Clasificación estelar

Hertzsprung–Russell diagrama

Tipo espectral

O

B

A

F

G

K

M

L

T

Enanos marrones

Enanos blancos

Enanos rojos

Subdwarfs

Secuencia principal (enanos)

Subgiants

Gigantes

gigantes rojos

gigantes azules

gigantes brillantes

Supergiants

Supergiant rojo

Hypergiants

absolutomagni-tude(MV)

En astronomía, la clasificación estelar es la clasificación de las estrellas en función de sus características espectrales. La radiación electromagnética de la estrella se analiza dividiéndola con un prisma o rejilla de difracción en un espectro que exhibe el arco iris de colores intercalados con líneas espectrales. Cada línea indica un elemento químico o molécula en particular, y la fuerza de la línea indica la abundancia de ese elemento. Las intensidades de las distintas líneas espectrales varían principalmente debido a la temperatura de la fotosfera, aunque en algunos casos existen verdaderas diferencias de abundancia. La clase espectral de una estrella es un código corto que resume principalmente el estado de ionización, dando una medida objetiva de la temperatura de la fotosfera.

La mayoría de las estrellas se clasifican actualmente bajo el sistema Morgan-Keenan (MK) usando las letras O, B, A, F, G, K y M, una secuencia de las más calientes (tipo O) a lo más cool (tipo M). Luego, cada clase de letra se subdivide usando un dígito numérico, siendo 0 el más cálido y 9 el más frío (por ejemplo, A8, A9, F0 y F1 forman una secuencia de más cálido a más frío)). La secuencia se ha ampliado con clases para otras estrellas y objetos similares a estrellas que no encajan en el sistema clásico, como la clase D para enanas blancas y las clases S y < i>C para estrellas de carbono.

En el sistema MK, se agrega una clase de luminosidad a la clase espectral utilizando 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 tanto, distinguen a las estrellas gigantes de las enanas. La clase de luminosidad 0 o Ia+ se usa para hipergigantes, la clase I para supergigantes, clase II para gigantes brillantes, clase III para gigantes regulares, clase IV para subgigantes, clase V para estrellas de secuencia principal, clase sd (o VI) para subenanas, y clase D (o VII) para enanas blancas. La clase espectral completa del Sol es G2V, lo que indica una estrella de secuencia principal con una temperatura superficial de alrededor de 5800 K.

Descripción de color convencional

Discos de cámara RGB saturados

La descripción de color convencional tiene en cuenta solo el pico del espectro estelar. En realidad, sin embargo, las estrellas irradian en todas partes del espectro. Debido a que todos los colores espectrales combinados parecen blancos, los colores aparentes reales que observaría el ojo humano son mucho más claros de lo que sugerirían las descripciones de colores convencionales. Esta característica de 'ligereza' indica que la asignación simplificada de colores dentro del espectro puede ser engañosa. Excluyendo los efectos de contraste de color en condiciones de poca luz, en condiciones de visualización típicas no hay estrellas verdes, cian, índigo o violetas. "Amarillo" las enanas como el Sol son blancas, "rojas" las enanas son de un tono profundo de amarillo/naranja y "marrón" las enanas no parecen literalmente marrones, pero hipotéticamente parecerían de un rojo tenue o gris/negro para un observador cercano.

Clasificación moderna

Principales estrellas dispuestas de O a M Harvard clases

El sistema de clasificación moderno se conoce como clasificación Morgan-Keenan (MK). A cada estrella se le asigna una clase espectral (de la antigua clasificación espectral de Harvard, que no incluía la luminosidad) y una clase de luminosidad usando números romanos como se explica a continuación, formando el tipo espectral de la estrella.

Otros sistemas modernos de clasificación estelar, como el sistema UBV, se basan en índices de color: las diferencias medidas en tres o más magnitudes de color. Esos números reciben etiquetas como "U−V" o "B−V", que representan los colores pasados por dos filtros estándar (por ejemplo, Ultraviolet, Blue y Vnormal).

Clasificación espectral de Harvard

El sistema de Harvard es un esquema de clasificación unidimensional de la astrónoma Annie Jump Cannon, quien reordenó y simplificó el sistema alfabético anterior de Draper (ver #Historia). 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 la temperatura de la superficie de aproximadamente 2000 a 50 000 K, mientras que las estrellas más evolucionadas pueden tener temperaturas superiores a los 100 000 K. Físicamente, las clases indican la temperatura de la atmósfera de la estrella y normalmente se enumeran de la más caliente a la más fría..

El diagrama Hertzsprung-Russell relaciona la clasificación estelar con magnitud absoluta, luminosidad y temperatura superficial.

Un mnemónico común para recordar el orden de las letras del tipo espectral, desde el más caliente hasta el más frío, es "Oh, Be A< /u> Fine Guy/Ghija: Kiss Me !".

Las clases espectrales de la O a la M, así como otras clases más especializadas que se analizan más adelante, se subdividen con números arábigos (0-9), donde 0 denota las estrellas más calientes de una clase determinada. 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. El Sol está clasificado como G2.

