Las estrellas de tipo espectral F tienen temperaturas superficiales entre 6000 y 7400 K y son de color amarillo-blanco. Los espectros de estas estrellas contienen líneas fuertes de varios metales, incluido el calcio, que se vuelve más fuerte hacia las subclases tardías, así como líneas de hidrógeno, que se debilitan hacia las subclases tardías. Desde un punto de vista físico, la clase F es bastante heterogénea e incluye varias estrellas de población I y población II .
El tipo espectral F incluye estrellas con temperaturas de 6000–7400 K. El color de las estrellas de esta clase es amarillo-blanco, los índices de color B−V son de aproximadamente 0,4 m [1] [2] [3] .
Los espectros de estas estrellas muestran líneas de metales ionizados y neutros, como Ca II, Fe I , Fe II, Cr II, Ti II [comm. 1] , así como líneas de hidrógeno [4] [5] [6] . En subclases posteriores [comm. 2] también se pueden observar líneas de moléculas, por ejemplo, CH [7] .
Por subclases posteriores , el espectro de absorción de los metales, en particular el calcio, se vuelve más fuerte, mientras que las líneas de hidrógeno se vuelven más débiles. La subclase se puede estimar a partir de la línea Fraunhofer K del ion Ca II, aunque en las clases posteriores a F3 aumenta de manera insignificante con la disminución de la temperatura y no permite determinar con precisión la subclase. La mayoría de las veces, la temperatura y la subclase de una estrella se estiman a partir de la intensidad de las líneas de hidrógeno, ya que la intensidad de estas líneas no depende ni de la composición química de la estrella ni de su clase de luminosidad. Además, en las últimas subclases, se puede usar la relación de las intensidades de las líneas de metal e hidrógeno: por ejemplo, Fe l λ4046 [comm. 3] a la línea de Balmer Hδ o Ca l λ4226 a Hγ. Otro criterio utilizado es la intensidad de las líneas de la molécula CH, que aparecen en las subclases F3-F4 y aumentan hacia las posteriores [8] .
Las magnitudes estelares absolutas de las estrellas de secuencia principal de clase F5 son 3,4 m , para gigantes de la misma clase - 0,7 m , para supergigantes - más brillantes que -4,4 m (ver más abajo ) [9] .
Los métodos de espectroscopia permiten distinguir las clases de luminosidad de las líneas de varios metales. Por ejemplo, las diversas líneas de Fe II y Ti II son más fuertes en las clases de luminosidad más brillantes, pero en la subclase F8 y posteriores, estas líneas casi desaparecen. Las líneas Sr II , por el contrario, son prácticamente invisibles en la subclase F2 y anteriores, pero permiten distinguir las clases de luminosidad de las subclases F tardías [10] .
En la región ultravioleta del espectro , las clases de luminosidad difieren no solo en la intensidad de las líneas de algunos metales, sino también en la distribución de energía en el espectro como un todo, por ejemplo, en la longitud de onda a la que el flujo resulta ser cero En el infrarrojo, las líneas de hidrógeno de la serie Paschen y algunas líneas de oxígeno aumentan al aumentar la luminosidad, pero en subclases posteriores estos efectos resultan ser menos pronunciados, y los efectos de luminosidad perceptibles permanecen principalmente en las líneas Ca II [11] .
Entre las estrellas de la clase F, las hay químicamente peculiares , pero son mucho menos que, por ejemplo, en la clase A , y en las subclases posteriores a F5 prácticamente no las hay. Esto se debe a que a las temperaturas de las estrellas de clase F, las capas exteriores ya se vuelven convectivas , por lo que las anomalías superficiales en la composición química se redistribuyen por toda la atmósfera y dejan de ser perceptibles [7] .
Ejemplos de clases de estrellas de clase F químicamente peculiares son las estrellas de tipo Rho Korma y las estrellas de tipo Delta Delfini , que, de hecho, son estrellas Am de subclases tardías: líneas de muchos metales, pero no calcio, son anómalamente fuertes en sus espectros [12] . De manera similar, las estrellas Fp son una extensión de las estrellas Ap de la clase F [13] .
