S-tipi yıldız - Vikipedi

S-tipi yıldız (veya sadece S yıldızı), atmosferinde yaklaşık olarak eşit miktarda karbon ve oksijen bulunan soğuk bir dev yıldızdır. Bu sınıf ilk olarak 1922'de Paul Merrill tarafından, o zamanlar s-süreci elementlerinden kaynaklandığı bilinmeyen alışılmadık soğurma çizgilerine ve moleküler bantlara sahip yıldızlar için tanımlanmıştır. Zirkonyum monoksit (ZrO) bantları, S yıldızlarının ayırt edici bir özelliğidir.

Karbon yıldızlarının atmosferlerinde oksijenden daha fazla karbon bulunur. M sınıfı devler gibi çoğu yıldızın atmosferi oksijen açısından karbona göre daha zengindir ve bu yıldızlar oksijen zengini yıldızlar olarak adlandırılır. S-tipi yıldızlar, karbon yıldızları ile normal devler arasında bir ara grubu temsil eder. Bu yıldızlar iki sınıfa ayrılabilir: Spektrumlarını füzyon ürünleri ve s-süreci elementlerinin yüzeye taşınmasına borçlu olan içsel S yıldızları ve ikili bir sistemde kütle aktarımı yoluyla oluşan dışsal S yıldızları.

İçsel S-tipi yıldızlar, asimptotik dev kolun en parlak bölümünde bulunur ve bu evre, ömürlerinde bir milyon yıldan daha az süren bir aşamadır. Birçoğu uzun dönemli değişen yıldızlardır. Dışsal S yıldızları ise daha sönük, daha uzun ömürlü ve genellikle daha küçük genlikli yarı düzenli veya düzensiz değişen yıldızlardır. S yıldızları nispeten nadirdir; içsel S yıldızları benzer parlaklıktaki asimptotik dev kol yıldızlarının %10’undan daha azını oluştururken, dışsal S yıldızları tüm kırmızı devler içinde daha da küçük bir orana sahiptir.

Soğuk yıldızlar, özellikle de M sınıfı yıldızlar, güçlü titanyum(II) oksit (TiO) moleküler bantlar gösterirler. Bu soğuk yıldızların küçük bir kısmı, aynı şekilde zirkonyum oksit (ZrO) bantlarını da güçlü bir biçimde gösterir. Görsel tayflarda açıkça tespit edilebilen ZrO bantlarının varlığı, bir S-tipi yıldızın belirtisidir.^[1]

Başlıca ZrO serileri şunlardır:^[1]

• α serisi mavi renkte, 464,06 nm, 462,61 nm ve 461,98 nm
• β serisi sarı renkte, 555,17 nm ve 571,81 nm
• γ serisi kırmızı renkte, 647,4 nm, 634,5 nm ve 622,9 nm^[2]

Bir S yıldızının orijinal tanımı, ZrO bantlarının düşük dağılımlı fotoğrafik tayf plakalarında kolayca tespit edilebilir olmasıydı, fakat daha modern tayflar çok daha zayıf ZrO'ya sahip birçok yıldızın tanımlanmasına olanak tanır. Normal M sınıfı yıldızlarla S yıldızları arasında yer alan MS yıldızlarının ZrO bantları neredeyse tespit edilemez düzeydedir, fakat bunun dışında normal M sınıfı tayf özelliklerine sahiptirler. Karbon yıldızları ile S yıldızları arasında yer alan SC yıldızları ise zayıf veya tespit edilemeyen ZrO bantlarına sahiptir, fakat güçlü sodyum D çizgileri ve tespit edilebilir fakat zayıf C₂ bantları gösterirler.^[3]

S yıldızlarının tayfları, normal M sınıfı devlerin tayflarından başka farklılıklar da gösterir. Soğuk devlerin karakteristik TiO bantları, benzer sıcaklıktaki M yıldızlarına kıyasla çoğu S yıldızında zayıflamış ve bazılarında tamamen yok olmuştur. YO bantları, SrI çizgileri, BaII çizgileri ve LaO bantları gibi s-süreci izotoplarına bağlı özellikler ve ayrıca sodyum D çizgileri çok daha güçlüdür. Bununla birlikte, VO bantları yoktur veya çok zayıftır.^[4] S-süreci nötron yakalamasının bir sonucu olarak 5. periyot elementi olan Teknesyum'dan (Tc) gelen tayf çizgilerinin varlığı da beklenir, fakat S yıldızlarının önemli bir kısmında Tc'ye dair hiçbir iz yoktur. Güçlü Tc çizgileri gösteren yıldızlara bazen Teknesyum yıldızları denir ve bu yıldızlar M, S, C veya ara sınıflar olan MS ve SC olabilir.^[5]

Bazı S yıldızları, özellikle de Mira değişenleri, güçlü hidrojen emisyon çizgileri gösterir. H_β emisyonu, normal bir M yıldızındaki Balmer serilerinin diğer çizgilerine kıyasla genellikle olağanüstü derecede güçlüdür, fakat bunun nedeni aksi takdirde H_β emisyonunu seyreltecek olan TiO bandının zayıflığından kaynaklanır.^[1]

BD Camelopardalis, dışsal bir S yıldızının çıplak gözle görülebilen bir örneğidir. Kendisi gibi değişen yıldız olma ihtimali olan daha sıcak bir yoldaşla simbiyotik ikili sistemde yer alan yavaş düzensiz bir değişen yıldızdır.^[6]

Mira değişeni olan Chi Cygni, içsel bir S yıldızıdır. Maksimum parlaklığına yakın olduğunda gökyüzündeki en parlak S-tipi yıldızdır.^[7] Bazen ara MS türünü andıran, zirkonyum, titanyum ve vanadyum oksitlerinin özelliklerini içeren, S6 ila S10 civarında değişen bir geç tip spektruma sahiptir.^[4] R Andromedae ve R Cygni gibi diğer belirgin Mira değişenlerinden bazıları da S-tipi yıldızlardır, ayrıca π¹ Gruis adlı tuhaf yarı düzenli değişen de bu sınıfa dahildir.^[7]

Çıplak gözle görülebilen bir "ara" MS yıldızı olan ο¹ Ori, DA3 beyaz cüce yoldaşa sahip küçük genlikli bir yarı değişen yıldızdır.^[8] Tayf türü S3.5/1-,^[4] M3III(BaII)^[9] veya M3.2IIIaS^[10] olarak verilmektedir.