Estrela tipo S - S-type star

W Aquilae é uma estrela do tipo S e variável Mira com uma companheira próxima resolvida pelo Telescópio Espacial Hubble .

Uma estrela do tipo S (ou apenas estrela S ) é uma gigante fria com quantidades aproximadamente iguais de carbono e oxigênio em sua atmosfera. A classe foi originalmente definida em 1922 por Paul Merrill para estrelas com linhas de absorção incomuns e bandas moleculares agora conhecidas como devidas a elementos de processo s . As bandas de monóxido de zircônio (ZrO) são uma característica definidora das estrelas S.

As estrelas de carbono têm mais carbono do que oxigênio em suas atmosferas. Na maioria das estrelas, como as gigantes da classe M, a atmosfera é mais rica em oxigênio do que carbono e são chamadas de estrelas ricas em oxigênio . Estrelas do tipo S são intermediárias entre estrelas de carbono e gigantes normais. Elas podem ser agrupadas em duas classes: estrelas S intrínsecas , que devem seus espectros à convecção de produtos de fusão e elementos de processo s à superfície; e estrelas S extrínsecas , que são formadas por transferência de massa em um sistema binário .

As estrelas intrínsecas do tipo S estão na porção mais luminosa do ramo gigante assintótico , um estágio de suas vidas que dura menos de um milhão de anos. Muitas são estrelas variáveis ​​de longo período . As estrelas S extrínsecas são menos luminosas e de vida mais longa, frequentemente variáveis semiregulares ou irregulares de amplitude menor . Estrelas S são relativamente raras, com estrelas S intrínsecas formando menos de 10% das estrelas gigantes do ramo assintóticas de luminosidade comparável, enquanto estrelas S extrínsecas formam uma proporção ainda menor de todas as gigantes vermelhas.

Características espectrais

Estrelas frias, particularmente da classe M , mostram bandas moleculares, com óxido de titânio (II) (TiO) especialmente forte. Uma pequena proporção dessas estrelas frias também mostra bandas correspondentemente fortes de óxido de zircônio (ZrO). A existência de bandas ZrO claramente detectáveis ​​em espectros visuais é a definição de uma estrela do tipo S.

As principais séries ZrO são:

• série α, no azul a 464,06 nm, 462,61 nm e 461,98 nm
• série β, no amarelo em 555,17 nm e 571,81 nm
• série γ, no vermelho em 647,4 nm, 634,5 nm e 622,9 nm

A definição original de uma estrela S era que as bandas de ZrO deveriam ser facilmente detectáveis ​​em placas espectrais fotográficas de baixa dispersão, mas espectros mais modernos permitem a identificação de muitas estrelas com ZrO muito mais fraco. Estrelas MS, intermediárias com estrelas normais de classe M, têm ZrO quase imperceptível, mas, de resto, espectros de classe M normais. Estrelas SC, intermediárias com estrelas de carbono, têm ZrO fraco ou indetectável, mas linhas D de sódio fortes e bandas C ₂ detectáveis, mas fracas .

Os espectros de estrelas S também mostram outras diferenças em relação aos gigantes normais da classe M. As bandas TiO características de gigantes frias são enfraquecidas na maioria das estrelas S, em comparação com estrelas M de temperatura semelhante, e completamente ausentes em algumas. Funções relacionadas com a S-processo de isótopos tais como YO bandas , Sr I linhas , Ba II linhas , e bandas de lao , e também linhas D de sódio são muito mais forte. No entanto, as bandas VO estão ausentes ou muito fracas. A existência de linhas espectrais do período de 5 elementos Tecnécio (Tc) também é esperada como resultado da captura de nêutrons do processo s, mas uma fração substancial das estrelas S não mostra nenhum sinal de Tc. Estrelas com fortes linhas de Tc às vezes são chamadas de estrelas de tecnécio e podem ser das classes M, S, C ou intermediárias MS e SC.

Algumas estrelas S, especialmente as variáveis ​​Mira , mostram fortes linhas de emissão de hidrogênio . A emissão de H _β é freqüentemente invulgarmente forte em comparação com outras linhas da série Balmer em uma estrela M normal, mas isso se deve à fraqueza da banda de TiO que, de outra forma, diluiria a emissão de H _β .

