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Clasificación estelar

Septiembre 06, 2021

En astronomía, la clasificación estelar es la clasificación de las estrellas en función de sus características espectrales. La radiación electromagnética procedente de la estrella es analizada mediante su división por un prisma o por una red de difracción en un espectro, mostrando así el arcoíris de color (espectro electromagnético visual) entremezclados con líneas de absorción. Cada línea indica un ion de un determinado elemento químico, junto con la intensidad de la línea que determina la abundancia de ese ion. La abundancia relativa de los diferentes iones varía con la temperatura de la fotosfera. La clase espectral de una estrella es un código corto que resume el estado de ionización, dando una medida objetiva de la temperatura de la fotosfera y la estrella.

Clasificación de estrellas de O-M

La mayoría de las estrellas están actualmente clasificadas bajo el sistema de Morgan–Keenan (MK), utilizando las letras O, B, A, F, G, K, y M, una secuencia que abarca desde las más calientes (tipo O) a las más frías (tipo M). Cada clase de letra se subdivide usando un dígito numérico, con el 0 para las estrellas más calientes y 9 para las más frías (por ejemplo: A8, A9, F0, F1 forman una secuencia de las más calientes a las más frías). La secuencia ha sido ampliada con clases de otras estrellas y objetos parecidos a estrellas que no encajan en el sistema clásico, tal como la clase D para enanas blancas y la clase C para estrellas de carbono.

En el sistema MK, se añade una clase de luminosidad a la clase espectral usando números romanos. Esto se basa en el ancho de ciertas líneas de absorción en el espectro de la estrella, que varían con la densidad de la atmósfera y por lo que se distinguen las gigantes rojas de las enanas. La clase de luminosidad 0 o las estrellas Ia+ son hipergigantes, la clase de estrellas I para las supergigantes, la clase II son gigantes brillantes, la clase III para gigantes regulares, la clase IV son subgigantes, la clase V para estrellas de la secuencia principal, la clase VI son subenanas, y la clase VII para enanas blancas. La clase espectral completa para el Sol es G2V, lo que indica que es una estrella de la secuencia principal con una temperatura aproximada de 5800 K.

Descripción convencional del color

Artículo principal: Estrella verde (astronomía)
Just-saturated RGB-camera discs

La descripción convencional del color tiene en cuenta solo el pico del espectro estelar. En realidad, sin embargo, las estrellas irradian en todas las partes del espectro. Debido a que todos los colores espectrales combinados parecen blancos, los colores aparentes reales que el ojo humano observaría son mucho más claros de lo que sugieren las descripciones de color convencionales. Esta característica de 'ligereza' indica que la asignación simplificada de colores dentro del espectro puede ser engañosa. Excluyendo las ilusiones de contraste de color en la luz tenue, no hay estrellas verdes, índigo o violetas. Las enanas rojas son de un profundo tono anaranjado, y las enanas marrones no parecen literalmente marrones, pero hipotéticamente parecerían de un gris tenue para un observador cercano.

Clasificación moderna

 
La clasificación espectral Morgan-Keenan

El sistema de clasificación moderno se conoce como la clasificación Morgan-Keenan (MK). A cada estrella se le asigna una clase espectral de la antigua clasificación espectral de Harvard y una clase de luminosidad utilizando números romanos como se explica a continuación, formando el tipo espectral de la estrella.

Otros sistemas modernos sistema de clasificación estelar, como el sistema UBV, se basan en índices de colores—las diferencias medidas en tres o más magnitudes de color. Estos números llevan etiquetas como "U-V" o "B-V", que representan los colores que pasan por dos filtros estándar (por ejemplo, Ultravioleta, Blue y Visual).

Sistema de clasificación de Harvard

El sistema de Harvard es un esquema de clasificación unidimensional de la astrónoma Annie Jump Cannon, quien reordenó y simplificó un sistema alfabético anterior. Las estrellas se agrupan según sus características espectrales por letras individuales del alfabeto, opcionalmente con subdivisiones numéricas. Las estrellas de la secuencia principal varían en temperatura superficial de aproximadamente 2000 a 50 000 K, mientras que las estrellas más evolucionadas pueden tener temperaturas superiores a 100 000 K. Físicamente, las clases indican la temperatura de la atmósfera de la estrella y normalmente se clasifican de más caliente a más fría.

Clase Temperatura[1]​
(Kelvin) 		Color convencional Color aparente[2]​[3]​[4]​ Masa[1]​
(Masa solar) 		Radio[1]​
(Radio solar) 		Luminosidad[1]​
(bolométrica) 		Líneas de
hidrógeno 		Fracción de la
Secuencia principal[5]​ 		Líneas de absorción Ejemplo
O ≥ 33 000 K azul azul ≥ 16 M☉ ≥ 6,6 R☉ ≥ 30 000 L☉ Débil-Media ~0,00003 % Nitrógeno, carbono, helio y oxígeno 48 Orionis
B 10 000–33 000 K azul a blanco azulado azul a blanco azulado 2,1–16 M☉ 1,8–6,6 R☉ 25–30 000 L☉ Medio 0,13 % Helio, hidrógeno Rigel
A 7500–10 000 K blanco blanco a blanco azulado 1,4–2,1 M☉ 1,4–1,8 R☉ 5–25 L☉ Fuerte 0,6 % Helio, hidrógeno Sirio A
F 6000–7500 K blanco amarillento blanco 1,04–1,4 M☉ 1,15–1,4 R☉ 1,5–5 L☉ Medio 3 % Metales: hierro, titanio, calcio, estroncio y magnesio Canopus
G 5200–6000 K amarillo blanco amarillento 0,8–1,04 M☉ 0,96–1,15 R☉ 0,6–1,5 L☉ Débil 7,6 % Calcio, helio, hidrógeno y metales El Sol
K 3700–5200 K naranja anaranjado 0,45–0,8 M☉ 0,7–0,96 R☉ 0,08–0,6 L☉ Muy débil 12,1 % Metales y óxido de titanio Albireo A
M ≤ 3700 K rojo rojo anaranjado ≤ 0,45 M☉ ≤ 0,7 R☉ ≤ 0,08 L☉ Muy débil 76,45 % Metales y óxido de titanio Betelgeuse
 
El diagrama de Hertzsprung-Russell relaciona la clasificación estelar con magnitud absoluta, luminosidad, y temperatura superficial.

Las clases espectrales de la O a la M, así como otras clases más especializadas de las que se hablará más adelante, se subdividen en números arábigos. (0-9), donde 0 denota las estrellas más calientes de una clase dada. Por ejemplo, A0 denota las estrellas más calientes de la clase A y A9 denota las más frías. Se permiten números fraccionarios; por ejemplo, la estrella Mu Normae se clasifica como O9.7.[6]​ El Sol está clasificado como G2.[7]​

Las descripciones de colores convencionales son tradicionales en astronomía, y representan colores relativos al color medio de una estrella de clase A, que se considera blanco. Las descripciones aparentes de color[2]​ son lo que el observador vería si tratara de describir las estrellas bajo un cielo oscuro sin ayuda para el ojo, o con binoculares. Sin embargo, la mayoría de las estrellas en el cielo, excepto las más brillantes, parecen blancas o azuladas a simple vista porque son demasiado tenues para que la visión en color funcione. Las supergigantes rojas son más frías y rojas que las enanas del mismo tipo espectral, y las estrellas con características espectrales particulares como las estrellas de carbono pueden ser mucho más rojas que cualquier cuerpo negro.

El hecho de que la clasificación de Harvard de una estrella indicara su temperatura superficial o fotosferica (o más precisamente, su temperatura efectiva) no se comprendió completamente hasta después de su desarrollo, aunque para el momento en que se formuló el primer diagrama de Hertzsprung-Russell (para 1914), esto generalmente se sospechó que era cierto.[8]​ En la década de 1920, el físico indio Meghnad Saha derivó una teoría de la ionización al extender ideas bien conocidas en química física relacionadas con la disociación de moléculas a la ionización de átomos. Primero lo aplicó a la cromosfera solar, luego a los espectros estelares.[9]​

La astrónoma de Harvard Cecilia Payne demostró entonces que la secuencia espectral O-B-A-F-G-K-M es en realidad una secuencia de temperatura.[10]​ Dado que la secuencia de clasificación es anterior a nuestra comprensión de que se trata de una secuencia de temperatura, la colocación de un espectro en un subtipo determinado, como B3 o A7, depende de las estimaciones (en gran medida subjetivas) de la intensidad de las características de absorción de los espectros estelares. Como resultado, estos subtipos no se dividen uniformemente en ningún tipo de intervalos matemáticamente representables.

Clasificación espectral de Yerkes

 
Espectros para enanos (clase de luminosidad V) para tipos espectrales estándar tomados de Pickles (1998).[11]​ Se indican varias líneas espectrales notables. Las líneas de hidrógeno son más fuertes para los tipos A y B, y el espectro total alcanza su punto máximo en longitudes de onda más cortas para las estrellas más calientes.

La clasificación espectral de Yerkes, también llamada el sistema MKK por las iniciales de los autores, es un sistema de clasificación espectral estelar introducido en 1943 por William Wilson Morgan, Philip C. Keenan, y Edith Kellman del Observatorio Yerkes.[12]​ Este esquema de clasificación bidimensional (temperatura y luminosidad) se basa en líneas espectrales sensibles a la temperatura estelar y a la gravedad superficial, lo cual se relaciona con la luminosidad (mientras que la "clasificación de Harvard se basa únicamente en la temperatura superficial). Más tarde, en 1953, después de algunas revisiones de la lista de estrellas estándar y de los criterios de clasificación, el esquema se denominó clasificación Morgan-Keenan, o MK,[13]​ y este sistema sigue en uso.

Las estrellas más densas con mayor gravedad superficial exhiben mayor ampliación de la presión de líneas espectrales. La gravedad, y por lo tanto la presión, en la superficie de una estrella gigante es mucho menor que la de una estrella enana porque el radio del gigante es mucho mayor que el de un enano de masa similar. Por lo tanto, las diferencias en el espectro pueden interpretarse como "efectos de luminosidad" y puede asignarse una clase de luminosidad únicamente a partir del examen del espectro.

Se distinguen varias "clases de luminosidad" diferentes, como se indica en el cuadro siguiente.[14]​

Clases de luminosidad de Yerkes
Clase de luminosidad Descripción Ejemplos
0o Ia+ hipergigantes o supergigantes extremadamente luminosos Cygnus OB2#12 – B3-4Ia+ [15]​
Ia supergigantes luminosos Eta Canis Majoris – B5Ia [16]​
lab supergigantes luminosos medianos Gamma Cygni] – F8Iab [17]​
lb supergigantes menos luminoso. Zeta Persei – B1Ib [18]​
II gigantes luminosas Beta Leporis – G0II [19]​
III gigantes normales Arcturus – K0III [20]​
IV subgigantes Gamma Cassiopeiae – B0.5IVpe [21]​
V estrellas de la secuencia principal (enanas) Achernar – B6Vep [18]​
sd (prefijo) o VI subenanas HD 149382 – sdB5 or B5VI [22]​
D (prefijo) o VII enanas blanca[a]​ van Maanen 2 – DZ8 [23]​

Se permiten casos marginales; por ejemplo, una estrella puede ser una supergigante o un gigante brillante, o puede estar entre las clasificaciones de la subgigante y la de la secuencia principal. En estos casos, se utilizan dos símbolos especiales:

  • Una barra oblicua (/) significa que una estrella es una clase u otra.
  • Un guion (-) significa que la estrella está entre las dos clases.

Por ejemplo, una estrella clasificada como A3-4III/IV estaría entre los tipos espectrales A3 y A4, mientras que sería una estrella gigante o una subgigante.

También se han utilizado clases de enanos: VI para subenanas (estrellas ligeramente menos luminosas que la secuencia principal).

La clase de luminosidad nominal VII (y a veces números más altos) se utiliza ahora raramente para las clases de enana blanca o "subenana caliente", ya que las letras de temperatura de la secuencia principal y las estrellas gigantescas ya no se aplican a las enanas blancas.

Ocasionalmente, las letras a y b se aplican a clases de luminosidad distintas de las supergigantes; por ejemplo, a una estrella gigante ligeramente más luminosa que la típica se le puede dar una clase de luminosidad de IIIb.[24]​

Una muestra de estrellas en V extremas con fuerte absorción en He II λ4686 líneas espectrales han recibido la designación Vz. Un ejemplo de estrella es HD 93129 B.[25]​

Peculiaridades espectrales

La nomenclatura adicional, en forma de letras minúsculas, puede seguir el tipo espectral para indicar características peculiares del espectro.[26]​

Código Particularidades espectrales de las estrellas
: valor espectral incierto[14]​
... Existen peculiaridades espectrales no descritas
! Particularidad especial
comp Espectro compuesto[27]​
e Líneas de emisión presentes [27]​
[e] Líneas de emisión prohibidas presente
er El centro "invertido" de las líneas de emisión es más débil que los bordes
eq Líneas de emisión con Cygni P
f emisión de N III y He II[14]​
f* las líneas de N IV λ4058Å son más fuerte que las líneas de N III λ4634Å, λ4640Å, & λ4642Å lines[28]​
f+ emisiones de Si Si IV λ4089Å & λ4116Å además de la línea N III[28]​
(f) emisión de N III, ausencia o absorción débil de He II
(f+) [29]​
((f)) Muestra una fuerte absorción de He II acompañada de emisiones débiles de N III[30]​
((f*)) [29]​
h estrellas WR con líneas de emisión debidas al hidrógeno.
ha estrellas WR con emisiones de hidrógeno que se observan tanto en la absorción como en la emisión.
He wk Líneas de helio débiles
k Espectros con características de absorción interestelar
m Características metálicas mejoradas[27]​
n Amplia ("nebulosa") absorción debido a la rotación[27]​
nn Características de absorción muy amplias [14]​
neb El espectro de una nebulosa mezclado en [27]​
p Peculiaridad no especificada, estrella peculiar.[b]​[27]​
pq Espectro peculiar, similar al espectro de las novas
q Características de P Cygni
s Líneas de absorción estrechas ("afiladas") [27]​
ss Líneas muy estrechas
sh Características de una estrella variable Gamma Cassiopeiae
var Característica espectral variable[27]​ (a veces abreviada como "v")
wl Líneas débiles[27]​ (también "w" y "wk")
Símbolo del
elemento 		Líneas espectrales anormalmente fuertes del elemento especificado[27]​

Por ejemplo, 59 Cygni aparece como tipo espectral B1.5Vnne,[31]​ que indica un espectro con la clasificación general B1.5V, así como líneas de absorción muy amplias y determinadas líneas de emisión.

 
Guía para tipos espectrales Secchi ("152 Schjellerup" es Y Canum Venaticorum)

Historia

La razón de la extraña disposición de las letras en la clasificación de Harvard es histórica, ya que ha evolucionado a partir de las clases anteriores de Secchi y se ha modificado progresivamente a medida que ha mejorado la comprensión.

