Una estrella de tipo O es una estrella caliente, de color blanco azulado , de tipo espectral O en el sistema de clasificación de Yerkes empleado por los astrónomos . Tienen temperaturas superiores a los 30.000 kelvin (K). Las estrellas de este tipo tienen fuertes líneas de absorción de helio ionizado, fuertes líneas de otros elementos ionizados y líneas de hidrógeno y helio neutro más débiles que las del tipo espectral B.
Las estrellas de este tipo son muy raras, pero debido a que son muy brillantes, pueden verse a grandes distancias; de las 90 estrellas más brillantes vistas desde la Tierra , 4 son de tipo O. [a] Debido a su alta masa, las estrellas de tipo O terminan sus vidas bastante rápido en violentas explosiones de supernova , dando lugar a agujeros negros o estrellas de neutrones . La mayoría de estas estrellas son estrellas jóvenes masivas de secuencia principal , gigantes o supergigantes , pero también algunas estrellas centrales de nebulosas planetarias , estrellas viejas de baja masa cerca del final de sus vidas, que normalmente tienen espectros similares a los de O.
Las estrellas de tipo O se encuentran normalmente en regiones de formación estelar activa , como los brazos espirales de una galaxia espiral o un par de galaxias en colisión y fusión (como las Galaxias Antena ). Estas estrellas iluminan cualquier material circundante y son en gran medida responsables de la distintiva coloración azul-blanca y rosada de los brazos de una galaxia. Además, las estrellas de tipo O a menudo se encuentran en sistemas estelares múltiples , donde su evolución es más difícil de predecir debido a la transferencia de masa y la posibilidad de que las estrellas componentes exploten como supernovas en diferentes momentos.
Las estrellas de tipo O se clasifican por la fuerza relativa de ciertas líneas espectrales. [1] Las líneas clave son las prominentes líneas He + a 454,1 nm y 420,0 nm, que varían de muy débiles en O9,5 a muy fuertes en O2–O7, y las líneas He0 a 447,1 nm y 402,6 nm, que varían de ausentes en O2/3 a prominentes en O9,5. La clase O7 se define donde las líneas He + de 454,1 nanómetros y He0 de 447,1 nanómetros tienen la misma fuerza. Las estrellas de tipo O más calientes tienen líneas He neutrales tan débiles que deben separarse en función de la fuerza relativa de las líneas N2 + y N3 + . [2]
Las clases de luminosidad de las estrellas de tipo O se asignan en función de la intensidad relativa de las líneas de emisión de He + y de ciertas líneas de nitrógeno y silicio ionizados . Estas se indican con el sufijo "f" en el tipo espectral, donde "f" por sí sola indica emisión de N2 + y He + , "(f)" significa que la emisión de He es débil o ausente, "((f))" significa que la emisión de N es débil o ausente, "f*" indica la adición de una emisión muy fuerte de N3 + y "f+" la presencia de una emisión de Si3 + . La clase de luminosidad V, las estrellas de la secuencia principal, generalmente tienen líneas de emisión débiles o ausentes, y las gigantes y supergigantes muestran una intensidad de línea de emisión creciente. En O2–O4, la distinción entre estrellas de la secuencia principal y supergigantes es estrecha y puede que ni siquiera represente la verdadera luminosidad o las diferencias evolutivas. En las clases intermedias O5–O8, la distinción entre la secuencia principal "O((f))", las gigantes "O(f)" y las supergigantes "Of" está bien definida y representa un aumento definido de la luminosidad. La creciente intensidad de la emisión de Si 3+ también es un indicador de aumento de la luminosidad y este es el principal medio para asignar clases de luminosidad a las estrellas de tipo O tardío. [3]
Las estrellas de tipo O3 a O8 se clasifican como subtipo de clase de luminosidad "Vz" si tienen una línea de helio ionizado de 468,6 nm particularmente intensa. Se cree que la presencia de la línea indica una juventud extrema; la "z" significa edad cero. [4]
Para facilitar la clasificación de las estrellas de tipo O, se enumeran ejemplos estándar para la mayoría de los tipos definidos. La siguiente tabla muestra una de las estrellas estándar para cada tipo espectral. En algunos casos, no se ha definido una estrella estándar. Para los tipos espectrales O2 a O5.5, las supergigantes no se dividen en subtipos Ia / Iab / Ib: Los tipos espectrales subgigantes no están definidos para los tipos O2, O2.5 u O3. Las clases de luminosidad de gigantes brillantes no están definidas para estrellas más calientes que O6. [5]
