Uma estrela de tipo S (ou apenas estrela S) é uma estrela gigante vermelha de baixa temperatura com quantidades aproximadamente iguais de carbono e oxigênio em sua atmosfera. A classe foi originalmente definida em 1922 por Paul Merrill para estrelas com espectros anormais com linhas de absorção e bandas moleculares atualmente identificadas como elementos do processo-s, em especial com bandas de monóxido de zircônio (ZrO), cuja presença é uma característica que define este tipo de estrela.
Estrelas de tipo S representam um grupo intermediário entre as estrelas de carbono, que possuem mais carbono que oxigênio em suas atmosferas, e as gigantes M típicas, cujas atmosferas são mais ricas em oxigênio. Elas podem ser agrupadas em duas classes: estrelas S intrínsecas, que adquiriram seus espectros pela convecção até a superfície de produtos de fusão e elementos do processo-s; e estrelas S extrínsecas, que são formadas por transferência de matéria em sistemas binários. A presença de tecnécio, encontrado apenas nas estrelas S intrínsecas, é usada para diferenciar as duas classes.
As estrelas de tipo S intrínsecas estão na parte mais luminosa do ramo assintótico das gigantes, um estágio curto no final de suas vidas que antecede a formação de uma nebulosa planetária. Muitas são variáveis de longo período, incluindo várias variáveis Mira. As estrelas S extrínsecas, menos luminosas, estão tipicamente no ramo das gigantes vermelhas, e são frequentemente variáveis semirregulares ou irregulares de menor amplitude. Estrelas S são relativamente raras, com estrelas S intrínsecas formando menos de 10% das estrelas do ramo assintótico de luminosidade comparável, enquanto as estrelas S extrínsecas formam uma proporção ainda menor de todas as gigantes vermelhas.
Características espectrais Estrelas frias, particularmente de classe M, apresentam bandas moleculares em seus espectros, com óxido de titânio(II) (TiO) especialmente forte. Uma pequena parte dessas estrelas também possuem bandas igualmente fortes de óxido de zircônio (ZrO). A existência de bandas claramente detectáveis de ZrO em espectros visuais é o que define uma estrela de tipo S.
As principais séries espectrais de ZrO são: Série α, no azul a 464,06, 462,61 e 461,98 nm Série β, no amarelo a 555,17 e 571,81 nm Série γ, no vermelho a 647,4, 634,5 e 622,9 nm
A definição original de uma estrela S é que ela deveria ter bandas de ZrO facilmente detectáveis em chapas fotográficas espectrais de baixa dispersão, mas espectros modernos permitem a identificação de muitas estrelas com linhas muito mais fracas de ZrO. Estrelas MS, intermediárias entre estrelas S e estrelas de classe M normais, têm linhas de ZrO quase indetectáveis em espectros de outra forma normais de classe M. Estrelas SC, intermediárias entre estrelas S e estrelas de carbono, têm linhas fracas ou indetectáveis de ZrO, mas fortes linhas D de sódio e bandas de C2 detectáveis mas fracas.
Espectros de estrelas S também mostram algumas outras diferenças em relação aos espectros normais de gigantes de classe M. As bandas de TiO típicas de gigantes frias são mais fracas na maioria das estrelas S, em comparação a estrelas M de temperatura similar, e completamente ausentes em outras. Formações espectrais relacionadas a isótopos do processo-s como linhas de YO, SrI, BaII e LaO, e também linhas D de sódio, são todas mais intensas. Bandas de VO no entanto são ausentes ou muito fracas. A existência de linhas espectrais de tecnécio (Tc), um elemento do quinto período, também é esperada como resultado da captura de nêutrons do processo-s, mas uma fração significativa das estrelas S não mostram sinais de Tc. Estrelas com fortes linhas de Tc são às vezes chamadas de estrelas de tecnécio, e elas podem ser das classes M, S, C, ou das intermediárias MS e SC.
Algumas estrelas S, especialmente variáveis Mira, mostram fortes linhas de emissão de hidrogênio. A emissão de Hβ é anormalmente forte comparada a outras linhas da série de Balmer em uma estrela M normal, mas isso acontece por causa da baixa intensidade da banda de TiO, que iria diluir a emissão de Hβ.
