Una estrella de secuencia principal (OV) de tipo O es una estrella de secuencia principal ( que quema hidrógeno en el 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 50.000K . Son entre 40.000 y 1.000.000 de veces más luminosos que el Sol.
Los estándares "ancla" que definen la cuadrícula de clasificación MK para 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 estándares de tipo O entre O5 y O9, pero sólo dividía las clases de luminosidad para los O9. [4] Los dos estándares MKK O9 V fueron Iota Orionis y 10 Lacertae . Los estándares Yerkes revisados ("MK") presentados en Johnson & Morgan (1953) [5] no presentaron cambios en los tipos O5 a O8, y enumeraron 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 revisión importante sobre la clasificación espectral realizada por Morgan y Keenan (1973) [6] enumeró estándares "MK revisados" para O4 a O7, pero nuevamente no hay división de estándares por clases de luminosidad. Esta revisión también enumeró los "estándares de daga" de la 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 enumeró 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 fue definida en Walborn et al . (2002), con la estrella BI 253 actuando como patrón primario de O2 V (en realidad escriba "O2 V((f*))"). También redefinieron HDE 303308 como un estándar O4 V y enumeraron nuevos estándares O3 V ( HD 64568 y LH 10-3058 ). [9]
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 entre 10.000.000 de todas las estrellas. De las pocas que hay, todas las estrellas de clase O son muy jóvenes (no tienen más de unos pocos millones de años) y en nuestra galaxia todas tienen metalicidades elevadas , alrededor del doble que las 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 aproximadamente 10 veces mayores que las de la Tierra , lo cual es relativamente bajo en comparación con otras estrellas de la secuencia principal .
Las temperaturas superficiales de las estrellas de secuencia principal de clase O caen 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 una metalicidad más baja (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 menores tasas de pérdida de masa, reducidas debido a su menor opacidad. [14]