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 blanca. Las descripciones de colores aparentes son lo que vería el observador si tratara de describir las estrellas bajo un cielo oscuro sin la ayuda de la vista o con binoculares. Sin embargo, la mayoría de las estrellas en el cielo, excepto las más brillantes, aparecen blancas o blanco azuladas a simple vista porque son demasiado tenues para que funcione la visión del color. 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 superficie o temperatura fotosférica (o más precisamente, su temperatura efectiva) no se entendió por completo hasta después de su desarrollo, aunque cuando se formuló el primer diagrama de Hertzsprung-Russell (por 1914), generalmente se sospechaba que esto era cierto. En la década de 1920, el físico indio Meghnad Saha derivó una teoría de la ionización mediante la extensión de 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.

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. Debido a que la secuencia de clasificación es anterior a nuestra comprensión de que se trata de una secuencia de temperatura, la ubicación de un espectro en un subtipo determinado, como B3 o A7, depende de estimaciones (en gran medida subjetivas) de las intensidades de las características de absorción en los espectros estelares. Como resultado, estos subtipos no se dividen uniformemente en ningún tipo de intervalos representables matemáticamente.

Clasificación espectral de Yerkes

Montaje de falso espectro de color para estrellas de la secuencia principal

La clasificación espectral de Yerkes, también llamada sistema MK, o Morgan-Keenan (también conocido como MKK, o Morgan-Keenan-Kellman) de los autores& #39; iniciales, es un sistema de clasificación espectral estelar introducido en 1943 por William Wilson Morgan, Philip C. Keenan y Edith Kellman del Observatorio Yerkes. Este esquema de clasificación bidimensional (temperatura y luminosidad) se basa en líneas espectrales sensibles a la temperatura estelar y la gravedad de la superficie, que está relacionada con la luminosidad (mientras que la clasificación de Harvard se basa solo en la temperatura de la superficie). Más tarde, en 1953, después de algunas revisiones a la lista de estrellas estándar y criterios de clasificación, el esquema se denominó clasificación Morgan-Keenan , o MK, que sigue en uso en la actualidad..

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

Se distinguen varias clases de luminosidad diferentes, como se indica en la siguiente tabla.

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

• Un golpe/) significa que una estrella es una clase o la otra.
• Un dash-) 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, siendo una estrella gigante o subgigante.

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

La clase de luminosidad nominal VII (y, a veces, números más altos) ahora rara vez se usa para enanas blancas o "subenanas calientes" clases, ya que las letras de temperatura de la secuencia principal y las estrellas gigantes ya no se aplican a las enanas blancas.

Ocasionalmente, las letras a y b se aplican a clases de luminosidad distintas a las supergigantes; por ejemplo, una estrella gigante ligeramente menos luminosa que la típica puede recibir una clase de luminosidad IIIb, mientras que una clase de luminosidad IIIa indica una estrella ligeramente más brillante que una gigante típica.

Una muestra de estrellas V extremas con una fuerte absorción en las líneas espectrales de He II λ4686 recibió la designación Vz. Un ejemplo de estrella es HD 93129 B.

Peculiaridades espectrales

La nomenclatura adicional, en forma de letras minúsculas, puede seguir al tipo espectral para indicar características peculiares del espectro.

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

Guía para tipos espectrales de 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 evolucionó a partir de las clases anteriores de Secchi y se modificó progresivamente a medida que mejoraba la comprensión.

Clases de Secchi

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

A fines de la década de 1890, esta clasificación comenzó a ser reemplazada por la clasificación de Harvard, que se analiza en el resto de este artículo.

Los números romanos que se usan para las clases de Secchi no deben confundirse con los números romanos que no tienen nada que ver y que se usan para las clases de luminosidad de Yerkes y las clases de estrellas de neutrones propuestas.

Sistema de lonas

En la década de 1880, el astrónomo Edward C. Pickering comenzó a realizar un estudio de los espectros estelares en el Observatorio de la Universidad de Harvard utilizando el método del prisma objetivo. Un primer resultado de este trabajo fue el Catálogo Draper de espectros estelares, publicado en 1890. Williamina Fleming clasificó la mayoría de los espectros en este catálogo y se le atribuyó la clasificación de más de 10 000 estrellas destacadas y el descubrimiento de 10 novas y más. de 200 estrellas variables. Con la ayuda de las computadoras de Harvard, especialmente Williamina Fleming, se ideó la primera iteración del catálogo de Henry Draper para reemplazar el esquema de números romanos establecido por Angelo Secchi.

El catálogo usaba un esquema en el que las clases Secchi usadas anteriormente (I a V) se subdividían en clases más específicas, con letras de la A a la P. Además, la letra Q se usaba para las estrellas que no encajaban en ninguna otra clase. Fleming trabajó con Pickering para diferenciar 17 clases diferentes en función de la intensidad de las líneas espectrales de hidrógeno, lo que provoca una variación en las longitudes de onda que emanan de las estrellas y da como resultado una variación en la apariencia del color. Los espectros de la clase A tendían a producir las líneas de absorción de hidrógeno más intensas, mientras que los espectros de la clase O prácticamente no producían líneas visibles. El sistema de letras mostró la disminución gradual en la absorción de hidrógeno en las clases espectrales al moverse hacia abajo en el alfabeto. Este sistema de clasificación fue posteriormente modificado por Annie Jump Cannon y Antonia Maury para producir el esquema de clasificación espectral de Harvard.

