Estrella tipo S
Una estrella de tipo S (o simplemente una estrella S ) es un gigante frío con cantidades aproximadamente iguales de carbono y oxígeno en su atmósfera. La clase fue definida originalmente en 1922 por Paul Merrill para estrellas con líneas de absorción inusuales y bandas moleculares que ahora se sabe que se deben a elementos del proceso-s . Las bandas de monóxido de circonio (ZrO) son una característica definitoria de las estrellas S.
Las estrellas de carbono tienen más carbono que oxígeno en sus atmósferas. En la mayoría de las estrellas, como las gigantes de clase M, la atmósfera es más rica en oxígeno que en carbono y se las conoce como estrellas ricas en oxígeno . Las estrellas de tipo S son intermedias entre las estrellas de carbono y las gigantes normales. Se pueden agrupar en dos clases: las estrellas S intrínsecas , que deben sus espectros a la convección de los productos de fusión y los elementos del proceso S en la superficie; y estrellas S extrínsecas , que se forman mediante transferencia de masa en un sistema binario .
Las estrellas intrínsecas de tipo S se encuentran en la parte más luminosa de la rama gigante asintótica , una etapa de sus vidas que dura menos de un millón de años. Muchas son estrellas variables de período largo . Las estrellas S extrínsecas son menos luminosas y de mayor duración, a menudo variables semirregulares o irregulares de menor amplitud. Las estrellas S son relativamente raras, con estrellas S intrínsecas que forman menos del 10% de las estrellas ramificadas gigantes asintóticas de luminosidad comparable, mientras que las estrellas S extrínsecas forman una proporción aún menor de todas las gigantes rojas.
Las estrellas frías, particularmente la clase M , muestran bandas moleculares, con el óxido de titanio (II) (TiO) especialmente fuerte. Una pequeña proporción de estas estrellas frías también muestra bandas correspondientemente fuertes de óxido de circonio (ZrO). La existencia de bandas de ZrO claramente detectables en los espectros visuales es la definición de una estrella de tipo S. [1]
La definición original de una estrella S era que las bandas de ZrO deberían ser fácilmente detectables en placas espectrales fotográficas de baja dispersión, pero los espectros más modernos permiten la identificación de muchas estrellas con ZrO mucho más débil. Las estrellas MS, intermedias con las estrellas normales de clase M, tienen un ZrO apenas detectable, pero por lo demás espectros de clase M normales. Las estrellas SC, intermedias con las estrellas de carbono, tienen ZrO débil o indetectable, pero líneas D de sodio fuertes y bandas C 2 detectables pero débiles . [3]
Los espectros de estrellas S también muestran otras diferencias con los de los gigantes de clase M normales. Las bandas de TiO características de los gigantes fríos están debilitadas en la mayoría de las estrellas S, en comparación con las estrellas M de temperatura similar, y están completamente ausentes en algunas. Las características relacionadas con los isótopos del proceso-s, como las bandas YO , las líneas Sr I , las líneas Ba II y las bandas LaO , y también las líneas D de sodio, son todas mucho más fuertes. Sin embargo, las bandas VO están ausentes o son muy débiles. [4] La existencia de líneas espectrales del período Tecnecio de 5 elementos . También se espera (Tc) como resultado de la captura de neutrones del proceso s, pero una fracción sustancial de las estrellas S no muestra signos de Tc. Las estrellas con líneas Tc fuertes a veces se denominan estrellas de tecnecio , y pueden ser de clase M, S, C o las intermedias MS y SC. [5]
