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Clasificación estelar

Un cuadro sencillo para clasificar los principales tipos de estrellas utilizando la clasificación de Harvard

En astronomía , 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 una rejilla de difracción en un espectro que muestra el arco iris de colores intercalados con líneas espectrales . Cada línea indica un elemento químico o molécula en particular , y la intensidad de la línea indica la abundancia de ese elemento. Las intensidades de las diferentes líneas espectrales varían principalmente debido a la temperatura de la fotosfera , aunque en algunos casos existen verdaderas diferencias de abundancia. La clase espectral de una estrella es un código corto que resume principalmente el estado de ionización y proporciona 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 las más calientes ( tipo O ) hasta las más frías ( tipo M ). Luego, cada clase de letras se subdivide utilizando un dígito numérico donde 0 es el más caliente y 9 el más frío (por ejemplo, A8, A9, F0 y F1 forman una secuencia de más caliente a más fría). La secuencia se ha ampliado con clases para otras estrellas y objetos similares a estrellas que no encajan en el sistema clásico, como la clase  D para enanas blancas y las clases  S y C para estrellas de carbono .

En el sistema MK, a la clase espectral se le añade una clase de luminosidad mediante números romanos . Esto se basa en la anchura de determinadas líneas de absorción en el espectro estelar, que varían con la densidad de la atmósfera y distinguen así las estrellas gigantes de las enanas. La clase de luminosidad  0 o Ia+ se utiliza 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 las enanas blancas . La clase espectral completa del Sol es entonces G2V, lo que indica una estrella de la secuencia principal con una temperatura superficial de alrededor de 5.800 K.

Descripción de color convencional

La descripción de color convencional tiene en cuenta sólo el pico del espectro estelar. Sin embargo, en realidad las estrellas irradian en todas las partes del espectro. Debido a que todos los colores espectrales combinados aparecen 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 "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 visualización típicas no hay estrellas verdes, cian, índigo o violetas. Las enanas "amarillas" , como el Sol , son blancas, las enanas "rojas" tienen un tono intenso de amarillo/naranja, y las enanas "marrones" no parecen literalmente marrones, pero hipotéticamente aparecerían de un rojo tenue o gris/negro para un observador cercano.

Clasificación moderna

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, que no incluía la luminosidad [1] ) 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 . [2] Esos números reciben etiquetas como "U-V" o "B-V", que representan los colores pasados ​​por dos filtros estándar (por ejemplo, ultravioleta , azul y visual ).

Clasificación espectral de Harvard

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

Una mnemónica 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!". [11]

Las clases espectrales O a M, así como otras clases más especializadas que se analizan más adelante, se subdividen mediante números arábigos (0 a 9), donde 0 denota las estrellas más calientes de una clase determinada. Por ejemplo, A0 indica las estrellas más calientes de clase A y A9 las más frías. Se permiten números fraccionarios; por ejemplo, la estrella Mu Normae está clasificada como O9.7. [12] El Sol está clasificado como G2. [13]

El hecho de que la clasificación de Harvard de una estrella indicara su superficie o temperatura fotosférica (o más precisamente, su temperatura efectiva ) no se entendió completamente hasta después de su desarrollo, aunque cuando se formuló el primer diagrama de Hertzsprung-Russell (hacia 1914), En general, se sospechaba que esto era cierto. [14] En la década de 1920, el físico indio Meghnad Saha derivó una teoría de la ionización extendiendo ideas bien conocidas en química física relativas a la disociación de moléculas a la ionización de átomos. Primero lo aplicó a la cromosfera solar y luego a los espectros estelares. [15]

La astrónoma de Harvard Cecilia Payne demostró luego que la secuencia espectral OBAFGKM es en realidad una secuencia de temperatura. [16] 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 intensidad de las características de absorción en los espectros estelares. Como resultado, estos subtipos no se dividen uniformemente en ningún tipo de intervalos matemáticamente representables.

Clasificación espectral de Yerkes

La clasificación espectral de Yerkes , también llamada sistema MK, o Morgan-Keenan (alternativamente denominado MKK, o Morgan-Keenan-Kellman) [17] [18] 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 . [19] 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). Más tarde, en 1953, después de algunas revisiones de la lista de estrellas estándar y los criterios de clasificación, el esquema recibió el nombre de clasificación de Morgan-Keenan , o MK , [20] que sigue en uso en la actualidad.

Las estrellas más densas con mayor gravedad superficial exhiben un mayor ensanchamiento por 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 examinando el espectro.

Se distinguen varias clases de luminosidad diferentes, como se enumeran en la siguiente tabla. [21]

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

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

También se han utilizado clases 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.