El antiguo sistema de Harvard (1897)

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

Resumen del sistema de Harvard de 1897

Grupos	Resumen
IV−	incluidas estrellas de tipo de organización que mostraron una fuerza creciente en las líneas de absorción de hidrógeno del grupo I al grupo V
VI	actuó como intermediario entre el tipo de organización y el grupo Secchi tipo I
VII - XI	eran las estrellas tipo 1 de Secchi, con menor fuerza en las líneas de absorción de hidrógeno de los grupos VII−XI
XIII-XVI	incluido Secchi tipo 2 estrellas con disminución de las líneas de absorción de hidrógeno y aumento de líneas metálicas de tipo solar
XVIIX−X	incluido Secchi tipo 3 estrellas con crecientes líneas espectrales
XXI	incluido Secchi tipo 4 estrellas
XXII	incluidas estrellas Wolf-Rayet

Debido a que las 22 agrupaciones de números romanos no tuvieron en cuenta las variaciones adicionales en los espectros, se hicieron tres divisiones adicionales para especificar aún más las diferencias: se agregaron letras minúsculas para diferenciar la apariencia relativa de las líneas en los espectros; las líneas se definieron como

Subtipos de Harvard 1897

a)	ancho promedio
b)	No.
c)	agudo

Antonia Maury publicó su propio catálogo de clasificación estelar en 1897 llamado "Espectros de estrellas brillantes fotografiados con el telescopio Draper de 11 pulgadas como parte del Henry Draper Memorial", que incluía 4800 fotografías y las de Maury análisis de 681 estrellas brillantes del norte. Esta fue la primera instancia en la que una mujer fue acreditada por una publicación del observatorio.

El sistema Harvard actual (1912)

En 1901, Annie Jump Cannon volvió a los tipos con letras, pero eliminó todas las letras excepto O, B, A, F, G, K, M y N usadas en ese orden, así como P para nebulosas planetarias y Q para algunos espectros peculiares. También usó tipos como B5A para estrellas a mitad de camino entre los tipos B y A, F2G para estrellas a una quinta parte de la F a la G, y así sucesivamente.

Finalmente, en 1912, Cannon había cambiado los tipos B, A, B5A, F2G, etc. a B0, A0, B5, F2, etc. Esta es esencialmente la forma moderna del sistema de clasificación de Harvard. Este sistema se desarrolló a través del análisis de espectros en placas fotográficas, que podrían convertir la luz emanada de las estrellas en un espectro legible.

Clases de Monte Wilson

Movimiento adecuado de estrellas de tipo temprano en ± 200.000 años

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

El movimiento de estrellas de tipo tardío alrededor del ápice (izquierda) y el átapex (derecha) en ± 200.000 años

Tipos espectrales

El sistema de clasificación estelar es taxonómico, basado en especímenes tipo, similar a la clasificación de especies en biología: las categorías están definidas por una o más estrellas estándar para cada categoría y subcategoría, con una descripción asociada de las características distintivas.

"Temprano" y "tarde" nomenclatura

Las estrellas a menudo se denominan tipos tempranas o tardías. "Principios" es sinónimo de caliente, mientras que "tarde" es un sinónimo de cooler.

Dependiendo del contexto, "temprano" y "tarde" pueden ser términos absolutos o relativos. "Principios" como término absoluto, por lo tanto, se referiría a las estrellas O o B, y posiblemente A. Como referencia relativa se relaciona con estrellas más calientes que otras, como "early K" siendo quizás K0, K1, K2 y K3.

"Tarde" se usa de la misma manera, con un uso no calificado del término que indica estrellas con tipos espectrales como K y M, pero también se puede usar para estrellas que son frías en relación con otras estrellas, como al usar "G tardío& #34; 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 mayor.

Esta terminología oscura es un vestigio de un modelo de evolución estelar de finales del siglo XIX, que suponía que las estrellas estaban impulsadas por la contracción gravitacional a través del mecanismo de Kelvin-Helmholtz, que ahora se sabe que no se aplica a las estrellas de la secuencia principal. Si eso fuera cierto, entonces las estrellas comenzarían sus vidas como 'tipo temprano' muy calientes. estrellas y luego se enfrían gradualmente en "tipo tardío" estrellas. Este mecanismo proporcionó edades del Sol que eran mucho más pequeñas que las observadas en el registro geológico, y quedó obsoleto con el descubrimiento de que las estrellas funcionan con fusión nuclear. Los términos "temprano" y "tarde" fueron trasladados, más allá de la desaparición del modelo en el que se basaron.

Clase O

El espectro de una estrella O5V

Las estrellas de tipo O son muy calientes y extremadamente luminosas, con la mayor parte de su producción 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 secuencia principal en el vecindario solar son estrellas de tipo O. Algunas de las estrellas más masivas se encuentran dentro de esta clase espectral. Las estrellas de tipo O suelen tener entornos complicados que dificultan la medición de sus espectros.

