Clasificación estelar

Clasificación de estrellas según sus características espectrales.

Para el sistema de clasificación, por ejemplo, "cuatro de cinco estrellas", consulte Estrella (clasificación) .

Diagrama de Hertzsprung-Russell

Tipo espectral

Enanas marrones

Enanas blancas

Enanas rojas

Subenanos

Secuencia principal
("enanos")

Subgigantes

Gigantes

Gigantes brillantes

Supergigantes

Hipergigantes

absoluta
nitud
tude
(M _V )

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 diferentes líneas espectrales varían principalmente debido a la temperatura delfotosfera , 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) utilizando las letras O , B , A , F , G , K y M , una secuencia desde la más caliente ( tipo O ) hasta la más fría ( tipo M ). Luego, cada clase de letras se subdivide utilizando un dígito numérico, siendo 0 el más caliente y 9 el más frío (por ejemplo, A8, A9, F0 y F1 forman una secuencia de más caliente 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 clases  S y 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 las estrellas gigantes de las enanas. La clase de luminosidad  0 o Ia + se usa para hipergigantes , 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 entonces G2V, lo que indica una estrella de secuencia principal con una temperatura superficial de alrededor de 5.800 K.

Descripción del color convencional

Artículo principal: Estrella verde (astronomía)

Discos de cámara RGB recién saturados

La descripción de color convencional 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 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 con luz tenue, en condiciones de visualización típicas no hay estrellas verdes, índigo o violetas. Las enanas rojas tienen un tono profundo de naranja, y las enanas marrones no parecen literalmente marrones, pero hipotéticamente parecerían grises tenues para un observador cercano.

Clasificación moderna

Estrellas de la secuencia principal ordenadas de O a M clases de Harvard

El sistema de clasificación moderno se conoce como clasificación de 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 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 se dan etiquetas como "U-V" o "B-V", que representan los colores pasaron por dos filtros estándar (por ejemplo, U ltraviolet, B lue y V isual).

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 (vea el párrafo siguiente). Las estrellas se agrupan de acuerdo con sus características espectrales por letras individuales del alfabeto, opcionalmente con subdivisiones numéricas. Las estrellas de la secuencia principal varían en temperatura superficial de aproximadamente 2.000 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 enumeran de más caliente a más fría.

Clase	Temperatura efectiva [1] [2]	Vega-relativo de cromaticidad [3] [4] [a]	Cromaticidad ( D65 ) [5] [6] [3] [b]	Masa de secuencia principal [1] [7] ( masas solares )	Radio de secuencia principal [1] [7] ( radios solares )	Luminosidad de secuencia principal [1] [7] ( bolométrica )	Líneas de hidrógeno	Fracción de todas las estrellas de la secuencia principal [8]
O	≥ 30 000 K	azul	azul	≥ 16  M ☉	≥ 6,6  R ☉	≥ 30 000  L ☉	Débil	~ 0,00003%
B	10.000-30.000 K	azul blanco	blanco azul profundo	2,1–16  M ☉	1.8–6.6  R ☉	25–30 000  L ☉	Medio	0,13%
A	7.500-10.000 K	blanco	azul blanco	1,4–2,1  M ☉	1,4–1,8  R ☉	5–25  L ☉	Fuerte	0,6%
F	6.000–7.500 K	amarillo blanco	blanco	1.04–1.4  M ☉	1,15–1,4  R ☉	1,5–5  L ☉	Medio	3%
GRAMO	5.200–6.000 K	amarillo	medio amarillo con blanco	0,8–1,04  M ☉	0,96–1,15  R ☉	0,6–1,5  L ☉	Débil	7,6%
K	3.700–5.200 K	naranja claro	naranja amarillo pálido	0,45–0,8  M ☉	0,7–0,96  R ☉	0,08-0,6  L ☉	Muy débil	12,1%
METRO	2.400-3.700 K	rojo naranja	rojo anaranjado claro	0.08–0.45  M ☉	≤ 0,7  R ☉	≤ 0,08  L ☉	Muy débil	76,45%

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

Las clases espectrales de la O a la M, así como otras clases más especializadas que se comentan 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. ^[9] El Sol está clasificado como G2. ^[10]

Las descripciones de colores convencionales son tradicionales en astronomía y representan colores en relación con el color medio de una estrella de clase A, que se considera blanca. Las descripciones del color aparente ^[5] son las que el observador vería si tratara de describir las estrellas bajo un cielo oscuro sin ayuda para la vista o con binoculares. Sin embargo, la mayoría de las estrellas en el cielo, excepto las más brillantes, se ven blancas o de un blanco azulado 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 temperatura superficial o fotosférica (o más precisamente, su temperatura efectiva ) no se entendió completamente hasta después de su desarrollo, aunque cuando se formuló el primer diagrama de Hertzsprung-Russell (en 1914), En general, se sospechaba que esto era cierto. ^[11] 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. ^[12]

La astrónoma de Harvard, Cecilia Payne , demostró entonces que la secuencia espectral OBAFGKM es en realidad una secuencia de temperatura. ^[13] Debido a que la secuencia de clasificación es anterior a nuestra comprensión de que es una secuencia de temperatura, la ubicación de un espectro en un subtipo dado, como B3 o A7, depende de estimaciones (en gran medida subjetivas) de la fuerza 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 espectros de colores falsos para estrellas de la secuencia principal ^[14]

La clasificación espectral de Yerkes , también llamada 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 . ^[15] 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 Harvardse basa solo en la temperatura de la superficie). Más tarde, en 1953, después de algunas revisiones de la lista de estrellas estándar y los criterios de clasificación, el esquema se denominó clasificación de Morgan-Keenan , o MK , ^[16] y este sistema sigue en uso.