Ocasionalmente, las letras a y b se aplican a clases de luminosidad distintas de las supergigantes; por ejemplo, a una estrella gigante ligeramente menos luminosa de lo típico 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. [31]

A una muestra de estrellas V extremas con fuerte absorción en las líneas espectrales He II λ4686 se les ha asignado la designación Vz . Una estrella de ejemplo es HD 93129 B. [32]

Peculiaridades espectrales

Una nomenclatura adicional, en forma de letras minúsculas, puede seguir el tipo espectral para indicar características peculiares del espectro. [33]

Por ejemplo, 59 Cygni aparece como tipo espectral B1.5Vnne, [40] indicando 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 extraña disposición de las letras en la clasificación de Harvard es histórica, ya que evolucionó a partir de las clases anteriores de Secchi y se modificó progresivamente a medida que mejoraba la comprensión.

clases de secchi

Durante las décadas de 1860 y 1870, el espectroscopista estelar pionero Angelo Secchi creó las clases Secchi para clasificar los espectros observados. En 1866, había desarrollado tres clases de espectros estelares, que se muestran en la siguiente tabla. [41] [42] [43]

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. [44] [45] [46]

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

Sistema de cortinas

En la década de 1880, el astrónomo Edward C. Pickering comenzó a realizar un estudio de los espectros estelares en el Observatorio de la Universidad de Harvard , utilizando el método del prisma objetivo. Un primer resultado de este trabajo fue el Catálogo Draper de espectros estelares , publicado en 1890. Williamina Fleming clasificó la mayoría de los espectros en este catálogo y se le atribuye la clasificación de más de 10.000 estrellas destacadas y el descubrimiento de 10 novas y más de 200 estrellas variables. [52] Con la ayuda de las computadoras de Harvard , especialmente Williamina Fleming , se ideó la primera versión del catálogo de Henry Draper para reemplazar el esquema de números romanos establecido por Angelo Secchi. [53]

El catálogo utilizaba un esquema en el que las clases Secchi utilizadas anteriormente (I a V) se subdividían en clases más específicas, a las que se les asignaban letras de la A a la P. Además, la letra Q se utilizaba para las estrellas que no encajaban en ninguna otra clase. [50] [51] Fleming trabajó con Pickering para diferenciar 17 clases diferentes según la intensidad de las líneas espectrales del hidrógeno, lo que provoca variaciones en las longitudes de onda emanadas de las estrellas y da como resultado una variación en la apariencia del color. Los espectros de clase A tendieron a producir las líneas de absorción de hidrógeno más fuertes, mientras que los espectros de clase O prácticamente no produjeron líneas visibles. El sistema de letras mostró una disminución gradual en la absorción de hidrógeno en las clases espectrales a medida que se avanza 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. [52] [54]

El antiguo sistema de Harvard (1897)

En 1897, otra astrónoma de Harvard, Antonia Maury , colocó el subtipo Orión de clase I de Secchi por delante del resto de clase I de Secchi, colocando así al tipo B moderno por delante del tipo A moderno. 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. [55] [56]

Debido a que las 22 agrupaciones de números romanos no representaban variaciones adicionales en los espectros, se hicieron tres divisiones adicionales para especificar aún más las diferencias: se agregaron letras minúsculas para diferenciar la apariencia relativa de las líneas en los espectros; las líneas se definieron como: [57]

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 los análisis de Maury de 681 estrellas brillantes del norte. Esta fue la primera vez que una mujer recibió crédito por una publicación del observatorio. [58]

El actual sistema de Harvard (1912)

En 1901, Annie Jump Cannon volvió a los tipos de 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 peculiares. espectros. También usó tipos como B5A para estrellas a medio camino entre los tipos B y A, F2G para estrellas a una quinta parte del camino entre F y G, y así sucesivamente. [59] [60]

Finalmente, en 1912, Cannon había cambiado los tipos B, A, B5A, F2G, etc. a B0, A0, B5, F2, etc. [ 61] [62] Esta 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 un espectro legible. [63]

clases de monte wilson

Se utilizó una clasificación de luminosidad conocida como sistema Mount Wilson para distinguir entre estrellas de diferentes luminosidades. [64] [65] [66] Este sistema de notación todavía se ve a veces en los espectros modernos. [67]

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 los rasgos distintivos. [68]

Nomenclatura "temprana" y "tardía"

A menudo se hace referencia a las estrellas como de tipo temprano o tardío . "Temprano" es sinónimo de más caliente , mientras que "tarde" es sinónimo de más frío .

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

"Tarde" 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 cuando se usa "tarde G " para referirse a G7, G8 y G9.

En sentido relativo, "temprano" significa un número arábigo inferior que sigue a la letra de la clase, y "tarde" significa un número superior.

Esta terminología oscura es un vestigio de un modelo de evolución estelar de finales del siglo XIX , que suponía que las estrellas eran impulsadas por la contracción gravitacional a través del mecanismo 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 que eran mucho más pequeñas que las observadas en el registro geológico , y quedó obsoleto con el descubrimiento de que las estrellas funcionan mediante fusión nuclear . [69] Los términos "temprano" y "tardío" se mantuvieron, más allá de la desaparición del modelo en el que se basaban.