Esquemas de classificação

A classe espectral S foi definida pela primeira vez em 1922 para representar uma série de variáveis ​​de longo período (significando variáveis ​​de Mira) e estrelas com espectros peculiares semelhantes. Muitas das linhas de absorção no espectro foram reconhecidas como incomuns, mas seus elementos associados não eram conhecidos. As bandas de absorção agora reconhecidas como devidas ao ZrO estão claramente listadas como características principais dos espectros do tipo S. Naquela época, a classe M não era dividida em subclasses numéricas, mas em Ma, Mb, Mc e Md. A nova classe S foi simplesmente deixada como S ou Se dependendo da existência de linhas de emissão. Foi considerado que as estrelas Se eram todas LPVs e as estrelas S não eram variáveis, mas exceções foram encontradas. Por exemplo, π ¹ Gruis agora é conhecido por ser uma variável semiregular .

A classificação das estrelas S foi revisada várias vezes desde sua primeira introdução, para refletir os avanços na resolução dos espectros disponíveis, a descoberta de um maior número de estrelas do tipo S e uma melhor compreensão das relações entre os vários tipos espectrais gigantes luminosos frios .

Notação de vírgula

A formalização da classificação da estrela S em 1954 introduziu um esquema bidimensional da forma SX, Y. Por exemplo, R Andromedae está listado como S6,6e.

X é a classe de temperatura . É um dígito entre 1 (embora o menor tipo realmente listado seja S1.5) e 9, destinado a representar uma escala de temperatura que corresponde aproximadamente à sequência de M1 a M9. A classe de temperatura é calculada estimando as intensidades para as bandas ZrO e TiO e, em seguida, somando a maior intensidade com metade da menor intensidade.

Y é a classe de abundância . É também um dígito entre 1 e 9, atribuído pela multiplicação da proporção das bandas de ZrO e TiO pela classe de temperatura. Este cálculo geralmente produz um número que pode ser arredondado para baixo para fornecer o dígito da classe de abundância, mas isso é modificado para valores mais altos:

• 6,0 - 7,5 mapeia para 6
• 7,6 - 9,9 mapeia para 7
• 10,0 - 50 mapas para 8
• > 50 mapas para 9

Na prática, os tipos espectrais para novas estrelas seriam atribuídos por referência às estrelas padrão, uma vez que os valores de intensidade são subjetivos e seriam impossíveis de reproduzir a partir de espectros obtidos em diferentes condições.

Uma série de desvantagens veio à tona quando as estrelas S foram estudadas mais de perto e os mecanismos por trás dos espectros passaram a ser compreendidos. Os pontos fortes do ZrO e TiO são influenciados pela temperatura e pela abundância real. As estrelas S representam um continuum de ter oxigênio ligeiramente mais abundante que carbono para carbono ser ligeiramente mais abundante que oxigênio. Quando o carbono se torna mais abundante que o oxigênio, o oxigênio livre é rapidamente ligado ao CO e as abundâncias de ZrO e TiO caem dramaticamente, tornando-os um indicador pobre em algumas estrelas. A classe de abundância também se torna inutilizável para estrelas com mais carbono do que oxigênio em suas atmosferas.

Esta forma de tipo espectral é um tipo comum visto para estrelas S, possivelmente ainda a forma mais comum.

Intensidades elementares

A primeira grande revisão da classificação para estrelas S abandona completamente a classe de abundância de um dígito em favor de intensidades de abundância explícitas para Zr e Ti. Portanto, R E é listado, em um máximo normal, com um tipo espectral de S5e Zr5 Ti2.

Em 1979, Ake definiu um índice de abundância com base nas intensidades das bandas ZrO, TiO e YO. Este único dígito entre 1 e 7 tinha a intenção de representar a transição das estrelas MS através do aumento da razão C / O para estrelas SC. Os tipos espectrais ainda estavam listados com valores explícitos de intensidade de Zr e Ti, e o índice de abundância foi incluído separadamente na lista de estrelas padrão.

