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Clasificación estelar

En astronomía , la clasificación estelar consiste en clasificar las estrellas según sus características espectrales . La radiación electromagnética de la estrella se analiza des...

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En astronomía , la clasificación estelar consiste en clasificar las estrellas según sus características espectrales . La radiación electromagnética de la estrella se analiza descomponiéndola con un prisma o una red de difracción en un espectro que muestra el arco iris de colores intercalado con líneas espectrales . Cada línea indica un elemento químico o molécula en particular , y su intensidad indica la abundancia de dicho elemento. La intensidad de las diferentes líneas espectrales varía principalmente debido a la temperatura de la fotosfera , aunque en algunos casos existen diferencias reales de abundancia. La clase espectral de una estrella es un código breve que resume principalmente su estado de ionización , proporcionando una medida objetiva de la temperatura de la fotosfera.

La mayoría de las estrellas se clasifican actualmente según 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 ). Cada clase de letra se subdivide luego utilizando un dígito numérico, donde 0 es la más caliente y 9 la más fría (por ejemplo, A8, A9, F0 y F1 forman una secuencia de más caliente a más fría). La secuencia se ha ampliado con tres clases para otras estrellas que no encajan en el sistema clásico: W , S y C. A algunos remanentes estelares u objetos de masa desviada también se les han asignado letras: D para enanas blancas y L , T e Y para enanas marrones (y exoplanetas ).

En el sistema MK, se añade una clase de luminosidad a la clase espectral mediante 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 utiliza para hipergigantes , la clase I para supergigantes , la clase II para gigantes brillantes , la clase III para gigantes regulares , la clase IV para subgigantes , la clase V para estrellas de la secuencia principal , la clase sd (o VI ) para subenanas y la clase D (o VII ) para enanas blancas . La clase espectral completa para el Sol es entonces G2V, que indica una estrella de la secuencia principal con una temperatura superficial de alrededor de 5800 K.         

Descripción del color convencional

La descripción convencional del color solo considera el pico del espectro estelar. Sin embargo, en realidad, las estrellas irradian en todas las partes del espectro. Dado que la combinación de todos los colores espectrales se percibe como blanca, los colores reales que el ojo humano observa son mucho más claros de lo que sugieren las descripciones convencionales. Esta característica de "luminosidad" indica que la asignación simplificada de colores dentro del espectro puede resultar engañosa. Excluyendo los efectos de contraste de color en condiciones de poca luz, en condiciones de observación típicas no existen estrellas verdes, cian, índigo ni violetas. Las enanas amarillas, como el Sol , son blancas; las rojas, de un tono amarillo anaranjado intenso; y las marrones, si bien no se ven literalmente marrones, hipotéticamente se verían de un rojo tenue o gris oscuro/negro para un observador cercano.

Clasificación moderna

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 [ 1 ] ) y una clase de luminosidad utilizando números romanos, como se explica a continuación, formando así 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 . [ 2 ] A esos números se les asignan etiquetas como "U−V" o "B−V", que representan los colores que pasan a través de dos filtros estándar (por ejemplo, ultravioleta , azul y visual ).

Clasificación espectral de Harvard

El sistema Harvard es un esquema de clasificación unidimensional de la astrónoma Annie Jump Cannon , quien reordenó y simplificó el sistema alfabético previo de Draper (véase Historia ). Las estrellas se agrupan según sus características espectrales mediante letras individuales del alfabeto, opcionalmente con subdivisiones numéricas. Las estrellas de la secuencia principal varían en temperatura superficial desde aproximadamente 2000 a 50 000 K , mientras que las estrellas más evolucionadas, en particular las enanas blancas recién formadas, pueden tener temperaturas superficiales superiores a 100 000 K. [ 3 ] Físicamente, las clases indican la temperatura de la atmósfera de la estrella y normalmente se enumeran de la más caliente a la más fría.  

La regla mnemotécnica tradicional para recordar el orden de las letras de los tipos espectrales, de más caliente a más frío, es " Oh, sé una chica/ chico guapo : ¡ bésame ! " . [ 12 ] Se han propuesto muchas reglas mnemotécnicas alternativas en concursos organizados por cursos y organizaciones de astronomía, pero la regla mnemotécnica tradicional sigue siendo la más popular. [ 13 ] [ 14 ]

Las clases espectrales O a M, así como otras clases más especializadas que se describen más adelante, se subdividen mediante números arábigos (0-9), donde 0 indica las estrellas más calientes de una clase determinada. Por ejemplo, A0 indica las estrellas más calientes de la clase  A y A9 las más frías. Se permiten números fraccionarios; por ejemplo, la estrella Mu Normae se clasifica como O9.7. [ 15 ] El Sol se clasifica como G2. [ 16 ]

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 comprendió del todo hasta después de su desarrollo, aunque para cuando se formuló el primer diagrama de Hertzsprung-Russell (hacia 1914), ya se sospechaba que era cierto. [ 17 ] En la década de 1920, el físico indio Meghnad Saha derivó una teoría de la ionización extendiendo ideas bien conocidas de la fisicoquímica relativas a la disociación de moléculas a la ionización de átomos. Primero la aplicó a la cromosfera solar y luego a los espectros estelares. [ 18 ]

La astrónoma de Harvard, Cecilia Payne, demostró entonces que la secuencia espectral OBAFGKM es en realidad una secuencia de temperatura. [ 19 ] Dado 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 intervalo matemáticamente representable.

