Clasificación estelar - Historial de revisiones

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‎Clase S

Lisett cigmat en 18:25 21 may 2014

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‎Enlaces externos.

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‎Tipos espectrales clásicos

Rosamp10014jccav en 18:56 16 abr 2013

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Dunia jc.cmg: /* Clase S */

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‎Clase S

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‎Clase D

Yosmel en 15:01 28 sep 2011

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Ruslan unhicch en 14:38 26 sep 2011

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 |concepto= Forma de catalogar las estrellas según su brillo.
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 '''Clasificación estelar'''. Forma de catalogar las [[estrella]]s según su brillo

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 === 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|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]].
+Muestran líneas de óxido de [[Circonio|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|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 ===

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 |concepto= Forma de catalogar las estrellas según su brillo.
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-'''''Clasificación estelar'''''
+<div align="justify">
-<div align="justify">La clasificación de las [[estrellas]] más antigua es la [[Hiparco de Nicea]] que catalogó hacia [[134 adC]] 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.
+==Historia==
-== 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.
-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 W[[illiamina 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.
 [[Imagen:Colores_de_estrellas.png‎]]
 === 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]].
+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.
 [[Imagen:Tipo_espectral_O5v.png‎‎]]
 === Clase B ===
-xtremadamente 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.
+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.
 [[Imagen:Tipo_espectral_B2ii.png‎‎‎]]
 === 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 [[Balme]]r (de hidrógeno) y también líneas de metales ionizados.
+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.
 [[Imagen:Tipo_espectral_A2i.png‎ ]]
 === Clase F ===
-Siguen siendo estrellas de gran masa y muy brillantes pero pertenecen ya a la [[secuencia principal]]. Como ejemplo podemos considerar [[Fomalhaut]] en [[Piscis Australis]]. Sus espectros se caracterizan por líneas de Balmer débiles y metales ionizados. Son de color blanco con un ligero componente amarillo.
+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.
 [[Imagen:Tipo_espectral_F2iii.png‎ ]]
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 === 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.
+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.
 [[Imagen:Tipo espectral M0iii.png ]]
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 === 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]].
+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 ===
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 === 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|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.
+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|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).
+Estas clases se usan ocasionalmente para clasificar objetos no estelares, en particular las nebulosas planetarias (P) y las [[nova]]s (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:
+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.
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 * [http://javierdelucas.es/clasificacionestelar.htm Javierdelucas.es]
-* http://www.edsombra.com/edsombra/Exo/ayudas/Estrellas.html Edsombra.com]
+* [http://www.edsombra.com/edsombra/Exo/ayudas/Estrellas.html Edsombra.com]
 [[Category:Estrellas]]

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 [[Imagen:Clases_de_luminosidad.png‎ ]]
-== Enlaces externos. ==
+== Fuente ==
-*http://javierdelucas.es/clasificacionestelar.htm
+* [http://javierdelucas.es/clasificacionestelar.htm Javierdelucas.es]
-*http://www.edsombra.com/edsombra/Exo/ayudas/Estrellas.html
+* http://www.edsombra.com/edsombra/Exo/ayudas/Estrellas.html Edsombra.com]
-[[Category:Ciencias_Naturales_y_Exactas]][[Category:Astronomía_y_astrofísica]]
+[[Category:Estrellas]]

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 == 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 W[[illiamina 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.
+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 W[[illiamina 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.

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 {{Definición
 |nombre= Clasificación estelar
-|imagen=Pléyades.jpg‎
+|imagen=clasi.jpg
 |tamaño=
 |concepto= Forma de catalogar las estrellas según su brillo.
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 === 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).
+*DA: líneas de Balmeri (hidrógeno).
- *DB: [[helio]] neutro.
+*DB: [[helio]] neutro.
- *DO: helio ionizado.
+*DO: helio ionizado.
- *DQ: [[carbono]] molecular en las estrellas frías y carbono atómico en las calientes.
+*DQ: [[carbono]] molecular en las estrellas frías y carbono atómico en las calientes.
- *DZ: rica en metales, especialmente calcio II.
+*DZ: rica en metales, especialmente calcio II.
- *DC: ninguna línea espectral es lo suficientemente intensa para clasificarla en un grupo anterior.
+*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.
+*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

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	\|nombre= Clasificación estelar		\|nombre= Clasificación estelar