Notação de barra

O índice de abundância foi imediatamente adotado e estendido para variar de 1 a 10, diferenciando abundâncias em estrelas SC. Agora era citado como parte do tipo espectral em preferência para separar as abundâncias de Zr e Ti. Para distingui-lo da classe de abundância abandonada anteriormente, ele foi usado com um caractere de barra após a classe de temperatura, de modo que a classe espectral para R E tornou-se S5 / 4.5e.

O novo índice de abundância não é calculado diretamente, mas é atribuído a partir das forças relativas de uma série de características espectrais. Ele é projetado para indicar de perto a sequência de razões C / O de abaixo de 0,95 a cerca de 1,1. Principalmente a força relativa das bandas de ZrO e TiO forma uma sequência de estrelas MS ao índice de abundância de 1 a 6. Os índices de abundância 7 a 10 são as estrelas SC e ZrO é fraco ou ausente, então a força relativa das linhas D de sódio e bandas C _s é usado. O índice de abundância 0 não é usado, e o índice de abundância 10 é equivalente a uma estrela de carbono Cx, 2 então também nunca é visto.

A derivação da classe de temperatura também é refinada, para usar proporções de linha além da força total de ZrO e TiO. Para estrelas MS e aquelas com índice de abundância 1 ou 2, os mesmos critérios de força de banda de TiO que para estrelas M podem ser aplicados. Razões de bandas de ZrO diferentes em 530,5 nm e 555,1 nm são úteis com índices de abundância 3 e 4, e o aparecimento súbito de bandas de LaO em temperaturas mais frias. A proporção das linhas Ba II e Sr I também é útil nos mesmos índices e para estrelas ricas em carbono com índice de abundância de 7 a 9. Onde ZrO e TiO são fracos ou ausentes, a proporção das características combinadas em 645,6 nm e 645,0 nm pode ser usado para atribuir a classe de temperatura.

Notação de asterisco

Com os diferentes esquemas de classificação e as dificuldades de atribuir uma classe consistente em toda a gama de estrelas MS, S e SC, às vezes são usados ​​outros esquemas. Por exemplo, um levantamento de novas estrelas S / MS, carbono e SC usa um esquema bidimensional indicado por um asterisco, por exemplo S5 * 3. O primeiro dígito é baseado na intensidade do TiO para aproximar a sequência da classe M, e o segundo é baseado exclusivamente na intensidade do ZrO.

Estrelas padrão

Esta tabela mostra os tipos espectrais de várias estrelas S bem conhecidas, conforme foram classificadas em vários momentos. A maioria das estrelas são variáveis, geralmente do tipo Mira. Sempre que possível, a tabela mostra o tipo com brilho máximo, mas vários dos tipos Ake em particular não estão com brilho máximo e, portanto, têm um tipo posterior. As intensidades das bandas ZrO e TiO também são mostradas se forem publicadas (um x indica que nenhuma banda foi encontrada). Se as abundâncias fazem parte do tipo espectral formal, o índice de abundância é mostrado.

Formação

Existem duas classes distintas de estrelas do tipo S: estrelas S intrínsecas; e estrelas S extrínsecas. A presença de Tecnécio é usada para distinguir as duas classes, sendo encontrado apenas nas estrelas do tipo S intrínsecas.

Estrelas S intrínsecas

Propriedades estelares como uma gigante vermelha de metalicidade solar 2  M _☉ evolui ao longo do TP-AGB para se tornar uma estrela S e, em seguida, uma estrela de carbono

Estrelas intrínsecas do tipo S são estrelas de ramo gigante assintótico de pulso térmico (TP-AGB). As estrelas AGB têm núcleos inertes de carbono-oxigênio e sofrem fusão tanto em uma camada interna de hélio quanto em uma camada externa de hidrogênio. Eles são grandes e legais gigantes da classe M. Os pulsos térmicos, criados por flashes da camada de hélio, causam forte convecção nas camadas superiores da estrela. Esses pulsos se tornam mais fortes à medida que a estrela evolui e, em estrelas com massa suficiente, a convecção se torna profunda o suficiente para dragar produtos de fusão da região entre as duas camadas para a superfície. Esses produtos de fusão incluem elementos de carbono e s-process . Os elementos do processo s incluem zircônio (Zr), ítrio (Y), lantânio (La), tecnécio (Tc), bário (Ba) e estrôncio (Sr), que formam o espectro característico da classe S com ZrO, YO e Bandas LaO, bem como linhas Tc, Sr e Ba. A atmosfera das estrelas S tem uma razão de carbono para oxigênio na faixa de 0,5 a <1. O enriquecimento de carbono continua com pulsos térmicos subsequentes até que a abundância de carbono exceda a abundância de oxigênio, ponto em que o oxigênio na atmosfera é rapidamente bloqueado em CO e formação dos óxidos diminui. Essas estrelas mostram espectros de SC intermediários e um maior enriquecimento de carbono leva a uma estrela de carbono .

