. Debido a que una estrella de secuencia principal se conoce como estrella enana, esta clase de estrella también puede denominarse enana blanca-amarilla (que no debe confundirse con las enanas blancas , estrellas remanentes que son una posible etapa final de la evolución estelar ). Ejemplos notables incluyen Procyon A , Gamma Virginis A y B, [3] y KIC 8462852. [ 4]
El sistema Atlas Yerkes revisado (Johnson y Morgan 1953) enumeraba una densa red de estrellas estándar espectrales enanas de tipo F; sin embargo, no todas ellas han sobrevivido hasta el día de hoy como estándares estables. [7]
Los puntos de anclaje del sistema de clasificación espectral MK entre las estrellas enanas de secuencia principal de tipo F, es decir, aquellas estrellas estándar que han permanecido inalteradas a lo largo de los años y que pueden utilizarse para definir el sistema, se consideran 78 Ursae Majoris (F2 V) y Pi 3 Orionis (F6 V). [8] Además de esos dos estándares, Morgan y Keenan (1973) consideraron las siguientes estrellas como estándares de dagger : HR 1279 (F3 V), HD 27524 (F5 V), HD 27808 (F8 V), HD 27383 (F9 V) y Beta Virginis (F9 V). [9]
Otras estrellas estándar MK primarias incluyen HD 23585 (F0 V), HD 26015 (F3 V) y HD 27534 (F5 V). [10] Nótese que dos miembros de Hyades con designaciones HD casi idénticas (HD 27524 y HD 27534) se consideran estrellas estándar F5 V fuertes y, de hecho, comparten colores y magnitudes casi idénticos.
Gray y Garrison (1989) proporcionan una tabla moderna de estrellas enanas estándar para las estrellas de tipo F más calientes. Las estrellas enanas estándar F1 y F7 rara vez se incluyen en la lista, pero han cambiado ligeramente a lo largo de los años entre los clasificadores expertos. [11] Las estrellas estándar de esta clase que se utilizan con frecuencia incluyen 37 Ursae Majoris (F1 V) e Iota Piscium (F7 V). Actualmente, no se han publicado oficialmente estrellas estándar F4 V.
F9 V define el límite entre las estrellas calientes clasificadas por Morgan y las estrellas más frías clasificadas por Keenan un paso más abajo, y existen discrepancias en la literatura sobre qué estrellas definen el límite de las enanas F/G. Morgan y Keenan (1973) [9] enumeraron a Beta Virginis y HD 27383 como estándares de F9 V, pero Keenan y McNeil (1989) enumeraron a HD 10647 como su estándar de F9 V en su lugar. [12]
Las estrellas de tipo F tienen un ciclo de vida similar al de las estrellas de tipo G. Fusionan hidrógeno y, una vez que se agota su suministro de hidrógeno, acaban convirtiéndose en una gigante roja que fusiona helio en lugar de hidrógeno. Cuando también se acaba el helio, empiezan a fusionar carbono. Cuando este también se acaba, se deshacen de sus capas externas, creando una nebulosa planetaria y dejando atrás, en el centro de la nebulosa, una enana blanca caliente . Estas estrellas permanecen estables durante unos 2.000 a 4.000 millones de años. En comparación, las estrellas de tipo G, como el Sol, permanecen estables durante unos 10.000 millones de años. [13]
Algunas de las estrellas de tipo F más cercanas que se sabe que albergan planetas incluyen Upsilon Andromedae , Tau Boötis , HD 10647 , HD 33564 , HD 142 , HD 60532 y KOI-3010.
Algunos estudios muestran que existe la posibilidad de que la vida también pueda desarrollarse en planetas que orbitan una estrella de tipo F. [14] Se estima que la zona habitable de una estrella F0 relativamente caliente se extendería desde aproximadamente 2,0 UA a 3,7 UA y entre 1,1 y 2,2 UA para una estrella F8 relativamente fría. [14] Sin embargo, en relación con una estrella de tipo G, los principales problemas para una forma de vida hipotética en este escenario particular serían la luz más intensa y la vida estelar más corta de la estrella anfitriona. [14]
Se sabe que las estrellas de tipo F emiten formas de luz de energía mucho más alta, como la radiación ultravioleta , que a largo plazo puede tener un efecto profundamente negativo en las moléculas de ADN . [14] Los estudios han demostrado que, para un planeta hipotético ubicado a una distancia habitable de una estrella de tipo F equivalente a la que la Tierra está del Sol (esto es más lejos de la estrella de tipo F, fuera de la zona habitable de una estrella de tipo G2), y con una atmósfera similar, la vida en su superficie recibiría aproximadamente entre 2,5 y 7,1 veces más daño de la luz ultravioleta en comparación con la de la Tierra. [15] Por lo tanto, para que sus formas de vida nativas sobrevivan, el planeta hipotético necesitaría tener un blindaje atmosférico suficiente, como una capa de ozono más densa en la atmósfera superior. [14] Sin una capa de ozono robusta, la vida podría desarrollarse teóricamente en la superficie del planeta, pero lo más probable es que estuviera confinada a regiones submarinas o subterráneas o que de alguna manera hubiera adaptado una cubierta externa contra ella (por ejemplo, caparazones). [14] [16]
{{cite book}}: Mantenimiento de CS1: falta la ubicación del editor ( enlace )