Clases de Secchi

Durante las décadas de 1860 y 1870, el pionero espectroscopista estelar Angelo Secchi creó las "clases Secchi" para clasificar los espectros observados. Para 1866, había desarrollado tres clases de espectros estelares, que se muestran en la siguiente tabla.[32]​[33]​[34]​

A finales de la década de 1890, esta clasificación comenzó a ser reemplazada por la clasificación de Harvard, que se discute en el resto de este artículo.[35]​[36]​[37]​

Número de clase Descripción de la clase Secchi
Secchi class I Estrellas blancas y azules con líneas de hidrógeno anchas y pesadas, como Vega y Altair. Esto incluye la clase moderna A y la clase temprana F.
Secchi class I
(Orion subtipo)		 Un subtipo de Secchi class I con líneas estrechas en lugar de bandas anchas, como Rigel y Bellatrix. En términos modernos, esto corresponde a las primeras estrellas de tipo B.
Secchi class II Estrellas amarillas; hidrógeno menos fuerte, pero con líneas metálicas evidentes, como el Sol, Arcturus, y Capella. Esto incluye las clases modernas G y K, así como la clase tardía F.
Secchi class III Estrellas de color naranja a rojo con espectros de banda complejos, como Betelgeuse y Antares. <Esto corresponde a la clase moderna M.
Secchi class IV En 1868, descubrió estrellas de carbono, que puso en un grupo distinto:[38]​
Estrellas rojas con bandas y líneas significativas de carbono, correspondientes a las clases modernas C y S.
Secchi class V En 1877, añadió una quinta clase:[39]​
Estrellas de líneas de emisión, tales como Gamma Cassiopeiae y Sheliak, que están en la clase moderna.

Los números romanos usados para las clases Secchi no deben ser confundidos con los números romanos sin relación alguna usados para las clases de luminosidad de Yerkes.

Sistema Draper

Clasificaciones en el Catálogo de Draper de Stellar Spectra[40]​[41]​
Secchi Draper Comentario
I A, B, C, D Líneas de hidrógeno dominantes.
II E, F, G, H, I, K, L
III M
IV N No apareció en el catálogo.
V O Espectros de Wolf–Rayet con líneas brillantes.
V P Nebulosas planetarias.
  Q Otros espectros.
Las clases llevadas al sistema MK están en negrita.

En la década de 1880, el astrónomo Edward C. Pickering comenzó a hacer un estudio de los espectros estelares en el Observatorio del Harvard College, utilizando el método del prisma objetivo. Un primer resultado de este trabajo fue el Catálogo Draper de Espectros Estelares, publicado en 1890. Clasificó la mayoría de los espectros en este catálogo.

El catálogo utilizaba un esquema en el que las clases Secchi utilizadas anteriormente (I a IV) se subdividían en clases más específicas, con letras de la A a la N. Además, se utilizaban las letras O, P y Q, para estrellas cuyos espectros consistían principalmente en líneas brillantes se usaba el O, P para nebulosas planetarias y Q para estrellas que no encajaban en ninguna otra clase.[40]​[41]​

Sistema de Harvard

En 1897, otro obrero de Harvard, Antonia Maury, colocó el subtipo Orión de la clase Secchi I por delante del resto de la clase Secchi I, colocando así el tipo moderno B por delante del tipo moderno A. Ella fue la primera en hacerlo, aunque no utilizó tipos espectrales con letras, sino una serie de veintidós tipos numerados de I a XXII.[42]​[43]​

En 1901, Annie Jump Cannon regresó a los tipos con letras, pero dejó caer todas las letras excepto O, B, A, F, G, K, y M, utilizadas en ese orden, así como P para nebulosas planetarias y Q para algunos espectros peculiares. También usó tipos como B5A para estrellas a medio camino entre los tipos B y A, F2G para estrellas a una quinta parte del camino de F a G, y así sucesivamente.[44]​[45]​ Finalmente, en 1912, Cannon había cambiado los tipos B, A, B5A, F2G, etc. a B0, A0, B5, F2, etc.[46]​[47]​ Esta es esencialmente la forma moderna del sistema de clasificación de Harvard.

Un mnemotécnico común para recordar el orden de las letras de tipo espectral, de las más calientes a las más frías, es "Oh, Be A Fine Guy/Girl, Kiss Me".

Clases de Mount WIlson

Se utilizó una clasificación de luminosidad conocida como el sistema Mount Wilson para distinguir entre estrellas de diferentes luminosidades.[48]​[49]​[50]​ Este sistema de notación todavía se ve a veces en los espectros modernos.[51]​

Clase Significado
sd Subenana
d Enana
sg Subgigante
g Gigante
c Supergigante

Clasificación gravitacional de estrellas

La clasificación gravitacional se realiza según cuatro criterios gravitacionales instaurados recientemente por la Unión Astronómica Internacional en 2006.

Clasificación por centro gravitacional estelar

El primer criterio es la presencia o ausencia de un centro de gravitación estelar, es decir si forman parte de un sistema estelar. Las estrellas que forman parte de un sistema estelar (presencia de centro gravitacional estelar) se denominan estrellas sistémicas. Las estrellas que no forman parte de un sistema estelar (ausencia de centro gravitacional estelar) se denominan estrellas solitarias.

Clasificación de estrellas sistémicas por posición

Si una estrella es sistémica (forma parte de un sistema estelar) puede ser a su vez de dos tipos. Las estrellas centrales son aquellas estrellas sistémicas que actúan como centro gravitacional de otras estrellas. Esto quiere decir que otras estrellas las orbitan. Las estrellas sistémicas que orbitan a una estrella central se denominan estrellas satélites, las cuales forman el segundo tipo.

Clasificación de estrellas por agrupación gravitacional

Esta clasificación de estrellas se basa en distinguir dos tipos de estrellas dependiendo de si estas se agrupan con otras estrellas mediante fuerzas de atracción gravitacional. Esta clasificación refiere a dos tipos de estrellas (cumulares e independientes) de acuerdo a si se encuentran o no unidas a otras estrellas y además esta unión no se debe a la presencia de un centro gravitacional estelar; es decir ninguna estrella gira alrededor de otra y sin embargo se encuentran unidas gravitacionalmente.

Las estrellas cumulares son aquellas que forman cúmulos estelares. Si el cúmulo es globular, las estrellas se atraen por gravedad (las estrellas se atraen mutuamente). Si el cúmulo es abierto, las estrellas se atraen por gravitación en donde el centro gravitacional es el centro de masa del cúmulo (las estrellas orbitan un centro gravitacional en común que las mantiene unidas). Las estrellas independientes son aquellas que no forman cúmulos estelares con ninguna otra estrella. Sin embargo, hay estrellas independientes que sí forman parte de un sistema estelar pues orbitan alguna estrella o son centro de otras. Este sería el caso de estrellas sistémicas-independientes.

Clasificación de estrellas por sistema planetario

Las estrellas que poseen un sistema planetario en donde ellas son centro gravitacional y los demás cuerpos celestes las orbitan se denominan estrellas planetarias. Las estrellas únicas son aquellas que no poseen un sistema planetario orbitante. Entiéndase por sistema planetario cualquier cuerpo celeste (planeta, asteroide, cometa) que órbita una estrella.

Clasificación según magnitudes

Este sistema de clasificación proviene originalmente del astrónomo griego Hiparco, quién en el año 134 AC había clasificado las estrellas en seis magnitudes de acuerdo con su brillo. Hiparco asignó la magnitud 1 a las 20 estrellas más brillantes del firmamento y fue asignando valores mayores a estrellas cada vez más débiles hasta asignar la magnitud 6 a estrellas apenas visibles a simple vista. Este esquema fue adoptado posteriormente por el astrónomo egipcio Ptolomeo y transmitido en la tradición astronómica occidental.

Actualmente la clasificación por magnitudes aparentes es más bien complementaria a los dos grandes tipos de clasificación: el de tipo espectral y el de clases de luminosidad.

Clasificación por tipos espectrales

Para otros usos de este término, véase Tipo espectral (desambiguación).

Conocida también como Clasificación espectral de Harvard, ya que lo comenzó a esbozar Edward Charles Pickering de la Universidad Harvard en el año 1890, y que perfeccionó Annie Jump Cannon de la misma universidad en 1901. Esta clasificación estelar es la más utilizada en astronomía.

Catálogo Henry Draper

Esta clasificación espectral surgió de los trabajos iniciados a comienzos del siglo XX por Henry Draper en el Harvard College Observatory. Draper pretendía establecer una clasificación estelar en tipos utilizando la intensidad de las líneas de Balmer del hidrógeno. Tras su muerte, su viuda consiguió reunir una importante cantidad de dinero que donó al observatorio para continuar los trabajos de clasificación. Estos fueron realizados por Williamina Fleming (1857-1910) quien clasificó más de 10.000 estrellas y supervisó los trabajos del personal femenino del Observatorio, dedicado a tal tarea. El catálogo fue publicado finalmente en 1918 y recibió el nombre de Catálogo Henry Draper. Un catálogo expandido y revisado fue publicado en 1924 realizado por Annie Jump Cannon quien clasificó los espectros de más de 250.000 estrellas y que incluía estrellas de hasta la 9ª magnitud.

Orden de la secuencia

Pronto resulta evidente el orden curioso en el que se disponen los tipos espectrales. La clasificación de Harvard de tipos espectrales estaba basada en la intensidad de las líneas de absorción de la serie de Balmer que son sensibles a la temperatura de la estrella. Estas líneas son las más prominentes del espectro en la mayor parte de las estrellas visibles. A las estrellas con líneas más intensas se les dio el nombre de clase espectral A, las siguientes en intensidad B y así hasta la P (líneas más débiles). Otras líneas de especies neutrales e ionizadas comenzaron a ser estudiadas (líneas H y K del calcio, líneas del sodio, etc). Se descubrió que parte de las clases utilizadas en la época estaban duplicadas y estas clases fueron retiradas. Después se descubrió que el orden en el que se habían establecido las clases era erróneo y también que finalmente era necesario incluir algunos de los tipos que habían sido retirados.

Por otro lado, la gravedad de la estrella desempeña un papel menor en la formación de estas líneas.

Nomenclatura "temprana" y "tardía".

Las estrellas se denominan a menudo de tipo "temprano" o "tardío". "Temprano" es sinónimo de "más caliente", mientras que "tardío" es sinónimo de "más frío".

Dependiendo del contexto, "temprano" y "tardío" pueden ser términos absolutos o relativos. "Temprano" como un término absoluto se referiría por lo tanto a O o B, y posiblemente a estrellas A. Como referencia relativa se relaciona con estrellas más calientes que otras, tales como "K temprana" siendo quizás K0, K1, y K3.

El término "tardío" se usa de la misma manera, con un uso no cualificado del término que indica estrellas con tipos espectrales como K y M, pero también se puede usar para estrellas que están frías en relación con otras estrellas, como en el caso de usar la "G tardía" para referirse a G7, G8, y G9.

En el sentido relativo, "temprano" significa un número arábigo más bajo que sigue a la letra de la clase, y "tarde" significa un número más alto.

Esta terminología oscura es una reserva de un modelo de evolución estelar de principios del siglo XX, que suponía que las estrellas eran impulsadas por la contracción gravitacional a través del mecanismo Kelvin-Helmholtz, que ahora se sabe que no se aplica a secuencia principal estrellas. Si eso fuera cierto, entonces las estrellas comenzarían sus vidas como estrellas muy calientes de "tipo temprano" y luego gradualmente se enfriarían hasta convertirse en estrellas de "tipo tardío". Este mecanismo proporcionó edades del Sol mucho más pequeñas que las observadas en el registro geológico, y se volvió obsoleto por el descubrimiento de que las estrellas son impulsadas por fusión nuclear.[52]​ Los términos "temprano" y "tardío" fueron arrastrados, más allá de la desaparición del modelo en el que estaban basados.

Tipos espectrales clásicos

Clase O

 
Representación artística de Zeta Puppis, una supergigante de O4
Artículo principal: Estrella de tipo O
Véanse también: Gigante azul y Supergigante azul.

Las estrellas tipo O son muy calientes y extremadamente luminosas, con la mayor parte de su salida radiada en el rango ultravioleta. Estas son las más raras de todas las estrellas de la secuencia principal. Aproximadamente 1 de cada 3.000.000 (0,00003%) de las estrellas de la secuencia principal en el vecindario solar son estrellas de tipo O.[c]​[5]​ Algunas de las estrellas más masivas se encuentran dentro de esta clase espectral. Las estrellas de tipo O frecuentemente tienen entornos complicados que dificultan la medición de sus espectros.

Los espectros de tipo O se definían anteriormente por la relación entre la fuerza del He II λ4541 y la de He I λ4471, donde λ es la longitud de onda, medida en ángstroms. El tipo espectral O7 se definió como el punto en el que las dos intensidades son iguales, con la línea He I debilitándose hacia los tipos anteriores. El tipo O3 fue, por definición, el punto en el que dicha línea desaparece por completo, aunque se puede ver muy débilmente con la tecnología moderna. Debido a esto, la definición moderna utiliza la relación de la línea N IV λ4058 a N III λλ4634-40-42.[53]​

Las estrellas de tipo O tienen líneas dominantes de absorción y a veces de emisión para las líneas He] II, líneas ionizadas prominentes (Si IV, O III, N  III, y C III) y líneas de helio neutral, que se fortalecen de O5 a O9, y de hidrógeno prominente líneas de hidrógeno, aunque Debido a que son tan masivas, las estrellas de tipo O tienen núcleos muy calientes y queman a través de su combustible de hidrógeno muy rápidamente, por lo que son las primeras estrellas en salir de la secuencia principal.

Cuando se describió por primera vez el esquema de clasificación MKK en 1943, los únicos subtipos de clase O utilizados eran O5 a O9.5.[54]​ El esquema MKK se extendió a O9.7 en 1971[55]​ y O4 en 1978,[56]​ y posteriormente se han introducido nuevos esquemas de clasificación que añaden los tipos O2, O3 y O3.5.[57]​

Estándares espectrales:[58]​

Clase B

Véanse también: Gigante azul y Supergigante azul.
 
Impresión artística de Aludra, una supergigante B5 vista en Canis Majoris

Las estrellas tipo B son muy luminosas y azules. Sus espectros tienen líneas de helio neutro, que son más prominentes en la subclase B2, y líneas de hidrógeno moderadas. Como las estrellas de tipo O y B son tan enérgicas, solo viven por un tiempo relativamente corto. Así, debido a la baja probabilidad de interacción cinemática durante su vida, son incapaces de alejarse del área en la que se formaron, aparte de las estrellas fugitivas.

La transición de la clase O a la clase B se definió originalmente como el punto en el que desaparece el He II λ4541 Sin embargo, con un equipo moderno, la línea todavía es evidente en las primeras estrellas de tipo B. Hoy en día, para las estrellas de la secuencia principal, la clase B se define por la intensidad del espectro violeta He I, con la intensidad máxima correspondiente a la clase B2. Para los supergigantes, se utilizan líneas de silicio; las líneas de Si IV λ4089 y Si III λ4552 son indicativas de una B temprana. A mitad de B, la intensidad de esta última en relación con la de Si II λλ4128-30 es la característica definitoria, mientras que para la B tardía, es la intensidad de Mg II λ4481 en relación con la de He I λ4471.[53]​".