Las estrellas más densas con mayor gravedad en la superficie exhiben un mayor ensanchamiento de presión de las líneas espectrales. La gravedad, y por tanto la presión, sobre la superficie de una estrella gigante es mucho menor que la de 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 enumera en la tabla siguiente. ^[17]

Clases de luminosidad de Yerkes

Clase de luminosidad	Descripción	Ejemplos de
0 o Ia +	hipergigantes o supergigantes extremadamente luminosas	Cygnus OB2 # 12 - B3-4Ia + [18]
I a	supergigantes luminosas	Eta Canis Majoris - B5Ia [19]
Iab	supergigantes luminosas de tamaño intermedio	Gamma Cygni - F8Iab [20]
Ib	supergigantes menos luminosas	Zeta Persei - B1Ib [21]
II	gigantes brillantes	Beta Leporis - G0II [22]
III	gigantes normales	Arcturus - K0III [23]
IV	subgigantes	Gamma Cassiopeiae - B0.5IVpe [24]
V	estrellas de la secuencia principal (enanas)	Achernar - B6Vep [21]
sd ( prefijo ) o VI	subenanas	HD 149382 - sdB5 o B5VI [25]
D ( prefijo ) o VII	enanas blancas [c]	van Maanen 2 - DZ8 [26]

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

• Una barra inclinada ( / ) significa que una estrella es de una clase o de la otra.
• Un guión ( - ) 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 una subgigante.

También se han utilizado clases 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 las clases de enanas blancas o "subenanas calientes", ya que las letras de temperatura de la secuencia principal y las estrellas gigantes ya no se aplican a las enanas blancas.

De vez en cuando, las cartas una y B se aplican a clases de luminosidad distintos supergigantes; por ejemplo, una estrella gigante ligeramente menos luminosa de lo normal puede recibir una clase de luminosidad de IIIb, mientras que una clase de luminosidad IIIa indica una estrella ligeramente más brillante que un gigante típico. ^[27]

A una muestra de estrellas V extremas con fuerte absorción en líneas espectrales He II λ4686 se le ha dado la designación Vz . Un ejemplo es la estrella HD 93129 B . ^[28]

Peculiaridades espectrales

La nomenclatura adicional, en forma de letras minúsculas, puede seguir el tipo espectral para indicar características peculiares del espectro. ^[29]

Código	Peculiaridades espectrales de las estrellas
:	valor espectral incierto [17]
...	Existen peculiaridades espectrales no descritas
!	Peculiaridad especial
comp	Espectro compuesto [30]
mi	Líneas de emisión presentes [30]
[mi]	"Prohibido" líneas de emisión presente
er	El centro "invertido" de las líneas de emisión es más débil que los bordes.
eq	Líneas de emisión con perfil P Cygni
F	Emisión de N III y He II [17]
F*	N  IV λ4058Å es más fuerte que las  líneas N III λ4634Å, λ4640Å y λ4642Å [31]
f +	Se emiten Si IV λ4089Å y λ4116Å, además de la línea N III [31]
(F)	Emisión de N III, ausencia o absorción débil de He II
(f +)	[32]
((F))	Muestra una fuerte absorción de He II acompañada de emisiones débiles de N III [33]
((F*))	[32]
h	Estrellas WR con líneas de emisión de hidrógeno. [34]
decir ah	Estrellas WR con hidrógeno visto tanto en absorción como en emisión. [34]
El wk	Líneas débiles de helio
k	Espectros con características de absorción interestelar
metro	Características de metal mejoradas [30]
norte	Absorción amplia ("nebulosa") debido al hilado [30]
nn	Características de absorción muy amplias [17]
Nebraska	El espectro de una nebulosa mezclado en [30]
pag	Peculiaridad no especificada, estrella peculiar . [d] [30]
pq	Espectro peculiar, similar a los espectros de las novas.
q	Perfiles de P Cygni
s	Líneas de absorción estrechas ("nítidas") [30]
ss	Líneas muy estrechas
sh	Características de la estrella de la concha [30]
var	Característica espectral variable [30] (a veces abreviada como "v")
wl	Líneas débiles [30] (también "w" y "wk")
Símbolo de elemento	Líneas espectrales anormalmente intensas de los elementos especificados [30]

Por ejemplo, 59 Cygni se enumera como tipo espectral B1.5Vnne, ^[35] indicando 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 ha evolucionado a partir de las clases anteriores de Secchi y se ha ido modificando progresivamente a medida que mejoraba la comprensión.