El tipo espectral F es bastante heterogéneo en cuanto a los parámetros físicos de las estrellas. Por ejemplo, las estrellas de la secuencia principal de clase F tienen masas de 1,2 a 1,6 M ⊙ , luminosidades en el rango de aproximadamente 2 a 6 L ⊙ y viven alrededor de varios miles de millones de años [14] . Estas estrellas pueden pertenecer tanto a la población I como a la población II más antigua y pobre en metales : en el punto de inflexión de la secuencia principal para las poblaciones del disco grueso y el halo galáctico , no se encuentran estrellas de clases anteriores [7] . En el primer caso pueden ser variables Delta Shield [15] , en el segundo pueden ser variables SX Phoenix [16] . Las estrellas de la secuencia principal de las últimas subclases F generalmente se incluyen en la búsqueda SETI de civilizaciones extraterrestres [13] .
Los gigantes y supergigantes de clase F también pueden referirse a ambas poblaciones estelares. Así, por ejemplo, algunas estrellas de la rama horizontal , en particular, algunas variables del tipo RR Lyrae , son estrellas gigantes de clase F relacionadas con la población II [17] .
La mayoría de las supergigantes de clase F son estrellas jóvenes y masivas de población I que han evolucionado , pero hay supergigantes de población II, como lo indica su alta latitud galáctica y la falta de elementos pesados. Por ejemplo, algunas de ellas son estrellas de baja masa que han salido de la rama gigante asintótica . Las supergigantes de clase F también pueden exhibir variabilidad como las cefeidas [18] [19] .
Las estrellas de clase F constituyen el 2,9% del número total de estrellas de la Vía Láctea [20] , pero debido a su brillo relativamente alto, su proporción entre las estrellas observadas es mayor. Por ejemplo, en el catálogo de Henry Draper , que incluye estrellas con una magnitud aparente de hasta 8,5 m , alrededor del 19% de las estrellas pertenecen a la clase F [21] [22] .
| clase espectral | Magnitud absoluta , m | Temperatura, K | ||||
|---|---|---|---|---|---|---|
| V | tercero | yo | V | tercero | yo | |
| F0 | 2.6 | 0.6 | −4,7…−8,5 | 7250 | 7350 | 7200 |
| F1 | 2.8 | 0.6 | −4,7…−8,5 | 7120 | 7200 | 7050 |
| F2 | 3.0 | 0.6 | −4,6…−8,4 | 7000 | 7050 | 6960 |
| F3 | 3.1 | 0.6 | −4,6…−8,3 | 6750 | 6840 | 6770 |
| F4 | 3.3 | 0.7 | −4,6…−8,3 | |||
| F5 | 3.4 | 0.7 | −4,4…−8,2 | 6550 | 6630 | 6570 |
| F6 | 3.7 | 0.7 | −4,4…−8,1 | |||
| F7 | 3.8 | 0.6 | −4,4…−8,1 | 6250 | 6330 | 6280 |
| F8 | 4.0 | 0.6 | −4,3…−8,0 | 6170 | 6220 | 6180 |
| F9 | 4.2 | 0.6 | −4,2…−8,0 | 6010 | 6020 | 5980 |
Un ejemplo de una estrella de secuencia principal de clase F es Procyon (F5IV-V) [23] , un gigante es Ypsilon Pegasus (F8III) [24] , las supergigantes de clase F incluyen Arneb (F0Ia) [25] y Wesen (F8Ia) [26 ] .
De todas las estrellas de clase F, Procyon es la más cercana a la Tierra , a 3,5 parsecs (11,4 años luz ). También es la estrella de clase F más brillante con una magnitud aparente de 0,38 m . El Canopus más brillante tiene un tipo espectral de A9, aunque a veces se clasifica erróneamente como F0 [21] [27] [28] .
| clase espectral | Clase de luminosidad | ||
|---|---|---|---|
| V | tercero | yo | |
| F0 | HD23585 | zeta leo | Arneb |
| F2 | 78 Osa Mayor | cafetería | nu orla |
| F3 | HR 1279 | ||
| F5 | HD 27524 | 60 Osa Mayor | Mirfak |
| F6 | Pi³ Orión | HR 6577 | |
| F8 | alta definición 27808 | HR 8905 | Wesen |
| F9 | HR506 | ||
| Clasificación espectral de estrellas | |
|---|---|
| Principales clases espectrales | |
| Tipos espectrales adicionales | |
| Clases de luminosidad | |