Estas estrellas tienden a ser encontradas en sus asociaciones OB de origen, las cuales están asociadas con nubes moleculares gigantescas. La asociación Orión OB1 ocupa una gran porción de un brazo en espiral de la Vía Láctea y contiene muchas de las estrellas más brillantes de la constelación de Orión. Aproximadamente 1 en 800 (0.125%) de las estrellas de la secuencia principal en el vecindario solar son estrellas de la secuencia principal de tipo B.[c]​[5]​

Las entidades masivas pero no supergigantes conocidas como "Estrellas Be" son estrellas de la secuencia principal que tienen, o han tenido en algún momento, una o más líneas de Balmer en emisión, siendo de particular interés la serie de radiación electromagnética relacionada con el hidrógeno proyectada por las estrellas. Se cree que las estrellas Be suelen presentar vientos estelares inusualmente fuertes, altas temperaturas superficiales y un desgaste significativo de la masa estelar a medida que los objetos rotan a un ritmo curiosamente rápido.[59]​ Los objetos conocidos como "B(e)" o Estrellas "B(e)" poseen líneas distintivas de emisión neutras o de baja ionización que se consideran que tienen 'mecanismos prohibidos', sometidos a procesos que normalmente no están permitidos por los conocimientos actuales de la mecánica cuántica.

Estándares espectrales:[58]​

Clase A

Véase también: Estrella de la secuencia principal de tipo A
 
Fomalhaut, una estrella de la secuencia principal A3
 
Representación de una gigante blanca.

Las estrellas de tipo A se encuentran entre las más comunes a simple vista, y son blancas o de color blanco azulado. Tienen fuertes líneas de hidrógeno, a un máximo de A0, y también líneas de metales ionizados (Fe II, Mg II, Si II) a un máximo de A5. La presencia de las líneas de Ca II se está fortaleciendo notablemente en este punto. Aproximadamente 1 de cada 160 (0,625%) de las estrellas de la secuencia principal en el vecindario solar son estrellas de tipo A.[c]​[5]​[60]​

Estándares espectrales:[58]​

Clase F

Véase también: Estrella de tipo-F de la secuencia principal
 
Canopus, un supergigante de tipo F y la segunda estrella más brillante del cielo nocturno

Las estrellas de tipo F tienen líneas espectrales de refuerzo H y K de Ca II. Los metales neutros (Fe I, Cr I) comienzan a ganar en las líneas de metal ionizado a finales de F. Sus espectros se caracterizan por las líneas de hidrógeno más débiles y los metales ionizados. Su color es blanco. Aproximadamente 1 de cada 33 (3,03%) de las estrellas de la secuencia principal en el vecindario solar son estrellas de tipo F.[c]​[5]​

Estándares espectrales:[58]​

Clase G

Véanse también: Estrella de tipo-G de la secuencia principal y Supergigante amarilla.
 
El Sol, una estrella de la secuencia principal del tipo G2, con manchas solares oscuras

Las estrellas de tipo G, incluyendo el Sol[7]​ tienen líneas espectrales prominentes H y K de Ca II, que son más pronunciadas en G2. Tienen líneas de hidrógeno aún más débiles que F, pero junto con los metales ionizados, tienen metales neutros. Hay un pico prominente en la banda G de moléculas CH. Las estrellas de la clase G constituyen alrededor del 7,5%, casi una de cada trece, de las estrellas de la secuencia principal del vecindario solar.[c]​[5]​

G alberga el "Vacío Evolutivo Amarillo" (Yellow Evolutionary Void en inglés).[61]​ Las estrellas supergigantes a menudo oscilan entre O o B (azul) y K o M (rojo). Mientras hacen esto, no permanecen mucho tiempo en la clase de supergigante amarilla G, ya que este es un lugar extremadamente inestable para que haya una supergigante.

Estándares espectrales:[58]​

Clase K

Véase también: Estrella de secuencia principal tipo K
 
Arcturus, un gigante de K1.5

Las estrellas tipo K son estrellas anaranjadas que son ligeramente más frías que el Sol. Constituyen alrededor del 12 % de las estrellas de la secuencia principal en el vecindario solar.[c]​[5]​También hay estrellas gigantes del tipo K, que van desde hipergigantes como RW Cephei, hasta gigantes y supergigantes, como Arcturus, mientras que las enanas naranjas, como Alfa Centauri B, son estrellas de la secuencia principal.

Tienen líneas de hidrógeno extremadamente débiles, si es que están presentes, y en su mayoría metales neutros (Mn I, Fe I, Si I). A finales de K, las bandas moleculares de óxido de titanio se hacen presentes. Hay una sugerencia de que las estrellas del espectro K pueden aumentar potencialmente las posibilidades de vida en planetas en órbita que están dentro de la zona habitable.[62]​

Estándares espectrales:[58]​

Clase M

Véanse también: Enana roja, Gigante roja y Supergigante roja.


Las estrellas de clase M son, con mucho, las más comunes. Alrededor del 76 % de las estrellas de la secuencia principal en el vecindario solar son estrellas de clase M.[c]​[d]​[5]​ Sin embargo, las estrellas de la clase M de la secuencia principal (enanas rojas) tienen una luminosidad tan baja que ninguna es lo suficientemente brillante como para ser vista a simple vista, a menos que se den condiciones excepcionales. La estrella más brillante conocida de la clase M es M0V Lacaille 8760, con magnitud 6.6 (la magnitud límite para la visibilidad típica a simple vista en buenas condiciones se cita típicamente como 6.5), y es extremadamente improbable que se encuentren ejemplos más brillantes.

Aunque la mayoría de las estrellas de clase M son enanas rojas, la mayoría de las estrellas supergigantes más grandes de la Vía Láctea son estrellas M. Tales como VY Canis Majoris, Antares y Betelgeuse también son estrellas de clase M. Además, las enanas marrones más grandes y calientes son de clase M tardía, generalmente en el rango de M6.5 a M9.5.

El espectro de una estrella de clase M contiene líneas de óxido (en el espectro visible, especialmente el Monóxido de titanio) y todos los metales neutros, pero generalmente no hay líneas de absorción de hidrógeno. Las bandas de TiO pueden ser fuertes en estrellas de clase M, dominando normalmente su espectro visible en alrededor de M5. las bandas se hacen presentes a finales de M.

Estándares espectrales:[58]​

Tipos espectrales extendidos

Un número de nuevos tipos espectrales han sido tomados en uso a partir de los nuevos tipos de estrellas descubiertos.[63]​

Clases de estrellas de emisión azul cálido

 
UGC 5797, una galaxia de línea de emisión donde se forman masivas estrellas azules brillantes[64]​

Los espectros de algunas estrellas muy calientes y azules muestran líneas de emisión marcadas de carbono o nitrógeno, o a veces de oxígeno.

Clase W: Wolf–Rayet

Artículo principal: Estrella de Wolf-Rayet
 
Imagen del telescopio espacial Hubble de la nebulosa M1-67 y la estrella Wolf-Rayet WR 124 en el centro

La clase W o WR representa las estrellas de Wolf-Rayet, notable por espectros que carecen de líneas de hidrógeno. En cambio, sus espectros están dominados por amplias líneas de emisión de helio, nitrógeno, carbono y, a veces, oxígeno altamente ionizados. Se cree que en su mayoría son supergigantes moribundos con sus capas de hidrógeno sopladas por los vientos estelares, exponiendo así directamente sus capas calientes de helio. La clase W se divide a su vez en subclases según la intensidad relativa de las líneas de emisión de nitrógeno y carbono en sus espectros (y capas externas).[65]​

El rango de espectros de WR se indica a continuación:[66]​[67]​

  • WN[65]​ – espectro dominado por las líneas N III-V y He I-II
    • WNE (WN2 a WN5 con algo de WN6) – más caliente o más temprano
    • WNL (WN7 a WN9 con un poco de WN6) – más frío o tardío
    • Clases WN10 y WN11 extendidas que a veces se utilizan para las estrellas Ofpe/WN9[65]​
    • h etiqueta utilizada (por ejemplo, WN9h) para WR con emisión de hidrógeno y ha (por ejemplo, WN6ha) tanto para la emisión como para la absorción de hidrógeno
  • WN/C – WN stars plus strong C IV lines, intermediate between WN and WC stars[65]​
  • WC[65]​ – espectro con fuertes líneas C II-IV
    • WCE (WC4 a WC6) – más caliente o más temprano
    • WCL (WC7 a WC9) – más fresco o tardío
  • WO (WO1 a WO4) – fuertes líneas O VI, extremadamente raras

Aunque las estrellas centrales de la mayoría de las nebulosas planetarias (CSPNe) muestran espectros de tipo O[68]​ alrededor del 10% son deficientes en hidrógeno y muestran espectros de WR.[69]​ Estas son estrellas de baja masa y para distinguirlas de las estrellas masivas Wolf-Rayet, sus espectros están encerrados entre corchetes: e.g. [WC]. La mayoría de estos muestran espectros [WC], algunos [WO], y muy raramente [WN].

Las estrellas "Slash"

Artículo principal: Estrella Slash

Las estrellas slash son estrellas de tipo O con líneas de tipo WN en sus espectros. El nombre "slash" viene de su tipo espectral impreso que tiene una barra (por ejemplo, "Of/WNL"[53]​).

Existe un grupo secundario que se encuentra con este espectro, un grupo más frío e "intermedio" denominado "Ofpe/WN9".[53]​ Estas estrellas también han sido referidas como WN10 o WN11, pero que se ha vuelto menos popular al darse cuenta de la diferencia evolutiva con otras estrellas Wolf-Rayet. Descubrimientos recientes de estrellas aún más raras han extendido el rango de estrellas de barra hasta O2-3.5If*/WN5-7, las cuales son aún más calientes que las estrellas "slash" originales.[70]​

Clases de enanas rojas y marrones frías

Artículos principales: Enana marrón y Enana roja.

Los nuevos tipos espectrales L, T e Y fueron creados para clasificar los espectros infrarrojos de las estrellas frías. Esto incluye tanto enanas roja como enanas marrones que son muy débiles en el espectro visible.[71]​

Las enanas marrones, cuya energía proviene únicamente de la atracción gravitacional, se enfrían a medida que envejecen y así progresan a tipos espectrales posteriores. Las enanas marrones comienzan sus vidas con espectros de tipo M y se enfriarán a través de las clases espectrales L, T e Y, más rápido cuanto menos masivas sean; las enanas marrones de mayor masa no pueden haberse enfriado a enanas Y o incluso T dentro de la edad del universo. Porque esto lleva a un solapamiento irresoluble entre los tipos espectrales' temperatura efectiva y luminosidad para algunas masas y edades de diferentes tipos de L-T-Y, no se pueden dar valores distintos de temperatura o luminosidad.[72]​

Clase L

 
La impresión del artista de una enana en L

Las enanas de la clase L reciben su designación porque son más fríos que las estrellas M y L es la letra que queda alfabéticamente más cercana a M. Algunos de estos objetos tienen masas lo suficientemente grandes como para soportar la fusión del hidrógeno y por lo tanto son estrellas, pero la mayoría son de masa subestelar y por lo tanto son enanas marrones. Son de color rojo muy oscuro y más brillantes en infrarrojo. Su atmósfera es lo suficientemente fría como para permitir que los hidruros metálicos y los metales alcalinos sean prominentes en sus espectros.[73]​[74]​[75]​

Debido a la baja gravedad superficial en estrellas gigantes, los condensados que contienen TiO y VO nunca se forman. Por lo tanto, las estrellas de tipo L más grandes que las enanas nunca pueden formarse en un ambiente aislado. Sin embargo, puede ser posible que estos supergigantes de tipo L se formen a través de colisiones estelares, un ejemplo de lo cual es V838 Monocerotis mientras se encuentra en la erupción de la cúspide de su Nova roja luminosa. Enanas y planetas.[76]​

Clase T : Enanas de metano

 
Impresión artística de una enana T

Las enanas de la clase T son frías enanas marrones con temperaturas superficiales entre aproximadamente 550 y 1,300 K (277 y 1,027 °C; 530 y 1,880 °F). Su emisión alcanza su punto máximo en el infrarrojo. El metano es prominente en sus espectros.[73]​[74]​

Las clases T y L podrían ser más comunes que todas las otras clases combinadas si las investigaciones recientes son exactas. Debido a que las enanas marrones persisten durante tanto tiempo—unas veces la edad del universo—en ausencia de colisiones catastróficas, estos cuerpos más pequeños solo pueden aumentar en número.

El estudio del número de proplyds (discos protoplanetarios, cúmulos de gas en nebulosas a partir de los cuales se forman las estrellas y los sistemas planetarios) indica que el número de estrellas en la galaxia debería ser varios órdenes de magnitud más alto que lo que se conjeturaba anteriormente. Se ha teorizado que estos propulsores están en una carrera entre sí. El primero en formarse se convertirá en una protoestrella, que son objetos muy violentos y que interrumpirán a otros propulsores en la vecindad, despojándolos de su gas. Los propulsores de la víctima se convertirán entonces probablemente en estrellas de la secuencia principal o enanas marrones de las clases L y T, que son bastante invisibles para ser vista por nosotros.

Clase Y

Véanse también: Sub enana marrón y Objeto subestelar.
 
Impresión artística de una enana Y

Las enanas marrones de clase espectral Y son más frías que las de clase espectral T y tienen espectros cualitativamente diferentes de ellas. Un total de 17 objetos han sido colocados en la clase Y hasta agosto de 2013.[77]​ Aunque tales enanos han sido modelados.[78]​ y detectados dentro de los cuarenta años-luz por el Wide-field Infrared Survey Explorer (WISE)[63]​[79]​[80]​[81]​[82]​ todavía no hay una secuencia espectral bien definida ni prototipos. Sin embargo, se han propuesto varios objetos como clases espectrales Y0, Y1, y Y2.[76]​

Los espectros de estos objetos Y prospectivos muestran una absorción de alrededor de 1.55 micrómetro.[83]​ Delorme et al. han sugerido que esta característica se debe a la absorción de amoníaco, y que esto debe tomarse como la característica indicativa para la transición T-Y.[83]​[84]​ De hecho, esta característica de absorción de amoníaco es el principal criterio que se ha adoptado para definir esta clase.[76]​Sin embargo, esta característica es difícil de distinguir de la absorción por agua y metano,[83]​ y otros autores han declarado que la asignación de la clase Y0 es prematura.[85]​

La última enana marrón propuesta para el tipo espectral Y, WISE 1828+2650, es una enana Y2 con una temperatura efectiva estimada originalmente en torno a los 300 K, la temperatura del cuerpo humano.[79]​[80]​[86]​ Sin embargo, las mediciones de paralaje han demostrado que su luminosidad es inconsistente con el hecho de que sea más frío que ~400  K. El enano y más fría que se conoce actualmente es WISE 0855-0714 con una temperatura aproximada de 250 K.[87]​

El rango de masas para los enanos Y es de 9-25 masas, pero los objetos jóvenes pueden llegar por debajo de una masa de Júpiter, lo que significa que los objetos de clase Y se sitúan a horcajadas sobre el límite de fusión de 13 masa de Júpiter que marca la división actual entre enanas marrones y planetas.[76]​

Clases de estrellas de carbono gigantes

Las estrellas de carbono son estrellas cuyos espectros indican la producción de carbono, un subproducto de la fusión de helio. Con el aumento de la abundancia de carbono y cierta producción paralela de elementos pesados, los espectros de estas estrellas se desvían cada vez más de las clases espectrales tardías habituales G, K y M. Las clases equivalentes para las estrellas ricas en carbono son S y C.