Las estrellas de tipo O son calientes y luminosas. Tienen temperaturas superficiales características que van desde 30.000 a 52.000 K , emiten una intensa luz ultravioleta ('actínica') y, por lo tanto, aparecen en el espectro visible como un blanco azulado. Debido a sus altas temperaturas, las luminosidades de las estrellas de tipo O de la secuencia principal varían desde 10.000 veces la del Sol hasta alrededor de 1.000.000 de veces, las gigantes desde 100.000 veces la del Sol hasta más de 1.000.000, y las supergigantes desde aproximadamente 200.000 veces la del Sol hasta varios millones de veces, aunque sus masas no son más de aproximadamente 200 M ☉ . [6]
Otras estrellas en el mismo rango de temperatura incluyen las raras estrellas subenanas de tipo O ( sdO ), las estrellas centrales de las nebulosas planetarias (CSPNe) y las enanas blancas . Las enanas blancas tienen su propio esquema de clasificación espectral, pero muchas CSPNe tienen espectros de tipo O. Incluso estas pequeñas subenanas de baja masa y las CSPNe tienen luminosidades de varios cientos a varios miles de veces la del Sol. Las estrellas de tipo sdO generalmente tienen temperaturas algo más altas que las estrellas masivas de tipo O, hasta 100.000 K. [7]
Las estrellas de tipo O representan las masas más altas de estrellas en la secuencia principal. Las más frías de ellas tienen masas iniciales de alrededor de 16 veces la del Sol. [8] No está claro cuál sería el límite superior de la masa de una estrella de tipo O. En los niveles de metalicidad solar , las estrellas no deberían poder formarse con masas superiores a 120-150 M ☉ , pero a menor metalicidad este límite es mucho más alto. Las estrellas de tipo O forman solo una pequeña fracción de las estrellas de la secuencia principal y la gran mayoría de ellas se encuentran hacia el extremo inferior del rango de masas. Los tipos más masivos y más calientes O3 y O2 son extremadamente raros, solo se definieron en 1971 [9] y 2002 [2] respectivamente, y solo se conocen un puñado en total. Las estrellas gigantes y supergigantes son algo menos masivas que las estrellas de tipo O más masivas de la secuencia principal debido a la pérdida de masa, pero aún se encuentran entre las estrellas más masivas conocidas.
La tasa de formación de las estrellas de clase O no se puede observar directamente, pero se pueden derivar funciones de masa inicial (FMI) que modelan las observaciones de poblaciones de estrellas existentes y, en particular, de cúmulos estelares jóvenes. Dependiendo de la FMI elegida, las estrellas de clase O se forman a una tasa de una en varios cientos de estrellas de secuencia principal. [10] Debido a que la luminosidad de estas estrellas aumenta desproporcionadamente con sus masas, tienen vidas correspondientemente más cortas. Las más masivas pasan menos de un millón de años en la secuencia principal y explotan como supernovas después de tres o cuatro millones de años. Las estrellas de tipo O menos luminosas pueden permanecer en la secuencia principal durante unos 10 millones de años, pero se enfrían lentamente durante ese tiempo y se convierten en estrellas tempranas de tipo B. Ninguna estrella masiva permanece con clase espectral O durante más de unos 5-6 millones de años. [6] [8] Aunque las estrellas sdO y CSPNe son estrellas de baja masa con miles de millones de años de antigüedad, el tiempo que pasan en esta fase de sus vidas es extremadamente corto, del orden de 10.000.000 de años. [11] La función de masa actual se puede observar directamente, y en el vecindario solar menos de una de cada 2.000.000 de estrellas es de clase O. Las diferentes estimaciones encuentran entre el 0,00003% (0,00002% si se incluyen las enanas blancas) y el 0,00005% de las estrellas son de clase O. [12] [13]
Se estima que existen alrededor de 20.000 estrellas masivas de tipo O en la Vía Láctea. Las estrellas de tipo O de baja masa sdO y CSPNe son probablemente más comunes, aunque menos luminosas y, por lo tanto, más difíciles de encontrar. A pesar de su corta vida, se cree que son etapas normales en la evolución de estrellas comunes solo un poco más masivas que el Sol.