Clases de Secchi

Durante las décadas de 1860 y 1870, el espectroscopista estelar pionero 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. ^{[36] [37] [38]}

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. ^{[39] [40] [41]}

Numero de clase	Descripción de la clase Secchi
Secchi clase I	Estrellas blancas y azules con amplias líneas de hidrógeno pesado , como Vega y Altair . Esto incluye la clase A moderna y la clase F.
Secchi clase I (subtipo Orion)	Un subtipo de Secchi clase 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 clase II	Estrellas amarillas: hidrógeno menos fuerte, pero líneas metálicas evidentes, como el Sol , Arcturus y Capella . Esto incluye las clases modernas G y K, así como la clase F tardía.
Secchi clase III	Estrellas anaranjadas a rojas con espectros de bandas complejos, como Betelgeuse y Antares . Esto corresponde a la clase moderna M.
Secchi clase IV	En 1868, descubrió las estrellas de carbono , que clasificó en un grupo distinto: [42] Estrellas rojas con bandas y líneas de carbono significativas , correspondientes a las clases modernas C y S.
Secchi clase V	En 1877, añadió una quinta clase: [43] Estrellas de línea de emisión , como Gamma Cassiopeiae y Sheliak , que pertenecen a la clase moderna Be. En 1891, Edward Charles Pickering propuso que la clase V debería corresponder a la clase O moderna (que luego incluía estrellas Wolf-Rayet) y estrellas dentro de nebulosas planetarias. [44]

Los números romanos utilizados para las clases de Secchi no deben confundirse con los números romanos completamente ajenos que se utilizan para las clases de luminosidad de Yerkes y las clases de estrellas de neutrones propuestas.

Sistema de cortinas

Clasificaciones en el catálogo de Draper de espectros estelares ^{[45] [46]}

Secchi	Pañero	Comentario
I	A , B , C, D	Líneas de hidrógeno dominantes
II	Mi, F , G , H, I, K , L
III	METRO
IV	norte	No apareció en el catálogo
V	O	Se incluyen espectros Wolf-Rayet con líneas brillantes
V	PAG	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 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. William 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. ^[47] Con la ayuda de las computadoras de Harvard , especialmente William Fleming , se ideó la primera versión del catálogo de Henry Draper para reemplazar el esquema de números romanos establecido por Angelo Secchi. ^[48]

El catálogo utilizó un esquema en el que las clases Secchi utilizadas anteriormente (I a V) se subdividieron en clases más específicas, con letras de la A a la P. Además, la letra Q se utilizó para estrellas que no encajaban en ninguna otra clase. ^{[45] [46]}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 emanadas 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 fuertes, mientras que los espectros de la clase O no producían prácticamente líneas visibles. El sistema de letras mostró la disminución gradual de 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. ^{[47] [49]}

El antiguo sistema de Harvard (1897)

En 1897, otra astrónoma de Harvard, Antonia Maury , colocó el subtipo de Orión de Secchi clase I por delante del resto de Secchi clase I, colocando así al tipo B moderno por delante del tipo moderno A. Ella fue la primera en hacerlo, aunque no utilizó tipos espectrales con letras, sino más bien una serie de veintidós tipos numerados del I al XXII. ^{[50] [51]}

Resumen del sistema de Harvard de 1897 ^[52]

Grupos	Resumen
I − V	incluía estrellas de 'tipo Orión' que mostraban una fuerza creciente en las líneas de absorción de hidrógeno del grupo I al grupo V
VI	actuó como un intermediario entre el 'tipo Orion' y el grupo Secchi tipo I
VII − XI	eran estrellas de tipo 1 de Secchi, con fuerza decreciente en las líneas de absorción de hidrógeno de los grupos VII-XI
XIII-XVI	incluyó estrellas Secchi tipo 2 con líneas de absorción de hidrógeno decrecientes y líneas metálicas de tipo solar crecientes
XVII-XX	incluyó estrellas Secchi tipo 3 con líneas espectrales crecientes
XXI	incluido Secchi tipo 4 estrellas
XXII	incluidas estrellas Wolf-Rayet

Debido a que las 22 agrupaciones de números romanos no tuvieron en cuenta variaciones adicionales en los espectros, se hicieron tres divisiones adicionales para especificar más las diferencias: se agregaron letras minúsculas para diferenciar la apariencia de línea relativa en los espectros; las líneas se definieron como ^[52]

Subtipos de Harvard 1897 ^[52]

(a)	ancho medio
(B)	brumoso
(C)	agudo

Antonia Maury publicó su propio catálogo de clasificación estelar en 1897 llamado "Espectros de estrellas brillantes fotografiadas con el telescopio Draper de 11 pulgadas como parte del Henry Draper Memorial", que incluía 4.800 fotografías y análisis de Maury de 681 estrellas brillantes del norte. Este fue el primer caso en el que se atribuyó a una mujer una publicación del observatorio. ^[53]

El sistema actual de Harvard (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 utilizadas en ese orden, así como P para nebulosas planetarias y Q para algunas peculiaridades. espectros. También usó tipos como B5A para estrellas a medio camino entre los tipos B y A, F2G para estrellas una quinta parte del camino de F a G, y así sucesivamente. ^{[54] [55]}

Finalmente, en 1912, Cannon había cambiado los tipos B, A, B5A, F2G, etc. a B0, A0, B5, F2, etc. ^{[56] [57]} Ésta es esencialmente la forma moderna del sistema de clasificación de Harvard. Este sistema se desarrolló mediante el análisis de espectros en placas fotográficas, que podían convertir la luz emanada de las estrellas en espectros legibles. ^[58]

Un mnemónico común para recordar el orden de las letras de tipo espectral, de las más calientes a las más frías, es " Oh , B e A F ine G uy / G irl: K iss M e!". ^[59]

Clases de Mount 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 diferente luminosidad. ^{[60] [61] [62]} Este sistema de notación todavía se ve a veces en los espectros modernos. ^[63]

Clase	Significado
Dakota del Sur	Subenano
D	Enano
sg	Subgigante
gramo	Gigante
C	Supergigante

El movimiento de estrellas de tipo tardío alrededor del ápice (izquierda) y antapex (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. ^[64]

Nomenclatura "temprana" y "tardía"

Las estrellas a menudo se denominan tipos tempranos o tardíos . "Temprano" es sinónimo de más caliente , mientras que "tarde" es sinónimo de más frío .