Se supone que los gigantes entre esas estrellas producen este carbono ellos mismos, pero algunas estrellas de esta clase son estrellas dobles, cuya extraña atmósfera se sospecha que ha sido transferida de un compañero que ahora es una enana blanca, cuando el compañero era una estrella de carbono.

Clase C: estrellas de carbono

Artículo principal: Estrella de carbono
 
Imagen de la estrella de carbono R Sculptoris y su llamativa estructura espiral

Originalmente clasificadas como estrellas R y N, también son conocidas como estrellas de carbono. Estos son gigantes rojos, cerca del final de sus vidas, en los que hay un exceso de carbono en la atmósfera. Las antiguas clases R y N se desarrollaron paralelamente al sistema de clasificación normal, desde aproximadamente la mitad de G hasta el final de M. Más recientemente, estas clases se han transformado en un clasificador de carbono unificado C con N0 a partir de aproximadamente C6. Otro subconjunto de estrellas de carbono frío son las estrellas de tipo C-J, que se caracterizan por la fuerte presencia de moléculas de 13CCN en 12CN].[88]​ Se conocen algunas estrellas de carbono de la secuencia principal, pero la gran mayoría de las estrellas de carbono conocidas son gigantes o supergigantes. Hay varias subclases:

  • C-R – Anteriormente su propia clase (R) que representaba el equivalente en estrellas de carbono de las estrellas de tipo G tardío a las estrellas de tipo K tempranas.
  • C-N – Anteriormente su propia clase que representaba el equivalente en estrellas de carbono de las estrellas de tipo K a M de los últimos tiempos.
  • C-J – Un subtipo de estrellas C frías con un alto contenido de 13C.
  • C-H – Población II análogos de las estrellas C-R.
  • C-Hd – Estrellas de carbono con deficiencia de hidrógeno, similares a los supergigantes G tardíos con bandas de CH y C2 añadidas.

Clase S

Artículo principal: Estrella de tipo S

Las estrellas de clase S forman un continuo entre las estrellas de clase M y las estrellas de carbono. Las más parecidas a las estrellas de clase M tienen fuertes bandas espectrales de ZrO análogas a las bandas de TiO de estrellas de clase M, mientras que las más similares a las estrellas de carbono tienen bandas de Líneas D de sodio fuertes y débiles de C2.[89]​ Las estrellas de clase S tienen cantidades excesivas de circonio y otros elementos producidos por el proceso-s, y tienen una mayor abundancia de carbono y oxígeno que las estrellas de carbono o clase M. Al igual que las estrellas de carbono, casi todas las estrellas de clase conocidas son estrellas de rama asintótica gigante.

El tipo espectral está formado por la letra S y un número entre cero y diez. Este número corresponde a la temperatura de la estrella y sigue aproximadamente la escala de temperatura utilizada para los gigantes de la clase M. Los tipos más comunes son S3 a S5. La designación no estándar S10 solo se ha utilizado para la estrella Chi Cygni cuando se encuentra en un mínimo extremo.

La clasificación básica suele ir seguida de una indicación de abundancia, siguiendo uno de varios esquemas: S2,5; S2/5; S2 Zr4 Ti2; o S2*5. Un número después de una coma es una escala entre 1 y 9 basada en la proporción de ZrO y TiO. Un número después de una barra es un esquema más reciente pero menos común diseñado para representar la relación entre carbono y oxígeno en una escala de 1 a 10, donde un 0 sería una estrella de la EM. Las intensidades de circonio] y titanio pueden indicarse explícitamente. También se observa ocasionalmente un número después de un asterisco, que representa la fuerza de las bandas ZrO en una escala del 1 al 5.

Clases MS y SC: clases intermedias relacionadas con el carbono

Entre las clases M y S, los casos fronterizos se denominan estrellas MS. De manera similar, los casos fronterizos entre las clases S y C-N se denominan SC o CS. La secuencia M → MS → S → SC → C-N es hipotética para ser una secuencia de aumento de la abundancia de carbono con la edad para estrellas de carbono en rama gigante asintótica.

Clasificaciones de enanas blancas

 
Sirius A y B (una enana blanca de tipo DA2) resuelta por Hubble
Artículo principal: Enana blanca#Clasificación del espectro de las enanas blancas

La clase D (para Degeneradas) es la clasificación moderna usada para las enanas blancas - estrellas de baja masa que ya no están sufriendo fusión nuclear y que se han reducido a un tamaño planetario, enfriándose lentamente. La clase D se divide a su vez en los tipos espectrales DA, DB, DC, DO, DQ, DX y DZ. Las letras no están relacionadas con las letras utilizadas en la clasificación de otras estrellas, sino que indican la composición de la capa exterior o atmósfera visible de la enana blanca.

Los tipos de enanas blancas son los siguientes:[90]​[91]​

  • DA – una atmósfera o capa externa rica en hidrógeno, Indicado por fuertes líneas espectrales de hidrógeno Balmer.
  • DB – una atmósfera rica en helio, indicado por líneas espectrales de helio ionizado He I.
  • DO – una atmósfera rica en helio, indicado por líneas espectrales de helio ionizado He II.
  • DQ – una atmósfera rica en carbono, indicada por líneas de carbono atómico o molecular.
  • DZ – una atmósfera rica en metal, indicada por líneas espectrales de metal (una fusión de los tipos espectrales de enanas blancas obsoletas, DG, DK y DM).
  • DC – no hay líneas espectrales fuertes que indiquen una de las categorías anteriores.
  • DX – las líneas espectrales no son lo suficientemente claras para clasificarlas en una de las categorías anteriores.

Al tipo le sigue un número que indica la temperatura de la superficie de la enana blanca. Este número es una forma redondeada de 50400/Teff, donde Teff es la temperatura superficial efectiva, medida en kelvin. Originalmente, este número fue redondeado a uno de los dígitos del 1 al 9, pero más recientemente se han empezado a utilizar valores fraccionarios, así como valores por debajo del 1 y por encima del 9.[90]​[92]​

Dos o más de las letras del tipo pueden ser utilizadas para indicar una enana blanca que muestra más de una de las características espectrales anteriores.[90]​

Tipos espectrales de enanas blancas extendidas:[90]​

  • DAB – una enana blanca rica en hidrógeno y helio que muestra líneas neutras de helio.
  • DAO – una enana blanca rica en hidrógeno y helio que muestra líneas de helio ionizado.
  • DAZ – una enana blanca metálica rica en hidrógeno.
  • DBZ – una enana blanca metálica rica en helio.

Se utiliza un conjunto diferente de símbolos de peculiaridad espectral para las enanas blancas que para otros tipos de estrellas:

Código Particularidades espectrales de las estrellas
P Enana blanca magnética con polarización detectable
E Líneas de emisión presentes
H Enana blanca magnética sin polarización detectable
V Variable
PEC Existen peculiaridades espectrales

Clasificación por clases de luminosidad

 
Clasificación de Morgan-Keenan.

En la década de 1940 se inició un nuevo proyecto de clasificación complementaria en el Observatorio Yerkes. Se trataba de una clasificación basada en líneas espectrales sensibles a la gravedad estelar e introducida en el año 1943 por William W. Morgan, Philip Childs Keenan y Edith Kellman, razón por la que en ocasiones se le conoce también como clasificación de Morgan Keenan Kellman o simplemente MKK.

Al utilizarse líneas espectrales sensibles a la gravedad de la superficie se obtiene información sobre la densidad de las estrellas. Como el radio de una estrella gigante es muy superior al de una enana blanca de la misma masa, la gravedad es muy diferente manifestándose en la intensidad y en la forma de las líneas espectrales. Esta clasificación no sustituye a la anterior sino que la complementa.

Del mismo modo el observatorio Yerkes propuso una subdivisión de la clasificación de Harvard utilizando subíndices, por ejemplo, de la A1 a la A9. De este modo y utilizando ambos sistemas de clasificación es posible afinar en el tipo espectral. Se distinguen las siguientes clases de luminosidad:

Clase Descripción
0 Hipergigantes
Ia Supergigantes muy luminosas
Ib Supergigantes de menor brillo
II Gigantes luminosas
III Gigantes
IV Subgigantes
V Estrellas enanas de la secuencia principal
VI Subenanas (poco utilizada)
VII Enanas blancas (poco utilizada)

Las clases de luminosidad no se deben confundir con las fases evolutivas de una estrella. Por ejemplo, una estrella de masa y metalicidad similar al Sol pasa por las fases sucesivas de secuencia principal, subgigante, gigante roja, apelotonamiento rojo y rama asintótica gigante. En la primera de esas fases, la estrella pertenece a la clase de luminosidad V, en la segunda a la de luminosidad IV y en las tres últimas a la de luminosidad III. Como se puede ver, en las dos primeras fases hay una correspondencia entre los nombres de las clases de luminosidad y los de las fases. Sin embargo, en las tres últimas la estrella se mantiene como una gigante (clase de luminosidad) a lo largo de tres fases evolutivas distintas. Dado que durante esas tres fases la temperatura efectiva de la estrella es baja, su color es rojo, por lo que no es infrecuente ni incorrecto decir que la estrella es una 'gigante roja' (en el sentido de clase de luminosidad + color), pero es importante aclarar que solamente en la primera de las fases es una 'gigante roja' en el sentido evolutivo. En otras palabras, cuando una estrella de masa y metalicidad solares pasa por las fases evolutivas del apelotonamiento rojo y de la rama asintótica gigante, se puede decir que es una gigante roja aunque ese no sea su estado evolutivo. Este es un caso en el que el lenguaje es poco claro por motivos históricos y puede inducir a confusión.

Otros ejemplos de confusión entre la clase de luminosidad y la fase evolutiva se dan para estrellas de masa superior al Sol. Cuando una estrella de 7 masas solares se convierte en una gigante roja (fase evolutiva) su clase de luminosidad es II (gigante luminosa) y no III (gigante). Una estrella de 30 masas solares adquiere una clase de luminosidad I (supergigante) mientras sigue quemando hidrógeno en su núcleo, lo que es la definición de la fase evolutiva de secuencia principal.

Restos estelares

Artículos principales: Estrella de neutrones, Agujero negro y Estrella exótica.

Los restos estelares son objetos asociados con la muerte de las estrellas. Incluidas en la categoría están las enanas blancas, y como puede verse en el esquema de clasificación radicalmente diferente para la clase D, los objetos no estelares son difíciles de encajar en el sistema MK.

El diagrama de Hertzsprung-Russell, en el que se basa el sistema MK, es de naturaleza observacional, por lo que estos remanentes no se pueden trazar fácilmente en el diagrama, o no se pueden colocar en absoluto. Las estrellas de neutrones antiguas son relativamente pequeños y fríos, y caerían en el extremo derecho del diagrama. Las nebulosas planetarias son dinámicas y tienden a desvanecerse rápidamente en brillo a medida que la estrella progenitora pasa a la rama de la enana blanca. Si se muestra, una nebulosa planetaria sería trazada a la derecha del cuadrante superior derecho del diagrama. Un agujero negro no emite luz visible propia, y por lo tanto no aparece en el diagrama.[93]​

Se ha propuesto un sistema de clasificación para las estrellas de neutrones utilizando números romanos: el tipo I para las estrellas de neutrones menos masivas con bajas tasas de enfriamiento, el tipo II para las estrellas de neutrones más masivas con tasas de enfriamiento más altas, y un propuesto tipo III para las estrellas de neutrones más masivas (posibles candidatas a ser estrellas exóticas) con tasas de enfriamiento más altas.[94]​ Cuanto más masiva es una estrella de neutrones, mayor es el flujo de neutrinos que transporta. Estos neutrinos transportan tanta energía calórica que después de sólo unos pocos años la temperatura de una estrella de neutrones aislada cae del orden de los miles de millones a sólo alrededor de un millón de Kelvin. Este sistema de clasificación de estrellas de neutrones propuesto no debe confundirse con las anteriores clases espectrales Secchi y las clases de luminosidad Yerkes.

Clases espectrales reemplazadas

Varios tipos espectrales, todos ellos utilizados anteriormente para estrellas no estándar a mediados del siglo XX, han sido reemplazados durante las revisiones del sistema de clasificación estelar. Todavía se pueden encontrar en ediciones antiguas de catálogos de estrellas: R y N se han subsumido en la nueva clase C como C-R y C-N.

Clasificación estelar, habitabilidad, y la búsqueda de vida

Los humanos pueden eventualmente ser capaces de colonizar cualquier tipo de hábitat estelar, esta sección tratará la probabilidad de que surja vida alrededor de otras estrellas.

La estabilidad, la luminosidad y la duración de la vida son factores que influyen en la habitabilidad estelar. Solo conocemos una estrella que alberga vida, y esa es la nuestra, una estrella de clase G con abundancia de elementos pesados y baja variabilidad en brillo. También se diferencia de muchos sistemas estelares en que sólo tiene una estrella (ver Habitabilidad planetaria, bajo la sección de sistemas binarios).

Trabajando a partir de estas limitaciones y los problemas de tener una muestra empírica de un solo conjunto de estrellas, la gama de estrellas que se predice que serán capaces de soportar la vida tal como la conocemos está limitada por unos pocos factores. De los tipos de estrellas de la secuencia principal, las estrellas más masivas que 1,5 veces la del Sol (tipos espectrales O, B y A) envejecen demasiado rápido para que la vida avanzada se desarrolle (usando la Tierra como guía). En el otro extremo, los enanos de menos de la mitad de la masa de nuestro Sol (tipo espectral M) son propensos a fijar planetas dentro de su zona habitable, junto con otros problemas (ver Habitabilidad en sistemas de enanas rojas).[95]​ Aunque hay muchos problemas que enfrenta la vida en las enanas rojas, debido a su gran número y longevidad, muchos astrónomos continúan modelando estos sistemas.

Por estas razones la Misión Kepler de la NASA está buscando planetas habitables en las estrellas de secuencia principal cercanas que son menos masivas que las del tipo espectral A pero más masivas que las del tipo M -- haciendo que las estrellas más probables alberguen estrellas enanas de vida de los tipos F, G, y K.[95]​

Véase también

Notas

  1. Técnicamente, las enanas blancas ya no son estrellas "vivas", sino los restos "muertos" de estrellas extinguidas. Su clasificación utiliza un conjunto diferente de tipos espectrales de estrellas "vivas" que queman elementos.
  2. Cuando es usada con estrellas de tipo A, esto en cambio se refiere a líneas espectrales metálicas anormalmente fuertes
  3. ↑ Estas proporciones son fracciones de estrellas más brillantes que la magnitud absoluta 16; la disminución de este límite hará que los tipos más tempranos sean aún más raros, mientras que en general se añaden sólo a la clase M.
  4. Esto se eleva al 78,6 % si incluimos todas las estrellas. (Véase la nota anterior.)