Estrelas extrínsecas S

O isótopo tecnécio produzido pela captura de nêutrons no processo s é ⁹⁹ Tc e tem meia-vida de cerca de 200.000 anos em uma atmosfera estelar. Qualquer isótopo presente quando uma estrela se formou teria decaído completamente no momento em que se tornasse um gigante, e qualquer ⁹⁹ Tc recém-formado dragado em uma estrela AGB sobreviveria até o final da fase AGB, tornando difícil para uma gigante vermelha ter outros elementos s-process em sua atmosfera sem tecnécio. Estrelas do tipo S sem forma de tecnécio pela transferência de matéria rica em tecnécio, bem como outros elementos dragados, de uma estrela S intrínseca em um sistema binário para uma companheira menor menos evoluída. Depois de algumas centenas de milhares de anos, o ⁹⁹ Tc terá decaído e uma estrela sem tecnécio, enriquecida com carbono e outros elementos do processo s, permanecerá. Quando esta estrela for, ou se tornar, uma gigante vermelha do tipo G ou K, ela será classificada como uma estrela de Bário . Quando evolui para temperaturas baixas o suficiente para que as bandas de absorção de ZrO apareçam no espectro, aproximadamente a classe M, ela será classificada como uma estrela do tipo S. Essas estrelas são chamadas de estrelas S extrínsecas.

Distribuição e números

Estrelas com uma classe espectral S se formam apenas sob uma faixa estreita de condições e são incomuns. As distribuições e propriedades das estrelas S intrínsecas e extrínsecas são diferentes, refletindo seus diferentes modos de formação.

Estrelas TP-AGB são difíceis de identificar de forma confiável em grandes levantamentos, mas as contagens de estrelas AGB luminosas normais de classe M e estrelas semelhantes do tipo S e de carbono mostraram distribuições diferentes na galáxia. As estrelas S são distribuídas de maneira semelhante às estrelas de carbono, mas existem apenas cerca de um terço das estrelas de carbono. Ambos os tipos de estrelas ricas em carbono são muito raros perto do centro galáctico , mas constituem de 10% a 20% de todas as estrelas AGB luminosas na vizinhança solar, de modo que as estrelas S são cerca de 5% das estrelas AGB. As estrelas ricas em carbono também estão mais concentradas no plano galáctico . Estrelas do tipo S constituem um número desproporcional de variáveis ​​Mira , 7% em uma pesquisa em comparação com 3% de todas as estrelas AGB.

As estrelas S extrínsecas não estão no TP-AGB, mas são estrelas ramificadas gigantes vermelhas ou estrelas AGB iniciais. Seus números e distribuição são incertos. Estima-se que elas representem entre 30% e 70% de todas as estrelas do tipo S, embora apenas uma pequena fração de todas as estrelas gigantes vermelhas. Eles estão menos fortemente concentrados no disco galáctico, indicando que são de uma população de estrelas mais antiga do que o grupo intrínseco.