Anteriormente, los espectros de tipo O se definían por la relación de la fuerza del He II λ4541 en relación con la del He I λ4471, donde λ es la longitud de onda de la radiación. El tipo espectral O7 se definió como el punto en el que las dos intensidades son iguales, con la línea He I debilitándose hacia 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 usa la proporción de la línea de nitrógeno N IV λ4058 a N III λλ4634-40-42.

Las estrellas de tipo O tienen líneas dominantes de absorción y, a veces, de emisión para las líneas He II, líneas prominentes ionizadas (Si IV, O III, N III y C III) y helio neutras, fortaleciéndose de O5 a O9, y prominentes líneas de hidrógeno Líneas balmer, aunque no tan marcadas como en tipos posteriores. Las estrellas de tipo O de mayor masa no retienen atmósferas extensas debido a la extrema velocidad de su viento estelar, que puede alcanzar los 2000 km/s. Debido a que son tan masivas, las estrellas de tipo O tienen núcleos muy calientes y queman su combustible de hidrógeno muy rápidamente, por lo que son las primeras estrellas en abandonar la secuencia principal.

Cuando se describió por primera vez el esquema de clasificación MKK en 1943, los únicos subtipos de clase O que se usaban eran O5 a O9.5. El esquema MKK se amplió a O9.7 en 1971 y O4 en 1978, y posteriormente se introdujeron nuevos esquemas de clasificación que agregan los tipos O2, O3 y O3.5.

Estándares espectrales:

• O7V – S Monocerotis
• O9V – 10 Lacertae

Clase B

Estrellas de clase B en el grupo de Joyas Box (Credit: ESO VLT)

Las estrellas de 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 energéticas, solo viven un tiempo relativamente corto. Por lo tanto, debido a la baja probabilidad de interacción cinemática durante su vida, no pueden alejarse mucho 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 equipos modernos, la línea sigue siendo evidente en las primeras estrellas de tipo B. Hoy, para las estrellas de la secuencia principal, la clase B se define en cambio por la intensidad del espectro violeta He I, con la intensidad máxima correspondiente a la clase B2. Para las supergigantes, en su lugar se utilizan líneas de silicio; las líneas Si IV λ4089 y Si III λ4552 son indicativas de B temprano. A mediados de B, la intensidad de este último en relación con la de Si II λλ4128-30 es la característica definitoria, mientras que para B tardío, es la intensidad de Mg II λ4481 relativo al de He I λ4471.

Estas estrellas tienden a encontrarse en sus asociaciones OB de origen, que están asociadas con nubes moleculares gigantes. La asociación Orión OB1 ocupa una gran parte de un brazo espiral de la Vía Láctea y contiene muchas de las estrellas más brillantes de la constelación de Orión. Aproximadamente 1 de cada 800 (0,125%) de las estrellas de secuencia principal en el vecindario solar son estrellas de secuencia principal de tipo B. Debido a que son raras, la estrella de tipo B más cercana es Regulus, a unos 80 años luz.

Entidades masivas pero no supergigantes conocidas como "Be stars" son estrellas de secuencia principal que tienen, o tuvieron 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. En general, se cree que las estrellas Be presentan vientos estelares inusualmente fuertes, altas temperaturas en la superficie y un desgaste significativo de la masa estelar a medida que los objetos giran a una velocidad curiosamente rápida.

Objetos conocidos como "B(e)" o "B[e]" las estrellas poseen líneas distintivas de emisión neutra o de baja ionización que se considera que tienen 'mecanismos prohibidos', experimentando procesos que normalmente no están permitidos según la comprensión actual de la mecánica cuántica.

Estándares espectrales:

• 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 – Rigel

Clase A

Clase A Vega (izquierda) en comparación con el Sol (derecha)

Las estrellas de tipo A se encuentran entre las estrellas más comunes a simple vista y son de color blanco o blanco azulado. Tienen fuertes líneas de hidrógeno, como máximo en A0, y también líneas de metales ionizados (Fe II, Mg II, Si II) como máximo en A5. La presencia de 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 la vecindad solar son estrellas de tipo A, que incluye 9 estrellas dentro de los 15 parsecs.

Estándares espectrales:

• A0Van – Gamma Ursae Majoris
• A0Va – Vega
• A0Ib – Eta Leonis
• A0Ia – HD 21389
• A1V – Sirius A
• A2Ia – Deneb
• A3Va – Fomalhaut

Canopus, un supergiante tipo A y la estrella más bella del cielo nocturno

Clase F

Las estrellas de tipo F tienen líneas espectrales de fortalecimiento H y K de Ca II. Los metales neutros (Fe I, Cr I) comienzan a ganar en las líneas de metales ionizados hacia finales de F. Sus espectros se caracterizan por líneas de hidrógeno más débiles y metales ionizados. Su color es blanco. Aproximadamente 1 de cada 33 (3,03 %) de las estrellas de secuencia principal en la vecindad solar son estrellas de tipo F, incluidas 12 estrellas dentro de 10 pc.