Las estrellas de tipo O de la secuencia principal se alimentan de la fusión nuclear , como todas las estrellas de la secuencia principal. Sin embargo, la alta masa de las estrellas de tipo O da como resultado temperaturas centrales extremadamente altas . A estas temperaturas, la fusión de hidrógeno con el ciclo CNO domina la producción de energía de la estrella y consume su combustible nuclear a un ritmo mucho mayor que las estrellas de baja masa que fusionan hidrógeno predominantemente con el ciclo protón-protón . La intensa cantidad de energía generada por las estrellas de tipo O no puede irradiarse fuera de sus núcleos con la suficiente eficiencia y, en consecuencia, sus núcleos tienen un flujo convectivo vigoroso . Las zonas radiativas de las estrellas de tipo O se encuentran entre el núcleo y la fotosfera . Esta mezcla de material del núcleo en las capas superiores a menudo se ve mejorada por la rotación rápida y tiene un efecto dramático en la evolución de las estrellas de tipo O. Comienzan a expandirse lentamente y muestran características gigantes o supergigantes mientras siguen quemando hidrógeno en sus núcleos, luego pueden permanecer como supergigantes azules durante gran parte del tiempo durante la combustión del núcleo de helio. [8] [b]
Las estrellas de tipo "sdO" y las de tipo CSPNe tienen una estructura sustancialmente diferente. Aunque tienen una amplia gama de características distintivas, no se entiende completamente cómo se forman y se desarrollan todas ellas; se cree que tienen núcleos degenerados que con el tiempo quedarán expuestos como enanas blancas. Antes de eso, el material fuera de ese núcleo es principalmente helio con una fina capa de hidrógeno, que se está perdiendo rápidamente debido al fuerte viento estelar. Puede haber varios orígenes diferentes para este tipo de estrellas, pero al menos algunas de ellas tienen una capa interna similar a una cáscara donde se está fusionando helio. Esa combustión de la cáscara agranda el núcleo y proporciona la energía para la alta luminosidad de estas pequeñas estrellas. [14]
En el ciclo de vida de las estrellas de tipo O, diferentes metalicidades y tasas de rotación introducen una variación considerable en su evolución, pero los principios básicos siguen siendo los mismos. [8]
Las estrellas de tipo O comienzan a alejarse lentamente de la secuencia principal de edad cero casi inmediatamente, volviéndose gradualmente más frías y ligeramente más luminosas. Aunque pueden ser caracterizadas espectroscópicamente como gigantes o supergigantes, continúan quemando hidrógeno en sus núcleos durante varios millones de años y se desarrollan de una manera muy diferente a las estrellas de baja masa como el Sol. La mayoría de las estrellas de tipo O de la secuencia principal evolucionarán más o menos horizontalmente en el diagrama HR hacia temperaturas más frías, desde un violeta "actínico" a azul, convirtiéndose en supergigantes azules. La ignición del helio del núcleo se produce suavemente a medida que las estrellas se expanden y se enfrían. Hay una serie de fases complejas que dependen de la masa exacta de la estrella y otras condiciones iniciales, pero las estrellas de tipo O de menor masa eventualmente evolucionarán hacia supergigantes rojas mientras siguen quemando helio en sus núcleos. Si no explotan primero como una supernova, perderán sus capas externas y se volverán más calientes nuevamente, atravesando a veces una serie de bucles azules antes de alcanzar finalmente la etapa Wolf-Rayet .
Las estrellas más masivas, inicialmente estrellas de la secuencia principal más calientes que O9, nunca se convierten en supergigantes rojas porque la fuerte convección y la alta luminosidad hacen que las capas externas se desprendan demasiado rápido. Las estrellas de 25 a 60 M ☉ pueden convertirse en hipergigantes amarillas antes de explotar como supernova o evolucionar de nuevo a temperaturas más altas. Por encima de los 60 M ☉ , las estrellas de tipo O evolucionan a través de una breve fase de hipergigante azul o variable azul luminosa directamente a estrellas Wolf-Rayet. Las estrellas de tipo O más masivas desarrollan un tipo espectral WNLh a medida que comienzan a transportar material desde el núcleo hacia la superficie, y estas son las estrellas más luminosas que existen.