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

"Late" se usa de la misma manera, con un uso incondicional 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 en el uso de "late G "para referirse a G7, G8 y G9.

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

Esta oscura terminología proviene 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 su vida como estrellas muy calientes de "tipo temprano" y luego se enfriarían gradualmente hasta convertirse en estrellas de "tipo tardío". Este mecanismo proporcionó edades del Sol mucho más pequeñas de lo que se observa en el registro geológico , y quedó obsoleto por el descubrimiento de que las estrellas están alimentadas por fusión nuclear . ^{[sesenta y cinco]} Los términos "temprano" y "tardío" se trasladaron, más allá de la desaparición del modelo en el que se basaban.

Clase O

Artículo principal: estrella tipo O

Ver también: estrella de secuencia principal tipo O , gigante azul y supergigante azul

El espectro de una estrella O5V

Las estrellas de 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 la vecindad solar son estrellas de tipo O. ^{[e] [8]} 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.

Los espectros de tipo O se definían anteriormente por la relación de la fuerza del He  II λ4541 con respecto a 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 utiliza la relación de la línea de nitrógeno N IV λ4058 a N III λλ4634-40-42. ^[66]

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 de helio neutro , que se fortalecen de O5 a O9, y líneas prominentes de Balmer de hidrógeno . aunque no tan fuerte como en tipos posteriores. 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 el esquema de clasificación MKK se describió por primera vez en 1943, los únicos subtipos de la clase O utilizados fueron O5 a O9.5. ^[67] El esquema MKK se amplió a O9.7 en 1971 ^[68] y O4 en 1978, ^[69] y posteriormente se han introducido nuevos esquemas de clasificación que agregan los tipos O2, O3 y O3.5. ^[70]

Estándares espectrales: ^[64]

• O7V - S Monocerotis
• O9V - 10 Lacertae

Clase B

Ver también: estrella de secuencia principal tipo B , gigante azul y supergigante azul

Estrellas de clase B en el grupo Jewel Box (Crédito: ESO VLT)

Las estrellas de tipo B son muy luminosas y azules. Sus espectros tienen líneas neutras de helio, 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 por 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 fuera de control .

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 en día, 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. En el caso de las supergigantes, se utilizan en su lugar 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. ^[66]

Estas estrellas tienden a encontrarse en sus asociaciones OB de origen , que están asociadas con nubes moleculares gigantes . La asociación Orion OB1 ocupa una gran parte de un brazo en 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 la secuencia principal en la vecindad solar son de tipo B estrellas de la secuencia principal . ^{[e] [8]}

Las entidades masivas pero no supergigantes conocidas como "estrellas Be" son estrellas de secuencia principal que tienen, o tuvieron en algún momento, una o más líneas de Balmer en emisión, con la serie de radiación electromagnética relacionada con el hidrógeno proyectada por las estrellas siendo de Interés particular. En general, se cree que las estrellas Be presentan vientos estelares inusualmente fuertes , altas temperaturas superficiales y un desgaste significativo de la masa estelar a medida que los objetos giran a una velocidad curiosamente rápida. ^{[71] Los} objetos conocidos como estrellas "B (e)" o "B [e]" poseen líneas distintivas de emisión neutra o de baja ionización. que se considera que tienen ' mecanismos prohibidos ', que se someten a procesos que normalmente no están permitidos según los conocimientos actuales de la mecánica cuántica .

Estándares espectrales: ^[64]

• B0V - Upsilon Orionis
• B0Ia - Alnilam
• B2Ia - Chi 2 Orionis
• B2Ib - 9 Cephei
• B3V - Eta Ursae Majoris
• B3V - Eta Aurigae
• B3Ia - Omicron 2 Canis Majoris
• B5Ia - Eta Canis Majoris
• B8Ia - Rigel

Clase A

Ver también: estrella de secuencia principal tipo A

Vega de clase A (izquierda) en comparación con el sol (derecha)

Las estrellas de tipo A se encuentran entre las estrellas más comunes a simple vista y son blancas o de color blanco azulado. Tienen fuertes líneas de hidrógeno, como máximo en A0, y también líneas de metales ionizados ( Fe  II, Mg  II, Si  II) en un máximo en A5. La presencia de  líneas de Ca II se refuerza 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. ^{[e] [8] [72]}

Estándares espectrales: ^[64]

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

Clase F

Ver también: estrella de secuencia principal tipo F

Canopus , una supergigante de tipo F y la segunda estrella más brillante del cielo nocturno

Las estrellas de tipo F tienen líneas espectrales reforzadas H y K de Ca  II. Los metales neutros ( Fe  I, Cr  I) comienzan a ganar en las líneas de metales ionizados a finales de F. Sus espectros se caracterizan por las líneas de hidrógeno más débiles y los metales ionizados. Su color es el blanco. Aproximadamente 1 de cada 33 (3,03%) de las estrellas de la secuencia principal en la vecindad solar son estrellas de tipo F. ^{[e] [8]}

Estándares espectrales: ^[64]

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

Clase G

"G estrella" vuelve a dirigir aquí. Para otros usos, consulte G star (desambiguación) .

