estrella de tipo O

Una estrella de tipo O es una estrella caliente y azul de tipo espectral O en el sistema de clasificación de Yerkes utilizado por los astrónomos . Tienen temperaturas superficiales superiores a 30 000 kelvin (K). Las estrellas de este tipo presentan 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 su gran brillo, pueden verse a grandes distancias; de las 90 estrellas más brillantes vistas desde la Tierra , 4 son de tipo O. ^{[ a ]} Debido a su gran masa, las estrellas de tipo O terminan sus vidas con bastante rapidez en violentas explosiones de supernovas , dando como resultado agujeros negros o estrellas de neutrones . La mayoría de estas estrellas son estrellas jóvenes masivas de la 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 suelen tener espectros similares a los de tipo O.   

Las estrellas de tipo O se encuentran típicamente en regiones de formación estelar activa , como los brazos espirales de una galaxia espiral o un par de galaxias en proceso de colisión y fusión (como las Galaxias Antena ). Estas estrellas iluminan el material circundante y son en gran parte responsables de la distintiva coloración blanco azulada y rosada de los brazos de una galaxia. Además, las estrellas de tipo O suelen aparecer 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 según la intensidad relativa de ciertas líneas espectrales. ^{[ 1 ]} Las líneas clave son las prominentes líneas de 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 de He ⁰ 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 de He ⁺ de 454,1 nanómetros y He ⁰ de 447,1 nanómetros tienen la misma intensidad. Las estrellas de tipo O más calientes tienen líneas de He neutro tan débiles que deben separarse según la intensidad relativa de las líneas de N ²⁺ y N ³⁺ . ^{[ 2 ]}       

Las clases de luminosidad de las estrellas de tipo O se asignan según la intensidad relativa de las líneas de emisión de He ⁺ y ciertas líneas de nitrógeno y silicio ionizados . Estas se indican mediante el sufijo "f" en el tipo espectral, donde "f" sola indica emisión de N2 ⁺ y He ⁺ , "(f)" significa que la emisión de He es débil o inexistente, "((f))" significa que la emisión de N es débil o inexistente, "f*" indica la adición de una emisión de N3 ⁺ muy intensa , y "f+" la presencia de emisión de Si3 ⁺ . Las estrellas de la clase de luminosidad V, de la secuencia principal, generalmente tienen líneas de emisión débiles o ausentes, mientras que las gigantes y supergigantes muestran una intensidad creciente de las líneas de emisión. En O2–O4, la distinción entre estrellas de la secuencia principal y supergigantes es estrecha y puede que ni siquiera represente diferencias reales de luminosidad o evolución. 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 definitivo de la luminosidad. La creciente intensidad de la emisión de Si ³⁺ también es un indicador de una mayor luminosidad y este es el principal medio para asignar clases de luminosidad a las estrellas de tipo O tardías. ^{[ 3 ]}        

Las estrellas de tipo  O3 a O8 se clasifican como subtipo de clase de luminosidad "Vz" si presentan una  línea de helio ionizado particularmente intensa a 468,6 nm. Se cree que la presencia de esta 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: No se definen tipos espectrales de subgigantes para los tipos O2, O2.5 u O3. No se definen clases de luminosidad de gigantes brillantes para estrellas más calientes que O6. ^{[ 5 ]}

Las estrellas de tipo O son calientes y luminosas. Tienen temperaturas superficiales características que oscilan entre 30 000 y 52 000 K , emiten luz ultravioleta intensa (actínica) y, por lo tanto, aparecen en el espectro visible como 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 , 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, aunque sus masas no superan las 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 las estrellas de la secuencia principal. Las más frías tienen masas iniciales de alrededor de 16 veces la del Sol. ^{[ 8 ]} No está claro cuál sería el límite superior para la masa de una estrella de tipo O. A 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 mayor. Las estrellas de tipo O forman solo una pequeña fracción de las estrellas de la secuencia principal y la gran mayoría de estas se encuentran hacia el extremo inferior del rango de masa. Los tipos más masivos y calientes, O3 y O2, son extremadamente raros, fueron definidos en 1971 ^{[ 9 ]} y 2002 ^{[ 2 ]} respectivamente, y solo se conocen unos pocos 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  estrellas de clase O no se puede observar directamente, pero se pueden derivar funciones de masa inicial  (FMI) que modelan las observaciones de poblaciones estelares 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 la secuencia principal. ^{[ 10 ]} Debido a que la luminosidad de estas estrellas aumenta desproporcionadamente a sus masas, tienen vidas útiles 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 la 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 de 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 la vecindad solar menos de una de cada 2.000.000  de estrellas es de clase  O. 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, como sdO y CSPNe, son probablemente más comunes, aunque menos luminosas y, por lo tanto, más difíciles de detectar. A pesar de su corta vida útil, se cree que representan etapas normales en la evolución de estrellas comunes con una masa ligeramente superior a la del Sol.

