Estrela tipo O - O-type star
Uma estrela do tipo S é um quente, azul-branco estrela de tipo espectral O no sistema de classificação Yerkes empregue por astrônomos . Eles têm temperaturas superiores a 30.000 Kelvin (K). Estrelas deste tipo têm fortes linhas de absorção de hélio ionizado, fortes linhas de outros elementos ionizados, e hidrogénio e hélio linhas neutras mais fracos do que o tipo B espectral .
Estrelas deste tipo são muito raras, mas como são muito brilhantes, podem ser vistas a grandes distâncias e quatro das 90 estrelas mais brilhantes vistas da Terra são do tipo O. Devido à sua grande massa, as estrelas do tipo O terminam suas vidas rapidamente em violentas explosões de supernovas , resultando em buracos negros ou estrelas de nêutrons . A maioria dessas estrelas são jovens da sequência principal massiva , estrelas gigantes ou supergigantes, mas as estrelas centrais das nebulosas planetárias , velhas estrelas de baixa massa perto do final de suas vidas, também costumam ter O espectros.
Estrelas do tipo O estão normalmente localizadas em regiões de formação estelar ativa , como os braços espirais de uma galáxia espiral ou um par de galáxias em colisão e fusão (como as Galáxias Antenas ). Essas estrelas iluminam qualquer material circundante e são amplamente responsáveis pela coloração distinta dos braços de uma galáxia. Além disso, estrelas do tipo O geralmente ocorrem em sistemas estelares múltiplos , onde sua evolução é mais difícil de prever devido à transferência de massa e à possibilidade de estrelas componentes explodirem como supernovas em momentos diferentes.
Classificação
Estrelas do tipo O são classificadas pela força relativa de certas linhas espectrais. As linhas principais são as linhas He + proeminentes em 454,1 nm e 420,0 nm, que variam de muito fraco em O9,5 a muito forte em O2-O7, e as linhas He 0 em 447,1 nm e 402,6 nm, que variam de ausente em O2 / 3 a proeminente em O9.5. A classe O7 é definida onde as linhas He + de 454,1 nanômetros e He 0 de 447,1 nanômetros têm a mesma força. As estrelas do tipo O mais quentes têm linhas neutras He tão fracas que devem ser separadas pela força relativa das linhas N 2+ e N 3+ .
As classes de luminosidade de estrelas do tipo O são atribuídas nas forças relativas das linhas de emissão de He + e certas linhas de nitrogênio ionizado e silício . Estes são indicados pelo sufixo "f" no tipo espectral, com "f" sozinho indicando emissão de N 2+ e He + , "(f)" significando que a emissão de He é fraca ou ausente, "((f))" significando a emissão de N é fraca ou ausente, "f *" indicando a adição de emissão de N 3+ muito forte e "f +" a presença de emissão de Si 3+ . Classe de luminosidade V, estrelas da sequência principal, geralmente têm linhas de emissão fracas ou ausentes, com gigantes e supergigantes apresentando aumento da força da linha de emissão. Em O2 – O4, a distinção entre a sequência principal e estrelas supergigantes é estreita e pode nem mesmo representar a verdadeira luminosidade ou diferenças evolutivas. Nas classes O5-O8 intermediárias, a distinção entre a sequência principal O ((f)), O (f) gigantes e Dos supergigantes é bem definida e representa um aumento definido na luminosidade. O aumento da intensidade da emissão de Si 3+ também é um indicador do aumento da luminosidade e este é o principal meio de atribuir classes de luminosidade às estrelas tardias do tipo O.
As estrelas dos tipos O3 a O8 são classificadas como subtipo Vz da classe de luminosidade se tiverem uma linha de hélio ionizado 468,6 nm particularmente forte. A presença da linha é pensada para indicar extrema juventude; o "z" significa idade zero.
Para ajudar na classificação de estrelas do tipo O, exemplos padrão são listados para a maioria dos tipos definidos. A tabela a seguir fornece uma das estrelas padrão para cada tipo espectral. Em alguns casos, uma estrela padrão não foi definida. Para os tipos espectrais O2 a O5.5, os supergigantes não são divididos em subtipos Ia / Iab / Ib. Os tipos espectrais subgigantes não são definidos para os tipos O2, O2.5 ou O3. As classes de luminosidade gigante brilhante não são definidas para estrelas mais quentes do que O6.