Ver también: estrella de secuencia principal tipo G y supergigante amarilla

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

Las estrellas de tipo G, incluido el Sol , ^[10] 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 de CN . Las estrellas de la secuencia principal de clase G constituyen aproximadamente el 7,5%, casi una de cada trece, de las estrellas de la secuencia principal en la vecindad solar. ^{[e] [8]}

La clase G contiene el "vacío evolutivo amarillo". ^[73] Las estrellas supergigantes a menudo oscilan entre O o B (azul) y K o M (rojo). Mientras hacen esto, no se quedan por mucho tiempo en la clase G de la supergigante amarilla , ya que este es un lugar extremadamente inestable para una supergigante.

Estándares espectrales: ^[64]

• 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 - Épsilon Virginis
• G8Ib - Épsilon Geminorum

Clase K

Ver también: estrella de secuencia principal tipo K

La "estrella de tipo K" vuelve a dirigir aquí. Para el proyecto de fusión nuclear de Corea, consulte KSTAR .

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

Las estrellas de tipo K son estrellas anaranjadas que son ligeramente más frías que el Sol. Constituyen aproximadamente el 12% de las estrellas de la secuencia principal en la vecindad solar. ^{[e] [8]} 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). A finales de K, aparecen bandas moleculares de óxido de titanio . Las teorías de la corriente principal (aquellas basadas en una menor radiactividad dañina y longevidad de las estrellas) sugerirían, por lo tanto, que tales estrellas tienen las posibilidades óptimas de que se desarrolle vida muy evolucionada en planetas en órbita (si dicha vida es directamente análoga a la de la Tierra) debido a una amplia zona habitable pero mucho menos dañina. períodos de emisión en comparación con aquellos con las zonas más amplias. ^{[74] [75]}

Estándares espectrales: ^[64]

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

Clase M

Ver también: enanas rojas , gigante roja , y supergigante roja

Las estrellas de clase M son, con mucho, las más comunes. Aproximadamente el 76% de las estrellas de la secuencia principal en el vecindario solar son estrellas de clase M. ^{[e] [f] [8]} 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 ser vista a simple vista, a menos que se encuentren en condiciones excepcionales. La estrella de secuencia principal de clase M más brillante conocida es M0V Lacaille 8760 , con magnitud 6,7 (la magnitud límite para la visibilidad típica a simple vista en buenas condiciones se suele citar como 6,5), y es extremadamente improbable que se produzcan ejemplos más brillantes. encontró.

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, como VV Cephei , Antares y Betelgeuse , que también son de clase M. Además, las enanas marrones más grandes y calientes son 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 generalmente están ausentes. Las bandas de TiO pueden ser fuertes en las estrellas de clase M, generalmente dominando su espectro visible en aproximadamente M5. Las bandas de óxido de vanadio (II) se vuelven presentes a finales de M.

Estándares espectrales: ^[64]

• M0IIIa - Beta Andrómeda
• M2III - Chi Pegasi
• M1-M2Ia-Iab - Betelgeuse
• M2Ia - Mu Cephei

Tipos espectrales extendidos

Se han puesto en uso varios tipos espectrales nuevos a partir de tipos de estrellas recién descubiertos. ^[76]

Clases de estrellas de emisión azul caliente

UGC 5797 , una galaxia de línea de emisión donde se forman estrellas azules brillantes masivas ^[77]

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

Clase W: Wolf – Rayet

Artículo principal: estrella Wolf – Rayet

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

Una vez incluidas como estrellas de tipo O, las estrellas Wolf-Rayet de clase W o WR son notables 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 arrastradas por los vientos estelares , exponiendo así directamente sus caparazones de helio caliente. La clase W se divide además en subclases de acuerdo con la fuerza relativa de las líneas de emisión de nitrógeno y carbono en sus espectros (y capas externas). ^[34]

El rango de espectros WR se enumera a continuación: ^{[78] [79]}

• WN ^[34] - espectro dominado por las líneas N III-V y He I-II
  • WNE (WN2 a WN5 con algo de WN6): más caliente o "temprano"
  • WNL (WN7 a WN9 con algunos WN6) - más fresco o "tarde"
  • Las clases WN extendidas WN10 y WN11 se utilizan a veces para las estrellas Ofpe / WN9 ^[34]
  • etiqueta h utilizada (por ejemplo, WN9h) para WR con emisión de hidrógeno y ha (por ejemplo, WN6ha) para emisión y absorción de hidrógeno
• WN / C - Estrellas WN más líneas C IV fuertes, intermedias entre las estrellas WN y WC ^[34]
• WC ^[34] - espectro con fuertes líneas C II-IV
  • WCE (WC4 a WC6): más caliente o "temprano"
  • WCL (WC7 a WC9): más fresco o "tarde"
• WO (WO1 a WO4): líneas de O VI fuertes, extremadamente raras

Aunque las estrellas centrales de la mayoría de las nebulosas planetarias (CSPNe) muestran espectros de tipo O, ^[80] alrededor del 10% son deficientes en hidrógeno y muestran espectros WR. ^[81] Estas son estrellas de baja masa y para distinguirlas de las estrellas masivas Wolf-Rayet, sus espectros están entre corchetes: p. Ej. [WC]. La mayoría de estos muestran espectros [WC], algunos [WO] y muy raramente [WN].