Estándares espectrales:

• F0IIIa – Zeta Leonis
• F0Ib – Alpha Leporis
• F2V – 78 Ursae Majoris

Clase G

El Sol, una estrella de la secuencia principal G2, con manchas de sol oscuras

Las estrellas de tipo G, incluido el Sol, 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 las moléculas de CN. Las estrellas de secuencia principal de clase G constituyen aproximadamente el 7,5 %, casi una de cada trece, de las estrellas de secuencia principal en el vecindario solar. Hay 21 estrellas tipo G dentro de 10pc.

La clase G contiene el "Vacío evolutivo amarillo". Las estrellas supergigantes a menudo oscilan entre O o B (azul) y K o M (rojo). Mientras hacen esto, no permanecen por mucho tiempo en la inestable clase supergigante amarilla.

Estándares espectrales:

• G0V – Beta Canum Venaticorum
• G0IV – Eta Boötis
• G0Ib – Beta Aquarii
• G2V – Sol
• G5V – Kappa1 Ceti
• G5IV – Mu Herculis
• G5Ib – 9 Pegasi
• G8V – 61 Ursae Majoris
• G8IV – Beta Aquilae
• G8IIIa – Kappa Geminorum
• G8IIIab – Epsilon Virginis
• G8Ib – Epsilon Geminorum

Clase K

Arcturus, un gigante K1.5 en comparación con el Sol y los Antares

Las estrellas de 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. También hay estrellas gigantes de tipo K, que van desde hipergigantes como RW Cephei hasta gigantes y supergigantes, como Arcturus, mientras que las enanas naranjas, como Alpha Centauri B, son estrellas de 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). Hacia finales de K, aparecen bandas moleculares de óxido de titanio. Las teorías convencionales (aquellas basadas en una radiactividad nociva más baja y la longevidad de las estrellas) sugerirían que tales estrellas tienen las posibilidades óptimas de que se desarrolle una vida altamente evolucionada en los planetas en órbita (si tal vida es directamente análoga a la de la Tierra) debido a una amplia zona habitable. sin embargo, períodos de emisión nocivos mucho más bajos en comparación con aquellos con las zonas más amplias.

Estándares espectrales:

• K0V – Sigma Draconis
• K0III – Pollux
• K0III – Epsilon Cygni
• K2V – Epsilon Eridani
• K2III – Kappa Ophiuchi
• K3III – Rho Boötis
• K5V – 61 Cygni A
• K5III – Gamma Draconis

Clase M

Las estrellas de clase M son, con mucho, las más comunes. Alrededor del 76% de las estrellas de secuencia principal en el vecindario solar son estrellas de clase M. Sin embargo, las estrellas de secuencia principal de clase M (enanas rojas) tienen una luminosidad tan baja que ninguna es lo suficientemente brillante como para verse a simple vista, a menos que se den condiciones excepcionales. La estrella de secuencia principal de clase M más brillante conocida es Lacaille 8760, clase M0V, con una magnitud de 6,7 (la magnitud límite para la visibilidad típica a simple vista en buenas condiciones suele citarse como 6,5), y es muy poco probable que haya ejemplos más brillantes. ser encontrado.

Aunque la mayoría de las estrellas de clase M son enanas rojas, la mayoría de las estrellas supergigantes más grandes conocidas en la Vía Láctea son estrellas de clase M, como VV Cephei, Antares y Betelgeuse. Además, algunas 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 moléculas de óxido (en el espectro visible, especialmente TiO) y todos los metales neutros, pero las líneas de absorción de hidrógeno suelen estar ausentes. Las bandas de TiO pueden ser fuertes en las estrellas de clase M, y generalmente dominan su espectro visible en alrededor de M5. Las bandas de óxido de vanadio (II) se hacen presentes a finales de M.

Estándares espectrales:

• M0IIIa – Beta Andromedae
• M2III – Chi Pegasi
• M1-M2Ia-Iab – Betelgeuse
• M2Ia – Mu Cephei ("el granate de Herchel")

Tipos espectrales extendidos

Se han puesto en uso varios tipos espectrales nuevos a partir de tipos de estrellas recién descubiertos.

Clases de estrellas de emisión azul caliente

UGC 5797, una galaxia de línea de emisión donde se forman estrellas azules brillantes masivas

Los espectros de algunas estrellas muy calientes y azuladas exhiben marcadas líneas de emisión de carbono o nitrógeno, oa veces oxígeno.

Clase W: Lobo–Rayet

Hubble Space Telescope image of the nebula M1-67 and the Wolf-Rayet star WR 124 in the center

Una vez incluidas como estrellas de tipo O, las estrellas Wolf-Rayet de clase W o WR destacan por sus espectros sin 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 moribundas con sus capas de hidrógeno arrastradas por los vientos estelares, exponiendo así directamente sus capas de helio caliente. La clase W se divide además en subclases según la fuerza relativa de las líneas de emisión de nitrógeno y carbono en sus espectros (y capas externas).