Referencias

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  3. «The Colour of Stars». Australia Telescope Outreach and Education. 21 de diciembre de 2004. Archivado desde el original el 10 de marzo de 2012. Consultado el 26 de septiembre de 2007.  — Explains the reason for the difference in color perception.
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Enlaces externos


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  •   Multimedia: Stars by spectral type

Septiembre 06, 2021
clasificación, estelar, astronomía, clasificación, estelar, clasificación, estrellas, función, características, espectrales, radiación, electromagnética, procedente, estrella, analizada, mediante, división, prisma, difracción, espectro, mostrando, así, arcoíri. En astronomia la clasificacion estelar es la clasificacion de las estrellas en funcion de sus caracteristicas espectrales La radiacion electromagnetica procedente de la estrella es analizada mediante su division por un prisma o por una red de difraccion en un espectro mostrando asi el arcoiris de color espectro electromagnetico visual entremezclados con lineas de absorcion Cada linea indica un ion de un determinado elemento quimico junto con la intensidad de la linea que determina la abundancia de ese ion La abundancia relativa de los diferentes iones varia con la temperatura de la fotosfera La clase espectral de una estrella es un codigo corto que resume el estado de ionizacion dando una medida objetiva de la temperatura de la fotosfera y la estrella Clasificacion de estrellas de O M Diagrama de Hertzsprung Russell Tipo espectral Enanas marrones Enanas blancas Enanas rojas Subenanas Secuencia principal enanas Subgigantes Gigantes Gigante luminosa Supergigantes Hipergigantes Magnitudabsoluta MV La mayoria de las estrellas estan actualmente clasificadas bajo el sistema de Morgan Keenan MK utilizando las letras O B A F G K y M una secuencia que abarca desde las mas calientes tipo O a las mas frias tipo M Cada clase de letra se subdivide usando un digito numerico con el 0 para las estrellas mas calientes y 9 para las mas frias por ejemplo A8 A9 F0 F1 forman una secuencia de las mas calientes a las mas frias La secuencia ha sido ampliada con clases de otras estrellas y objetos parecidos a estrellas que no encajan en el sistema clasico tal como la clase D para enanas blancas y la clase C para estrellas de carbono En el sistema MK se anade una clase de luminosidad a la clase espectral usando numeros romanos Esto se basa en el ancho de ciertas lineas de absorcion en el espectro de la estrella que varian con la densidad de la atmosfera y por lo que se distinguen las gigantes rojas de las enanas La clase de luminosidad 0 o las estrellas Ia son hipergigantes la clase de estrellas I para las supergigantes la clase II son gigantes brillantes la clase III para gigantes regulares la clase IV son subgigantes la clase V para estrellas de la secuencia principal la clase VI son subenanas y la clase VII para enanas blancas La clase espectral completa para el Sol es G2V lo que indica que es una estrella de la secuencia principal con una temperatura aproximada de 5800 K Indice 1 Descripcion convencional del color 2 Clasificacion moderna 2 1 Sistema de clasificacion de Harvard 2 2 Clasificacion espectral de Yerkes 2 3 Peculiaridades espectrales 3 Historia 3 1 Clases de Secchi 3 2 Sistema Draper 3 3 Sistema de Harvard 3 4 Clases de Mount WIlson 4 Clasificacion gravitacional de estrellas 4 1 Clasificacion por centro gravitacional estelar 4 2 Clasificacion de estrellas sistemicas por posicion 4 3 Clasificacion de estrellas por agrupacion gravitacional 4 4 Clasificacion de estrellas por sistema planetario 5 Clasificacion segun magnitudes 6 Clasificacion por tipos espectrales 6 1 Catalogo Henry Draper 6 2 Orden de la secuencia 6 3 Nomenclatura temprana y tardia 7 Tipos espectrales clasicos 7 1 Clase O 7 2 Clase B 7 3 Clase A 7 4 Clase F 7 5 Clase G 7 6 Clase K 7 7 Clase M 8 Tipos espectrales extendidos 8 1 Clases de estrellas de emision azul calido 8 1 1 Clase W Wolf Rayet 8 1 2 Las estrellas Slash 8 2 Clases de enanas rojas y marrones frias 8 2 1 Clase L 8 2 2 Clase T Enanas de metano 8 2 3 Clase Y 8 3 Clases de estrellas de carbono gigantes 8 3 1 Clase C estrellas de carbono 8 3 2 Clase S 8 3 3 Clases MS y SC clases intermedias relacionadas con el carbono 8 4 Clasificaciones de enanas blancas 9 Clasificacion por clases de luminosidad 10 Restos estelares 11 Clases espectrales reemplazadas 12 Clasificacion estelar habitabilidad y la busqueda de vida 13 Vease tambien 14 Notas 15 Referencias 16 Enlaces externos Descripcion convencional del color Editar Articulo principal Estrella verde astronomia Just saturated RGB camera discs La descripcion convencional del color tiene en cuenta solo el pico del espectro estelar En realidad sin embargo las estrellas irradian en todas las partes del espectro Debido a que todos los colores espectrales combinados parecen blancos los colores aparentes reales que el ojo humano observaria son mucho mas claros de lo que sugieren las descripciones de color convencionales Esta caracteristica de ligereza indica que la asignacion simplificada de colores dentro del espectro puede ser enganosa Excluyendo las ilusiones de contraste de color en la luz tenue no hay estrellas verdes indigo o violetas Las enanas rojas son de un profundo tono anaranjado y las enanas marrones no parecen literalmente marrones pero hipoteticamente parecerian de un gris tenue para un observador cercano Clasificacion moderna Editar La clasificacion espectral Morgan Keenan El sistema de clasificacion moderno se conoce como la clasificacion Morgan Keenan MK A cada estrella se le asigna una clase espectral de la antigua clasificacion espectral de Harvard y una clase de luminosidad utilizando numeros romanos como se explica a continuacion formando el tipo espectral de la estrella Otros sistemas modernos sistema de clasificacion estelar como el sistema UBV se basan en indices de colores las diferencias medidas en tres o mas magnitudes de color Estos numeros llevan etiquetas como U V o B V que representan los colores que pasan por dos filtros estandar por ejemplo Ultravioleta Blue y Visual Sistema de clasificacion de Harvard Editar El sistema de Harvard es un esquema de clasificacion unidimensional de la astronoma Annie Jump Cannon quien reordeno y simplifico un sistema alfabetico anterior Las estrellas se agrupan segun sus caracteristicas espectrales por letras individuales del alfabeto opcionalmente con subdivisiones numericas Las estrellas de la secuencia principal varian en temperatura superficial de aproximadamente 2000 a 50 000 K mientras que las estrellas mas evolucionadas pueden tener temperaturas superiores a 100 000 K Fisicamente las clases indican la temperatura de la atmosfera de la estrella y normalmente se clasifican de mas caliente a mas fria Clase Temperatura 1 Kelvin Color convencional Color aparente 2 3 4 Masa 1 Masa solar Radio 1 Radio solar Luminosidad 1 bolometrica Lineas de hidrogeno Fraccion de laSecuencia principal 5 Lineas de absorcion EjemploO 33 000 K azul azul 16 M 6 6 R 30 000 L Debil Media 0 00003 Nitrogeno carbono helio y oxigeno 48 OrionisB 10 000 33 000 K azul a blanco azulado azul a blanco azulado 2 1 16 M 1 8 6 6 R 25 30 000 L Medio 0 13 Helio hidrogeno RigelA 7500 10 000 K blanco blanco a blanco azulado 1 4 2 1 M 1 4 1 8 R 5 25 L Fuerte 0 6 Helio hidrogeno Sirio AF 6000 7500 K blanco amarillento blanco 1 04 1 4 M 1 15 1 4 R 1 5 5 L Medio 3 Metales hierro titanio calcio estroncio y magnesio CanopusG 5200 6000 K amarillo blanco amarillento 0 8 1 04 M 0 96 1 15 R 0 6 1 5 L Debil 7 6 Calcio helio hidrogeno y metales El SolK 3700 5200 K naranja anaranjado 0 45 0 8 M 0 7 0 96 R 0 08 0 6 L Muy debil 12 1 Metales y oxido de titanio Albireo AM 3700 K rojo rojo anaranjado 0 45 M 0 7 R 0 08 L Muy debil 76 45 Metales y oxido de titanio Betelgeuse El diagrama de Hertzsprung Russell relaciona la clasificacion estelar con magnitud absoluta luminosidad y temperatura superficial Las clases espectrales de la O a la M asi como otras clases mas especializadas de las que se hablara mas adelante se subdividen en numeros arabigos 0 9 donde 0 denota las estrellas mas calientes de una clase dada Por ejemplo A0 denota las estrellas mas calientes de la clase A y A9 denota las mas frias Se permiten numeros fraccionarios por ejemplo la estrella Mu Normae se clasifica como O9 7 6 El Sol esta clasificado como G2 7 Las descripciones de colores convencionales son tradicionales en astronomia y representan colores relativos al color medio de una estrella de clase A que se considera blanco Las descripciones aparentes de color 2 son lo que el observador veria si tratara de describir las estrellas bajo un cielo oscuro sin ayuda para el ojo o con binoculares Sin embargo la mayoria de las estrellas en el cielo excepto las mas brillantes parecen blancas o azuladas a simple vista porque son demasiado tenues para que la vision en color funcione Las supergigantes rojas son mas frias y rojas que las enanas del mismo tipo espectral y las estrellas con caracteristicas espectrales particulares como las estrellas de carbono pueden ser mucho mas rojas que cualquier cuerpo negro El hecho de que la clasificacion de Harvard de una estrella indicara su temperatura superficial o fotosferica o mas precisamente su temperatura efectiva no se comprendio completamente hasta despues de su desarrollo aunque para el momento en que se formulo el primer diagrama de Hertzsprung Russell para 1914 esto generalmente se sospecho que era cierto 8 En la decada de 1920 el fisico indio Meghnad Saha derivo una teoria de la ionizacion al extender ideas bien conocidas en quimica fisica relacionadas con la disociacion de moleculas a la ionizacion de atomos Primero lo aplico a la cromosfera solar luego a los espectros estelares 9 La astronoma de Harvard Cecilia Payne demostro entonces que la secuencia espectral O B A F G K M es en realidad una secuencia de temperatura 10 Dado que la secuencia de clasificacion es anterior a nuestra comprension de que se trata de una secuencia de temperatura la colocacion de un espectro en un subtipo determinado como B3 o A7 depende de las estimaciones en gran medida subjetivas de la intensidad de las caracteristicas de absorcion de los espectros estelares Como resultado estos subtipos no se dividen uniformemente en ningun tipo de intervalos matematicamente representables Clasificacion espectral de Yerkes Editar Espectros para enanos clase de luminosidad V para tipos espectrales estandar tomados de Pickles 1998 11 Se indican varias lineas espectrales notables Las lineas de hidrogeno son mas fuertes para los tipos A y B y el espectro total alcanza su punto maximo en longitudes de onda mas cortas para las estrellas mas calientes La clasificacion espectral de Yerkes tambien llamada el sistema MKK por las iniciales de los autores es un sistema de clasificacion espectral estelar introducido en 1943 por William Wilson Morgan Philip C Keenan y Edith Kellman del Observatorio Yerkes 12 Este esquema de clasificacion bidimensional temperatura y luminosidad se basa en lineas espectrales sensibles a la temperatura estelar y a la gravedad superficial lo cual se relaciona con la luminosidad mientras que la clasificacion de Harvardse basa unicamente en la temperatura superficial Mas tarde en 1953 despues de algunas revisiones de la lista de estrellas estandar y de los criterios de clasificacion el esquema se denominoclasificacion Morgan Keenan oMK 13 y este sistema sigue en uso Las estrellas mas densas con mayor gravedad superficial exhiben mayor ampliacion de la presion de lineas espectrales La gravedad y por lo tanto la presion en la superficie de una estrella gigante es mucho menor que la de una estrella enana porque el radio del gigante es mucho mayor que el de un enano de masa similar Por lo tanto las diferencias en el espectro pueden interpretarse como efectos de luminosidad y puede asignarse una clase de luminosidad unicamente a partir del examen del espectro Se distinguen varias clases de luminosidad diferentes como se indica en el cuadro siguiente 14 Clases de luminosidad de Yerkes Clase de luminosidad Descripcion Ejemplos0o Ia hipergigantes o supergigantes extremadamente luminosos Cygnus OB2 12 B3 4Ia 15 Ia supergigantes luminosos Eta Canis Majoris B5Ia 16 lab supergigantes luminosos medianos Gamma Cygni F8Iab 17 lb supergigantes menos luminoso Zeta Persei B1Ib 18 II gigantes luminosas Beta Leporis G0II 19 III gigantes normales Arcturus K0III 20 IV subgigantes Gamma Cassiopeiae B0 5IVpe 21 V estrellas de la secuencia principal enanas Achernar B6Vep 18 sd prefijo o VI subenanas HD 149382 sdB5 or B5VI 22 D prefijo o VII enanas blanca a van Maanen 2 DZ8 23 Se permiten casos marginales por ejemplo una estrella puede ser una supergigante o un gigante brillante o puede estar entre las clasificaciones de la subgigante y la de la secuencia principal En estos casos se utilizan dos simbolos especiales Una barra oblicua significa que una estrella es una clase u otra Un guion significa que la estrella esta entre las dos clases Por ejemplo una estrella clasificada como A3 4III IV estaria entre los tipos espectrales A3 y A4 mientras que seria una estrella gigante o una subgigante Tambien se han utilizado clases de enanos VI para subenanas estrellas ligeramente menos luminosas que la secuencia principal La clase de luminosidad nominal VII y a veces numeros mas altos se utiliza ahora raramente para las clases de enana blanca o subenana caliente ya que las letras de temperatura de la secuencia principal y las estrellas gigantescas ya no se aplican a las enanas blancas Ocasionalmente las letras a y b se aplican a clases de luminosidad distintas de las supergigantes por ejemplo a una estrella gigante ligeramente mas luminosa que la tipica se le puede dar una clase de luminosidad de IIIb 24 Una muestra de estrellas en V extremas con fuerte absorcion en He II l4686 lineas espectrales han recibido la designacion Vz Un ejemplo de estrella es HD 93129 B 25 Peculiaridades espectrales Editar La nomenclatura adicional en forma de letras minusculas puede seguir el tipo espectral para indicar caracteristicas peculiares del espectro 26 Codigo Particularidades espectrales de las estrellas valor espectral incierto 14 Existen peculiaridades espectrales no descritas Particularidad especialcomp Espectro compuesto 27 e Lineas de emision presentes 27 e Lineas de emision prohibidas presenteer El centro invertido de las lineas de emision es mas debil que los bordeseq Lineas de emision con Cygni Pf emision de N III y He II 14 f las lineas de N IV l4058A son mas fuerte que las lineas de N III l4634A l4640A amp l4642A lines 28 f emisiones de Si Si IV l4089A amp l4116A ademas de la linea N III 28 f emision de N III ausencia o absorcion debil de He II f 29 f Muestra una fuerte absorcion de He II acompanada de emisiones debiles de N III 30 f 29 h estrellas WR con lineas de emision debidas al hidrogeno ha estrellas WR con emisiones de hidrogeno que se observan tanto en la absorcion como en la emision He wk Lineas de helio debilesk Espectros con caracteristicas de absorcion interestelarm Caracteristicas metalicas mejoradas 27 n Amplia nebulosa absorcion debido a la rotacion 27 nn Caracteristicas de absorcion muy amplias 14 neb El espectro de una nebulosa mezclado en 27 p Peculiaridad no especificada estrella peculiar b 27 pq Espectro peculiar similar al espectro de las novasq Caracteristicas de P Cygnis Lineas de absorcion estrechas afiladas 27 ss Lineas muy estrechassh Caracteristicas de una estrella variable