Las estrellas de masa baja a intermedia envejecen de una manera muy diferente: pasan por fases de gigante roja , rama horizontal , rama asintótica gigante (AGB) y, luego, post-AGB . La evolución post-AGB generalmente implica una pérdida de masa dramática, a veces dejando una nebulosa planetaria y dejando un interior estelar expuesto cada vez más caliente. Si queda suficiente helio e hidrógeno, estas estrellas pequeñas pero extremadamente calientes tienen un espectro de tipo O. Aumentan su temperatura hasta que cesa la quema de la capa y la pérdida de masa, luego se enfrían y se convierten en enanas blancas.
En determinadas masas o composiciones químicas, o quizás como resultado de interacciones binarias, algunas de estas estrellas de menor masa se vuelven inusualmente calientes durante las fases de la rama horizontal o AGB . Puede haber múltiples razones, no completamente entendidas, incluyendo fusiones estelares o pulsos térmicos muy tardíos que reavivan estrellas post-AGB. Estas aparecen como estrellas OB muy calientes, pero solo moderadamente luminosas y por debajo de la secuencia principal. Hay subenanas calientes tanto O (sdO) como B (sdB), aunque pueden desarrollarse de maneras completamente diferentes. Las estrellas de tipo sdO tienen espectros O bastante normales pero luminosidades de solo alrededor de mil veces la del Sol.
Las estrellas de tipo O son raras pero luminosas, por lo que son fáciles de detectar y hay numerosos ejemplos visibles a simple vista.
Las estrellas de tipo O de la secuencia principal tienden a aparecer en los brazos de las galaxias espirales. Esto se debe a que, a medida que un brazo espiral se mueve a través del espacio, comprime cualquier nube molecular que se interponga en su camino. La compresión inicial de estas nubes moleculares conduce a la formación de estrellas, algunas de las cuales son estrellas de tipo O y B. Además, como estas estrellas tienen vidas más cortas, no pueden moverse grandes distancias antes de su muerte y, por lo tanto, permanecen en el brazo espiral en el que se formaron o relativamente cerca de él. Por otro lado, las estrellas menos masivas viven más tiempo y, por lo tanto, se encuentran en todo el disco galáctico , incluso entre los brazos espirales.
Las asociaciones estelares son grupos de estrellas que no están ligadas gravitacionalmente desde el comienzo de su formación. Las estrellas de las asociaciones estelares se alejan unas de otras tan rápidamente que las fuerzas gravitacionales no pueden mantenerlas unidas. En las asociaciones estelares jóvenes, la mayor parte de la luz proviene de estrellas de tipo O y B, por lo que estas asociaciones se denominan asociaciones OB .
El nacimiento de una estrella de tipo O en una nube molecular tiene un efecto destructivo sobre la nube, pero también puede desencadenar la formación de nuevas estrellas. Las estrellas de tipo O emiten grandes cantidades de radiación ultravioleta , que ioniza el gas de la nube y lo aleja. [15] Las estrellas de tipo O también tienen poderosos vientos estelares , con velocidades de miles de kilómetros por segundo, que pueden crear una burbuja en la nube molecular alrededor de la estrella. [16] Las estrellas de tipo O explotan como supernovas cuando mueren, liberando grandes cantidades de energía, lo que contribuye a la disrupción de una nube molecular. [17] Estos efectos dispersan el material molecular restante en una región de formación estelar, deteniendo en última instancia el nacimiento de nuevas estrellas y posiblemente dejando atrás un cúmulo abierto joven .
Sin embargo, antes de que la nube se rompa, el material que se arrastra por una burbuja en expansión (llamado acumulación y colapso ) o la compresión de las nubéculas existentes (llamada implosión impulsada por radiación ) pueden conducir al nacimiento de nuevas estrellas. Se han observado evidencias de formación estelar desencadenada en varias regiones de formación estelar, como Cefeo B y la nebulosa Trompa de Elefante (donde puede representar entre el 14 y el 25 % de las estrellas formadas). [18] [19]
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