El rango de espectros WR se enumera a continuación:

• WN – espectro dominado por N III-V y He I-II líneas
  • WNE (WN2 a WN5 con algunas WN6) – más caliente o "principal"
  • WNL (WN7 a WN9 con algunas WN6) – más fresco o "late"
  • Clases WN extendidas WN10 y WN11 a veces utilizados para las estrellas Ofpe/WN9
  • h etiqueta utilizada (por ejemplo WN9h) para WR con emisión de hidrógeno y ha (por ejemplo WN6ha) para emisiones de hidrógeno y absorción
• WN/C – estrellas WN más líneas C IV fuertes, intermedias entre las estrellas WN y WC
• WC – espectro con líneas C II-IV fuertes
  • WCE (WC4 a WC6) – más caliente o "principal"
  • WCL (WC7 a WC9) – más fresco o "late"
• WO (WO1 a WO4) – líneas O VI fuertes, extremadamente raras, extensión de la clase WCE a temperaturas increíblemente calientes (hasta 200 kK o más)

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

Cortar estrellas

Las estrellas slash son estrellas de tipo O con líneas similares a WN en sus espectros. El nombre "barra inclinada" proviene de su tipo espectral impreso que tiene una barra inclinada (por ejemplo, "Of/WNL").

Se encuentra un grupo secundario con estos espectros, un "intermedio" grupo designado "Ofpe/WN9". Estas estrellas también se conocen como WN10 o WN11, pero se han vuelto menos populares al darse cuenta de la diferencia evolutiva de otras estrellas Wolf-Rayet. Recientes descubrimientos de estrellas aún más raras han ampliado el rango de estrellas slash hasta O2-3.5If^*/WN5-7, que son incluso más calientes que la "slash" original. estrellas.

Estrellas O magnéticas

Son estrellas O con fuertes campos magnéticos. La designación es Of?p.

Geniales clases de enanas rojas y marrones

Los nuevos tipos espectrales L, T e Y se crearon para clasificar los espectros infrarrojos de estrellas frías. Esto incluye tanto a las enanas rojas como a las enanas marrones que son muy débiles en el espectro visible.

Las enanas marrones, estrellas que no experimentan fusión de hidrógeno, se enfrían a medida que envejecen y, por lo tanto, 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 conduce a una superposición irresoluble entre los tipos espectrales ' temperatura y luminosidad efectivas para algunas masas y edades de diferentes tipos L-T-Y, no se pueden dar valores distintos de temperatura o luminosidad.

Clase L

La impresión del artista de un L-dwarf

Las enanas de clase L obtienen su designación porque son más frías que las estrellas M y L es la letra restante alfabéticamente más cercana a M. Algunos de estos objetos tienen masas lo suficientemente grandes como para soportar la fusión de hidrógeno y, por lo tanto, son estrellas, pero la mayoría son de masa subestelar. y por lo tanto son enanas marrones. Son de un color rojo muy oscuro y más brillantes en el infrarrojo. Su atmósfera es lo suficientemente fría como para permitir que los hidruros metálicos y los metales alcalinos destaquen en sus espectros.

Debido a la baja gravedad superficial de las 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 entorno aislado. Sin embargo, es posible que estas supergigantes de tipo L se formen a través de colisiones estelares, un ejemplo de las cuales es V838 Monocerotis mientras se encuentra en el apogeo de su luminosa erupción de nova roja.

Clase T: enanos de metano

La impresión del artista de un T-dwarf

Las enanas de clase T son enanas marrones frías con temperaturas superficiales entre aproximadamente 550 y 1300 K (277 y 1027 °C; 530 y 1880 °F). Su emisión alcanza su punto máximo en el infrarrojo. El metano es prominente en sus espectros.

El estudio del número de proplyds (discos protoplanetarios, cúmulos de gas en nebulosas a partir de los cuales se forman estrellas y sistemas planetarios) indica que el número de estrellas en la galaxia debería ser varios órdenes de magnitud superior a lo que se había conjeturado previamente. Se teoriza que estos proplyds están en una carrera entre sí. El primero en formarse se convertirá en una protoestrella, que son objetos muy violentos y perturbarán a otros proplyds en los alrededores, despojándolos de su gas. Los proplyds víctimas probablemente se convertirán en estrellas de la secuencia principal o enanas marrones de las clases L y T, que son bastante invisibles para nosotros.

Clase Y

La impresión del artista de un Y-dwarf

Las enanas marrones de clase espectral Y son más frías que las de clase espectral T y tienen espectros cualitativamente diferentes a ellos. Un total de 17 objetos se han colocado en la clase Y a partir de agosto de 2013. Aunque tales enanas han sido modeladas y detectadas dentro de cuarenta años luz por el Wide-field Infrared Survey Explorer (WISE), todavía no hay una secuencia espectral bien definida y sin prototipos. Sin embargo, se han propuesto varios objetos como clases espectrales Y0, Y1 e Y2.

Los espectros de estos posibles objetos Y muestran una absorción de alrededor de 1,55 micrómetros. Delorme et al. han sugerido que esta característica se debe a la absorción del amoníaco, y que esto debería tomarse como la característica indicativa de la transición T-Y. De hecho, esta característica de absorción de amoníaco es el criterio principal que se ha adoptado para definir esta clase. Sin embargo, esta característica es difícil de distinguir de la absorción por agua y metano, y otros autores han señalado que la asignación de la clase Y0 es prematura.