Clase O

Espectros de una hipotética estrella O5V

Las estrellas de tipo O son muy calientes y extremadamente luminosas, y la mayor parte de su emisión radiada se encuentra 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. [c] [10] 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 anteriormente se definían por la relación entre la fuerza del He  II λ4541 en relación con la del He I λ4471, donde λ es la longitud de onda de la radiación . El tipo espectral O7 se definió como el punto en el que las dos intensidades son iguales, con la línea He I debilitándose hacia tipos anteriores. El tipo O3 era, por definición, el punto en el que dicha línea desaparece por completo, aunque con la tecnología moderna se puede ver muy vagamente. Debido a esto, la definición moderna utiliza la relación de la línea de nitrógeno N IV λ4058 a N III λλ4634-40-42. [70]

Las estrellas de tipo O tienen líneas dominantes de absorción y, a veces, de emisión de líneas de He  II, líneas prominentes de helio ionizado ( Si  IV, O  III, N  III y C  III) y neutras , que se fortalecen de O5 a O9, y líneas prominentes de Balmer de hidrógeno . aunque no tan fuerte como en tipos posteriores. Las estrellas de tipo O de mayor masa no retienen atmósferas extensas debido a la velocidad extrema de su viento estelar , que puede alcanzar los 2.000 km/s. Debido a que son tan masivas, las estrellas de tipo O tienen núcleos muy calientes y queman su combustible de hidrógeno muy rápidamente, por lo que son las primeras estrellas en abandonar la secuencia principal .

Cuando el esquema de clasificación MKK se describió por primera vez en 1943, los únicos subtipos de clase O utilizados fueron O5 a O9.5. [71] El esquema MKK se amplió a O9.7 en 1971 [72] y O4 en 1978, [73] y posteriormente se introdujeron nuevos esquemas de clasificación que agregan los tipos O2, O3 y O3.5. [74]

Estándares espectrales: [68]

Clase B

Espectros de una hipotética estrella B3V

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 moderadas de hidrógeno. Como las estrellas de tipo O y B tienen tanta energía, su vida es relativamente corta. Así, debido a la baja probabilidad de interacción cinemática durante su vida, no pueden alejarse mucho del área en la que se formaron, aparte de las estrellas fugitivas .

La transición de la clase O a la clase B se definió originalmente como el punto en el que desaparece el He  II λ4541. Sin embargo, con equipos modernos, la línea sigue siendo evidente en las primeras estrellas de tipo B. Hoy en día, para las estrellas de la secuencia principal, la clase B se define por la intensidad del espectro violeta He I, correspondiendo la intensidad máxima a la clase B2. En el caso de las supergigantes, se utilizan líneas de silicio ; las líneas Si IV λ4089 y Si III λ4552 son indicativas de B temprano. A mediados de B, la intensidad de este último en relación con la de Si II λλ4128-30 es la característica definitoria, mientras que para B tardío, es la intensidad de Mg. II λ4481 en relación con el de He I λ4471. [70]

Estas estrellas tienden a encontrarse en sus asociaciones OB de origen , que están asociadas con nubes moleculares gigantes . La asociación Orión OB1 ocupa una gran parte de un brazo espiral de la Vía Láctea y contiene muchas de las estrellas más brillantes de la constelación de Orión . Aproximadamente 1 de cada 800 (0,125%) de las estrellas de la secuencia principal en la vecindad solar son estrellas de la secuencia principal de tipo B. [c] [10] Las estrellas de tipo B son relativamente poco comunes y la más cercana es Regulus, a unos 80 años luz. [75]

Se ha observado que estrellas masivas pero no supergigantes , conocidas como estrellas Be , muestran una o más líneas de Balmer en emisión, siendo de particular interés las series de radiación electromagnética relacionada con el hidrógeno proyectadas por las estrellas. Generalmente se cree que las estrellas Be presentan vientos estelares inusualmente fuertes , altas temperaturas superficiales y un desgaste significativo de masa estelar a medida que los objetos giran a un ritmo curiosamente rápido. [76]

Los objetos conocidos como estrellas B[e] , o estrellas B(e) por razones tipográficas, poseen líneas distintivas de emisión neutra o de baja ionización que se considera que tienen mecanismos prohibidos y experimentan procesos que normalmente no están permitidos según los conocimientos actuales de la mecánica cuántica .

Estándares espectrales: [68]

Clase A

Espectros de una hipotética estrella A5V

Las estrellas de tipo A se encuentran entre las estrellas más comunes a simple vista y son de color blanco o blanco azulado. Tienen fuertes líneas de hidrógeno, como máximo en A0, y también líneas de metales ionizados ( Fe  II, Mg  II, Si  II) como máximo en A5. La presencia de líneas de Ca  II se fortalece 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] [10] que incluye 9 estrellas en 15 pársecs. [77]

Estándares espectrales: [68]

Clase F

Espectros de una hipotética estrella F5V

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 terreno 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, [c] [10] incluida 1 estrella Procyon A dentro de 20 años. [78]

Estándares espectrales: [68] [79] [80] [81] [82]

Clase G

Espectros de una hipotética estrella G5V

Las estrellas de tipo G, incluido el Sol , [13] tienen líneas espectrales prominentes H y K de Ca  II, que son más pronunciadas en G2. Tienen líneas de hidrógeno aún más débiles que las del F, pero junto con los metales ionizados, tienen metales neutros. Hay un pico prominente en la banda G de las moléculas 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. Hay 21 estrellas de tipo G dentro de 10 piezas. [c] [10]

La Clase G contiene el "Vacío Evolutivo Amarillo". [83] Las estrellas supergigantes a menudo oscilan entre O o B (azul) y K o M (rojo). Mientras hacen esto, no permanecen por mucho tiempo en la inestable clase de supergigantes amarillas .