Classificação A classe espectral S foi primeiramente definida em 1922 para representar um número de variáveis de longo período (variáveis Mira) e estrelas com espectros peculiares semelhantes. Muitas das linhas de absorção no espectro foram reconhecidas como incomuns, mas os elementos associados a elas não eram conhecidos. As bandas de absorção, atualmente identificadas como de ZrO, são consideradas a característica marcante dos espectros de tipo S. Inicialmente, a classe M não era dividida em subclasses numéricas, mas sim em Ma, Mb, Mc e Md. A nova classe S era simplesmente identificada como S ou Se havendo linhas de emissão. Foi considerado que as estrelas Se eram todas variáveis de longo período, com as estrelas S sendo não variáveis, mas exceções têm sido encontradas. Por exemplo, π1 Gruis é atualmente identificada como uma variável semirregular.
A classificação de estrelas S têm sido revista várias vezes desde sua introdução, para refletir avanços na resolução dos espectros, a descoberta de números maiores de estrelas de tipo S, e melhor entendimento da relação entre os vários tipos espectrais de gigantes frias luminosas.
Notação de vírgula A formalização da classificação das estrelas S em 1954 introduziu um sistema bidimensional de classificação na forma SX,Y. Por exemplo, R Andromedae é listada como S6,6e.
X, a classe de temperatura, é um dígito entre 1 (apesar de o menor tipo listado ser S1.5) e 9, que tem o objetivo de representar uma escala de temperatura correspondendo aproximadamente à sequência de M1 até M9. A classe de temperatura é calculada estimando a intensidade das bandas de ZrO e TiO, então somando a maior intensidade com metade da menor intensidade.
Y, a classe de abundância, também é um dígito entre 1 e 9, atribuído pela multiplicação da razão entre as bandas de ZrO e TiO pela classe de temperatura. Essa conta geralmente fornece um número que é arredondado para baixo para dar a classe de abundância, mas isso é modificado para valores maiores: 6,0 a 7,5 corresponde a uma classe de abundância 6 7,6 a 9,9 corresponde a 7 10,0 a 50 corresponde a 8 > 50 corresponde a 9
Na prática, tipos espectrais para estrelas novas seriam atribuídos por comparação com estrelas padrão, já que os valores de intensidade são subjetivos e não poderiam ser reproduzidos em espectros tirados em condições diferentes.
Um número de desvantagens desse método foram reveladas conforme as estrelas S foram estudadas em mais detalhes e os mecanismos por trás dos espectros foram entendidos. As intensidades das linhas de ZrO e TiO são influenciadas por temperatura e pelas abundâncias. As estrelas S representam um contínuo entre abundâncias de oxigênios maiores que de carbono e de carbono maiores que de oxigênio. Quando o carbono se torna mais abundante que oxigênio, o oxigênio livre é rapidamente preso como CO e as abundâncias de ZrO e TiO diminuem bastante, tornando-as um mau indicador em algumas estrelas. A classe de abundância também é inutilizável para estrelas com mais carbono que oxigênio em suas atmosferas.
Esta forma de classificação espectral é comum para estrelas S, possivelmente ainda a forma mais comum.
Intensidades de elementos A primeira grande revisão da classificação de estrelas S abandonou completamente a classe de abundância de um dígito em favor de intensidades de abundâncias explícitas para Zr e Ti. Então R And é listada, em um máximo, com um tipo espectral de S5e Zr5 Ti2.
Em 1979 Ake definiu um índice de abundância com base nas intensidades das bandas de ZrO, TiO e YO. Esse dígito único entre 1 e 7 busca representar a transição de estrelas MS até SC através do aumento da razão C/O. Tipos espectrais ainda foram listados com valores de intensidade explícitos de Zr e Ti, e o índice de abundância foi incluído separadamente na lista de estrelas padrão.