Gamma Cassiopeiaevar Caracteristica espectral variable 27 a veces abreviada como v wl Lineas debiles 27 tambien w y wk Simbolo delelemento Lineas espectrales anormalmente fuertes del elemento especificado 27 Por ejemplo 59 Cygni aparece como tipo espectral B1 5Vnne 31 que indica un espectro con la clasificacion general B1 5V asi como lineas de absorcion muy amplias y determinadas lineas de emision Guia para tipos espectrales Secchi 152 Schjellerup es Y Canum Venaticorum Historia EditarLa razon de la extrana disposicion de las letras en la clasificacion de Harvard es historica ya que ha evolucionado a partir de las clases anteriores de Secchi y se ha modificado progresivamente a medida que ha mejorado la comprension Clases de Secchi Editar Durante las decadas de 1860 y 1870 el pionero espectroscopista estelar Angelo Secchi creo las clases Secchi para clasificar los espectros observados Para 1866 habia desarrollado tres clases de espectros estelares que se muestran en la siguiente tabla 32 33 34 A finales de la decada de 1890 esta clasificacion comenzo a ser reemplazada por la clasificacion de Harvard que se discute en el resto de este articulo 35 36 37 Numero de clase Descripcion de la clase SecchiSecchi class I Estrellas blancas y azules con lineas de hidrogeno anchas y pesadas como Vega y Altair Esto incluye la clase moderna A y la clase temprana F Secchi class I Orion subtipo Un subtipo de Secchi class I con lineas estrechas en lugar de bandas anchas como Rigel y Bellatrix En terminos modernos esto corresponde a las primeras estrellas de tipo B Secchi class II Estrellas amarillas hidrogeno menos fuerte pero con lineas metalicas evidentes como el Sol Arcturus y Capella Esto incluye las clases modernas G y K asi como la clase tardia F Secchi class III Estrellas de color naranja a rojo con espectros de banda complejos como Betelgeuse y Antares lt Esto corresponde a la clase moderna M Secchi class IV En 1868 descubrio estrellas de carbono que puso en un grupo distinto 38 Estrellas rojas con bandas y lineas significativas de carbono correspondientes a las clases modernas C y S Secchi class V En 1877 anadio una quinta clase 39 Estrellas de lineas de emision tales como Gamma Cassiopeiae y Sheliak que estan en la clase moderna Los numeros romanos usados para las clases Secchi no deben ser confundidos con los numeros romanos sin relacion alguna usados para las clases de luminosidad de Yerkes Sistema Draper Editar Clasificaciones en el Catalogo de Draper de Stellar Spectra 40 41 Secchi Draper ComentarioI A B C D Lineas de hidrogeno dominantes II E F G H I K LIII MIV N No aparecio en el catalogo V O Espectros de Wolf Rayet con lineas brillantes V P Nebulosas planetarias Q Otros espectros Las clases llevadas al sistema MK estan en negrita En la decada de 1880 el astronomo Edward C Pickering comenzo a hacer un estudio de los espectros estelares en el Observatorio del Harvard College utilizando el metodo del prisma objetivo Un primer resultado de este trabajo fue el Catalogo Draper de Espectros Estelares publicado en 1890 Clasifico la mayoria de los espectros en este catalogo El catalogo utilizaba un esquema en el que las clases Secchi utilizadas anteriormente I a IV se subdividian en clases mas especificas con letras de la A a la N Ademas se utilizaban las letras O P y Q para estrellas cuyos espectros consistian principalmente en lineas brillantes se usaba el O P para nebulosas planetarias y Q para estrellas que no encajaban en ninguna otra clase 40 41 Sistema de Harvard Editar En 1897 otro obrero de Harvard Antonia Maury coloco el subtipo Orion de la clase Secchi I por delante del resto de la clase Secchi I colocando asi el tipo moderno B por delante del tipo moderno A Ella fue la primera en hacerlo aunque no utilizo tipos espectrales con letras sino una serie de veintidos tipos numerados de I a XXII 42 43 En 1901 Annie Jump Cannon regreso a los tipos con letras pero dejo caer todas las letras excepto O B A F G K y M utilizadas en ese orden asi como P para nebulosas planetarias y Q para algunos espectros peculiares Tambien uso tipos como B5A para estrellas a medio camino entre los tipos B y A F2G para estrellas a una quinta parte del camino de F a G y asi sucesivamente 44 45 Finalmente en 1912 Cannon habia cambiado los tipos B A B5A F2G etc a B0 A0 B5 F2 etc 46 47 Esta es esencialmente la forma moderna del sistema de clasificacion de Harvard Un mnemotecnico comun para recordar el orden de las letras de tipo espectral de las mas calientes a las mas frias es Oh Be A Fine Guy Girl Kiss Me Clases de Mount WIlson Editar Se utilizo una clasificacion de luminosidad conocida como el sistema Mount Wilson para distinguir entre estrellas de diferentes luminosidades 48 49 50 Este sistema de notacion todavia se ve a veces en los espectros modernos 51 Clase Significadosd Subenanad Enanasg Subgiganteg Gigantec SupergiganteClasificacion gravitacional de estrellas EditarLa clasificacion gravitacional se realiza segun cuatro criterios gravitacionales instaurados recientemente por la Union Astronomica Internacional en 2006 Clasificacion por centro gravitacional estelar Editar El primer criterio es la presencia o ausencia de un centro de gravitacion estelar es decir si forman parte de un sistema estelar Las estrellas que forman parte de un sistema estelar presencia de centro gravitacional estelar se denominan estrellas sistemicas Las estrellas que no forman parte de un sistema estelar ausencia de centro gravitacional estelar se denominan estrellas solitarias Clasificacion de estrellas sistemicas por posicion Editar Si una estrella es sistemica forma parte de un sistema estelar puede ser a su vez de dos tipos Las estrellas centrales son aquellas estrellas sistemicas que actuan como centro gravitacional de otras estrellas Esto quiere decir que otras estrellas las orbitan Las estrellas sistemicas que orbitan a una estrella central se denominan estrellas satelites las cuales forman el segundo tipo Clasificacion de estrellas por agrupacion gravitacional Editar Esta clasificacion de estrellas se basa en distinguir dos tipos de estrellas dependiendo de si estas se agrupan con otras estrellas mediante fuerzas de atraccion gravitacional Esta clasificacion refiere a dos tipos de estrellas cumulares e independientes de acuerdo a si se encuentran o no unidas a otras estrellas y ademas esta union no se debe a la presencia de un centro gravitacional estelar es decir ninguna estrella gira alrededor de otra y sin embargo se encuentran unidas gravitacionalmente Las estrellas cumulares son aquellas que forman cumulos estelares Si el cumulo es globular las estrellas se atraen por gravedad las estrellas se atraen mutuamente Si el cumulo es abierto las estrellas se atraen por gravitacion en donde el centro gravitacional es el centro de masa del cumulo las estrellas orbitan un centro gravitacional en comun que las mantiene unidas Las estrellas independientes son aquellas que no forman cumulos estelares con ninguna otra estrella Sin embargo hay estrellas independientes que si forman parte de un sistema estelar pues orbitan alguna estrella o son centro de otras Este seria el caso de estrellas sistemicas independientes Clasificacion de estrellas por sistema planetario Editar Las estrellas que poseen un sistema planetario en donde ellas son centro gravitacional y los demas cuerpos celestes las orbitan se denominan estrellas planetarias Las estrellas unicas son aquellas que no poseen un sistema planetario orbitante Entiendase por sistema planetario cualquier cuerpo celeste planeta asteroide cometa que orbita una estrella Clasificacion segun magnitudes EditarEste sistema de clasificacion proviene originalmente del astronomo griego Hiparco quien en el ano 134 AC habia clasificado las estrellas en seis magnitudes de acuerdo con su brillo Hiparco asigno la magnitud 1 a las 20 estrellas mas brillantes del firmamento y fue asignando valores mayores a estrellas cada vez mas debiles hasta asignar la magnitud 6 a estrellas apenas visibles a simple vista Este esquema fue adoptado posteriormente por el astronomo egipcio Ptolomeo y transmitido en la tradicion astronomica occidental Actualmente la clasificacion por magnitudes aparentes es mas bien complementaria a los dos grandes tipos de clasificacion el de tipo espectral y el de clases de luminosidad Clasificacion por tipos espectrales EditarPara otros usos de este termino vease Tipo espectral desambiguacion Conocida tambien como Clasificacion espectral de Harvard ya que lo comenzo a esbozar Edward Charles Pickering de la Universidad Harvard en el ano 1890 y que perfecciono Annie Jump Cannon de la misma universidad en 1901 Esta clasificacion estelar es la mas utilizada en astronomia Catalogo Henry Draper Editar Esta clasificacion espectral surgio de los trabajos iniciados a comienzos del siglo XX por Henry Draper en el Harvard College Observatory Draper pretendia establecer una clasificacion estelar en tipos utilizando la intensidad de las lineas de Balmer del hidrogeno Tras su muerte su viuda consiguio reunir una importante cantidad de dinero que dono al observatorio para continuar los trabajos de clasificacion Estos fueron realizados por Williamina Fleming 1857 1910 quien clasifico mas de 10 000 estrellas y superviso los trabajos del personal femenino del Observatorio dedicado a tal tarea El catalogo fue publicado finalmente en 1918 y recibio el nombre de Catalogo Henry Draper Un catalogo expandido y revisado fue publicado en 1924 realizado por Annie Jump Cannon quien clasifico los espectros de mas de 250 000 estrellas y que incluia estrellas de hasta la 9ª magnitud Orden de la secuencia Editar Pronto resulta evidente el orden curioso en el que se disponen los tipos espectrales La clasificacion de Harvard de tipos espectrales estaba basada en la intensidad de las lineas de absorcion de la serie de Balmer que son sensibles a la temperatura de la estrella Estas lineas son las mas prominentes del espectro en la mayor parte de las estrellas visibles A las estrellas con lineas mas intensas se les dio el nombre de clase espectral A las siguientes en intensidad B y asi hasta la P lineas mas debiles Otras lineas de especies neutrales e ionizadas comenzaron a ser estudiadas lineas H y K del calcio lineas del sodio etc Se descubrio que parte de las clases utilizadas en la epoca estaban duplicadas y estas clases fueron retiradas Despues se descubrio que el orden en el que se habian establecido las clases era erroneo y tambien que finalmente era necesario incluir algunos de los tipos que habian sido retirados Por otro lado la gravedad de la estrella desempena un papel menor en la formacion de estas lineas Nomenclatura temprana y tardia Editar Las estrellas se denominan a menudo de tipo temprano o tardio Temprano es sinonimo de mas caliente mientras que tardio es sinonimo de mas frio Dependiendo del contexto temprano y tardio pueden ser terminos absolutos o relativos Temprano como un termino absoluto se referiria por lo tanto a O o B y posiblemente a estrellas A Como referencia relativa se relaciona con estrellas mas calientes que otras tales como K temprana siendo quizas K0 K1 y K3 El termino tardio se usa de la misma manera con un uso no cualificado del termino que indica estrellas con tipos espectrales como K y M pero tambien se puede usar para estrellas que estan frias en relacion con otras estrellas como en el caso de usar la G tardia para referirse a G7 G8 y G9 En el sentido relativo temprano significa un numero arabigo mas bajo que sigue a la letra de la clase y tarde significa un numero mas alto Esta terminologia oscura es una reserva de un modelo de evolucion estelar de principios del siglo XX que suponia que las estrellas eran impulsadas por la contraccion gravitacional a traves del mecanismo Kelvin Helmholtz que ahora se sabe que no se aplica a secuencia principal estrellas Si eso fuera cierto entonces las estrellas comenzarian sus vidas como estrellas muy calientes de tipo temprano y luego gradualmente se enfriarian hasta convertirse en estrellas de tipo tardio Este mecanismo proporciono edades del Sol mucho mas pequenas que las observadas en el registro geologico y se volvio obsoleto por el descubrimiento de que las estrellas son impulsadas por fusion nuclear 52 Los terminos temprano y tardio fueron arrastrados mas alla de la desaparicion del modelo en el que estaban basados Tipos espectrales clasicos EditarClase O Editar Representacion artistica de Zeta Puppis una supergigante de O4 Articulo principal Estrella de tipo O Veanse tambien Gigante azuly Supergigante azul Las estrellas tipo O son muy calientes y extremadamente luminosas con la mayor parte de su salida radiada en el rango ultravioleta Estas son las mas raras de todas las estrellas de la secuencia principal Aproximadamente 1 de cada 3 000 000 0 00003 de las estrellas de la secuencia principal en el vecindario solar son estrellas de tipo O c 5 Algunas de las estrellas mas masivas se encuentran dentro de esta clase espectral Las estrellas de tipo O frecuentemente tienen entornos complicados que dificultan la medicion de sus espectros Los espectros de tipo O se definian anteriormente por la relacion entre la fuerza del He II l4541 y la de He I l4471 donde l es la longitud de onda medida en angstroms El tipo espectral O7 se definio como el punto en el que las dos intensidades son iguales con la linea He I debilitandose hacia los tipos anteriores El tipo O3 fue por definicion el punto en el que dicha linea desaparece por completo aunque se puede ver muy debilmente con la tecnologia moderna Debido a esto la definicion moderna utiliza la relacion de la linea N IV l4058 a N III ll4634 40 42 53 Las estrellas de tipo O tienen lineas dominantes de absorcion y a veces de emision para las lineas He II lineas ionizadas prominentes Si IV O III N III y C III y lineas de helio neutral que se fortalecen de O5 a O9 y de hidrogeno prominente lineas de hidrogeno aunque Debido a que son tan masivas las estrellas de tipo O tienen nucleos muy calientes y queman a traves de su combustible de hidrogeno muy rapidamente por lo que son las primeras estrellas en salir de la secuencia principal Cuando se describio por primera vez el esquema de clasificacion MKK en 1943 los unicos subtipos de clase O utilizados eran O5 a O9 5 54 El esquema MKK se extendio a O9 7 en 1971 55 y O4 en 1978 56 y posteriormente se han introducido nuevos esquemas de clasificacion que anaden los tipos O2 O3 y O3 5 57 Estandares espectrales 58 O7V amp S Monocerotis O9V 10 LacertaeClase B Editar Veanse tambien Gigante azuly Supergigante azul Impresion artistica de Aludra una supergigante B5 vista en Canis Majoris Las estrellas tipo B son muy luminosas y azules Sus espectros tienen lineas de helio neutro que son mas prominentes en la subclase B2 y lineas de hidrogeno moderadas Como las estrellas de tipo O y B son tan energicas solo viven por un tiempo relativamente corto Asi debido a la baja probabilidad de interaccion cinematica durante su vida son incapaces de alejarse del area en la que se formaron aparte de las estrellas fugitivas La transicion de la clase O a la clase B se definio originalmente como el punto en el que desaparece el He II l4541 Sin embargo con un equipo moderno la linea todavia es evidente en las primeras estrellas de tipo B Hoy en dia para las estrellas de la secuencia principal la clase B se define por la intensidad del espectro violeta He I con la intensidad maxima correspondiente a la clase B2 Para los supergigantes se utilizan lineas de silicio las lineas de Si IV l4089 y Si III l4552 son indicativas de una B temprana A mitad de B la intensidad