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Estrella de secuencia principal tipo A

Una impresión artística de Sirio A y Sirio B , un sistema estelar binario . Sirio A, una estrella de secuencia principal de tipo A, es la más grande de las dos.

Una estrella de secuencia principal de tipo A ( AV ) o una estrella enana es una estrella de secuencia principal ( quema hidrógeno ) de tipo espectral A y clase de luminosidad V (cinco). Estas estrellas tienen espectros definidos por fuertes líneas de absorción de Balmer de hidrógeno . [1] Miden entre 1,4 y 2,1  masas solares ( M ☉ ) y tienen temperaturas superficiales entre 7.600 y  10.000 K. Ejemplos brillantes y cercanos son Altair (A7), Sirius A (A1) y Vega (A0). Las estrellas de tipo A no tienen zonas convectivas y, por tanto, no se espera que alberguen dinamos magnéticos . Como consecuencia, al no tener fuertes vientos estelares , carecen de medios para generar emisiones de rayos X.

Estrellas estándar espectrales

El sistema Yerkes Atlas revisado [7] enumeró una densa red de estrellas estándar espectrales enanas de tipo A, pero no todas han sobrevivido hasta el día de hoy como estándares. Los "puntos de anclaje" y los "estándares de daga" del sistema de clasificación espectral MK entre las estrellas enanas de secuencia principal de tipo A, es decir, aquellas estrellas estándar que se han mantenido sin cambios durante años y que pueden considerarse que definen el sistema, son Vega (A0 V), Gamma Ursae Majoris (A0 V) y Fomalhaut (A3 V). [8] [9] La revisión fundamental de la clasificación MK realizada por Morgan y Keenan (1973) [9] no proporcionó ningún estándar de daga entre los tipos A3 V y F2 V. HD 23886 se sugirió como estándar A5 V en 1978. [ 10]

Richard Gray y Robert Garrison proporcionaron las contribuciones más recientes a la secuencia espectral de la enana A en un par de artículos en 1987 [11] y 1989. [12] Enumeran una variedad de estándares espectrales de enanas de tipo A de rotación rápida y lenta, incluidos HD 45320 (A1 V), HD 88955 (A2 V), 2 Hydri (A7 V), 21 Leonis Minoris (A7 V) y 44 Ceti (A9 V). Además de los estándares MK proporcionados en los documentos de Morgan y Gray & Garrison, ocasionalmente también se ve Delta Leonis (A4 V) listado como estándar. No hay estrellas estándar A6 V y A8 V publicadas.

La clasificación espectral de Morgan-Keenan


Planetas

Las estrellas de tipo A son jóvenes (normalmente tienen unos pocos cientos de millones de años) y muchas emiten radiación infrarroja (IR) más allá de lo que se esperaría de una estrella sola. Este exceso de IR es atribuible a la emisión de polvo de un disco de escombros donde se forman los planetas. [13] Los estudios indican que comúnmente se forman planetas masivos alrededor de estrellas de tipo A, aunque estos planetas son difíciles de detectar utilizando el método de espectroscopía Doppler . Esto se debe a que las estrellas de tipo A normalmente giran muy rápidamente, lo que dificulta medir los pequeños cambios Doppler inducidos por los planetas en órbita, ya que las líneas espectrales son muy anchas. [14] Sin embargo, este tipo de estrella masiva eventualmente evoluciona hacia una gigante roja más fría que gira más lentamente y, por lo tanto, puede medirse utilizando el método de velocidad radial. [14] A principios de 2011 se han encontrado alrededor de 30 planetas de la clase Júpiter alrededor de estrellas gigantes K evolucionadas, incluidas Pollux , Gamma Cephei e Iota Draconis . Los estudios Doppler alrededor de una amplia variedad de estrellas indican que aproximadamente 1 de cada 6 estrellas que tienen el doble de la masa del Sol están orbitadas por uno o más planetas del tamaño de Júpiter, en comparación con aproximadamente 1 de cada 16 de las estrellas similares al Sol. [15]

Los sistemas estelares de tipo A que se sabe que presentan planetas incluyen HD 15082 , Beta Pictoris , HR 8799 y HD 95086 . [dieciséis]

Ejemplos

Dentro de 40 años luz:

Es probable que Delta Capricorni sea una estrella subgigante o gigante , y Altair es una subgigante en disputa. Además, Sirio es la estrella más brillante del cielo nocturno.

