Tipo espectral (estelar)


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

El tipo espectral estelar, conocido 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, es la clasificación estelar más utilizada en astronomía. Las diferentes clases se enumeran de las más cálidas a frías. Son las siguientes:

Clase Temperatura Color Convencional Masa Radio Luminosidad Líneas de absorción
O 28 000 - 50 000 K Azul 60 15 1 400 000 Nitrógeno, carbono, helio y oxígeno
B 9600 - 28 000 K Blanco azulado 18 7 20 000 Helio, hidrógeno
A 7100 - 9600 K Blanco 3,1 2,1 80 Hidrógeno
F 5700 - 7100 K Blanco amarillento 1,7 1,3 6 Metales: hierro, titanio, calcio, estroncio y magnesio
G 4600 - 5700 K Amarillo (como el Sol) 1,1 1,1 1,2 Calcio, helio, hidrógeno y metales
K 3200 - 4600 K Amarillo anaranjado 0,8 0,9 0,4 Metales y óxido de titanio
M 1700 - 3200 K Rojo 0,3 0,4 0,04 Metales y óxido de titanio
  • Las magnitudes Masa, Radio y Luminosidad, en proporción respecto al Sol (Sol=1).

Las diferentes clases se dividen posteriormente siguiendo números arábicos del 0 al 9. A0 especifica las estrellas más calientes de la clase A, mientras que A9 se refiere a las más frías. Por ejemplo, el Sol es una estrella de tipo G2. Esta clasificación se completa con los tipos R, N y S.

El diagrama Hertzsprung-Russell relaciona la clasificación espectral con la magnitud absoluta, luminosidad y temperatura superficial de las estrellas. 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. También existe una regla mnemotécnica en castellano: ¡Oh Bienaventurados Aquellos Feligreses!, Gritó Krispín Mientras Regaba Nuestros Sauces.

Relación entre tipo espectral y tamaño de las estrellas

Contenido

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. Éstos fueron realizados por Williamnia Fleming (1857-1910) quién 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 quién 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.

Tipos espectrales clásicos

  • Clase O: son estrellas muy calientes y luminosas destacando en brillantes colores azules. Naos (en la constelación de Puppis) brilla con una potencia cercana a un millón de veces superior a la del Sol. Estas estrellas tienen líneas de helio ionizado y neutro muy prominentes y presentan líneas débiles de Balmer de hidrógeno. Emiten la mayor parte de su radiación en el ultravioleta.
  • Clase B: extremadamente luminosas, como Rigel en Orión, una supergigante azul. Los espectros de estas estrellas tienen líneas de helio neutral y líneas moderadas de hidrógeno. Como las estrellas O y B tienen tanta masa consumen su energía mucho más deprisa que otras estrellas más pequeñas liberando cantidades inmensas de energía y viviendo durante un corto período de unos millones de años. En este tiempo no pueden alejarse demasiado de las regiones de formación estelar en las que nacen por lo que suelen presentarse en grupos de varias estrellas en lo que se conoce como asociaciones OB1, formadas en el interior de nubes moleculares gigantes. La asociación OB1 de Orión es el ejemplo más cercano.
  • Clase A: son las estrellas más comunes que observamos a simple vista. Deneb en el Cisne es una estrella de gran brillo mientras que Sirio, la estrella más brillante desde la Tierra es también una estrella de tipo A muy cercana pero no tan grande como Deneb. Las estrellas de clase A tienen pronunciadas líneas de Balmer de hidrógeno y poseen también líneas de metales ionizados.
  • Clase F: siguen siendo estrellas de gran masa y muy brillantes pero pertenecen ya a la secuencia principal. Como ejemplo podemos considerar Fomalhaut en Piscis Australis. Sus espectros se caracterizan por líneas de Balmer de hidrógeno débiles y metales ionizados. Son de color blanco con un ligero componente amarillo.
  • Clase G: son las mejor conocidas ya que nuestro Sol pertenece a esta clase siendo una estrella de tipo G2. Tienen líneas de hidrógeno aún más débiles que las F y cuentan con líneas de metales ionizados y neutros. A este tipo pertenecen también las gigantes y supergigantes amarillas (tipos de estrella poco común), como Wezen.
  • Clase K: estrellas naranja algo más frías que el Sol. Algunas de ellas son gigantes (como Arcturus o Aldebarán A) e incluso supergigantes como Ómicron1 Canis Majoris o Miram, mientras que otras estrellas K como Alpha Centauri B pertenecen a la secuencia principal. Tienen líneas de hidrógeno muy débiles y en ocasiones algunas líneas correspondientes a metales neutros.
  • Clase M: es la más común de todas por el número de estrellas. Todas las enanas rojas pertenecen a esta clase y más del 90% de todas las estrellas son de este tipo como Próxima Centauri. La clase M también corresponde a la mayoría de las gigantes y a algunas supergigantes como Antares o Betelgeuse, así como a las variables Mira. El espectro de una estrella M tiene líneas moléculas y de metales neutros pero normalmente no muestra líneas de hidrógeno. El óxido de titanio puede formar líneas intensas en las estrellas M.

Nuevos tipos espectrales

Más recientemente la clasificación ha sido extendida con nuevos tipos espectrales resultando en la secuencia W O B A F G K M L T y R N C S donde W son estrellas de Wolf-Rayet, L y T representan estrellas extremadamente frías y de poca masa del tipo de las enanas marrones y R, N, C y S que son utilizadas para clasificar estrellas ricas en carbono.

  • W: más de 70.000 K - Estrellas de Wolf-Rayet. Estas estrellas superluminosas son muy distintas a otros tipos estelares por mostrar grandes cantidades de helio. Se considera que son grandes supergigantes en el final de sus vidas con su capa de hidrógeno exterior expulsada por el fuerte viento estelar causado a tan altas temperaturas. Por este motivo dejan expuesto su núcleo rico en helio.
  • L: 1.500 - 2.000 K - Estrellas con masa insuficiente para desarrollar reacciones nucleares. Son enanas marrones, estrellas de poca masa incapaces de producir reacciones termonucleares de hidrógeno y que conservan intacto el litio que es destruido por reacciones termonucleares en estrellas mayores (L proviene de hecho del litio presente en estas estrellas). Estas estrellas son tan frías que emiten en el infrarrojo cercano.
  • T: 1.000 K - Se trata de estrellas T Tauri, muy jóvenes y de baja masa, algunas a temperaturas tan frías como 600 K. Se trata muy probablemente de estrellas de baja masa en proceso de formación y suelen estar rodeadas de discos de acreción.
  • C: estrellas de carbono. Se subdividen en los siguientes tipos: R, N y S. Se trata de gigantes rojas en el final de sus vidas.
  • D: enanas blancas, por ejemplo Sirio B. La mayoría de las estrellas terminan sus vidas perteneciendo a este tipo.

Tipos espectrales no estelares

Finalmente, las dos últimas clases son para identificar objetos no estelares. Clase Q: Clasificación espectral de las Novas. Clase P: Clasificación espectral de las Nebulosas Planetarias.

Véase también


Wikimedia foundation. 2010.

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