Propriedades

Muito poucas estrelas S intrínsecas tiveram sua massa medida diretamente usando uma órbita binária, embora suas massas tenham sido estimadas usando relações período-massa de Mira ou propriedades de pulsação. As massas observadas foram encontradas em torno de 1,5 - 5  M _☉ até muito recentemente, quando as paralaxes de Gaia ajudaram a descobrir estrelas S intrínsecas com massas e metalicidade semelhantes às do Sol . Modelos de evolução TP-AGB mostram que a terceira dragagem se torna maior à medida que as conchas se movem em direção à superfície, e que estrelas menos massivas experimentam menos dragagens antes de deixarem o AGB. Estrelas com massas de 1,5 - 2,0  M _☉ sofrerão _dragagens suficientes para se tornarem estrelas de carbono, mas serão grandes eventos e a estrela geralmente irá pular direto para além da razão C / O crucial próxima a 1 sem se tornar uma estrela do tipo S. Estrelas mais massivas alcançam níveis iguais de carbono e oxigênio gradualmente durante várias dragas pequenas. Estrelas com mais de 4  M _☉ sofrem queima de fundo quente (a queima de carbono na base do envelope convectivo), o que as impede de se tornarem estrelas de carbono, mas ainda podem se tornar estrelas do tipo S antes de reverter para um estado rico em oxigênio. Estrelas S extrínsecas estão sempre em sistemas binários e suas massas calculadas são em torno de 1,6 - 2,0  M _☉ . Isso é consistente com estrelas RGB ou primeiras estrelas AGB.

Estrelas S intrínsecas têm luminosidades em torno de 5.000 - 10.000  L _☉ , embora sejam geralmente variáveis. Suas temperaturas médias de cerca de 2.300 K para as estrelas Mira S e 3.100 K para as estrelas não-Mira S, algumas centenas de K mais quentes do que as estrelas AGB ricas em oxigênio e algumas centenas de K mais frias do que as estrelas de carbono. Seus raios são em média de cerca de 526  R _☉ para as Miras e 270  R _☉ para as não-miras, maiores que as estrelas ricas em oxigênio e menores que as estrelas de carbono. Estrelas extrínsecas S têm luminosidades tipicamente em torno de 2.000  L _☉ , temperaturas entre 3.150 e 4.000 K e raios menores que 150  R _☉ . Isso significa que elas ficam abaixo da ponta da gigante vermelha e normalmente serão estrelas RGB em vez de estrelas AGB.

Perda de massa e poeira

Estrelas extrínsecas S perdem massa considerável por meio de seus ventos estelares , semelhantes às estrelas TP-AGB ricas em oxigênio e estrelas de carbono. Normalmente, as taxas são em torno de 1 / 10.000.000 da massa do Sol por ano, embora em casos extremos, como W Aquilae , possam ser mais de dez vezes maiores.

Espera-se que a existência de poeira impulsione a perda de massa em estrelas frias, mas não está claro que tipo de poeira pode se formar na atmosfera de uma estrela S com a maior parte do carbono e do oxigênio presos no gás CO. Os ventos estelares das estrelas S são comparáveis ​​às estrelas ricas em oxigênio e carbono com propriedades físicas semelhantes. Há cerca de 300 vezes mais gás do que poeira observada no material circunstelar em torno das estrelas S. Acredita-se que seja feito de ferro metálico , FeSi, carboneto de silício e forsterita . Sem silicatos e carbono , acredita-se que a nucleação seja desencadeada por TiC , ZrC e TiO ₂ .

Cascas de poeira destacadas são vistas ao redor de várias estrelas de carbono, mas não estrelas do tipo S. Os excessos de infravermelho indicam que há poeira ao redor da maioria das estrelas S intrínsecas, mas o fluxo de saída não foi suficiente e duradouro o suficiente para formar uma casca destacada visível. Acredita-se que as conchas se formem durante uma fase de supervento muito tarde na evolução do AGB.

Exemplos

BD Camelopardalis é um exemplo a olho nu de uma estrela S extrínseca. É uma variável lenta e irregular em um sistema binário simbiótico com um companheiro mais quente que também pode ser variável.

A variável Mira Chi Cygni é uma estrela S intrínseca. Quando perto da luz máxima, é a estrela tipo S mais brilhante do céu. Tem um espectro de tipo tardio variável em torno de S6 a S10, com características de óxidos de zircônio, titânio e vanádio, às vezes beirando o tipo intermediário de MS. Uma série de outras variáveis ​​Mira proeminentes, como R Andromedae e R Cygni também são estrelas do tipo S, bem como a variável semiregular peculiar π ¹ Gruis .

A olho nu ο ¹ Ori é uma estrela MS intermediária e variável semiregular de pequena amplitude com uma anã branca DA3 companheira. O tipo espectral foi fornecido como S3.5 / 1-, M3III (BaII) ou M3.2IIIaS.

Referências