Características
Estrelas do tipo O são quentes e luminosas. Eles têm temperaturas de superfície características que variam de 30.000 a 52.000 K, emitem luz ultravioleta intensa e, portanto, aparecem no espectro visível como branco-azulado. Por causa de suas altas temperaturas, as luminosidades das estrelas do tipo O da sequência principal variam de 10.000 vezes o Sol a cerca de 1.000.000 vezes, gigantes de 100.000 vezes o Sol a mais de 1.000.000, e supergigantes de cerca de 200.000 vezes o Sol a vários milhões de vezes.
Outras estrelas na mesma faixa de temperatura incluem estrelas raras subanãs do tipo O ( sdO ), as estrelas centrais de nebulosas planetárias (CSPNe) e anãs brancas . As anãs brancas têm seu próprio esquema de classificação espectral, mas muitas CSPNe têm espectros do tipo O. Mesmo esses pequenos subanões de baixa massa e CSPNe têm luminosidades de várias centenas a vários milhares de vezes a do sol. Estrelas do tipo sdO geralmente têm temperaturas um pouco mais altas do que estrelas massivas do tipo O, até 100.000K.
Estrelas do tipo O representam as maiores massas de estrelas na sequência principal. Os mais frios deles têm massas iniciais de cerca de 16 vezes a do sol. Não está claro qual seria o limite superior para a massa de uma estrela do tipo O. Em níveis de metalicidade solar , as estrelas não deveriam ser capazes de se formar com massas acima de 120-150 massas solares, mas em metalicidade mais baixa esse limite é muito maior. As estrelas do tipo O formam apenas uma pequena fração das estrelas da sequência principal e a grande maioria delas está na extremidade inferior da faixa de massa. Os tipos mais massivos e mais quentes O3 e O2 são extremamente raros, foram definidos apenas em 1971 e 2002, respectivamente, e apenas alguns são conhecidos no total. Estrelas gigantes e supergigantes são um pouco menos massivas do que as estrelas do tipo O da sequência principal com maior massa devido à perda de massa, mas ainda estão entre as estrelas mais massivas conhecidas.
A taxa de formação de estrelas da classe O não pode ser observada diretamente, mas as funções de massa inicial (IMF) podem ser derivadas que modelam as observações de populações de estrelas existentes e, em particular, de aglomerados de estrelas jovens. Dependendo do FMI escolhido, estrelas da classe O se formam a uma taxa de uma em várias centenas de estrelas da sequência principal. Como a luminosidade dessas estrelas aumenta desproporcionalmente às suas massas, elas têm expectativa de vida correspondentemente mais curta. As mais massivas gastam menos de um milhão de anos na sequência principal e explodem como supernovas após três ou quatro milhões de anos. As estrelas menos luminosas do tipo O podem permanecer na sequência principal por cerca de 10 milhões de anos, mas esfriam lentamente durante esse período e se tornam estrelas iniciais do tipo B. Nenhuma estrela massiva permanece com classe espectral O por mais de cerca de 5–6 milhões de anos. Embora as estrelas SDO e CSPNe sejam estrelas de baixa massa com bilhões de anos, o tempo gasto nesta fase de suas vidas é extremamente curto, da ordem de 10.000.000 de anos. A função de massa atual pode ser observada diretamente, e na vizinhança solar menos de uma em 2.000.000 estrelas é da classe O. Estimativas divergentes encontram entre 0,00003% (0,00002% se as anãs brancas forem incluídas) e 0,00005% das estrelas sendo da classe O.
Estima-se que existam cerca de 20.000 estrelas massivas do tipo O na galáxia. As estrelas de baixa massa sdO e CSPNe do tipo O são provavelmente mais comuns, embora menos luminosas e, portanto, mais difíceis de encontrar. Apesar de sua curta vida, eles são considerados estágios normais na evolução de estrelas comuns apenas um pouco mais massivas do que o Sol.