La última enana marrón propuesta para el tipo espectral Y, WISE 1828+2650, es una > Y2 enano con una temperatura efectiva estimada originalmente alrededor de 300 K, la temperatura del cuerpo humano. Sin embargo, las mediciones de paralaje han demostrado desde entonces que su luminosidad es inconsistente con que sea más fría que ~400 K. La enana Y más fría conocida actualmente es WISE 0855−0714 con una temperatura aproximada de 250 K y una masa solo siete veces mayor que la de Júpiter..

El rango de masas de las enanas Y es de 9 a 25 masas de Júpiter, pero los objetos jóvenes pueden llegar a estar por debajo de una masa de Júpiter (aunque se enfrían para convertirse en planetas), lo que significa que los objetos de clase Y se encuentran a ambos lados del límite de fusión de deuterio de 13 masas de Júpiter que marca la división actual de la IAU entre enanas marrones y planetas.

Enanas marrones peculiares

Las enanas marrones jóvenes tienen gravedades superficiales bajas porque tienen radios más grandes y masas más bajas en comparación con las estrellas de campo de tipo espectral similar. Estas fuentes están marcadas con una letra beta (β) para gravedad superficial intermedia y gamma (γ) para gravedad superficial baja. Las líneas de CaH, K^I y Na^I débiles son indicios de baja gravedad superficial, así como una línea de VO fuerte. Alfa (α) representa la gravedad normal de la superficie y generalmente se deja caer. A veces, una gravedad superficial extremadamente baja se indica mediante un delta (δ). El sufijo "pec" significa peculiar. El sufijo peculiar todavía se usa para otras características que son inusuales y resumen diferentes propiedades, indicativas de baja gravedad superficial, subenanas y binarias no resueltas. El prefijo sd significa subenano y solo incluye subenanos geniales. Este prefijo indica una metalicidad baja y propiedades cinemáticas que son más similares a las estrellas de halo que a las estrellas de disco. Los subenanos aparecen más azules que los objetos de disco. El sufijo rojo describe objetos de color rojo, pero de mayor edad. Esto no se interpreta como baja gravedad superficial, sino como un alto contenido de polvo. El sufijo azul describe objetos con colores azules del infrarrojo cercano que no se pueden explicar con baja metalicidad. Algunos se explican como binarios L+T, otros no son binarios, como 2MASS J11263991−5003550 y se explican con nubes finas y/o de grano grande.

Clases de estrellas de carbono gigantes tardías

Las estrellas de carbono son estrellas cuyos espectros indican la producción de carbono, un subproducto de la fusión de helio triple alfa. Con una mayor abundancia de carbono y cierta producción paralela de elementos pesados del proceso s, 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 presume que los gigantes entre esas estrellas producen este carbono por sí mismos, pero algunas estrellas de esta clase son estrellas dobles, cuya extraña atmósfera se sospecha que fue transferida de una compañera que ahora es una enana blanca, cuando la compañera era una estrella de carbono.

Clase C: estrellas de carbono

Imagen de la estrella de carbono R Sculptoris y su impresionante estructura espiral

Originalmente clasificadas como estrellas R y N, también se conocen como estrellas de carbono. Se trata de gigantes rojas, próximas al final de su vida, en las que existe un exceso de carbono en la atmósfera. Las antiguas clases R y N corrían paralelas al sistema de clasificación normal desde aproximadamente mediados de G hasta finales de M. Más recientemente, se han reasignado en un clasificador de carbono unificado C con N0 comenzando aproximadamente en C6. Otro subconjunto de estrellas frías de carbono son las estrellas de tipo C-J, que se caracterizan por la fuerte presencia de moléculas de 13CN además de las de 12CN. 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 – Antiguamente su propia clase (R) representando el equivalente de la estrella de carbono de las últimas estrellas de tipo G- a las primeras K.
• C-N – Antiguamente su propia clase representando el equivalente de estrella de carbono de las estrellas de tipo K- a M.
• C-J – Un subtipo de estrellas C frescas con un alto contenido de 13C.
• C-H – analogías de población II de las estrellas C-R.
• C-Hd – estrellas de carbono deficientes de hidrógeno, similares a supergiantes G tardías con bandas CH y C2 añadidos.

Clase S

Las estrellas de clase S forman un continuo entre las estrellas de clase M y las estrellas de carbono. Las más similares a las estrellas de clase M tienen fuertes bandas de absorción de ZrO análogas a las bandas de TiO de las estrellas de clase M, mientras que las más similares a las estrellas de carbono tienen fuertes líneas D de sodio y bandas débiles de C2. Las estrellas de clase S tienen cantidades excesivas de circonio y otros elementos producidos por el proceso s, y tienen abundancias de carbono y oxígeno más similares que las estrellas de clase M o de carbono. Al igual que las estrellas de carbono, casi todas las estrellas de clase S conocidas son estrellas de rama gigante asintótica.