Estándares espectrales: [68]

Clase K

Espectros 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] [10] 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 la 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). Al final del K, se presentan bandas moleculares de óxido de titanio . Las teorías convencionales (aquellas basadas en una menor radiactividad dañina y una menor longevidad de las estrellas) sugerirían 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 zonas más amplias. [84] [85]

Estándares espectrales: [68]

Clase M

Espectros de una hipotética estrella M5V

Las estrellas de clase M son, con diferencia, las más comunes. Alrededor del 76% de las estrellas de la secuencia principal en la vecindad solar son estrellas de clase M. [c] [f] [10] 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 encuentre en condiciones excepcionales. La estrella de 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 aparezcan ejemplos más brillantes. ser encontrado.

Aunque la mayoría de las estrellas de clase M son enanas rojas, la mayoría de las estrellas supergigantes más grandes conocidas en la Vía Láctea son estrellas de clase M, como VY Canis Majoris , VV Cephei , Antares y Betelgeuse . Además, algunas enanas marrones más grandes y calientes son de clase M tardía, normalmente 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 de todos los metales neutros, pero las líneas de absorción de hidrógeno suelen estar ausentes. Las bandas de TiO pueden ser fuertes en las estrellas de clase M, y normalmente dominan su espectro visible en aproximadamente M5. Las bandas de óxido de vanadio (II) aparecen a finales de M.

Estándares espectrales: [68]

Tipos espectrales extendidos

Se han utilizado varios tipos espectrales nuevos a partir de tipos de estrellas recién descubiertas. [86]

Clases de estrellas de emisión azul caliente

UGC 5797, una galaxia con línea de emisión donde se forman estrellas azules brillantes y masivas [87]

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

Clase WR: Wolf-Rayet

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

Una vez incluidas como estrellas de tipo O, las estrellas Wolf-Rayet de clase W [88] o WR se caracterizan 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 moribundas con sus capas de hidrógeno arrastradas por los vientos estelares , exponiendo así directamente sus capas de helio calientes. La clase WR se divide a su vez en subclases según la fuerza relativa de las líneas de emisión de nitrógeno y carbono en sus espectros (y capas exteriores). [39]

El rango de espectros WR se enumera a continuación: [89] [90]

Aunque las estrellas centrales de la mayoría de las nebulosas planetarias (CSPNe) muestran espectros de tipo O, [91] alrededor del 10% son deficientes en hidrógeno y muestran espectros WR. [92] Estas son estrellas de baja masa y para distinguirlas de las estrellas masivas Wolf-Rayet, sus espectros están entre corchetes: por ejemplo, [WC]. La mayoría de ellos muestran espectros [WC], algunos [WO] y muy raramente [WN].

Barra de estrellas

Las estrellas diagonales son estrellas de tipo O con líneas tipo WN en su espectro. El nombre "barra" proviene de su tipo espectral impreso que tiene una barra (por ejemplo, "Of/WNL" [70] ).

Hay un grupo secundario que se encuentra en estos espectros, un grupo "intermedio" más frío denominado "Ofpe/WN9". [70] Estas estrellas también han sido denominadas WN10 o WN11, pero eso se ha vuelto menos popular al darse cuenta de la diferencia evolutiva con respecto a otras estrellas Wolf-Rayet. Descubrimientos recientes de estrellas aún más raras han ampliado el rango de estrellas slash hasta O2-3.5If * /WN5-7, que son incluso más calientes que las estrellas "slash" originales. [93]

Estrellas O magnéticas

Son estrellas O con fuertes campos magnéticos. La designación es Of?p. [70]

Geniales clases de enanas rojas y marrones.

Los nuevos tipos espectrales L, T e Y se crearon para clasificar los espectros infrarrojos de estrellas frías. Esto incluye tanto a las enanas rojas como a las enanas marrones que son muy débiles en el espectro visible . [94]

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 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 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 de LTY, no se pueden dar valores distintos de temperatura o luminosidad . [9]

Clase L

Impresión artística de una enana L

Las enanas de clase L reciben 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 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 destaquen en sus espectros. [95] [96] [97]

Debido a la baja gravedad superficial de las estrellas gigantes, nunca se forman condensados ​​que contienen TiO y VO . Por 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 lo cual es V838 Monocerotis mientras se encuentra en el apogeo de su luminosa erupción de nova roja .

Clase T

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). Su emisión alcanza su punto máximo en el infrarrojo . El metano ocupa un lugar destacado en sus espectros. [95] [96]

El estudio del número de proplyds (discos protoplanetarios, acumulaciones 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 superior a lo que se había conjeturado anteriormente. Se teoriza que estos proplyds están en carrera entre sí. La primera en formarse se convertirá en una protoestrella , que son objetos muy violentos y desbaratarán otros proplídeos en las proximidades, despojándolos de su gas. Las 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. [98]

Clase Y

Impresión artística de una enana Y

Las enanas marrones de clase espectral Y son más frías que las de clase espectral T y tienen espectros cualitativamente diferentes a los de ellas. Un total de 17 objetos se han colocado en la clase Y hasta agosto de 2013. [99] Aunque dichas enanas han sido modeladas [100] y detectadas dentro de cuarenta años luz por el Explorador de reconocimiento infrarrojo de campo amplio (WISE) [86] [ 101] [102] [103] [104] todavía no existe una secuencia espectral bien definida ni prototipos. Sin embargo, se han propuesto varios objetos como clases espectrales Y0, Y1 e Y2. [105]