Clasificación de Morgan-Keenan

La clasificación espectral de Yerkes , también llamada MK o sistema Morgan-Keenan (alternativamente denominada MKK o sistema Morgan-Keenan-Kellman) [ 20 ] [ 21 ] 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 . [ 22 ] Este esquema de clasificación bidimensional ( temperatura y luminosidad ) se basa en líneas espectrales sensibles a la temperatura estelar y la gravedad superficial , que está relacionada con la luminosidad (mientras que la clasificación de Harvard se basa solo en la temperatura superficial). Posteriormente, 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 , [ 23 ] que sigue en uso hoy en día.

Las estrellas más densas, con mayor gravedad superficial, presentan un mayor ensanchamiento de las líneas espectrales debido a la presión. La gravedad, y por lo tanto la presión, en la superficie de una estrella gigante es mucho menor que en la de una estrella enana , ya que el radio de la gigante es mucho mayor que el de una enana de masa similar. Por consiguiente, las diferencias en el espectro pueden interpretarse como efectos de luminosidad , y se puede asignar una clase de luminosidad simplemente analizando el espectro.

Se distinguen varias clases de luminosidad diferentes, como se indica en la tabla siguiente. [ 24 ]

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

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

Por ejemplo, una estrella clasificada como A3-4III/IV estaría entre los tipos espectrales A3 y A4, siendo a la vez una estrella gigante o una subgigante.

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

La clase de luminosidad nominal  VII (y a veces números superiores) rara vez se utiliza ahora 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.

En ocasiones, las letras a y b se aplican a clases de luminosidad distintas a las de las supergigantes; por ejemplo, a una estrella gigante ligeramente menos luminosa que la típica se le puede asignar una clase de luminosidad IIIb, mientras que una clase de luminosidad IIIa indica una estrella ligeramente más brillante que una gigante típica. [ 34 ]

A una muestra de estrellas V extremas con fuerte absorción en las líneas espectrales He II λ4686 se les ha dado la designación Vz . Un ejemplo de estrella es HD 93129 B. [ 35 ]

Peculiaridades espectrales

Se puede añadir nomenclatura adicional, en forma de letras minúsculas, después del tipo espectral para indicar características peculiares del espectro. [ 36 ]

Por ejemplo, 59 Cygni aparece como tipo espectral  B1.5Vnne, [ 43 ] lo que indica un espectro con la clasificación general B1.5V, así como líneas de absorción muy amplias y ciertas líneas de emisión.

Historia

La razón de la peculiar disposición de las letras en la clasificación de Harvard es histórica, ya que evolucionó a partir de las clases Secchi anteriores y se ha ido modificando progresivamente a medida que mejoraba la comprensión.

Clases 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 tabla a continuación. [ 44 ] [ 45 ] [ 46 ]

A finales 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. [ 47 ] [ 48 ] [ 49 ]

Los números romanos utilizados para las clases de Secchi no deben confundirse con los números romanos, completamente ajenos a esta clasificación, utilizados para las clases de luminosidad de Yerkes y las clases de estrellas de neutrones propuestas.

Sistema Draper

Tras la muerte de su esposo , Mary Anna Draper comenzó a financiar la creación de las pilas de placas de Harvard y el estudio de estas placas en el Observatorio del Harvard College . El director del Observatorio, Edward C. Pickering, comenzó a contratar a astrónomas pioneras, conocidas colectivamente como las " Computadoras de Harvard" . Si bien estudiarían diversos temas astronómicos, uno de los primeros resultados de este trabajo fue la primera edición del Catálogo Conmemorativo Henry Draper de Espectros Estelares , publicado por primera vez en 1890. Williamina Fleming clasificó la mayoría de los espectros en la primera edición del catálogo y se le atribuye la clasificación de más de 10 000 estrellas destacadas y el descubrimiento de 10 novas y más de 200 estrellas variables. [ 56 ] Con la ayuda de las "Computadoras de Harvard" , especialmente Williamina Fleming , se ideó la primera versión del catálogo Henry Draper para reemplazar el sistema de numeración romana establecido por Angelo Secchi. [ 57 ]

El catálogo empleó un esquema en el que las clases Secchi utilizadas previamente (I a V) se subdividieron en clases más específicas, a las que se les asignaron letras de la A a la P. Además, se utilizó la letra Q para las estrellas que no encajaban en ninguna otra clase. [ 53 ] [ 54 ] Fleming trabajó con Pickering para diferenciar 17 clases distintas basándose en la intensidad de las líneas espectrales de hidrógeno, lo que provoca variaciones en las longitudes de onda que emanan de las estrellas y da como resultado variaciones 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 prácticamente no producían líneas visibles. El sistema de letras mostraba la disminución gradual de la absorción de hidrógeno en las clases espectrales al descender por el alfabeto. Este sistema de clasificación fue modificado posteriormente por Annie Jump Cannon y Antonia Maury para producir el esquema de clasificación espectral de Harvard. [ 56 ] [ 58 ]

El antiguo sistema de Harvard (1897)