de esta ultima en relacion con la de Si II ll4128 30 es la caracteristica definitoria mientras que para la B tardia es la intensidad de Mg II l4481 en relacion con la de He I l4471 53 Estas estrellas tienden a ser encontradas en sus asociaciones OB de origen las cuales estan asociadas con nubes moleculares gigantescas La asociacion Orion OB1 ocupa una gran porcion de un brazo en espiral de la Via Lactea y contiene muchas de las estrellas mas brillantes de la constelacion de Orion Aproximadamente 1 en 800 0 125 de las estrellas de la secuencia principal en el vecindario solar son estrellas de la secuencia principal de tipo B c 5 Las entidades masivas pero no supergigantes conocidas como Estrellas Be son estrellas de la secuencia principal que tienen o han tenido en algun momento una o mas lineas de Balmer en emision siendo de particular interes la serie de radiacion electromagnetica relacionada con el hidrogeno proyectada por las estrellas Se cree que las estrellas Be suelen presentar vientos estelares inusualmente fuertes altas temperaturas superficiales y un desgaste significativo de la masa estelar a medida que los objetos rotan a un ritmo curiosamente rapido 59 Los objetos conocidos como B e o Estrellas B e poseen lineas distintivas de emision neutras o de baja ionizacion que se consideran que tienen mecanismos prohibidos sometidos a procesos que normalmente no estan permitidos por los conocimientos actuales de la mecanica cuantica Estandares espectrales 58 B0V Upsilon Orionis B0Ia Alnilam B2Ia Chi2 Orionis B2Ib 9 Cephei B3V Eta Ursae Majoris B3V Eta Aurigae B3Ia Omicron2 Canis Majoris B5Ia Eta Canis Majoris B8Ia RigelClase A Editar Vease tambien Estrella de la secuencia principal de tipo A Fomalhaut una estrella de la secuencia principal A3 Representacion de una gigante blanca Las estrellas de tipo A se encuentran entre las mas comunes a simple vista y son blancas o de color blanco azulado Tienen fuertes lineas de hidrogeno a un maximo de A0 y tambien lineas de metales ionizados Fe II Mg II Si II a un maximo de A5 La presencia de las lineas de Ca II se esta fortaleciendo notablemente en este punto Aproximadamente 1 de cada 160 0 625 de las estrellas de la secuencia principal en el vecindario solar son estrellas de tipo A c 5 60 Estandares espectrales 58 A0Van Gamma Ursae Majoris A0Va Vega A0Ib Eta Leonis A0Ia HD 21389 A1V Sirius A A2Ia Deneb A3Va FomalhautClase F Editar Vease tambien Estrella de tipo F de la secuencia principal Canopus un supergigante de tipo F y la segunda estrella mas brillante del cielo nocturno Las estrellas de tipo F tienen lineas espectrales de refuerzo H y K de Ca II Los metales neutros Fe I Cr I comienzan a ganar en las lineas de metal ionizado a finales de F Sus espectros se caracterizan por las lineas de hidrogeno mas debiles y los metales ionizados Su color es blanco Aproximadamente 1 de cada 33 3 03 de las estrellas de la secuencia principal en el vecindario solar son estrellas de tipo F c 5 Estandares espectrales 58 F0IIIa Zeta Leonis F0Ib Alpha Leporis F2V 78 Ursae MajorisClase G Editar Veanse tambien Estrella de tipo G de la secuencia principaly Supergigante amarilla El Sol una estrella de la secuencia principal del tipo G2 con manchas solares oscuras Las estrellas de tipo G incluyendo el Sol 7 tienen lineas espectrales prominentes H y K de Ca II que son mas pronunciadas en G2 Tienen lineas de hidrogeno aun mas debiles que F pero junto con los metales ionizados tienen metales neutros Hay un pico prominente en la banda G de moleculas CH Las estrellas de la clase G constituyen alrededor del 7 5 casi una de cada trece de las estrellas de la secuencia principal del vecindario solar c 5 G alberga el Vacio Evolutivo Amarillo Yellow Evolutionary Void en ingles 61 Las estrellas supergigantes a menudo oscilan entre O o B azul y K o M rojo Mientras hacen esto no permanecen mucho tiempo en la clase de supergigante amarilla G ya que este es un lugar extremadamente inestable para que haya una supergigante Estandares espectrales 58 G0V Beta Canum Venaticorum G0IV Eta Bootis G0Ib Beta Aquarii G2V Sol G5V Kappa Ceti G5IV Mu Herculis G5Ib 9 Pegasi G8V 61 Ursae Majoris G8IV Beta Aquilae G8IIIa Kappa Geminorum G8IIIab Epsilon Virginis G8Ib Epsilon GeminorumClase K Editar Vease tambien Estrella de secuencia principal tipo K Arcturus un gigante de K1 5 Las estrellas tipo K son estrellas anaranjadas que son ligeramente mas frias que el Sol Constituyen alrededor del 12 de las estrellas de la secuencia principal en el vecindario solar c 5 Tambien hay estrellas gigantes del tipo K que van desde hipergigantes como RW Cephei hasta gigantes y supergigantes como Arcturus mientras que las enanas naranjas como Alfa Centauri B son estrellas de la secuencia principal Tienen lineas de hidrogeno extremadamente debiles si es que estan presentes y en su mayoria metales neutros Mn I Fe I Si I A finales de K las bandas moleculares de oxido de titanio se hacen presentes Hay una sugerencia de que las estrellas del espectro K pueden aumentar potencialmente las posibilidades de vida en planetas en orbita que estan dentro de la zona habitable 62 Estandares espectrales 58 K0V Sigma Draconis K0III Pollux K0III Epsilon Cygni K2V Epsilon Eridani K2III Kappa Ophiuchi K3III Rho Bootis K5V 61 Cygni A K5III Gamma DraconisClase M Editar Veanse tambien Enana roja Gigante rojay Supergigante roja Las estrellas de clase M son con mucho las mas comunes Alrededor del 76 de las estrellas de la secuencia principal en el vecindario solar son estrellas de clase M c d 5 Sin embargo las estrellas de la clase M de la secuencia principal enanas rojas tienen una luminosidad tan baja que ninguna es lo suficientemente brillante como para ser vista a simple vista a menos que se den condiciones excepcionales La estrella mas brillante conocida de la clase M es M0V Lacaille 8760 con magnitud 6 6 la magnitud limite para la visibilidad tipica a simple vista en buenas condiciones se cita tipicamente como 6 5 y es extremadamente improbable que se encuentren ejemplos mas brillantes Aunque la mayoria de las estrellas de clase M son enanas rojas la mayoria de las estrellas supergigantes mas grandes de la Via Lactea son estrellas M Tales como VY Canis Majoris Antares y Betelgeuse tambien son estrellas de clase M Ademas las enanas marrones mas grandes y calientes son de clase M tardia generalmente en el rango de M6 5 a M9 5 El espectro de una estrella de clase M contiene lineas de oxido en el espectro visible especialmente el Monoxido de titanio y todos los metales neutros pero generalmente no hay lineas de absorcion de hidrogeno Las bandas de TiO pueden ser fuertes en estrellas de clase M dominando normalmente su espectro visible en alrededor de M5 las bandas se hacen presentes a finales de M Estandares espectrales 58 M0IIIa Beta Andromedae M2III Chi Pegasi M1 M2Ia Iab Betelgeuse M2Ia Mu CepheiTipos espectrales extendidos EditarUn numero de nuevos tipos espectrales han sido tomados en uso a partir de los nuevos tipos de estrellas descubiertos 63 Clases de estrellas de emision azul calido Editar UGC 5797 una galaxia de linea de emision donde se forman masivas estrellas azules brillantes 64 Los espectros de algunas estrellas muy calientes y azules muestran lineas de emision marcadas de carbono o nitrogeno o a veces de oxigeno Clase W Wolf Rayet Editar Articulo principal Estrella de Wolf Rayet Imagen del telescopio espacial Hubble de la nebulosa M1 67 y la estrella Wolf Rayet WR 124 en el centro La clase W o WR representa las estrellas de Wolf Rayet notable por espectros que carecen de lineas de hidrogeno En cambio sus espectros estan dominados por amplias lineas de emision de helio nitrogeno carbono y a veces oxigeno altamente ionizados Se cree que en su mayoria son supergigantes moribundos con sus capas de hidrogeno sopladas por los vientos estelares exponiendo asi directamente sus capas calientes de helio La clase W se divide a su vez en subclases segun la intensidad relativa de las lineas de emision de nitrogeno y carbono en sus espectros y capas externas 65 El rango de espectros de WR se indica a continuacion 66 67 WN 65 espectro dominado por las lineas N III V y He I II WNE WN2 a WN5 con algo de WN6 mas caliente o mas temprano WNL WN7 a WN9 con un poco de WN6 mas frio o tardio Clases WN10 y WN11 extendidas que a veces se utilizan para las estrellas Ofpe WN9 65 h etiqueta utilizada por ejemplo WN9h para WR con emision de hidrogeno y ha por ejemplo WN6ha tanto para la emision como para la absorcion de hidrogeno WN C WN stars plus strong C IV lines intermediate between WN and WC stars 65 WC 65 espectro con fuertes lineas C II IV WCE WC4 a WC6 mas caliente o mas temprano WCL WC7 a WC9 mas fresco o tardio WO WO1 a WO4 fuertes lineas O VI extremadamente rarasAunque las estrellas centrales de la mayoria de las nebulosas planetarias CSPNe muestran espectros de tipo O 68 alrededor del 10 son deficientes en hidrogeno y muestran espectros de WR 69 Estas son estrellas de baja masa y para distinguirlas de las estrellas masivas Wolf Rayet sus espectros estan encerrados entre corchetes e g WC La mayoria de estos muestran espectros WC algunos WO y muy raramente WN Las estrellas Slash Editar Articulo principal Estrella Slash Las estrellas slash son estrellas de tipo O con lineas de tipo WN en sus espectros El nombre slash viene de su tipo espectral impreso que tiene una barra por ejemplo Of WNL 53 Existe un grupo secundario que se encuentra con este espectro un grupo mas frio e intermedio denominado Ofpe WN9 53 Estas estrellas tambien han sido referidas como WN10 o WN11 pero que se ha vuelto menos popular al darse cuenta de la diferencia evolutiva con otras estrellas Wolf Rayet Descubrimientos recientes de estrellas aun mas raras han extendido el rango de estrellas de barra hasta O2 3 5If WN5 7 las cuales son aun mas calientes que las estrellas slash originales 70 Clases de enanas rojas y marrones frias Editar Articulos principales Enana marrony Enana roja Los nuevos tipos espectrales L T e Y fueron creados para clasificar los espectros infrarrojos de las estrellas frias Esto incluye tanto enanas roja como enanas marrones que son muy debiles en el espectro visible 71 Las enanas marrones cuya energia proviene unicamente de la atraccion gravitacional se enfrian a medida que envejecen y asi progresan a tipos espectrales posteriores Las enanas marrones comienzan sus vidas con espectros de tipo M y se enfriaran a traves de las clases espectrales L T e Y mas rapido cuanto menos masivas sean las enanas marrones de mayor masa no pueden haberse enfriado a enanas Y o incluso T dentro de la edad del universo Porque esto lleva a un solapamiento irresoluble entre los tipos espectrales temperatura efectiva y luminosidad para algunas masas y edades de diferentes tipos de L T Y no se pueden dar valores distintos de temperatura o luminosidad 72 Clase L Editar La impresion del artista de una enana en L Las enanas de la clase L reciben su designacion porque son mas frios que las estrellas M y L es la letra que queda alfabeticamente mas cercana a M Algunos de estos objetos tienen masas lo suficientemente grandes como para soportar la fusion del hidrogeno y por lo tanto son estrellas pero la mayoria son de masa subestelar y por lo tanto son enanas marrones Son de color rojo muy oscuro y mas brillantes en infrarrojo Su atmosfera es lo suficientemente fria como para permitir que los hidruros metalicos y los metales alcalinos sean prominentes en sus espectros 73 74 75 Debido a la baja gravedad superficial en estrellas gigantes los condensados que contienen TiO y VO nunca se forman Por lo tanto las estrellas de tipo L mas grandes que las enanas nunca pueden formarse en un ambiente aislado Sin embargo puede ser posible que estos supergigantes de tipo L se formen a traves de colisiones estelares un ejemplo de lo cual es V838 Monocerotis mientras se encuentra en la erupcion de la cuspide de su Nova roja luminosa Enanas y planetas 76 Clase T Enanas de metano Editar Impresion artistica de una enana T Las enanas de la clase T son frias enanas marrones con temperaturas superficiales entre aproximadamente 550 y 1 300 K 277 y 1 027 C 530 y 1 880 F Su emision alcanza su punto maximo en el infrarrojo El metano es prominente en sus espectros 73 74 Las clases T y L podrian ser mas comunes que todas las otras clases combinadas si las investigaciones recientes son exactas Debido a que las enanas marrones persisten durante tanto tiempo unas veces la edad del universo en ausencia de colisiones catastroficas estos cuerpos mas pequenos solo pueden aumentar en numero El estudio del numero de proplyds discos protoplanetarios cumulos de gas en nebulosas a partir de los cuales se forman las estrellas y los sistemas planetarios indica que el numero de estrellas en la galaxia deberia ser varios ordenes de magnitud mas alto que lo que se conjeturaba anteriormente Se ha teorizado que estos propulsores estan en una carrera entre si El primero en formarse se convertira en una protoestrella que son objetos muy violentos y que interrumpiran a otros propulsores en la vecindad despojandolos de su gas Los propulsores de la victima se convertiran entonces probablemente en estrellas de la secuencia principal o enanas marrones de las clases L y T que son bastante invisibles para ser vista por nosotros Clase Y Editar Veanse tambien Sub enana marrony Objeto subestelar Impresion artistica de una enana Y Las enanas marrones de clase espectral Y son mas frias que las de clase espectral T y tienen espectros cualitativamente diferentes de ellas Un total de 17 objetos han sido colocados en la clase Y hasta agosto de 2013 77 Aunque tales enanos han sido modelados 78 y detectados dentro de los cuarenta anos luz por el Wide field Infrared Survey Explorer WISE 63 79 80 81 82 todavia no hay una secuencia espectral bien definida ni prototipos Sin embargo se han propuesto varios objetos como clases espectrales Y0 Y1 y Y2 76 Los espectros de estos objetos Y prospectivos muestran una absorcion de alrededor de 1 55 micrometro 83 Delorme et al han sugerido que esta caracteristica se debe a la absorcion de amoniaco y que esto debe tomarse como la caracteristica indicativa para la transicion T Y 83 84 De hecho esta caracteristica de absorcion de amoniaco es el principal criterio que se ha adoptado para definir esta clase 76 Sin embargo esta caracteristica es dificil de distinguir de la absorcion por agua y metano 83 y otros autores han declarado que la asignacion de la clase Y0 es prematura 85 La ultima enana marron propuesta para el tipo espectral Y WISE 1828 2650 es una enana Y2 con una temperatura efectiva estimada originalmente en torno a los 300 K la temperatura del cuerpo humano 79 80 86 Sin embargo las mediciones de paralaje han demostrado que su luminosidad es inconsistente con el hecho de que sea mas frio que 400 K El enano y mas fria que se conoce actualmente es WISE 0855 0714 con una temperatura aproximada de 250 K 87 El rango de masas para los enanos Y es de 9 25 masas pero los objetos jovenes pueden llegar por debajo de una masa de Jupiter lo que significa que los objetos de clase Y se situan a horcajadas sobre el limite de fusion de 13 masa de Jupiter que marca la division actual entre enanas marrones y planetas 76 Clases de estrellas de carbono gigantes Editar Las estrellas de carbono son estrellas cuyos espectros indican la produccion de carbono un subproducto de la fusion de helio Con el aumento de la abundancia de carbono y cierta produccion paralela de elementos pesados los espectros de estas estrellas se desvian cada vez mas de las clases espectrales tardias habituales G K y M Las