Los espectros de estos posibles objetos Y muestran una absorción de alrededor de 1,55  micrómetros . [106] Delorme et al. han sugerido que esta característica se debe a la absorción del amoníaco , y que esto debe tomarse como la característica indicativa de la transición TY. [106] [107] De hecho, esta característica de absorción de amoníaco es el criterio principal que se ha adoptado para definir esta clase. [105] Sin embargo, esta característica es difícil de distinguir de la absorción por agua y metano , [106] y otros autores han declarado que la asignación de la clase Y0 es prematura. [108]

La última enana marrón propuesta para el tipo espectral Y, WISE 1828+2650 , es una enana > Y2 con una temperatura efectiva estimada originalmente en alrededor de 300  K , la temperatura del cuerpo humano. [101] [102] [109] Sin embargo, las mediciones de paralaje han demostrado desde entonces que su luminosidad es inconsistente con el hecho de 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 sólo siete veces la de Júpiter. [110]

El rango de masa de las enanas Y es de 9 a 25  masas de Júpiter , pero los objetos jóvenes pueden alcanzar menos de una masa de Júpiter (aunque se enfrían para convertirse en planetas), lo que significa que los objetos de clase Y se sitúan a ambos lados del límite de fusión de deuterio de 13 masas de Júpiter que marca el límite actual. División IAU entre enanas marrones y planetas. [105]

Peculiares enanas marrones

Las enanas marrones jóvenes tienen gravedades superficiales bajas porque tienen radios más grandes y masas más bajas en comparación con las estrellas de campo de tipo espectral similar. Estas fuentes están marcadas con una letra beta ( β ) para gravedad superficial intermedia y gamma ( γ ) para gravedad superficial baja. Los indicios de baja gravedad superficial son las débiles líneas CaH, K I y Na I , así como una fuerte línea VO. [113] Alfa ( α ) significa gravedad superficial normal y generalmente se deja caer. A veces, una gravedad superficial extremadamente baja se indica mediante un delta ( δ ). [115] 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 binarias no resueltas. [116] El prefijo sd significa subenano y solo incluye subenanos fríos. Este prefijo indica una metalicidad baja y propiedades cinemáticas que son más similares a las estrellas de halo que a las estrellas de disco . [112] Los subenanos parecen más azules que los objetos de disco. [117] El sufijo rojo describe objetos de color rojo, pero de mayor edad. Esto no se interpreta como una baja gravedad superficial, sino como un alto contenido de polvo. [114] [115] El sufijo azul describe objetos con colores azules del infrarrojo cercano que no pueden explicarse con una baja metalicidad. Algunos se explican como binarios L+T, otros no son binarios, como 2MASS J11263991−5003550 y se explican con nubes finas y/o de grano grande. [115]

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 de helio triple alfa . Con una mayor abundancia de carbono y cierta producción paralela de elementos pesados ​​​​del proceso s , los espectros de estas estrellas se desvían cada vez más de las habituales clases espectrales tardías G, K y M. Las clases equivalentes para estrellas ricas en carbono son S y C.

Se supone que las gigantes entre esas estrellas producen este carbono por sí mismas, pero algunas estrellas de esta clase son estrellas dobles, cuya extraña atmósfera se sospecha que ha sido transferida de una compañera que ahora es una enana blanca, cuando la compañera era una estrella de carbono. .

Clase C

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

Originalmente clasificadas como estrellas R y N, también se conocen como estrellas de carbono . Se trata de gigantes rojas, próximas al final de su vida, en las que existe un exceso de carbono en la atmósfera. Las antiguas clases R y N corrían paralelas al sistema de clasificación normal desde aproximadamente mediados de G hasta finales de M. Más recientemente, se han reasignado a 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 . [118] 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:

Clase S

Las estrellas de clase S forman un continuo entre las estrellas de clase M y las estrellas de carbono. Las más similares a las estrellas de clase M tienen fuertes bandas de absorción de ZrO análogas a las bandas de TiO de las estrellas de clase M, mientras que las más similares a las estrellas de carbono tienen fuertes líneas D de sodio y débiles bandas de C 2 . [119] Las estrellas de clase S tienen cantidades excesivas de circonio y otros elementos producidos por el proceso s , y tienen abundancias de carbono y oxígeno más similares que las estrellas de clase M o de carbono. Al igual que las estrellas de carbono, casi todas las estrellas de clase S conocidas son estrellas de rama gigante asintótica .

El tipo espectral está formado por la letra S y un número entre cero y diez. Este número corresponde a la temperatura de la estrella y sigue aproximadamente la escala de temperatura utilizada para los gigantes de clase M. Los tipos más comunes son S3 a S5. La designación no estándar S10 sólo se ha utilizado para la estrella Chi Cygni cuando se encuentra en un mínimo extremo.

La clasificación básica suele ir seguida de una indicación de abundancia, siguiendo uno de varios esquemas: S2,5; S2/5; S2 Zr4 Ti2; o S2*5. Un número después de una coma es una escala entre 1 y 9 basada en la proporción de ZrO y TiO. Un número después de una barra es un esquema más reciente pero menos común diseñado para representar la proporción de carbono y oxígeno en una escala de 1 a 10, donde un 0 sería una estrella MS. Las intensidades de circonio y titanio pueden indicarse explícitamente. Ocasionalmente también se ve un número después de un asterisco, que representa la fuerza de las bandas de ZrO en una escala del 1 al 5.