En 1897, otra astrónoma de Harvard, Antonia Maury , colocó el subtipo Orión de la clase  I de Secchi por delante del resto de la clase  I de Secchi, situando así el tipo B moderno  por delante del tipo  A moderno. Fue la primera en hacerlo, aunque no utilizó tipos espectrales con letras, sino una serie de veintidós tipos numerados del I al XXII. [ 59 ] [ 60 ]

Debido a que las 22  agrupaciones de números romanos no daban cuenta de las variaciones adicionales en los espectros, se hicieron tres divisiones adicionales para especificar aún más las diferencias: se añadieron letras minúsculas para diferenciar la apariencia relativa de las líneas en los espectros; las líneas se definieron como: [ 61 ]

  • (a): ancho promedio
  • (b): borroso
  • (c): agudo

Antonia Maury publicó en 1897 su propio catálogo de clasificación estelar titulado «Espectros de estrellas brillantes fotografiadas con el  telescopio Draper de 11 pulgadas como parte del Memorial Henry Draper», que incluía 4800  fotografías y los análisis de Maury de 681  estrellas brillantes del hemisferio norte. Esta fue la primera vez que se le atribuyó a una mujer la autoría de una publicación de un observatorio. [ 62 ]

El sistema actual de Harvard (1912)

En 1901, Annie Jump Cannon volvió a los tipos con letras, pero eliminó todas excepto la O, B, A, F, G, K, M y N, utilizadas en ese orden, así como la P para las nebulosas planetarias y la Q para algunos espectros peculiares. También utilizó tipos como B5A para estrellas intermedias entre los tipos B y A, F2G para estrellas que se encuentran a una quinta parte de la distancia entre F y G, y así sucesivamente. [ 63 ] [ 64 ]

Finalmente, en 1912, Cannon cambió los tipos B, A, B5A, F2G, etc. a B0, A0, B5, F2, etc. [ 65 ] [ 66 ] 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 podían convertir la luz emanada de las estrellas en un espectro legible. [ 67 ]

Clases de Mount Wilson

Se utilizó una clasificación de luminosidad conocida como el sistema de Mount Wilson para distinguir entre estrellas de diferentes luminosidades. [ 68 ] [ 69 ] [ 70 ] Este sistema de notación todavía se observa a veces en espectros modernos. [ 71 ]

  • sd: subenano
  • d: enano
  • sg: subgigante
  • g: gigante
  • c: supergigante

Tipos espectrales

El sistema de clasificación estelar es taxonómico , basado en especímenes tipo , similar a la clasificación de especies en biología : las categorías se definen mediante una o más estrellas estándar para cada categoría y subcategoría, con una descripción asociada de las características distintivas. [ 72 ]

Los tipos F, G y K a veces se agrupan en la categoría de "estrellas FGK" debido a sus estructuras estelares similares . [ 73 ] De manera similar, los tipos G, K y M a veces se agrupan en "estrellas GKM", ya que tienen masa solar o menos. [ 73 ]

Nomenclatura "temprana" y "tardía"

A las estrellas se las suele clasificar como de tipo temprano o tardío . "Temprano" es sinónimo de más caliente , mientras que "tardío" es sinónimo de más frío .

Según el contexto, "temprano" y "tardío" pueden ser términos absolutos o relativos. "Temprano", como término absoluto, se referiría a las estrellas de tipo O o B, y posiblemente a las de tipo A. Como referencia relativa, se refiere a estrellas más calientes que otras; por ejemplo, "K temprano" podría referirse a K0, K1, K2 y K3.

El término "tardía" se utiliza de la misma manera, refiriéndose a estrellas con tipos espectrales como K y M, pero también puede usarse para estrellas que son frías en relación con otras estrellas, como cuando se usa "G tardía" para referirse a G7, G8 y G9.

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

Esta terminología oscura es un vestigio de un modelo de evolución estelar de finales del siglo XIX , que suponía que las estrellas se alimentaban de 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 estrellas muy calientes de "tipo temprano" y luego se enfriarían gradualmente hasta convertirse en estrellas de "tipo tardío". Este mecanismo proporcionaba edades del Sol mucho menores que las observadas en el registro geológico , y quedó obsoleto con el descubrimiento de que las estrellas se alimentan de la fusión nuclear . [ 74 ] Los términos "temprano" y "tardío" se mantuvieron, incluso después de la desaparición del modelo en el que se basaban.

Clase O

Espectro de una estrella hipotética O5V

Las estrellas de tipo O son muy calientes y extremadamente luminosas, con la mayor parte de su radiación en el rango ultravioleta . 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. [ c ] [ 11 ] Algunas de las estrellas más masivas se encuentran dentro de esta clase espectral. Las estrellas de tipo O frecuentemente tienen entornos complejos que dificultan la medición de sus espectros.