Ver también

Referencias

  1. ^ "Tipos espectrales estelares". hiperfísica.phy-astr.gsu.edu . Consultado el 19 de junio de 2007 .
  2. ^ Pecaut, Mark J.; Mamajek, Eric E. (1 de septiembre de 2013). "Colores intrínsecos, temperaturas y correcciones bolométricas de estrellas previas a la secuencia principal". Serie de suplementos de revistas astrofísicas . 208 (1): 9. arXiv : 1307.2657 . Código Bib : 2013ApJS..208....9P. doi :10.1088/0067-0049/208/1/9. ISSN  0067-0049. S2CID  119308564.
  3. ^ Mamajek, Eric (2 de marzo de 2021). "Un color estelar enano medio moderno y una secuencia de temperatura efectiva". Universidad de Rochester, Departamento de Física y Astronomía . Consultado el 5 de julio de 2021 .
  4. ^ Dale A. Ostlie; Bradley W. Carroll (2007). Una introducción a la astrofísica estelar moderna. Pearson Addison-Wesley. ISBN 978-0-8053-0348-3.
  5. ^ Hábitos, GMHJ; Heintze, JRW (1981). "Correcciones bolométricas empíricas para la secuencia principal". Serie de Suplementos de Astronomía y Astrofísica . 46 : 193. Código bibliográfico : 1981A y AS...46..193H.Cuadros VII, VIII
  6. ^ Schröder, C.; Schmitt, JHMM (noviembre de 2007). "Emisión de rayos X de estrellas de tipo A". Astronomía y Astrofísica . 475 (2): 677–684. Código Bib : 2007A y A...475..677S. doi : 10.1051/0004-6361:20077429 .
  7. ^ Johnson, HL; Morgan, WW (1953). "Fotometría estelar fundamental para estándares de tipo espectral en el sistema revisado del Atlas espectral de Yerkes". La revista astrofísica . 117 : 313. Código bibliográfico : 1953ApJ...117..313J. doi :10.1086/145697.
  8. ^ Robert F. Guarnición. "PUNTOS DE ANCLAJE MK". Archivado desde el original el 25 de junio de 2019 . Consultado el 5 de enero de 2022 .
  9. ^ ab Morgan, WW; Keenan, ordenador personal (1973). "Clasificación espectral". Revista Anual de Astronomía y Astrofísica . 11 : 29. Código Bib : 1973ARA&A..11...29M. doi :10.1146/annurev.aa.11.090173.000333.
  10. ^ Morgan, WW; Abt, Helmut A.; Tapscott, JW (1978). Atlas espectral MK revisado para estrellas anteriores al sol . Código bibliográfico : 1978rmsa.book.....M.
  11. ^ Gris, RO; Garrison, RF (1987). "Las primeras estrellas de tipo A: clasificación MK refinada, confrontación con la fotometría de Stroemgren y los efectos de la rotación". Serie de suplementos de revistas astrofísicas . 65 : 581. Código bibliográfico : 1987ApJS...65..581G. doi : 10.1086/191237 .
  12. ^ Gris, RO; Garrison, RF (1989). "Las últimas estrellas de tipo A: clasificación MK refinada, confrontación con la fotometría de Stroemgren y los efectos de la rotación". Serie de suplementos de revistas astrofísicas . 70 : 623. Código bibliográfico : 1989ApJS...70..623G. doi : 10.1086/191349 .
  13. ^ Canción, Inseok; et al. (2002). "Estrellas tipo M tipo Vega". La Revista Astronómica . 124 (1): 514–518. arXiv : astro-ph/0204255 . Código Bib : 2002AJ....124..514S. doi :10.1086/341164. S2CID  3450920.
  14. ^ ab Johnson, John Asher; Fischer, Debra A.; Marcy, Geoffrey W.; Wright, Jason T.; Driscoll, Peter; Mayordomo, R. Paul; Hekker, Saskia; Reffert, Sabine; Vogt, Steven S. (2007). "Estrellas retiradas y sus compañeras: exoplanetas que orbitan tres subgigantes de masa intermedia". La revista astrofísica . 665 : 785–793. arXiv : 0704.2455 . doi :10.1086/519677. S2CID  15076579.
  15. ^ Johnson, JA (2011). "Las estrellas que albergan planetas". Cielo y telescopio (abril): 22–27.
  16. ^ Smalley, JB (2014). "Sistemas binarios Am eclipsantes en la encuesta SuperWASP". Astronomía y Astrofísica (abril): 20.
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