Clases MS y SC: clases intermedias relacionadas con el carbono

Entre las clases M y S, los casos límite se denominan estrellas MS. De manera similar, los casos límite entre las clases S y CN se denominan SC o CS. Se supone 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 ( degenerada ) es la clasificación moderna utilizada para las enanas blancas: estrellas de baja masa que ya no están experimentando fusión nuclear y se han reducido al tamaño planetario, enfriándose lentamente. La clase D se divide a su vez en tipos espectrales DA, DB, DC, DO, DQ, DX y DZ. Las letras no están relacionadas con las letras utilizadas en la clasificación de otras estrellas, sino que indican la composición de la capa exterior o atmósfera visible de la enana blanca.

Los tipos de enanas blancas son los siguientes: [120] [121]

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 Teff es la temperatura superficial efectiva , medida en kelvins . 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 (por ejemplo, DA1,5 para IK Pegasi B) [120] [122]

Se pueden usar dos o más letras tipo para indicar una enana blanca que muestra más de una de las características espectrales anteriores. [120]

Tipos espectrales extendidos de enanas blancas

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

Para las enanas blancas se utiliza un conjunto diferente de símbolos de peculiaridades espectrales que para otros tipos de estrellas: [120]

Tipos espectrales no estelares: Clases P y Q

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

Restos estelares

Los restos estelares son objetos asociados con la muerte de las estrellas. En esta categoría se incluyen las enanas blancas y, como se puede ver en el esquema de clasificación radicalmente diferente para la clase D, los objetos no estelares son difíciles de encajar en el sistema MK.

El diagrama de Hertzsprung-Russell, en el que se basa el sistema MK, es de naturaleza observacional, por lo que estos restos no se pueden trazar fácilmente en el diagrama o no se pueden ubicar en absoluto. Las viejas estrellas de neutrones son relativamente pequeñas y frías, y se ubicarían en el extremo derecho del diagrama. Las nebulosas planetarias son dinámicas y tienden a perder brillo rápidamente a medida que la estrella progenitora pasa a la rama de enana blanca. Si se mostrara, se trazaría una nebulosa planetaria a la derecha del cuadrante superior derecho del diagrama. Un agujero negro no emite luz visible propia y, por tanto, no aparecería en el diagrama. [123]

Se ha propuesto un sistema de clasificación para estrellas de neutrones utilizando números romanos: tipo I para estrellas de neutrones menos masivas con bajas velocidades de enfriamiento, tipo II para estrellas de neutrones más masivas con velocidades de enfriamiento más altas y un tipo III propuesto para estrellas de neutrones más masivas (posiblemente exóticas). candidatos estrella) con velocidades de enfriamiento más altas. [124] Cuanto más masiva es una estrella de neutrones, mayor flujo de neutrinos transporta. Estos neutrinos transportan tanta energía térmica que, al cabo de unos pocos años, la temperatura de una estrella de neutrones aislada desciende del orden de miles de millones a sólo alrededor de un millón de Kelvin. Este sistema de clasificación de estrellas de neutrones propuesto no debe confundirse con las clases espectrales anteriores de Secchi 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. Es posible que todavía se encuentren en ediciones antiguas de catálogos de estrellas: R y N han sido incluidos en la nueva clase C como CR y CN.

Clasificación estelar, habitabilidad y búsqueda de vida.

Si bien los humanos eventualmente podrán 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 esperanza de vida son factores de la habitabilidad estelar. Los humanos sólo 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 (ver Habitabilidad de los sistemas estelares binarios ).

Partiendo de estas limitaciones y de los problemas de tener un conjunto de muestras empírico de una sola, la variedad de estrellas que se predice que podrán albergar vida está limitada por unos pocos 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 (utilizando la Tierra como guía). En el otro extremo, es probable que las enanas de menos de la mitad de la masa del Sol (tipo espectral M) bloqueen a los planetas dentro de su zona habitable, junto con otros problemas (ver Habitabilidad de los sistemas enanos rojos ). [125] 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 las convierte en las estrellas más probables para albergar estrellas enanas con vida de los tipos F, G y K. [125 ]

Ver también

Notas

  1. ^ Este es el color relativo de la estrella si Vega , generalmente considerada una estrella azulada, se usa como estándar para "blanco".
  2. ^ La 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. ^ abcdefgh Estas proporciones son fracciones de estrellas más brillantes que la magnitud absoluta 16; Reducir este límite hará que los tipos anteriores sean aún más raros, mientras que generalmente se agregan solo a la clase M. Las proporciones se calculan ignorando el valor de 800 en la columna total ya que los números reales suman 824.
  4. ^ Técnicamente, las enanas blancas ya no son estrellas "vivas" sino más bien restos "muertos" de estrellas extintas. Su clasificación utiliza un conjunto diferente de tipos espectrales de las estrellas "vivas" que queman elementos.
  5. ^ Cuando se usa con estrellas de tipo A , esto se refiere a líneas espectrales metálicas anormalmente fuertes.
  6. ^ Esto aumenta al 78,6% si incluimos todas las estrellas. (Consulte la nota anterior).