Los espectros de tipo O se definían anteriormente por la relación entre la intensidad de la línea He  II λ4541 y la de la línea He  I λ4471, donde λ es la longitud de onda de la radiación . El tipo espectral O7 se definía como el punto en el que ambas intensidades son iguales, con la  línea He I debilitándose hacia los tipos anteriores. El tipo  O3 era, por definición, el punto en el que dicha línea desaparece por completo, aunque puede observarse muy débilmente con la tecnología moderna. Debido a esto, la definición moderna utiliza la relación entre la línea de nitrógeno N  IV λ4058 y la línea N  III λλ4634-40-42. [ 75 ]

Las estrellas de tipo O tienen líneas dominantes de absorción y a veces de emisión para las líneas de He  II, líneas prominentes de helio ionizado ( Si  IV, O  III, N  III y C  III) y neutro , que se intensifican de O5 a O9, y líneas prominentes de Balmer de hidrógeno , aunque no tan fuertes 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 su gran masa, las estrellas de tipo O tienen núcleos muy calientes y consumen 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 la clase  O utilizados eran O5 a O9.5. [ 76 ] El esquema MKK se extendió a O9.7 en 1971 [ 77 ] y a O4 en 1978, [ 78 ] y posteriormente se han introducido nuevos esquemas de clasificación que añaden los tipos O2, O3 y O3.5. [ 79 ]

Ejemplos de estándares espectrales: [ 72 ]

Clase B

Espectro de una estrella B3V hipotética

Las estrellas de tipo B son muy luminosas y azules. Sus espectros presentan líneas de helio neutro, más prominentes en la subclase B2, y líneas de hidrógeno moderadas. Dado que las estrellas de tipo O y B son muy energéticas, su vida útil es relativamente corta. Por lo tanto, debido a la baja probabilidad de interacción cinemática durante su vida, no pueden alejarse mucho de la zona donde se formaron, salvo en el caso de estrellas fugitivas .

La transición de la clase  O a la clase  B se definió originalmente como el punto en el que desaparece la línea He  II λ4541. Sin embargo, con equipos modernos, la línea aún es evidente en las estrellas de tipo B tempranas. Hoy en día, para las estrellas de la secuencia principal, la clase B se define por la intensidad del  espectro violeta de He I, correspondiendo la intensidad máxima a la clase  B2. Para las supergigantes, se utilizan líneas de silicio  ; las líneas Si IV λ4089 y Si  III λ4552 son indicativas de la clase B temprana. En la etapa intermedia de la clase B, la intensidad de esta última en relación con la de Si  II λλ4128-30 es la característica definitoria, mientras que para la etapa tardía de la clase B, es la intensidad de Mg  II λ4481 en relación con la de He  I λ4471. [ 75 ]

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 porción de un brazo espiral de la Vía Láctea y contiene muchas de las estrellas más brillantes de la constelación de Orión . Alrededor de 1 de cada 800 (0,125 %) de las estrellas de la secuencia principal en la vecindad solar son estrellas de la secuencia principal de tipo B. [ c ] [ 11 ] Las estrellas de tipo B son relativamente poco comunes y la más cercana es Regulus, a unos 80 años luz. [ 80 ]

Se ha observado que las estrellas masivas pero no supergigantes conocidas como estrellas Be muestran una o más líneas de Balmer en emisión, siendo de particular interés la serie de radiación electromagnética relacionada con el hidrógeno que proyectan estas estrellas. Generalmente se cree que las estrellas Be presentan vientos estelares inusualmente fuertes , altas temperaturas superficiales y una pérdida significativa de masa estelar a medida que los objetos rotan a una velocidad curiosamente rápida. [ 81 ]

Los objetos conocidos como estrellas B[e] – o estrellas B(e) por razones tipográficas – poseen líneas de emisión neutras o de baja ionización distintivas que se consideran que tienen mecanismos prohibidos , experimentando procesos que normalmente no están permitidos bajo las comprensiones actuales de la mecánica cuántica .

Ejemplos de estándares espectrales: [ 72 ]

Clase A

Espectro de una estrella hipotética A5V

Las estrellas de tipo A se encuentran entre las estrellas más comunes visibles a simple vista y son blancas o blanco azuladas. Presentan fuertes líneas de hidrógeno, con un máximo en A0, y también líneas de metales ionizados ( Fe  II, Mg  II, Si  II) con un máximo en A5. La presencia de líneas de Ca  II se intensifica 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, [ c ] [ 11 ] lo que incluye 9 estrellas dentro de 15 pársecs. [ 82 ]

Ejemplos de estándares espectrales: [ 72 ]

Clase F

Espectro de una estrella hipotética F5V

Las estrellas de tipo F tienen líneas espectrales H y K de Ca  II que se fortalecen. Los metales neutros ( Fe  I, Cr  I) comienzan a ganar terreno a las líneas de metales ionizados hacia el final de la fase F. Sus espectros se caracterizan por líneas de hidrógeno y metales ionizados más débiles. Su color es blanco. Aproximadamente 1 de cada 33 (3,03%) de las estrellas de la secuencia principal en la vecindad solar son estrellas de tipo F, [ c ] [ 11 ] incluyendo 1 estrella Procyon A dentro de 20 años luz. [ 83 ]

Ejemplos de estándares espectrales: [ 72 ] [ 84 ] [ 85 ] [ 86 ] [ 87 ]

Clase G

Espectro de una hipotética estrella G5V

Las estrellas de tipo G, incluido el Sol , [ 16 ] tienen líneas espectrales prominentes H y K de Ca  II, que son más pronunciadas en G2. Tienen líneas de hidrógeno incluso 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 secuencia principal de clase G constituyen aproximadamente el 7,5%, casi una de cada trece, de las estrellas de secuencia principal en la vecindad solar. Hay 21 estrellas de tipo G dentro de 10 pc. [ c ] [ 11 ]

La clase G contiene el "Vacío Evolutivo Amarillo". [ 88 ] Las estrellas supergigantes suelen oscilar entre O o B (azul) y K o M (rojo). Mientras lo hacen, no permanecen mucho tiempo en la inestable clase de supergigantes amarillas .