Estrutura
As estrelas da seqüência principal do tipo O são alimentadas pela fusão nuclear , como todas as estrelas da seqüência principal. No entanto, a alta massa das estrelas do tipo O resulta em temperaturas centrais extremamente altas . Nessas temperaturas, a fusão do hidrogênio com o ciclo CNO domina a produção de energia da estrela e consome seu combustível nuclear a uma taxa muito mais alta do que estrelas de baixa massa que fundem hidrogênio predominantemente com o ciclo próton-próton . A intensa quantidade de energia gerada por estrelas do tipo O não pode ser irradiada para fora do núcleo com eficiência suficiente e, conseqüentemente, elas experimentam convecção em seus núcleos. As zonas radiativas de estrelas do tipo O ocorrem entre o núcleo e a fotosfera . Essa mistura do material do núcleo nas camadas superiores é freqüentemente aprimorada pela rotação rápida e tem um efeito dramático na evolução das estrelas do tipo O. Eles começam a se expandir lentamente e mostrar características gigantes ou supergigantes enquanto ainda queimam hidrogênio em seus núcleos, então podem permanecer como supergigantes azuis por grande parte do tempo durante a queima do núcleo de hélio.
As estrelas do tipo sdO e CSPNe têm uma estrutura substancialmente diferente, embora tenham uma ampla gama de características e não seja totalmente compreendido como todas se formam e se desenvolvem. Acredita-se que eles tenham núcleos degenerados que eventualmente ficarão expostos como uma anã branca. Fora do núcleo, as estrelas são principalmente de hélio com uma fina camada de hidrogênio que está se perdendo rapidamente devido ao forte vento estelar. Pode haver várias origens diferentes para este tipo de estrela, mas pelo menos algumas delas têm uma região onde o hélio está sendo fundido em uma casca, o que aumenta o núcleo e aumenta a luminosidade dessas pequenas estrelas.
Evolução
No ciclo de vida de estrelas do tipo O, diferentes metalicidades e taxas de rotação apresentam uma variação considerável em sua evolução, mas o básico permanece o mesmo.
Estrelas do tipo O começam a se mover lentamente a partir da sequência principal de idade zero quase imediatamente, tornando-se gradualmente mais frias e ligeiramente mais luminosas. Embora possam ser caracterizados espectroscopicamente como gigantes ou supergigantes, eles continuam a queimar hidrogênio em seus núcleos por vários milhões de anos e se desenvolvem de uma maneira muito diferente das estrelas de baixa massa, como o Sol. A maioria das estrelas da sequência principal do tipo O evoluirá mais ou menos horizontalmente no diagrama HR para temperaturas mais frias, tornando-se supergigantes azuis. A ignição do núcleo do hélio ocorre suavemente à medida que as estrelas se expandem e esfriam. Existem várias fases complexas, dependendo da massa exata da estrela e de outras condições iniciais, mas as estrelas do tipo O de menor massa acabarão por evoluir para supergigantes vermelhas enquanto ainda queimam hélio em seus núcleos. Se eles não explodirem como uma supernova primeiro, eles perderão suas camadas externas e ficarão mais quentes novamente, às vezes passando por uma série de loops azuis antes de finalmente alcançar o estágio Wolf-Rayet .
As estrelas de maior massa, inicialmente estrelas da sequência principal mais quentes do que cerca de O9, nunca se tornam supergigantes vermelhas porque a forte convecção e a alta luminosidade afastam as camadas externas muito rapidamente. Estrelas 25–60 M ☉ podem se tornar hipergigantes amarelas antes de explodir como uma supernova ou evoluir de volta para temperaturas mais altas. Acima de cerca de 60 M ☉ , estrelas do tipo O evoluem através de uma fase variável azul hipergigante ou azul luminosa curta diretamente para estrelas Wolf-Rayet. As estrelas mais massivas do tipo O desenvolvem um tipo espectral WNLh à medida que começam a convectar o material do núcleo em direção à superfície, e essas são as estrelas mais luminosas que existem.