Referencias

  1. ^ "Clase de luminosidad Morgan-Keenan | COSMOS". astronomía.swin.edu.au . Consultado el 31 de agosto de 2022 .
  2. ^ O'Connell (27 de marzo de 2023). «SISTEMAS DE MAGNITUD Y COLOR» (PDF) . Caltech ASTR 511 . Archivado (PDF) desde el original el 28 de marzo de 2023 . Consultado el 27 de marzo de 2023 .
  3. ^ abcd Habets, GMHJ; Heinze, JRW (noviembre de 1981). "Correcciones bolométricas empíricas para la secuencia principal". Serie de Suplementos de Astronomía y Astrofísica . 46 : 193–237 (Tablas VII y VIII). Código bibliográfico : 1981A y AS...46..193H. – Las luminosidades se derivan de las cifras de M bol , usando M bol (☉)=4,75.
  4. ^ 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 . Código Bib : 2010A y A...524A..98W. doi :10.1051/0004-6361/201014491. S2CID  118836634.
  5. ^ ab Caridad, Mitchell. "¿De qué color son las estrellas?". Vendian.org . Consultado el 13 de mayo de 2006 .
  6. ^ "El color de las estrellas". Instalación Nacional del Telescopio de Australia. 17 de octubre de 2018.
  7. ^ Moore, Patricio (1992). El Libro Guinness de la Astronomía: hechos y hazañas (4ª ed.). Guinness. ISBN 978-0-85112-940-2.
  8. ^ "El color de las estrellas". Divulgación y educación del telescopio de Australia. 21 de diciembre de 2004. Archivado desde el original el 3 de diciembre de 2013 . Consultado el 26 de septiembre de 2007 .— Explica el motivo de la diferencia en la percepción del color.
  9. ^ abcd Baraffe, I.; Chabrier, G.; Barman, TS; Allard, F.; Hauschildt, PH (mayo de 2003). "Modelos evolutivos para enanas marrones frías y planetas gigantes extrasolares. El caso de HD 209458". Astronomía y Astrofísica . 402 (2): 701–712. arXiv : astro-ph/0302293 . Código Bib : 2003A y A...402..701B. doi :10.1051/0004-6361:20030252. S2CID  15838318.
  10. ^ abcdefgh Ledrew, Glenn (febrero de 2001). "El verdadero cielo estrellado". Revista de la Real Sociedad Astronómica de Canadá . 95 : 32. Código bibliográfico : 2001JRASC..95...32L.
  11. ^ "Clasificación espectral de estrellas (OBAFGKM)". www.eudesign.com . Consultado el 6 de abril de 2019 .
  12. ^ Sota, A.; Maíz Apellániz, J.; Morrell, NI; Barba, RH; Walborn, NR; et al. (Marzo del 2014). "El estudio espectroscópico galáctico O-Star (GOSSS). II. Estrellas brillantes del sur". Serie de suplementos de revistas astrofísicas . 211 (1). 10. arXiv : 1312.6222 . Código Bib : 2014ApJS..211...10S. doi :10.1088/0067-0049/211/1/10. S2CID  118847528.
  13. ^ ab Phillips, Kenneth JH (1995). Guía del Sol . Prensa de la Universidad de Cambridge . págs. 47–53. ISBN 978-0-521-39788-9.
  14. ^ Russell, Henry Norris (marzo de 1914). "Relaciones entre los espectros y otras características de las estrellas". Astronomía Popular . vol. 22. págs. 275–294. Código bibliográfico : 1914PA......22..275R.
  15. ^ Saha, MN (mayo de 1921). "Sobre una teoría física de los espectros estelares". Actas de la Royal Society de Londres. Serie A. 99 (697): 135-153. Código Bib : 1921RSPSA..99..135S. doi : 10.1098/rspa.1921.0029 .
  16. ^ Payne, Cecilia Helena (1925). Atmósferas Estelares; una contribución al estudio observacional de altas temperaturas en las capas invertidas de estrellas (Ph.D). Universidad Radcliffe. Código bibliográfico : 1925PhDT.........1P.
  17. ^ Universo, Física y (14 de junio de 2013). "La clasificación espectral de Yerkes". Física y Universo . Consultado el 31 de agosto de 2022 .
  18. ^ UCL (30 de noviembre de 2018). "El MKK y el Atlas MK revisado". Observatorio de la UCL (UCLO) . Consultado el 31 de agosto de 2022 .
  19. ^ Morgan, William Wilson; Keenan, Philip Childs; Kellman, Edith (1943). Un atlas de espectros estelares, con un esquema de clasificación espectral . Prensa de la Universidad de Chicago. Código Bib : 1943 assw.book..... M. OCLC  1806249.
  20. ^ Morgan, William Wilson; Keenan, Philip Childs (1973). "Clasificación espectral". Revista Anual de Astronomía y Astrofísica . 11 : 29–50. Código bibliográfico : 1973ARA&A..11...29M. doi :10.1146/annurev.aa.11.090173.000333.