Ejemplos de estándares espectrales: [ 72 ]

Clase K

Espectro de una hipotética estrella K5V

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 la vecindad solar. [ c ] [ 11 ] 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 Toliman , son estrellas de la secuencia principal.

Presentan líneas de hidrógeno extremadamente débiles, si es que están presentes, y principalmente metales neutros ( Mn  I, Fe  I, Si  I). Hacia finales del período K, aparecen bandas moleculares de óxido de titanio . Las teorías convencionales (basadas en una menor radiactividad dañina y una mayor longevidad estelar) sugieren, por lo tanto, que dichas estrellas tienen las probabilidades óptimas de que se desarrolle vida altamente evolucionada en planetas en órbita (si dicha vida es directamente análoga a la de la Tierra) debido a una amplia zona habitable y períodos de emisión dañina mucho menores en comparación con aquellas con las zonas más amplias. [ 89 ] [ 90 ]

Ejemplos de estándares espectrales: [ 72 ]

Clase M

Espectro de una hipotética estrella M5V

Las estrellas de clase  M son, con mucho, las más comunes. Alrededor del 76% de las estrellas de la secuencia principal en la vecindad solar son  estrellas de clase M. [ c ] [ f ] [ 11 ] Sin embargo,  las estrellas de la secuencia principal de clase M ( enanas rojas ) tienen luminosidades tan bajas que ninguna es lo suficientemente brillante como para ser vista a simple vista, a menos que se den condiciones excepcionales. La  estrella de la secuencia principal de clase M más brillante conocida es Lacaille 8760 , clase  M0V, 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 encuentren ejemplos más brillantes.

Aunque la mayoría de  las estrellas de clase M son enanas rojas, la mayoría de las supergigantes más grandes conocidas en la Vía Láctea son estrellas de clase M, como VY Canis Majoris , 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 intensas en las estrellas de clase M, dominando generalmente su espectro visible hacia M5. Las bandas de óxido de vanadio(II) se hacen presentes hacia el final de M.  

Ejemplos de estándares espectrales: [ 72 ]

Tipos espectrales extendidos

Se han incorporado varios tipos espectrales nuevos a partir de tipos de estrellas recientemente descubiertos. [ 91 ]

Clases de estrellas de emisión azul caliente

UGC 5797 , una galaxia de líneas de emisión donde se forman estrellas azules brillantes y masivas [ 92 ].

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

Clase WR (o W): Wolf-Rayet

Imagen del Telescopio Espacial Hubble de la nebulosa M1-67 y la estrella Wolf-Rayet WR 124 en el centro.

Las estrellas Wolf-Rayet de clase  W [ 93 ] o WR, que antes se incluían como estrellas de tipo O, se caracterizan por tener 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 cuyas capas de hidrógeno han sido arrastradas por vientos estelares , exponiendo así directamente sus envolturas de helio caliente. La clase  WR se divide a su vez en subclases según la intensidad relativa de las líneas de emisión de nitrógeno y carbono en sus espectros (y capas exteriores). [ 42 ]

El rango de espectros WR se muestra a continuación: [ 94 ] [ 95 ]

  • WN [ 42 ] – espectro dominado por las líneas N  III-V y He  I-II
    • WNE (WN2 a WN5 con algo de WN6) – más cálido o "temprano"
    • WNL (WN7 a WN9 con algo de WN6) – más frío o "tardío"
    • Las clases WN extendidas WN10 y WN11 se utilizan a veces para las estrellas Ofpe/WN9 [ 42 ].
    • La etiqueta h se utiliza (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 fuertes  líneas C IV, intermedias entre las estrellas WN y WC [ 42 ]
  • WC [ 42 ]  – espectro con fuertes líneas C II-IV
    • WCE (WC4 a WC6) – más cálido o "temprano"
    • WCL (WC7 a WC9) – más frío o "tarde"
  • WO (WO1 a WO4): fuertes líneas O  VI, extremadamente raras, extensión de la clase WCE a temperaturas increíblemente altas (hasta 200 kK o más).

Aunque las estrellas centrales de la mayoría de las nebulosas planetarias (CSPNe) muestran espectros de tipo O, [ 96 ] alrededor del 10% son deficientes en hidrógeno y muestran espectros WR. [ 97 ] Estas son estrellas de baja masa y, para distinguirlas de las masivas estrellas Wolf-Rayet, sus espectros se encierran entre corchetes: por ejemplo, [WC]. La mayoría de estas muestran espectros [WC], algunas [WO] y muy raramente [WN].

Estrellas de Slash

Las estrellas con barra inclinada son estrellas de tipo O con líneas similares a las WN en sus espectros. El nombre "barra inclinada" proviene de que su tipo espectral impreso tiene una barra inclinada (por ejemplo, "Of/WNL") [ 75 ] ).