+Critério de índice de abundância e taxas C/O estimadas Índice de abundância Critério razão C/O 1 TiO ≫ ZrO e YO< 0,90 2 TiO ≥ ZrO ≥ 2×YO0,90 3 2×YO ≥ ZrO ≥ TiO0,93 4 ZrO ≥ 2×YO > TiO0,95 5 ZrO ≥ 2×YO, TiO = 0> 0,95 6 ZrO fraco, YO e TiO = 0~ 1 7 CS e estrelas de carbono> 1
Notação de barra O índice de abundância foi imediatamente adotado e estendido para variar de 1 até 10, diferenciando também abundâncias em estrelas SC. Nesse novo sistema, ele foi colocado como parte do tipo espectral no lugar das abundâncias separadas de Zr e Ti. Para diferenciá-lo da classe de abundância, do primeiro sistema, ele era usado com uma barra depois da classe de temperatura, então o tipo espectral de R And ficou S5/4.5e.
O novo índice de abundância não é calculado diretamente, mas é atribuído às estrelas a partir das intensidades relativas de um número de linhas espectrais. Ele foi ajustado para indicar precisamente a razão C/O de 0,95 até cerca de 1,1. As intensidades relativas das bandas de ZrO e TiO formam uma sequência primária de abundância desde as estrelas MS, com índices de 1 a 6. Índices de abundância entre 7 e 10 correspondem às estrelas SC, nas quais a linha de ZrO é fraca ou ausente, então a intensidade relativa das linhas D de sódio e C2 é usada. O índice de abundância 0 não é usado, enquanto o índice de abundância 10 é equivalente a uma estrela de carbono Cx,2 então também não é usado.
+Critérios de índices de abundância e razões C/O estimadas Índice de abundância Critério Razão C/O MS As bandas YO e ZrO mais fortes são pouco visíveis 1 TiO ≫ ZrO e YO< 0,95 2 TiO > ZrO0,95: 3 ZrO = TiO, YO forte0,96 4 ZrO > TiO0,97 5 ZrO ≫ TiO0,97 6 ZrO forte, TiO = 00,98 7 (SC) ZrO mais fraco, linhas D fortes0,99 8 (SC) ZrO ou C2 ausentes, linhas D muito fortes1,00 9 (SC) C2 muito fraco, linhas D muito fortes1,02 10 (SC) C2 fraco, linhas D fortes1,1:
A derivação da classe de temperatura também foi refinada, usando a razão entre linhas além da intensidade total de ZrO e TiO. Para as estrelas MS e aquelas com índice de abundância de 1 ou 2, o mesmo critério da intensidade da banda TiO usado para estrelas M pode ser aplicado. A intensidade relativa de diferentes bandas de ZrO a 530,5 e 555,1 nm é útil com os índices de abundância 3 e 4, e a aparência repentina de bandas de LaO para temperaturas menores. A razão das linhas de BaII e SrI também é útil como critério de temperatura para as estrelas S e para estrelas SC dos tipos 7 a 9, sendo utilizada preferencialmente junto com outros critérios. Quando ZrO e TiO são fracos ou ausentes a razão das formas combinadas a 645,6 e 645,0 nm pode ser usado para atribuir uma classe de temperatura.
Notação de asterisco Com os diferentes esquemas de classificação e as dificuldades em atribuir uma classe consistente por todo o espectro de estrelas MS, S e SC stars, outros esquemas são às vezes usados. Por exemplo, uma pesquisa de novas estrelas S/MS, SC e de carbono usou um sistema bidimensional indicado por um asterisco, por exemplo S5*3. O primeiro dígito é baseado na intensidade da linha de TiO e se aproxima da sequência da classe M, e o segundo é baseado apenas na intensidade de ZrO.
Estrelas padrão Esta tabela mostra os tipos espectrais já dados a algumas estrelas S bem conhecidas. A maioria delas são variáveis, geralmente do tipo Mira. Quando possível a tabela mostra o tipo no brilho máximo, mas vários dos tipos de Ake em particular não são de brilho máximo e portanto têm um tipo mais frio. As intensidades das bandas de ZrO e TiO também são mostradas se elas foram publicadas (um x indica que nenhuma banda foi encontrada). Se as abundâncias forem parte do tipo espectral formal então o índice de abundância é mostrado.