Hasta el momento no se han detectado exoplanetas alrededor de estrellas de tipo O, ^{[ 14 ]} aunque se ha detectado una enana marrón alrededor de una estrella de tipo O llamada CEN 16. ^{[ 15 ]}

Estructura

Las estrellas de secuencia principal de tipo O se alimentan de fusión nuclear , al igual que todas las estrellas de secuencia principal. Sin embargo, la gran 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 a través del ciclo protón-protón . La intensa energía generada por las estrellas de tipo O no puede irradiarse fuera de sus núcleos con la suficiente eficiencia y, en consecuencia, sus núcleos presentan un flujo convectivo vigoroso . Las zonas radiactivas 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 potenciada por una rotación rápida y tiene un efecto drástico en la evolución de las estrellas de tipo O. Comienzan a expandirse lentamente y muestran características de gigantes o supergigantes mientras aún queman hidrógeno en sus núcleos, y luego pueden permanecer como supergigantes azules durante gran parte del tiempo mientras queman helio en el núcleo. ^{[ 8 ]}

Las estrellas de tipo "sdO" y las de tipo CSPNe tienen una estructura sustancialmente diferente. Aunque poseen una amplia gama de características distintivas, no se comprende completamente cómo se forman y desarrollan; se cree que tienen núcleos degenerados que eventualmente se expondrán como una enana blanca. Antes de eso, el material fuera de ese núcleo es principalmente helio con una fina capa de hidrógeno, que se pierde rápidamente debido al fuerte viento estelar. Puede haber varios orígenes diferentes para este tipo de estrella, pero al menos algunas de ellas tienen una capa interna en forma de envoltura donde se fusiona el helio. Esa fusión de envoltura agranda el núcleo y proporciona la energía para las altas luminosidades de estas pequeñas estrellas. ^{[ 16 ]}

Evolución

En el ciclo de vida de las estrellas de tipo O, las diferentes metalicidades y velocidades de rotación introducen una variación considerable en su evolución, pero los fundamentos siguen siendo los mismos. ^{[ 8 ]}

Las estrellas de tipo O comienzan a alejarse lentamente de la secuencia principal de edad cero casi inmediatamente después de su formación, volviéndose gradualmente más frías y ligeramente más luminosas. Aunque se las puede caracterizar 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 secuencia principal de tipo O evolucionarán más o menos horizontalmente en el diagrama HR hacia temperaturas más frías, desde un violeta "actínico" hasta el azul, convirtiéndose en supergigantes azules. La ignición del helio en el núcleo ocurre suavemente (sin destello ) a medida que las estrellas se expanden y se enfrían. Hay varias 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 a supergigantes rojas mientras aún queman helio en sus núcleos. Si no explotan primero como una supernova, perderán sus capas exteriores y volverán a calentarse, a veces pasando por varios bucles azules antes de alcanzar finalmente la etapa Wolf-Rayet .

Las estrellas más masivas, inicialmente estrellas de la secuencia principal más calientes que aproximadamente O9, nunca se convierten en supergigantes rojas porque la fuerte convección y la alta luminosidad eliminan las capas exteriores demasiado rápido. Las estrellas de 25 a 60 _M☉ pueden convertirse en hipergigantes amarillas antes de explotar como una supernova o evolucionar de nuevo a temperaturas más altas. Por encima de aproximadamente 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 convectar 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 forma muy diferente, pasando por fases de gigante roja , rama horizontal , rama asintótica de gigantes (AGB) y, finalmente, post-AGB . La evolución post-AGB generalmente implica una pérdida de masa drástica, que a veces deja una nebulosa planetaria y 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. Su temperatura aumenta hasta que cesa la combustión de la envoltura y la pérdida de masa, momento en el que se enfrían y se convierten en enanas blancas.

A ciertas 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 rama horizontal o AGB  . Puede haber múltiples razones, aún no del todo comprendidas, 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. Existen subenanas calientes de tipo O  (sdO) y 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 existen varios ejemplos visibles a simple vista.