Existe un grupo secundario con estos espectros, un grupo intermedio más frío denominado "Ofpe/WN9". [ 75 ] Estas estrellas también han sido denominadas WN10 o WN11, pero esta denominación ha perdido popularidad al comprenderse la diferencia evolutiva con otras estrellas Wolf-Rayet. Descubrimientos recientes de estrellas aún más raras han extendido el rango de estrellas slash hasta O2-3.5If * /WN5-7, que son incluso más calientes que las estrellas "slash" originales. [ 98 ]

estrellas magnéticas O

Son estrellas O con fuertes campos magnéticos. Su designación es Of?p. [ 75 ]

Clases de enanas rojas y marrones frías

Los nuevos tipos espectrales L, T e Y se crearon para clasificar los espectros infrarrojos de las estrellas frías. Esto incluye tanto a las enanas rojas como a las enanas marrones que son muy débiles en el espectro visible . [ 99 ]

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 su vida con espectros de tipo M y se enfrían a través de las clases espectrales L, T e Y, más rápidamente cuanto menos masivas son; las enanas marrones de mayor masa no pueden haberse enfriado hasta convertirse en enanas Y o incluso T dentro de la edad del universo. Debido a que esto conduce a una superposición irresoluble entre la temperatura efectiva y la luminosidad de los tipos espectrales para algunas masas y edades de diferentes tipos LTY, no se pueden dar valores distintos de temperatura o luminosidad . [ 10 ]

Clase L

Representación artística de una enana L.

Las enanas de clase L reciben esta designación porque son más frías que las estrellas de clase M y L es la letra restante alfabéticamente más cercana a M. Algunos de estos objetos tienen masas lo suficientemente grandes como para sustentar la fusión de hidrógeno y, por lo tanto, son estrellas, pero la mayoría son de masa subestelar y, por consiguiente, son enanas marrones. Son de un color rojo muy oscuro y brillan más en el infrarrojo . Su atmósfera es lo suficientemente fría como para permitir que los hidruros metálicos y los metales alcalinos sean prominentes en sus espectros. [ 100 ] [ 101 ] [ 102 ]

Debido a la baja gravedad superficial en 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 mediante colisiones estelares, como es el caso de V838 Monocerotis durante el apogeo de su erupción de nova roja luminosa .

Clase T

Representación artística de un enano 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 se encuentran en el infrarrojo . El metano es prominente en sus espectros. [ 100 ] [ 101 ]   

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 mayor de lo que se había conjeturado anteriormente. Se teoriza que estos proplyds compiten entre sí. El primero en formarse se convertirá en una protoestrella , que son objetos muy violentos y perturbarán a otros proplyds cercanos, despojándolos de su gas. Los proplyds víctimas probablemente se convertirán entonces en estrellas de la secuencia principal o enanas marrones de las clases L y T, que son prácticamente invisibles para nosotros. [ 103 ]

Clase Y

Representación artística de un enano Y.

Las enanas marrones de clase espectral  Y son más frías que las de clase espectral  T y tienen espectros cualitativamente diferentes. Un total de 17  objetos se han clasificado en la clase  Y hasta agosto de 2013. [ 104 ] Aunque dichas enanas se han modelado [ 105 ] y detectado dentro de cuarenta años luz por el Explorador de Sondeo Infrarrojo de Campo Amplio (WISE) [ 91 ] [ 106 ] [ 107 ] [ 108 ] [ 109 ] todavía no existe una secuencia espectral bien definida ni prototipos. Sin embargo, se han propuesto varios objetos como clases espectrales Y0, Y1 y Y2. [ 110 ]

Los espectros de estos objetos Y prospectivos muestran absorción alrededor de 1,55 micrómetros . [ 111 ] Delorme et al. han sugerido que esta característica se debe a la absorción de amoníaco , y que esto debería tomarse como la característica indicativa de la transición TY. [ 111 ] [ 112 ] De hecho, esta característica de absorción de amoníaco es el criterio principal que se ha adoptado para definir esta clase. [ 110 ] Sin embargo, esta característica es difícil de distinguir de la absorción por agua y metano , [ 111 ] y otros autores han afirmado que la asignación de la clase Y0 es prematura. [ 113 ] 

La última enana marrón propuesta para el tipo espectral Y, WISE 1828+2650 , es una enana >  Y2  con una temperatura efectiva originalmente estimada en alrededor de 300 K , la temperatura del cuerpo humano. [ 106 ] [ 107 ] [ 114 ] 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. [ 115 ]   

El rango de masas para  las enanas Y es de 9 a 25 masas de Júpiter , pero los objetos jóvenes podrían alcanzar menos de una masa de Júpiter (aunque se enfrían para convertirse en planetas), lo que significa que los objetos de clase Y se encuentran a caballo entre el límite de fusión de deuterio de 13 masas de Júpiter que marca la división actual de la IAU entre enanas marrones y planetas. [ 110 ]  

