Clasificación estelar
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Clasificación estelar. Forma de catalogar las estrellas según su brillo
Sumario
Historia
La clasificación de las estrellas más antigua es la Hiparco de Nicea que catalogó hacia [[134 a.n.e.] la estrellas en función de su brillo, asignando la magnitud 1 a las 20 estrellas más brillantes del firmamento y la magnitud 6 a las que apenas eran visibles a simple vista. Con la invención del telescopio se posibilitó la detección de estrellas invisibles a simple vista por lo que actualmente hay estrellas con magnitud superior a 6. Este esquema de clasificación fue adoptado por Claudio Ptolomeo y aún se utiliza aunque se haya visto superada por los tipos espectrales.
Tipos espectrales clásicos
A finales de la década de 1880 la viuda del astrónomo Henry Draper, Anna Palmer Draper, donó una importante suma de dinero al Observatorio del Harvard College para el Henry Harper Memorial con el propósito de realizar la clasificación del espectro fotográfico de las estrellas. Los trabajos fueron llevados a cabo por Edward Pickering y su asistente Williamina Fleming, quien desarrolló un sencillo sistema de clasificación ordenando las estrellas en función de la intensidad de la línea espectral del hidrógeno e identificando 22 tipos desde la A hasta la Q en orden decreciente.
En los trabajos posteriores para perfeccionar la clasificación anterior desarrollados en el Observatorio de Harvard se apreció la influencia de otras líneas espectrales (líneas H&K del calcio, líneas D del sodio, etc.), poniéndose de manifiesto la duplicidad de algunas clases. Más tarde, Annie Jump Cannon observó que la temperatura de las estrellas era la característica diferenciadora principal de los distintos espectros, lo que le llevó a simplificar las clases existentes y reorganizarlas en función de la temperatura dando lugar a los tipos clásicos O, B, A, F, G, K y M —clasificación aceptada provisionalmente por la IUA en 1922— a los que con posterioridad se han añadido algunos tipos especiales. La clasificación se completa asignando dentro de cada clase números arábigos (0 a 9) según temperaturas decrecientes.
Los tipos clásicos de más calientes a más fríos se recogen en la tabla comparando sus masas, radios y luminosidades con las del Sol. Los colores de la tabla reflejan los de las estrellas sin la influencia de la atmósfera.
Clase O
Son estrellas muy calientes y luminosas destacando en brillantes colores azules. Naos (en la constelación de Puppis) brilla con una potencia cercana a un millón de veces superior a la del Sol. Estas estrellas muestran líneas de helio ionizado y neutro muy prominentes y presentan débiles líneas de Balmer (de hidrógeno). Emiten la mayor parte de su radiación en el ultravioleta.
Clase B
Extremadamente luminosas, como Rígel en Orión, una supergigante azul. Los espectros de estas estrellas muestran líneas de helio neutral y líneas moderadas de hidrógeno. Como las estrellas O y B tienen tanta masa consumen su energía mucho más deprisa que otras estrellas más pequeñas, liberando cantidades inmensas de energía y viviendo durante un corto periodo de tiempo de unos millones de años. En este tiempo no pueden alejarse demasiado de las regiones de formación estelar en las que nacen por lo que suelen presentarse en grupos de varias estrellas en lo que se conoce como asociaciones OB1, formadas en el interior de nubes moleculares gigantes. La asociación OB1 de Orión es el ejemplo más cercano.
Clase A
Son las estrellas más comunes que observamos a simple vista. Deneb en el Cisne es una estrella de gran brillo mientras que Sirio, la estrella más brillante desde la Tierra, es también una estrella de tipo A muy cercana pero no tan grande como Deneb. Las estrellas de clase A muestran pronunciadas líneas de Balmer (de hidrógeno) y también líneas de metales ionizados.
Clase F
Siguen siendo estrellas de gran masa y muy brillantes pero pertenecen ya a la secuencia principal. Como ejemplo se puede considerar Fomalhaut en Piscis Australis. Sus espectros se caracterizan por líneas de Balmer débiles y metales ionizados. Son de color blanco con un ligero componente amarillo.
Clase G
Son las mejor conocidas ya que nuestro Sol pertenece a esta clase siendo una estrella de tipo G2. Muestran líneas de hidrógeno aún más débiles que las F y cuentan con líneas de metales ionizados y neutros.
Clase K
Estrellas naranja algo más frías que el Sol. Algunas de ellas son gigantes e incluso supergigantes como Antares, mientras que otras estrellas K como Alpha Centauri B pertenecen a la secuencia principal. Muestran líneas de hidrógeno muy débiles, si las hay, y en ocasiones algunas líneas correspondientes a metales neutros.
Clase M
Es la más común de todas por el número de estrellas. Todas las enanas rojas pertenecen a esta clase y más del 90% de todas las estrellas son de este tipo como Próxima Centauri. La clase M también corresponde a la mayoría de las gigantes y a algunas supergigantes como Arcturus y Betelgeuse, así como a las variables Mira. El espectro de una estrella M tiene líneas moléculas y de metales neutros pero normalmente no muestra líneas de hidrógeno. El óxido de titanio puede formar líneas intensas en las estrellas M.