Las estrellas "Slash"

Artículo principal: estrella de barra

Las estrellas de barra son estrellas de tipo O con líneas similares a WN en sus espectros. El nombre "barra" proviene de su tipo espectral impreso que tiene una barra (por ejemplo, "Of / WNL" ^[66] ).

Hay un grupo secundario encontrado con este espectro, un grupo "intermedio" más frío denominado "Ofpe / WN9". ^[66] Estas estrellas también han sido denominadas WN10 o WN11, pero eso se ha vuelto menos popular con la comprensión de la diferencia evolutiva de 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, que son incluso más calientes que las estrellas de "barra" originales. ^[82]

Las estrellas O magnéticas

Son estrellas O con fuertes campos magnéticos. La designación es Of? P. ^[66]

Clases geniales de enanas rojas y marrones

Artículos principales: enana marrón y enana roja

Los nuevos tipos espectrales L, T e Y se crearon para clasificar los espectros infrarrojos de estrellas frías. Esto incluye tanto las enanas rojas y enanas marrones que son muy débiles en el espectro visible . ^[83]

Las enanas marrones , estrellas que no se someten a fusión de hidrógeno , se enfrían a medida que envejecen y así progresan a tipos espectrales posteriores. Las enanas marrones comienzan su vida 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. Debido a que esto conduce a una superposición irresoluble entre los tipos espectrales ' temperatura efectiva y la luminosidad de algunas masas y edades de los diferentes tipos LTY, no hay distintas de temperatura o luminosidad valores se pueden dar. ^[7]

Clase L

Impresión artística de una enana L

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 infrarrojos . Su atmósfera es lo suficientemente fría como para permitir que los hidruros metálicos y los metales alcalinos sean prominentes en sus espectros. ^{[84] [85] [86]}

Debido a la baja gravedad de la superficie 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

Impresión artística de una enana T

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). Sus picos de emisión en el infrarrojo . El metano es prominente en sus espectros. ^{[84] [85]}

Las clases T y L podrían ser más comunes que todas las otras clases combinadas si la investigación reciente es precisa. Debido a que las enanas marrones persisten durante tanto tiempo, unas pocas 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, grupos de gas en nebulosas a partir de las cuales se forman estrellas y sistemas planetarios) indica que el número de estrellas en la galaxia debería ser varios órdenes de magnitud mayor de lo que se conjeturaba previamente. Se teoriza que estos proplyds están en una carrera entre ellos. El primero en formarse se convertirá en una protoestrella , que son objetos muy violentos y romperán 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

Ver también: Objeto sub-enana marrón y subestelar

Impresión artística de una enana Y

Las enanas marrones de la clase espectral Y son más frías que las de la clase espectral T y tienen espectros cualitativamente diferentes de ellas. Un total de 17 objetos se han colocado en la clase Y en agosto de 2013. ^[87] Aunque estas enanas han sido modeladas ^[88] y detectadas dentro de cuarenta años luz por el Wide-field Infrared Survey Explorer (WISE) ^{[76] [ 89] [90] [91] [92]} aún no hay una secuencia espectral bien definida ni prototipos. No obstante, se han propuesto varios objetos como clases espectrales Y0, Y1 e Y2. ^[93]

Los espectros de estos posibles objetos Y muestran una absorción de alrededor de 1,55  micrómetros . ^[94] Delorme y col. han sugerido que esta característica se debe a la absorción del amoníaco , y que esto debería tomarse como característica indicativa para la transición TY. ^{[94] [95]} De hecho, esta característica de absorción de amoníaco es el criterio principal que se ha adoptado para definir esta clase. ^[93] Sin embargo, esta característica es difícil de distinguir de la absorción por el agua y el metano , ^[94] y otros autores han declarado que la asignación de la clase Y0 es prematura. ^[96]

La última enana marrón propuesta para el tipo espectral Y, WISE 1828 + 2650 , es una enana> Y2 con una temperatura efectiva estimada originalmente alrededor de 300  K , la temperatura del cuerpo humano. ^{[89] [90] [97]} Las mediciones de paralaje han demostrado, sin embargo, que su luminosidad es inconsistente con ser más fría que ~ 400 K. La enana Y más fría conocida actualmente es WISE 0855−0714 con una temperatura aproximada de 250 K. ^[98]

El rango de masa para las enanas Y es de 9 a 25  masas de Júpiter , pero los objetos jóvenes pueden llegar por debajo de una masa de Júpiter, lo que significa que los objetos de clase Y se encuentran a horcajadas sobre el límite de fusión de deuterio de 13 masas de Júpiter que marca la actual división IAU entre enanas marrones y planetas. ^[93]