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 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 oblicua es un esquema más reciente pero menos común diseñado para representar la proporción de carbono a oxígeno en una escala de 1 a 10, donde un 0 sería una estrella MS. Las intensidades de zirconio y titanio pueden indicarse explícitamente. También se ve ocasionalmente un número después de un asterisco, que representa la fuerza de las bandas de 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 de borde se denominan estrellas MS. De manera similar, los casos límite entre las clases S y C-N se denominan SC o CS. Se supone que la secuencia M → MS → S → SC → C-N es una secuencia de mayor abundancia de carbono con la edad para las estrellas de carbono en la rama gigante asintótica.

Clasificaciones de enanas blancas

La clase D (degenerada) es la clasificación moderna que se usa para las enanas blancas: estrellas de baja masa que ya no experimentan fusión nuclear y se han reducido al tamaño planetario, enfriándose lentamente. La clase D se divide además en 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:

• DA – una atmósfera rica en hidrógeno o capa exterior, indicada por fuertes líneas espectrales de hidrógeno Balmer.
• DB – un ambiente rico en helio, indicado por helio neutro, Yo, líneas espectrales.
• DO – un ambiente rico en helio, indicado por helio ionizado, Él II, líneas espectrales.
• DQ – un ambiente rico en carbono, indicado por líneas de carbono atómicas o moleculares.
• DZ – un ambiente rico en metal, indicado por líneas espectrales de metal (una fusión de los tipos espectrales de enana blanca obsoletos, DG, DK y DM).
• DC – ninguna línea espectral fuerte indicando una de las categorías anteriores.
• DX – las líneas espectrales no son suficientemente claras para clasificarse en una de las categorías anteriores.

El tipo va seguido de un número que indica la temperatura de la superficie de la enana blanca. Este número es una forma redondeada de 50400/T_eff, donde T_eff es la temperatura superficial efectiva, medida en kelvin. Originalmente, este número se redondeaba a uno de los dígitos del 1 al 9, pero más recientemente se han comenzado a utilizar valores fraccionarios, así como valores por debajo de 1 y por encima de 9 (por ejemplo, DA1.5 para IK Pegasi B)

Se pueden usar dos o más de las letras tipográficas para indicar una enana blanca que muestra más de una de las características espectrales anteriores.

Tipos espectrales de enanas blancas extendidos

Sirius A y B (enano blanco del tipo DA2) resuelto por Hubble

• DAB – un enano blanco rico en hidrógeno y helio que muestra líneas de helio neutro
• DAO – un enano blanco rico en hidrógeno y helio que muestra líneas de helio ionizadas
• DAZ – un enano blanco metálico rico en hidrógeno
• DBZ – un enano blanco metálico rico en helio

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

Tipos espectrales no estelares: Clases P y Q

Finalmente, las clases P y Q son sobrantes del sistema desarrollado por Cannon para el Henry Draper Catalogue. Ocasionalmente se usan para ciertos objetos no estelares: los objetos de tipo P son estrellas dentro de nebulosas planetarias (típicamente enanas blancas jóvenes o gigantes M pobres en hidrógeno); Los objetos de tipo Q son novas.

Restos estelares

Los remanentes estelares son objetos asociados con la muerte de las estrellas. En la categoría se incluyen las enanas blancas y, como se puede ver 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 viejas estrellas de neutrones son relativamente pequeñas y frías, 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 hace la transición a la rama de la enana blanca. Si se muestra, se trazaría una nebulosa planetaria a la derecha del cuadrante superior derecho del diagrama. Un agujero negro no emite luz visible propia y, por lo tanto, no aparecería en el diagrama.

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

Clases espectrales reemplazadas

Varios tipos espectrales, todos utilizados anteriormente para estrellas no estándar a mediados del siglo XX, se han reemplazado 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 búsqueda de vida

Si bien es posible que los humanos finalmente puedan colonizar cualquier tipo de hábitat estelar, esta sección abordará la probabilidad de que surja vida alrededor de otras estrellas.

La estabilidad, la luminosidad y la vida útil son factores en la habitabilidad estelar. Solo conocemos una estrella que alberga vida, y es la nuestra: una estrella de clase G con abundancia de elementos pesados y poca variabilidad en el brillo. También se diferencia de muchos sistemas estelares en que solo tiene una estrella (ver Habitabilidad de los sistemas estelares binarios).

Trabajando a partir de estas restricciones y los problemas de tener un conjunto de muestras empíricas de solo una, el rango de estrellas que se predice que podrá albergar vida tal como la conocemos está limitado por algunos 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 se desarrolle vida avanzada (usando la Tierra como guía). En el otro extremo, es probable que las enanas de menos de la mitad de la masa de nuestro Sol (tipo espectral M) bloqueen los planetas por marea dentro de su zona habitable, junto con otros problemas (ver Habitabilidad de los sistemas de enanas rojas). Si bien la vida en las enanas rojas enfrenta muchos problemas, muchos astrónomos continúan modelando estos sistemas debido a su gran número y longevidad.

Por estas razones, la misión Kepler de la NASA está buscando planetas habitables en estrellas cercanas de la secuencia principal que sean menos masivas que el tipo espectral A pero más masivas que el tipo M, lo que las convierte en las estrellas más probables para albergar vida estrellas enanas de tipos F, G y K.

Notas explicativas