Enanas marrones peculiares

Las enanas marrones jóvenes tienen gravedades superficiales bajas porque tienen radios más grandes y masas más pequeñas en comparación con las estrellas de campo de tipo espectral similar. Estas fuentes se marcan con una letra beta ( β ) para gravedad superficial intermedia y gamma ( γ ) para gravedad superficial baja. La indicación de gravedad superficial baja son líneas débiles de CaH, K I y Na I , así como una línea fuerte de VO. [ 118 ] Alfa ( α ) significa gravedad superficial normal y generalmente se omite. A veces, una gravedad superficial extremadamente baja se denota con una delta ( δ ). [ 120 ] El sufijo "pec" significa peculiar. El sufijo peculiar todavía se usa para otras características que son inusuales y resume diferentes propiedades, indicativas de gravedad superficial baja, subenanas y binarias no resueltas. [ 121 ] El prefijo sd significa subenana y solo incluye subenanas frías. Este prefijo indica una metalicidad baja y propiedades cinemáticas más similares a las estrellas del halo que a las estrellas del disco . [ 117 ] Las subenanas aparecen más azules que los objetos del disco. [ 122 ] El sufijo rojo describe objetos con color rojo, pero de mayor edad. Esto no se interpreta como una baja gravedad superficial, sino como un alto contenido de polvo. [ 119 ] [ 120 ] El sufijo azul describe objetos con colores azules en el infrarrojo cercano que no pueden explicarse con una baja metalicidad. Algunos se explican como binarias L+T, otros no son binarios, como 2MASS J11263991−5003550 y se explican con nubes delgadas y/o de grano grueso. [ 120 ]

Clases tardías de estrellas de carbono gigantes

Las estrellas de carbono son estrellas cuyos espectros indican la producción de carbono, un subproducto de la fusión triple alfa de helio. Con una mayor abundancia de carbono y cierta producción paralela de elementos pesados ​​mediante 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 las estrellas gigantes de este tipo producen este carbono por sí mismas, pero algunas estrellas de esta clase son estrellas binarias, cuya extraña atmósfera se sospecha que fue transferida desde una compañera que ahora es una enana blanca, cuando dicha compañera era una estrella de carbono.

Clase C

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

Originalmente clasificadas como  estrellas R y N, también se las conoce como estrellas de carbono . Son gigantes rojas, cerca del final de sus vidas, en las que hay un exceso de carbono en la atmósfera. Las antiguas clases R y N discurrían paralelas al sistema de clasificación normal desde aproximadamente G medio hasta M tardío. Más recientemente, se han reclasificado 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 . [ 123 ] Se conocen algunas estrellas de carbono de la 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 de estrella de carbono de las estrellas de tipo G tardío a K temprano.
  • CN – Anteriormente, constituía una clase propia que representaba el equivalente en estrellas de carbono de las estrellas de tipo K tardío a M.
  • CJ – Un subtipo de estrellas C frías con un alto contenido de 13 C .
  • CH – Análogos de 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 añadidas.

Clase S

Las estrellas de clase  S forman un continuo entre  las estrellas de clase M y las estrellas de carbono. Aquellas 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 aquellas más similares a las estrellas de carbono tienen fuertes líneas D de sodio y débiles bandas C 2. [ 124 ] 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 a las de 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 la rama asintótica de gigantes .    

El tipo espectral se forma con la letra  S seguida de un número entre cero y diez. Este número corresponde a la temperatura de la estrella y sigue aproximadamente la escala de temperaturas utilizada para las  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 en su mínimo de luminosidad extremo.

La clasificación básica suele ir seguida de una indicación de abundancia, según uno de los siguientes esquemas: S2,5; S2/5; S2 Zr4 Ti2; o S2*5. Un número seguido de una coma representa una escala del 1 al 9 basada en la proporción de ZrO y TiO. Un número seguido de una barra inclinada es un esquema más reciente, aunque menos común, diseñado para representar la proporción de carbono a oxígeno en una escala del 1 al 10, donde un 0 correspondería a una estrella MS. Las intensidades de circonio y titanio pueden indicarse explícitamente. También se observa ocasionalmente un número seguido de un asterisco, que representa la intensidad de las bandas de ZrO en una escala del 1 al 5.

Entre las clases M y S, los casos límite 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 para las estrellas de carbono en la rama gigante asintótica .

clasificaciones de enanas blancas

La clase  D (de Degenerada ) es la clasificación moderna que se utiliza para las enanas blancas: estrellas de baja masa que ya no experimentan fusión nuclear y se han reducido a un tamaño planetario, enfriándose lentamente. La clase  D se subdivide en los tipos espectrales DA, DB, DC, DO, DQ, DX y DZ. Estas letras no guardan relación con las utilizadas en la clasificación de otras estrellas, sino que indican la composición de la capa exterior visible o atmósfera de la enana blanca.

Los tipos de enanas blancas son los siguientes: [ 125 ] [ 126 ]

  • 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 las líneas espectrales del helio neutro, He  I.
  • DO – una atmósfera rica en helio, indicada por las líneas espectrales del helio ionizado, He  II .
  • 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 tipos espectrales obsoletos de enanas blancas, DG, DK y DM).
  • CC: no se observan líneas espectrales fuertes que indiquen alguna 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 superficial 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 empezado a utilizar valores fraccionarios, así como valores inferiores a 1 y superiores a 9. (Por ejemplo, DA1.5 para IK Pegasi B) [ 125 ] [ 127 ]

Se pueden usar dos o más de las letras del tipo para indicar una enana blanca que muestra más de una de las características espectrales anteriores. [ 125 ]

Tipos espectrales extendidos de enanas blancas

Sirius A y B (una enana blanca de tipo DA2) resueltas por el Hubble
  • DAB: una enana blanca rica en hidrógeno y helio que muestra líneas de helio neutro.
  • 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 peculiaridades espectrales para las enanas blancas que para otros tipos de estrellas: [ 125 ]