Estrelas de massa baixa a intermediária envelhecem de uma maneira muito diferente, através das fases gigante vermelha , ramo horizontal , ramo gigante assintótico (AGB) e, em seguida , fases pós-AGB . A evolução pós-AGB geralmente envolve perda dramática de massa, às vezes deixando uma nebulosa planetária e deixando um interior estelar cada vez mais exposto e quente. Se houver hélio e hidrogênio suficientes restantes, essas estrelas pequenas, mas extremamente quentes, têm um espectro do tipo O. Eles aumentam de temperatura até que cesse a queima de conchas e a perda de massa, então eles se resfriam e se transformam em anãs brancas.
Em certas massas ou composições químicas, ou talvez como resultado de interações binárias, algumas dessas estrelas de massa inferior tornam-se excepcionalmente quentes durante o ramo horizontal ou fases AGB. Pode haver várias razões, não totalmente compreendidas, incluindo fusões estelares ou pulsos térmicos muito tardios que reacendem estrelas pós-AGB. Estas aparecem como estrelas OB muito quentes, mas apenas moderadamente luminosas e abaixo da sequência principal. Existem subwarfs quentes O (sdO) e B (sdB), embora eles possam se desenvolver de maneiras totalmente diferentes. As estrelas do tipo sdO têm espectros O bastante normais, mas luminosidades apenas cerca de mil vezes a do sol.
Exemplos
Estrelas do tipo O são raras, mas luminosas, por isso são fáceis de detectar e há vários exemplos a olho nu.
Sequência principal
- 9 sagitarii
- 10 lacertae
- AE Aurigae
- BI 253
- Delta Circini
- HD 93205 (V560 Carinae)
- Mu Columbae
- Sigma Orionis
- Theta1 Orionis C
- VFTS 102
- Zeta Ophiuchi
Gigantes
Supergigantes
Estrelas centrais de nebulosas planetárias
Subdwarfs
- HD 49798 (sdO6p)
Localização
Braços espirais
Estrelas do tipo O da sequência principal tendem a aparecer nos braços das galáxias espirais. Isso ocorre porque, à medida que um braço espiral se move através do espaço, ele comprime quaisquer nuvens moleculares em seu caminho. A compressão inicial destas nuvens ligações moleculares para a formação de estrelas, alguns dos quais são O- e estrelas do tipo B . Além disso, como essas estrelas têm vidas úteis mais curtas, elas não podem se mover grandes distâncias antes de morrer e, portanto, ficam dentro ou relativamente perto do braço espiral em que se formaram. Por outro lado, estrelas menos massivas vivem mais tempo e, portanto, são encontradas em todo o disco galáctico , inclusive entre os braços espirais.
Associações O / OB
As associações estelares são grupos de estrelas gravitacionalmente desvinculadas desde o início de sua formação. As estrelas em associações estelares estão se movendo umas das outras tão rapidamente que as forças gravitacionais não podem mantê-las juntas. Em associações estelares jovens, a maior parte da luz vem de estrelas do tipo O e B, portanto, tais associações são chamadas de associações OB .
Nuvens moleculares
O nascimento de uma estrela do tipo O em uma nuvem molecular tem um efeito destrutivo na nuvem, mas também pode desencadear a formação de novas estrelas. Estrelas do tipo O emitem grandes quantidades de radiação ultravioleta , que ioniza o gás na nuvem e o empurra para longe. Estrelas do tipo O também têm ventos estelares poderosos , com velocidades de milhares de quilômetros por segundo, que podem explodir uma bolha na nuvem molecular ao redor da estrela. Estrelas do tipo O explodem como supernovas quando morrem, liberando grandes quantidades de energia, contribuindo para o rompimento de uma nuvem molecular. Esses efeitos dispersam o material molecular restante em uma região de formação de estrelas, interrompendo o nascimento de novas estrelas e, possivelmente, deixando para trás um jovem aglomerado aberto .
No entanto, antes que a nuvem seja interrompida, a varredura de material por uma bolha em expansão (chamada Collect and Collapse) ou a compressão de cloudlets existentes (chamada Implosão Impulsionada por Radiação) pode levar ao nascimento de novas estrelas. Evidências de formação estelar desencadeada foram observadas em várias regiões de formação de estrelas, como Cepheus B e a nebulosa Tronco do Elefante (onde pode ser responsável por 14–25% das estrelas formadas).