clases equivalentes para las estrellas ricas en carbono son S y C Se supone que los gigantes entre esas estrellas producen este carbono ellos mismos pero algunas estrellas de esta clase son estrellas dobles cuya extrana atmosfera se sospecha que ha sido transferida de un companero que ahora es una enana blanca cuando el companero era una estrella de carbono Clase C estrellas de carbono Editar Articulo principal Estrella de carbono Imagen de la estrella de carbono R Sculptoris y su llamativa estructura espiral Originalmente clasificadas como estrellas R y N tambien son conocidas como estrellas de carbono Estos son gigantes rojos cerca del final de sus vidas en los que hay un exceso de carbono en la atmosfera Las antiguas clases R y N se desarrollaron paralelamente al sistema de clasificacion normal desde aproximadamente la mitad de G hasta el final de M Mas recientemente estas clases se han transformado en un clasificador de carbono unificado C con N0 a partir de aproximadamente C6 Otro subconjunto de estrellas de carbono frio son las estrellas de tipo C J que se caracterizan por la fuerte presencia de moleculas de 13CCN en 12CN 88 Se conocen algunas estrellas de carbono de la secuencia principal pero la gran mayoria de las estrellas de carbono conocidas son gigantes o supergigantes Hay varias subclases C R Anteriormente su propia clase R que representaba el equivalente en estrellas de carbono de las estrellas de tipo G tardio a las estrellas de tipo K tempranas C N Anteriormente su propia clase que representaba el equivalente en estrellas de carbono de las estrellas de tipo K a M de los ultimos tiempos C J Un subtipo de estrellas C frias con un alto contenido de 13C C H Poblacion II analogos de las estrellas C R C Hd Estrellas de carbono con deficiencia de hidrogeno similares a los supergigantes G tardios con bandas de CH y C2 anadidas Clase S Editar Articulo principal Estrella de tipo S Las estrellas de clase S forman un continuo entre las estrellas de clase M y las estrellas de carbono Las mas parecidas a las estrellas de clase M tienen fuertes bandas espectrales de ZrO analogas a las bandas de TiO de estrellas de clase M mientras que las mas similares a las estrellas de carbono tienen bandas de Lineas D de sodio fuertes y debiles de C2 89 Las estrellas de clase S tienen cantidades excesivas de circonio y otros elementos producidos por el proceso s y tienen una mayor abundancia de carbono y oxigeno que las estrellas de carbono o clase M Al igual que las estrellas de carbono casi todas las estrellas de clase conocidas son estrellas de rama asintotica gigante El tipo espectral esta formado por la letra S y un numero entre cero y diez Este numero corresponde a la temperatura de la estrella y sigue aproximadamente la escala de temperatura utilizada para los gigantes de la clase M Los tipos mas comunes son S3 a S5 La designacion no estandar S10 solo se ha utilizado para la estrella Chi Cygni cuando se encuentra en un minimo extremo La clasificacion basica suele ir seguida de una indicacion de abundancia siguiendo uno de varios esquemas S2 5 S2 5 S2 Zr4 Ti2 o S2 5 Un numero despues de una coma es una escala entre 1 y 9 basada en la proporcion de ZrO y TiO Un numero despues de una barra es un esquema mas reciente pero menos comun disenado para representar la relacion entre carbono y oxigeno en una escala de 1 a 10 donde un 0 seria una estrella de la EM Las intensidades de circonio y titanio pueden indicarse explicitamente Tambien se observa ocasionalmente un numero despues de un asterisco que representa la fuerza de las bandas ZrO en una escala del 1 al 5 Clases MS y SC clases intermedias relacionadas con el carbono Editar Entre las clases M y S los casos fronterizos se denominan estrellas MS De manera similar los casos fronterizos entre las clases S y C N se denominan SC o CS La secuencia M MS S SC C N es hipotetica para ser una secuencia de aumento de la abundancia de carbono con la edad para estrellas de carbono en rama gigante asintotica Clasificaciones de enanas blancas Editar Sirius A y B una enana blanca de tipo DA2 resuelta por Hubble Articulo principal Enana blanca Clasificacion del espectro de las enanas blancas La clase D para Degeneradas es la clasificacion moderna usada para las enanas blancas estrellas de baja masa que ya no estan sufriendo fusion nuclear y que se han reducido a un tamano planetario enfriandose lentamente La clase D se divide a su vez en los tipos espectrales DA DB DC DO DQ DX y DZ Las letras no estan relacionadas con las letras utilizadas en la clasificacion de otras estrellas sino que indican la composicion de la capa exterior o atmosfera visible de la enana blanca Los tipos de enanas blancas son los siguientes 90 91 DA una atmosfera o capa externa rica en hidrogeno Indicado por fuertes lineas espectrales de hidrogeno Balmer DB una atmosfera rica en helio indicado por lineas espectrales de helio ionizado He I DO una atmosfera rica en helio indicado por lineas espectrales de helio ionizado He II DQ una atmosfera rica en carbono indicada por lineas de carbono atomico o molecular DZ una atmosfera rica en metal indicada por lineas espectrales de metal una fusion de los tipos espectrales de enanas blancas obsoletas DG DK y DM DC no hay lineas espectrales fuertes que indiquen una de las categorias anteriores DX las lineas espectrales no son lo suficientemente claras para clasificarlas en una de las categorias anteriores Al tipo le sigue un numero que indica la temperatura de la superficie de la enana blanca Este numero es una forma redondeada de 50400 Teff donde Teff es la temperatura superficial efectiva medida en kelvin Originalmente este numero fue redondeado a uno de los digitos del 1 al 9 pero mas recientemente se han empezado a utilizar valores fraccionarios asi como valores por debajo del 1 y por encima del 9 90 92 Dos o mas de las letras del tipo pueden ser utilizadas para indicar una enana blanca que muestra mas de una de las caracteristicas espectrales anteriores 90 Tipos espectrales de enanas blancas extendidas 90 DAB una enana blanca rica en hidrogeno y helio que muestra lineas neutras de helio DAO una enana blanca rica en hidrogeno y helio que muestra lineas de helio ionizado DAZ una enana blanca metalica rica en hidrogeno DBZ una enana blanca metalica rica en helio Se utiliza un conjunto diferente de simbolos de peculiaridad espectral para las enanas blancas que para otros tipos de estrellas Codigo Particularidades espectrales de las estrellasP Enana blanca magnetica con polarizacion detectableE Lineas de emision presentesH Enana blanca magnetica sin polarizacion detectableV VariablePEC Existen peculiaridades espectralesClasificacion por clases de luminosidad Editar Clasificacion de Morgan Keenan En la decada de 1940 se inicio un nuevo proyecto de clasificacion complementaria en el Observatorio Yerkes Se trataba de una clasificacion basada en lineas espectrales sensibles a la gravedad estelar e introducida en el ano 1943 por William W Morgan Philip Childs Keenan y Edith Kellman razon por la que en ocasiones se le conoce tambien como clasificacion de Morgan Keenan Kellman o simplemente MKK Al utilizarse lineas espectrales sensibles a la gravedad de la superficie se obtiene informacion sobre la densidad de las estrellas Como el radio de una estrella gigante es muy superior al de una enana blanca de la misma masa la gravedad es muy diferente manifestandose en la intensidad y en la forma de las lineas espectrales Esta clasificacion no sustituye a la anterior sino que la complementa Del mismo modo el observatorio Yerkes propuso una subdivision de la clasificacion de Harvard utilizando subindices por ejemplo de la A1 a la A9 De este modo y utilizando ambos sistemas de clasificacion es posible afinar en el tipo espectral Se distinguen las siguientes clases de luminosidad Clase Descripcion0 HipergigantesIa Supergigantes muy luminosasIb Supergigantes de menor brilloII Gigantes luminosasIII GigantesIV SubgigantesV Estrellas enanas de la secuencia principalVI Subenanas poco utilizada VII Enanas blancas poco utilizada Las clases de luminosidad no se deben confundir con las fases evolutivas de una estrella Por ejemplo una estrella de masa y metalicidad similar al Sol pasa por las fases sucesivas de secuencia principal subgigante gigante roja apelotonamiento rojo y rama asintotica gigante En la primera de esas fases la estrella pertenece a la clase de luminosidad V en la segunda a la de luminosidad IV y en las tres ultimas a la de luminosidad III Como se puede ver en las dos primeras fases hay una correspondencia entre los nombres de las clases de luminosidad y los de las fases Sin embargo en las tres ultimas la estrella se mantiene como una gigante clase de luminosidad a lo largo de tres fases evolutivas distintas Dado que durante esas tres fases la temperatura efectiva de la estrella es baja su color es rojo por lo que no es infrecuente ni incorrecto decir que la estrella es una gigante roja en el sentido de clase de luminosidad color pero es importante aclarar que solamente en la primera de las fases es una gigante roja en el sentido evolutivo En otras palabras cuando una estrella de masa y metalicidad solares pasa por las fases evolutivas del apelotonamiento rojo y de la rama asintotica gigante se puede decir que es una gigante roja aunque ese no sea su estado evolutivo Este es un caso en el que el lenguaje es poco claro por motivos historicos y puede inducir a confusion Otros ejemplos de confusion entre la clase de luminosidad y la fase evolutiva se dan para estrellas de masa superior al Sol Cuando una estrella de 7 masas solares se convierte en una gigante roja fase evolutiva su clase de luminosidad es II gigante luminosa y no III gigante Una estrella de 30 masas solares adquiere una clase de luminosidad I supergigante mientras sigue quemando hidrogeno en su nucleo lo que es la definicion de la fase evolutiva de secuencia principal Restos estelares EditarArticulos principales Estrella de neutrones Agujero negroy Estrella exotica Los restos estelares son objetos asociados con la muerte de las estrellas Incluidas en la categoria estan las enanas blancas y como puede verse en el esquema de clasificacion radicalmente diferente para la clase D los objetos no estelares son dificiles de encajar en el sistema MK El diagrama de Hertzsprung Russell en el que se basa el sistema MK es de naturaleza observacional por lo que estos remanentes no se pueden trazar facilmente en el diagrama o no se pueden colocar en absoluto Las estrellas de neutrones antiguas son relativamente pequenos y frios y caerian en el extremo derecho del diagrama Las nebulosas planetarias son dinamicas y tienden a desvanecerse rapidamente en brillo a medida que la estrella progenitora pasa a la rama de la enana blanca Si se muestra una nebulosa planetaria seria trazada a la derecha del cuadrante superior derecho del diagrama Un agujero negro no emite luz visible propia y por lo tanto no aparece en el diagrama 93 Se ha propuesto un sistema de clasificacion para las estrellas de neutrones utilizando numeros romanos el tipo I para las estrellas de neutrones menos masivas con bajas tasas de enfriamiento el tipo II para las estrellas de neutrones mas masivas con tasas de enfriamiento mas altas y un propuesto tipo III para las estrellas de neutrones mas masivas posibles candidatas a ser estrellas exoticas con tasas de enfriamiento mas altas 94 Cuanto mas masiva es una estrella de neutrones mayor es el flujo de neutrinos que transporta Estos neutrinos transportan tanta energia calorica que despues de solo unos pocos anos la temperatura de una estrella de neutrones aislada cae del orden de los miles de millones a solo alrededor de un millon de Kelvin Este sistema de clasificacion de estrellas de neutrones propuesto no debe confundirse con las anteriores clases espectrales Secchi y las clases de luminosidad Yerkes Clases espectrales reemplazadas EditarVarios tipos espectrales todos ellos utilizados anteriormente para estrellas no estandar a mediados del siglo XX han sido reemplazados durante las revisiones del sistema de clasificacion estelar Todavia se pueden encontrar en ediciones antiguas de catalogos de estrellas R y N se han subsumido en la nueva clase C como C R y C N Clasificacion estelar habitabilidad y la busqueda de vida EditarLos humanos pueden eventualmente ser capaces de colonizar cualquier tipo de habitat estelar esta seccion tratara la probabilidad de que surja vida alrededor de otras estrellas La estabilidad la luminosidad y la duracion de la vida son factores que influyen en la habitabilidad estelar Solo conocemos una estrella que alberga vida y esa es la nuestra una estrella de clase G con abundancia de elementos pesados y baja variabilidad en brillo Tambien se diferencia de muchos sistemas estelares en que solo tiene una estrella ver Habitabilidad planetaria bajo la seccion de sistemas binarios Trabajando a partir de estas limitaciones y los problemas de tener una muestra empirica de un solo conjunto de estrellas la gama de estrellas que se predice que seran capaces de soportar la vida tal como la conocemos esta limitada por unos pocos factores De los tipos de estrellas de la secuencia principal las estrellas mas masivas que 1 5 veces la del Sol tipos espectrales O B y A envejecen demasiado rapido para que la vida avanzada se desarrolle usando la Tierra como guia En el otro extremo los enanos de menos de la mitad de la masa de nuestro Sol tipo espectral M son propensos a fijar planetas dentro de su zona habitable junto con otros problemas ver Habitabilidad en sistemas de enanas rojas 95 Aunque hay muchos problemas que enfrenta la vida en las enanas rojas debido a su gran numero y longevidad muchos astronomos continuan modelando estos sistemas Por estas razones la Mision Kepler de la NASA esta buscando planetas habitables en las estrellas de secuencia principal cercanas que son menos masivas que las del tipo espectral A pero mas masivas que las del tipo M haciendo que las estrellas mas probables alberguen estrellas enanas de vida de los tipos F G y K 95 Vease tambien Editar Portal Astronomia Contenido relacionado con Astronomia Astrografo Estrella invitada Nombre chino antiguo para estrellas variables cataclismicas Firma espectral La variacion de la reflectancia o emitancia de un material con respecto a las longitudes de onda Evolucion estelar Cambios en una estrella a lo largo de su vida util Conteo de estrellas inspeccion de estrellas Sistema fotometrico UBV Objeto astronomico Secuencia principal Tipo espectral estelar Notas Editar Tecnicamente las enanas blancas ya no son estrellas vivas sino los restos muertos de estrellas extinguidas Su clasificacion utiliza un conjunto diferente de tipos espectrales de estrellas vivas que queman elementos Cuando es usada con estrellas de tipo A esto en cambio se refiere a lineas espectrales metalicas anormalmente fuertes a b c d e f g Estas proporciones son fracciones de estrellas mas brillantes que la magnitud absoluta 16 la disminucion de este limite hara que los tipos mas tempranos sean aun mas raros mientras que en general se anaden solo a la clase M Esto se eleva al 78 6 si incluimos todas las estrellas Vease la nota anterior Referencias Editar a b c d Tables VII VIII Empirical bolometric corrections for the main sequence G M H J Habets and J R W Heinze Astronomy and Astrophysics Supplement Series 46 November 1981 pp 193 237 Bibcode 1981A amp AS 46 193H Luminosities are derived from Mbol figures using Mbol 4 75 a b The Guinness book of astronomy facts amp feats Patrick 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