Enanas marrones peculiares

Símbolos utilizados para peculiares enanas marrones
pec	Este sufijo (por ejemplo, L2pec) significa "peculiar". [99]
Dakota del Sur	Este prefijo (por ejemplo, sdL0) significa subenano e indica una metalicidad baja y un color azul [100]
β	Los objetos con el sufijo beta (β) (por ejemplo, L4β) tienen una gravedad superficial intermedia. [101]
γ	Los objetos con el sufijo gamma (γ) (por ejemplo, L5γ) tienen una gravedad superficial baja. [101]
rojo	El sufijo rojo (por ejemplo, L0red) indica objetos sin signos de juventud, pero con alto contenido de polvo. [102]
azul	El sufijo azul (por ejemplo, L3blue) indica colores azules en el infrarrojo cercano inusuales para las enanas L sin una baja metalicidad obvia. [103]

Las enanas marrones jóvenes tienen gravidades 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 indicaciones de gravedad superficial baja son las líneas débiles de CaH, KI y Na I, así como la línea de VO fuerte. ^[101] Alfa (α) significa gravedad superficial normal y generalmente se deja caer. A veces, una gravedad superficial extremadamente baja se indica mediante un delta (δ). ^[103] El sufijo "pec" significa peculiar. El sufijo peculiar todavía se usa para otras características que son inusuales y resume diferentes propiedades, indicativas de baja gravedad superficial, subenanas y binarios no resueltos. ^[104]El prefijo sd significa subdwarf y solo incluye cool subwarfs. Este prefijo indica una metalicidad baja y propiedades cinemáticas que son más similares a las estrellas de halo que a las estrellas de disco . ^{[100] Las} subenanas parecen más azules que los objetos de disco. ^[105] El sufijo rojo describe objetos con color rojo, pero de una edad más avanzada. Esto no se interpreta como una gravedad superficial baja, sino como un alto contenido de polvo. ^{[102] [103]} El sufijo azul describe objetos con colores azules en el infrarrojo cercano que no se pueden explicar con poca metalicidad. Algunos se explican como binarios L + T, otros no son binarios, como 2MASS J11263991−5003550y se explican con nubes delgadas y / o de grano grande. ^[103]

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 una producción paralela de elementos pesados ​​en el 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 ellos 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

Artículo principal: estrella de carbono

Imagen de la estrella de carbono R Sculptoris y su llamativa estructura en espiral

Originalmente clasificadas como estrellas R y N, también se las conoce como estrellas de carbono . Se trata de gigantes rojas, cerca del final de sus vidas, en las que hay un exceso de carbono en la atmósfera. Las viejas clases R y N corrían paralelas al sistema de clasificación normal desde aproximadamente G media hasta M tardía. Estas se han reasignado más recientemente en un clasificador de carbono unificado C con N0 comenzando aproximadamente en C6. Otro subconjunto de estrellas de carbono frías son las estrellas de tipo C-J, que se caracterizan por la fuerte presencia de moléculas de 13 CN además de las de 12 CN . ^[106] Se conocen algunas estrellas de carbono de secuencia principal, pero la inmensa mayoría de las estrellas de carbono conocidas son gigantes o supergigantes. Hay varias subclases:

• CR: anteriormente su propia clase ( R ) que representa el equivalente en estrella de carbono de las estrellas de tipo G tardío a K temprano.
• CN: antes era su propia clase que representaba el equivalente en estrella de carbono de las estrellas tardías de tipo K a M.
• CJ - Un subtipo de estrellas frías C con un alto contenido de 13 C .
• CH - Análogos de la población II de las estrellas CR.
• C-Hd: estrellas de carbono deficientes en hidrógeno, similares a las supergigantes G tardías con bandas CH y C 2 agregadas.

Clase S

Artículo principal: estrella tipo 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 C 2 . ^[107] 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 asintóticas con ramas gigantes .

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 está 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 que sigue a una coma es una escala entre 1 y 9 basada en la proporción de ZrO y TiO. Un número que sigue a una barra es un esquema más reciente pero menos común diseñado para representar la proporción de carbono a oxígeno en una escala del 1 al 10, donde un 0 sería una estrella MS. Las intensidades de circonio y titanio pueden indicarse explícitamente. También se ve ocasionalmente un número que sigue a un asterisco, que representa la fuerza de las bandas de ZrO en una escala de 1 a 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 límite entre las clases S y CN se denominan SC o CS. Se hipotetiza que la secuencia M → MS → S → SC → CN es una secuencia de mayor abundancia de carbono con la edad de las estrellas de carbono en la rama gigante asintótica .

Clasificaciones de enanas blancas

Artículo principal: espectroscopia de enana blanca

La clase D (de Degenerada ) es la clasificación moderna utilizada para las enanas blancas: estrellas de baja masa que ya no se someten a 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 visible o la atmósfera de la enana blanca.

Los tipos de enanas blancas son los siguientes: ^{[108] [109]}

• DA: una atmósfera o capa exterior rica en hidrógeno , indicada por fuertes líneas espectrales de hidrógeno de Balmer .
• DB - una atmósfera rica en helio , indicada por helio neutro, He I , líneas espectrales.
• DO: una atmósfera rica en helio, indicada por helio ionizado, He II , líneas espectrales.
• DQ: una atmósfera rica en carbono , indicada por líneas de carbono atómicas o moleculares.
• DZ: una atmósfera rica en metales , indicada por líneas espectrales metálicas (una fusión de los obsoletos tipos espectrales de enanas blancas, DG, DK y DM).
• DC: sin líneas espectrales fuertes que indiquen una de las categorías anteriores.
• DX: las líneas espectrales no son lo suficientemente claras como para clasificarlas 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 inferiores a 1 y superiores a 9. ^{[108] [110]}