Otros tipos espectrales
Clase W
Son estrellas superluminosas, con temperaturas superiores a 70.000 K denominadas estrellas Wolf-Rayet cuya peculiaridad es estar formadas en su mayoría por helio en vez de hidrógeno. Se cree que se trata de supergigantes en el final de su ciclo en las que la capa externa de hidrógeno ha sido expulsada por fuertes vientos solares provocados por las altas temperaturas, quedando desnudo el caliente núcleo de helio. En función de que predomine en su espectro —y por tanto en sus capas exteriores— el nitrógeno o el carbono se distinguen respectivamente los subtipos WN y WC.
Clase L
Estrellas con temperaturas entre 1500 y 2000 K. Reciben su denominación del litio presente en su núcleo. Dado que en las estrellas de mayor tamaño el litio se destruye en las reacciones nucleares de fusión, su presencia indica la ausencia de tales reacciones, es decir, se trata de enanas marrones de color rojo muy oscuro. De hecho son tan frías que emiten en el infrarrojo cercano posibilitando sus bajas temperaturas que en su espectro se manifiesten claramente hidruros metálicos y metales alcalinos.
Clase T
Son estrellas con temperaturas del orden de 1000 K, jóvenes y poco densas que a menudo se encuentran en las nebulosas interestelares en las que se formaron. Son estrellas con masa apenas suficiente para culminar su formación y de hacerlo serán del tipo enana marrón. Son negras, no emiten en el espectro visible pero sí intensamente en el infrarrojo. A su temperatura pueden formarse moléculas complejas apreciándose en sus espectros intensas líneas de metano. Las clases T y L podrían ser las más frecuentes (incluso que el resto de clases conjuntamente) de confirmarse recientes hipótesis. Del estudio de los discos protoplanetarios se desprende que el número de estrellas que debería haber en la galaxia debería ser muy superior del que conocemos. Se ha especulado con la posibilidad de que estos discos compitan entre sí de modo que el primero en formarse se convertirá en una proto-estrella que interferirá en el desarrollo de los discos vecinos al atraer su gas, de forma que éstos evolucionarán probablemente según la secuencia principal o quedando como enanas marrones de las clases L y T virtualmente invisibles. Dado que además estas estrellas viven mucho tiempo (ninguna estrella por debajo de 0,8 [[Msol]] ha muerto en la historia de la galaxia) se acumulan con el paso del tiempo incrementando su número y proporción.
Clase C (R, N)
La estrellas de clase C son estrellas de carbono, gigantes rojas muriendo. Antiguamente se consideraban las clases R y N, paralelas a las clases G y M que finalmente se han reunido en la clase C, correspondiendo la clase N0 aproximadamente a la C6.
Clase S
Muestran líneas de óxido de zirconio (ZrO) además de —raramente en vez de— óxido de titanio (TiO). Son una clase a caballo entre la M y las estrellas de carbono. Presentan excesiva cantidad de zirconio y otros elementos químicos generados por el proceso S (síntesis nuclear responsable de la formación de la mayoría de los elementos más pesados que el hierro) y abundancia de oxígeno y carbono similares resultando que ambos compuestos se encuentran indisponibles formando monóxido de carbono (CO). En las estrellas de clase M hay superabundancia de oxígeno estando disponible para la formación de TiO, mientras que en las de clase C hay superabundancia de carbono por lo que pueden formarse moléculas de carbono. La relación de estos tres tipos de estrellas y la secuencia principal sugiere que existan en realidad un continuo en los tipos estelares de abundancias de carbono, lo que añadiría una nueva dimensión a la tipología estelar además de la temperatura (los grupos ahora descritos) y las clases de luminosidad introducidas en 1943.
Clases P y Q
Estas clases se usan ocasionalmente para clasificar objetos no estelares, en particular las nebulosas planetarias (P) y las novas (Q).
Clase D
Usada para la clasificación de la enanas blancas, el estado en que finalizan su vida la mayoría de las estrellas. En función de la composición de la capa más externa de la atmósfera de la enana, se consideran cinco clases:
- DA: líneas de Balmeri (hidrógeno).
- DB: helio neutro.
- DO: helio ionizado.
- DQ: carbono molecular en las estrellas frías y carbono atómico en las calientes.
- DZ: rica en metales, especialmente calcio II.
- DC: ninguna línea espectral es lo suficientemente intensa para clasificarla en un grupo anterior.
- DX: las líneas espectrales no son suficientemente claras para incluirla en una de las categorías anteriores.
Todas las clases se subdividen empleando números arábigos de 1 a 9 según el índice de temperatura n=50400/T (T: temperatura efectiva de la estrella): 1 si está por encima de 37500 K y 9 si es inferior a 5500 K
Clases de luminosidad
La clasificación espectral Yerkes o sistema MKK, a veces Morgan-Keenan, vio la luz en 1943 al publicarse An Atlas of Stellar Spectra de los astrónomos William Wilson Morgan, Phillip C. Keenan y Edith Kellman del Observatorio Yerkes. La clasificación se basa en las líneas espectrales sensibles a la gravedad superficial de la estrella que se relacionan con su luminosidad y pretende complementar la clasificación de Harvard. Dado que una gigante es mucho más grande que una enana siendo, sin embargo, sus masas semejantes, la gravedad y por tanto la presión y temperatura en la superficie de la estrella gigante será mucho menor que en la enana. Estas diferencias se manifiestan también en la luminosidad de ambos cuerpos afectando tanto a la anchura como la intensidad de las líneas espectrales, magnitudes ambas que pueden medirse.
