El Astrónomo Errante

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Tipos espectrales

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En ciencia, la sistematización de los estudios nos conduce a la clasificación de los objetos propios de los mismos estudios. En Astronomía, uno de los principales objetos a estudio son las estrellas. Los tipos espectrales son un medio de clasificación de las estrellas atendiendo a los detalles de su espectro.

tipos espectrales

Las primeras clasificaciones estelares surgieron de las primeras observaciones. Hiparco realizó la primera clasificación en magnitudes. Este sistema tiene el inconveniente de depender de la distancia a la que se encuentra la estrella. Por ello se definió la magnitud absoluta, que es la magnitud de la estrella suponiendo que se encuentra a 10 parsecs. Las estrellas son de diferentes colores por lo que se introdujo en índice de color, que es la diferencia de magnitud medida con diferentes filtros de colores.

El espectroscopio nos mostró nuevas posibilidades. Nos mostró el espectro continuo y una serie de líneas de absorción y emisión. Los primeros trabajos de clasificación espectral se deben a Secchi en la década de 1860.

La clasificación actual comenzó con los trabajos de Edward Charles Pickering, de la Universidad de Harvard, en 1890. Las estrellas estaban ordenadas de acuerdo a la intensidad de sus líneas de absorción de hidrógeno (serie Balmer) de la A a la Q (en algunas referencias se cita hasta la P).

El trabajo de Antonia Muaré y de Anna Jump Cannon, mejoró la clasificación. Al ordenar los tipos por orden de color o temperatura (recordemos que el color depende de la temperatura de la estrella),  quedaron ordenados de la forma actual

O B A F G K M

y se añadieron los tipos

R N S

que aunque se solapan en temperatura con el tipo M, tienen características especiales. Las R y N finalmente han acabado con C por la gran presencia de carbono.

Existe una regla nemotécnica para recordar la secuencia, consistente en una frase en inglés cuyas palabras empiezan por esas letras: Oh Be A Fine Girl/Guy/Gay, Kiss Me Right Now Sweetly. Existen otras variantes en español, inglés,… a cual más ocurrente y extravagante.

Otros tipos no encajan en los anteriores. Son las estrellas Wolf-Rayet (WC y WN si presentan predominio de líneas de carbono o nitrógeno), las enanas blancas (DO, DB, DA, DF,… aunque su espectro nada tiene que ver con el de las estrellas normales), las enanas marrones (L) y las T Tauri (T).

Inicialmente se pensaba que las estrellas seguían la línea evolutiva desde los tipos tempranos O, B y A, hasta los tipos tardíos K y M, pasando por los tipos intermedios F y G. Hoy sabemos que no es así.

Clase

Temperatura

Color Convencional

Masa

Radio

Luminosidad

Líneas de absorción

O

28000 - 50000 K

Azul

60

15

1.400.000

Atomos altamente ionizados

He II, Si IV, N III

H bastante débil

Algunas líneas de emisión

B

9600 - 28000 K

Blanco azulado

18

7

20.000

Ionización menor

Nada de He II

He I intenso

Si III, O II

H más intenso

A

7100 - 9600 K

Blanco

3,1

2,1

80

Nada de He I

H en el máximo (anchura)

Mg II, Si II intenso

Fe II, Ti II, Ca II en aumento

F

5700 - 7100 K

Blanco amarillento

1,7

1,3

6

H más débil

Ca II intenso

Metales ionizados en disminución

Metales neutros en aumento

G

4600 - 5700 K

Amarillo (como el Sol)

1,1

1,1

1,2

Ca II muy intenso

Metales neutros intensos

H todavía débil

K

3200 - 4600 K

Amarillo anaranjado

0,8

0,9

0,4

Metales neutros intensos

H muy débil

Banda moleculares en aumento

M

1700 - 3200 K

Rojo

0,3

0,4

0,04

Bandas de TiO en aumento

Metales neutros intensos

C (R,N)

< 3000 K

Rojo

0,3

0,4

0,04

CN, CH, C2 intensos

Nada de TiO

Metales neutros

S

< 3000 K

Rojo

0,3

0,4

0,04

ZrO, YO, LaO intensos

Metales neutros

En la década de 1940 se inició un nuevo proyecto de clasificación complementaria en el Observatorio de 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, Phillip C. Keenan y Edith Kellman, razón por la que en ocasiones se le conoce también como clasificación de Morgan Keenan Kellman o simplemente MKK. Se dividió cada tipo en diez clases, numeradas de 0 al 9. Así una estrella F9 se parece mucho a una A0. Las O comienzan en O3, tiene una subclase O9.5 y la M se amplían hasta la 10.

Se añaden otros sufijos que indican diferentes propiedades inusuales del espectro:

  • n : lineas nebulosas (difusas)
  • s : líneas nítidas
  • v : espectro variable
  • e : líneas de emisión donde no se esperaban (p.e. Be)
  • ev : líneas de emisión variables
  • f : ciertas estrellas del tipo O con líneas de emisión
  • p : peculiaridad
  • eq : con corrimiento al rojo o al azul (estrellas P Cygni)
  • k : líneas interestelares presentes
  • m : estrellas con líneas metálicas

Las estrellas también se pueden clasificar por su brillo intrínseco por su clase de luminosidad añadiendo:

  • Ia-0 : Supergigantes extremas o hipergigantes
  • Ia : Supergigantes luminosas
  • Iab : Supergigantes normales
  • Ib : Supergigantes poco luminosas
  • II : Gigantes brillantes
  • III : Gigantes
  • IV : Subgigantes
  • V : Enanas (secuencia principal)

Las clases de luminosidad se muestran  sobre el diagrama de Hertzsprung-Russel.

diagrama de Hertzsprung-Russel


 
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