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. ^[108]

Tipos espectrales extendidos de enanas blancas

Sirius A y B (una enana blanca de tipo DA2) resuelto por Hubble

• DAB: una enana blanca rica en hidrógeno y helio que muestra líneas neutrales 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: ^[108]

Código	Peculiaridades espectrales de las estrellas
PAG	Enana blanca magnética con polarización detectable
mi	Presencia de líneas de emisión
H	Enana blanca magnética sin polarización detectable
V	Variable
PEC	Existen peculiaridades espectrales

Tipos espectrales no estelares: Clases P y Q

Finalmente, las clases P y Q , sobrantes del sistema Draper de Cannon, se usan ocasionalmente para ciertos objetos no estelares. Los objetos de tipo P son estrellas dentro de nebulosas planetarias y los objetos de tipo Q son novas . ^{[ cita requerida ]}

Restos estelares

Artículos principales: estrella de neutrones , agujero negro y estrella exótica

Los remanentes estelares son objetos asociados con la muerte de 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 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 a medida que la estrella progenitora pasa a la rama 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. ^[111]

Se ha propuesto un sistema de clasificación para estrellas de neutrones utilizando números romanos: tipo I para estrellas de neutrones menos masivas con bajas tasas de enfriamiento, 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 (posiblemente exóticas candidatos estrella ) con mayores tasas de enfriamiento. ^[112] Cuanto más masiva es una estrella de neutrones, mayor flujo de neutrinos 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, 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 incluido en la nueva clase C como CR y CN.

Clasificación estelar, habitabilidad y búsqueda de vida

Ver también: habitabilidad planetaria

Si bien los humanos pueden eventualmente 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 esa es la nuestra: una estrella de clase G con abundancia de elementos pesados ​​y baja variabilidad en el brillo. También es diferente a muchos sistemas estelares en que solo tiene una estrella (ver Habitabilidad del sistema binario ).

Trabajando a partir de estas limitaciones y los problemas de tener un conjunto de muestras empíricas de solo una, el rango de estrellas que se prevé que puedan sustentar la vida tal como la conocemos está limitado 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 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) encierren planetas en forma de marea dentro de su zona habitable, junto con otros problemas (ver Habitabilidad de los sistemas de enanas rojas ). ^[113] Si bien hay muchos problemas que enfrenta la vida en las enanas rojas, 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 hace que las estrellas más probables alberguen estrellas enanas de los tipos F, G y K . ^[113]

Ver también

 Portal de astronomía

• Astrógrafo  - Tipo de telescopio
• Estrella invitada  - Nombre chino antiguo para estrellas variables cataclísmicas
• Firma espectral  : la variación de reflectancia o emitancia de un material con respecto a las longitudes de onda.
• Recuento de estrellas, estudio de estrellas
• Dinámica estelar

Notas

1. Este es el color relativo de la estrella si Vega , generalmente considerada una estrella azulada, se usa como estándar para "blanco".
2. cromaticidad puede variar significativamente dentro de una clase; por ejemplo, el Sol (una estrella G2) es blanco, mientras que una estrella G9 es amarilla.
3. Técnicamente, las enanas blancas ya no son estrellas "vivas" sino más bien restos "muertos" de estrellas extinguidas. Su clasificación utiliza un conjunto diferente de tipos espectrales de las estrellas "vivas" que queman elementos.
4. Cuando se usa con estrellas de tipo A , esto en cambio se refiere a líneas espectrales metálicas anormalmente fuertes
5. Estas proporciones son fracciones de estrellas más brillantes que la magnitud absoluta 16; la reducción de este límite hará que los tipos anteriores sean aún más raros, mientras que generalmente se agregan solo a la clase M.
6. Esto se eleva al 78,6% si incluimos todas las estrellas. (Vea la nota anterior).

Referencias

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2. Weidner, Carsten; Vink, Jorick S. (diciembre de 2010). "Las masas y la discrepancia de masas de las estrellas de tipo O". Astronomía y Astrofísica . 524 . A98. arXiv : 1010.2204 . Bibcode : 2010A & A ... 524A..98W . doi : 10.1051 / 0004-6361 / 201014491 . S2CID 118836634 . 
3. Caridad, Mitchell. "¿De qué color son las estrellas?" . Vendian.org . Consultado el 13 de mayo de 2006 .
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5. Moore, Patrick (1992). El libro Guinness de astronomía: hechos y proezas (4ª ed.). Guinness. ISBN 978-0-85112-940-2.
6. "El color de las estrellas" . Extensión y educación del telescopio de Australia. 21 de diciembre de 2004 . Consultado el 26 de septiembre de 2007 . - Explica la razón de la diferencia en la percepción del color.
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Enlaces externos

Busque estrella de tipo tardío  o estrella de tipo temprano en Wiktionary, el diccionario gratuito.

• Bibliotecas de espectros estelares por D. Montes, UCM
• Tipos espectrales para entradas de catálogo de Hipparcos
• Clasificación espectral estelar por Richard O. Gray y Christopher J. Corbally
• Modelos espectrales de estrellas de P. Coelho
• Merrifield, Michael; Bauer, Amanda; Häußler, Boris (2010). "Clasificación de estrellas" . Sesenta símbolos . Brady Haran para la Universidad de Nottingham .
• Tabla de clasificación estelar