Variables azules luminosas

Las variables azules luminosas (VBL) son estrellas raras, masivas y evolucionadas que muestran variaciones impredecibles y, a veces, drásticas en sus espectros y brillo. Durante sus estados de "reposo", suelen ser similares a las estrellas de tipo B, aunque con líneas espectrales inusuales. Durante los estallidos, se asemejan más a las estrellas de tipo F, con temperaturas significativamente más bajas. Muchos artículos tratan a las VBL como un tipo espectral propio. [ 128 ] [ 129 ]

Tipos espectrales de objetos no únicos: Clases P y Q

Finalmente, las clases P y Q son remanentes del sistema desarrollado por Cannon para el Catálogo Henry Draper . Ocasionalmente se utilizan para ciertos objetos, no asociados a una sola estrella:  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 . [ 130 ]

restos estelares

Los remanentes estelares son objetos asociados a la muerte de las estrellas. En esta categoría se incluyen las enanas blancas , y como se puede apreciar en el esquema de clasificación radicalmente diferente para la clase  D, los remanentes 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 representar fácilmente en el diagrama, o directamente no se pueden ubicar. Las estrellas de neutrones tienen temperaturas del orden de un millón de kelvin y se situarían muy a la izquierda del diagrama. Las nebulosas planetarias son dinámicas y tienden a perder brillo rápidamente a medida que la estrella progenitora transita a la rama de las enanas blancas. Si se mostrara, una nebulosa planetaria se ubicaría a la izquierda del cuadrante superior izquierdo del diagrama. Un agujero negro no emite luz visible propia y, por lo tanto, no aparecería en el diagrama. [ 131 ]

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 (posibles candidatas a estrellas exóticas) con tasas de enfriamiento más altas. [ 132 ] 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 ni con las clases de luminosidad de Yerkes.

Clases espectrales reemplazadas

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

Clasificación estelar, habitabilidad y la búsqueda de vida.

Si bien los humanos podrían llegar a 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 longevidad son factores que influyen en la habitabilidad estelar. Los humanos solo conocen una estrella que alberga vida: el Sol, de clase G, una estrella con abundancia de elementos pesados ​​y baja variabilidad en su brillo. El Sistema Solar también se diferencia de muchos sistemas estelares en que solo contiene una estrella (véase Habitabilidad de sistemas estelares binarios ).

Partiendo de estas limitaciones y de los problemas derivados de contar con una muestra empírica de un solo ejemplar, el rango de estrellas que se predice que pueden albergar vida está limitado por algunos factores. De los tipos de estrellas de la secuencia principal, las estrellas con una masa superior a 1,5 veces la del Sol (tipos espectrales O, B y A) envejecen demasiado rápido para que se desarrolle vida avanzada (tomando la Tierra como referencia). En el otro extremo, las enanas con una masa inferior a la mitad de la del Sol (tipo espectral M) tienen probabilidades de mantener a los planetas dentro de su zona habitable debido a las fuerzas de marea, además de otros problemas (véase Habitabilidad de los sistemas de enanas rojas ). [ 133 ] Si bien existen numerosos problemas para la vida en las enanas rojas, muchos astrónomos siguen 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 para albergar vida sean las estrellas enanas de los tipos F, G y K. [ 133 ]

Véase también

Notas

  1. ↑ Este es el color relativo de la estrella si Vega , generalmente considerada una estrella azulada, se utiliza como estándar para el "blanco".
  2. ↑ La cromaticidad puede variar significativamente dentro de una misma clase; por ejemplo, el Sol (una estrella G2) es blanco, mientras que una estrella G9 es amarilla.
  3. 1 2 3 4 5 6 7 8 Estas proporciones representan fracciones de estrellas más brillantes que la magnitud absoluta 16; reducir este límite hará que los tipos más antiguos sean aún más raros, mientras que, en general, solo se añadirán a la clase M. Las proporciones se calculan ignorando el valor de 800 en la columna total, ya que la suma real es 824.
  4. ↑ Técnicamente, las enanas blancas ya no son estrellas "vivas", sino los restos "muertos" de estrellas extintas. Su clasificación utiliza un conjunto diferente de tipos espectrales que el de las estrellas "vivas" que queman elementos.
  5. ↑ Cuando se usa con estrellas de tipo A , esto se refiere en cambio a líneas espectrales metálicas anormalmente fuertes.
  6. ↑ Este porcentaje aumenta al 78,6% si incluimos todas las estrellas. (Véase la nota anterior).

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Lecturas adicionales

  • Harre, Jan-Vincent; Heller, René (2021). "Códigos de colores digitales de estrellas". Astronomische Nachrichten . 342 (3): 578– 587. arXiv : 2101.06254 . Código Bib : 2021AN....342..578H . doi : 10.1002/asna.202113868 . S2CID 231627588 . 
  • Bibliotecas de espectros estelares de D. Montes, UCM
  • Tipos espectrales para las entradas del catálogo de Hipparcos
  • Clasificación espectral estelar. Archivado el 31 de octubre de 2010 en Wayback Machine por Richard O. Gray y Christopher J. Corbally.
  • Modelos espectrales de estrellas por 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
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