  21. ^ abcd "Una nota sobre el atlas espectral y la clasificación espectral". Centre de données astronomiques de Estrasburgo . Consultado el 2 de enero de 2015 .
  22. ^ Caballero-Nieves, SM; Nelan, EP; Gies, DR; Wallace, DJ; DeGioia-Eastwood, K .; et al. (Febrero 2014). "Un estudio de alta resolución angular de estrellas masivas en Cygnus OB2: resultados de los sensores de guía fina del telescopio espacial Hubble". La Revista Astronómica . 147 (2). 40. arXiv : 1311.5087 . Código Bib : 2014AJ....147...40C. doi :10.1088/0004-6256/147/2/40. S2CID  22036552.
  23. ^ Prinja, RK; Massa, DL (octubre de 2010). "Firma de agrupación generalizada en vientos supergigantes B". Astronomía y Astrofísica . 521 . L55. arXiv : 1007.2744 . Código Bib : 2010A y A...521L..55P. doi :10.1051/0004-6361/201015252. S2CID  59151633.
  24. ^ Gray, David F. (noviembre de 2010). "Variaciones fotosféricas de la supergigante γ Cyg". La Revista Astronómica . 140 (5): 1329-1336. Código Bib : 2010AJ....140.1329G. doi : 10.1088/0004-6256/140/5/1329 .
  25. ^ ab Nazé, Y. (noviembre de 2009). "Estrellas calientes observadas por XMM-Newton. I. El catálogo y las propiedades de las estrellas OB". Astronomía y Astrofísica . 506 (2): 1055-1064. arXiv : 0908.1461 . Código Bib : 2009A y A... 506.1055N. doi :10.1051/0004-6361/200912659. S2CID  17317459.
  26. ^ Lyubimkov, Leonid S.; Lambert, David L.; Rostopchin, Sergey I.; Rachkovskaya, Tamara M.; Poklad, Dmitry B. (febrero de 2010). "Parámetros fundamentales precisos para supergigantes de tipo A, F y G en la vecindad solar". Avisos mensuales de la Real Sociedad Astronómica . 402 (2): 1369-1379. arXiv : 0911.1335 . Código bibliográfico : 2010MNRAS.402.1369L. doi :10.1111/j.1365-2966.2009.15979.x. S2CID  119096173.
  27. ^ Gris, RO; Corbally, CJ; Garrison, RF; McFadden, MT; Robinson, PE (octubre de 2003). "Contribuciones al proyecto de estrellas cercanas (NStars): espectroscopia de estrellas anteriores a M0 dentro de 40 parsecs: la muestra del norte. I". La Revista Astronómica . 126 (4): 2048-2059. arXiv : astro-ph/0308182 . Código Bib : 2003AJ....126.2048G. doi :10.1086/378365. S2CID  119417105.
  28. ^ Shenavrin, VI; Taranova, OG; Nadzhip, AE (enero de 2011). "Búsqueda y estudio de envolturas de polvo circunestelar calientes". Informes de astronomía . 55 (1): 31–81. Código Bib : 2011ARep...55...31S. doi :10.1134/S1063772911010070. S2CID  122700080.
  29. ^ Cenarro, AJ; Peletier, RF; Sánchez-Blázquez, P.; Selam, SO; Toloba, E.; Cardiel, N.; Falcón-Barroso, J.; Gorgas, J.; Jiménez-Vicente, J.; Vazdekis, A. (enero de 2007). "Biblioteca de espectros empíricos del Telescopio Isaac Newton de resolución media - II. Los parámetros atmosféricos estelares". Avisos mensuales de la Real Sociedad Astronómica . 374 (2): 664–690. arXiv : astro-ph/0611618 . Código bibliográfico : 2007MNRAS.374..664C. doi :10.1111/j.1365-2966.2006.11196.x. S2CID  119428437.
  30. ^ Sión, Edward M.; Holberg, JB; Oswalt, Terry D.; McCook, George P.; Wasatonic, Richard (diciembre de 2009). "Las enanas blancas a 20 parsecs del Sol: cinemática y estadística". La Revista Astronómica . 138 (6): 1681-1689. arXiv : 0910.1288 . Código bibliográfico : 2009AJ....138.1681S. doi :10.1088/0004-6256/138/6/1681. S2CID  119284418.
  31. ^ DSHayes; LE Pasinetti; AG Davis Philip (6 de diciembre de 2012). Calibración de cantidades estelares fundamentales: Actas del 111º Simposio de la Unión Astronómica Internacional celebrado en Villa Olmo, Como, Italia, del 24 al 29 de mayo de 1984. Springer Science & Business Media. págs.129–. ISBN 978-94-009-5456-4.
  32. ^ ab Arias, Julia I.; et al. (Agosto de 2016). "Clasificación espectral y propiedades de las estrellas OVz en el estudio espectroscópico Galáctico O Star (GOSSS)". La Revista Astronómica . 152 (2): 31. arXiv : 1604.03842 . Código Bib : 2016AJ....152...31A. doi : 10.3847/0004-6256/152/2/31 . S2CID  119259952.
  33. ^ MacRobert, Alan (1 de agosto de 2006). "Los tipos espectrales de estrellas". Cielo y telescopio .
  34. ^ abcdefghijk Allen, JS "La clasificación de los espectros estelares". Departamento de Física y Astronomía de la UCL : Grupo de Astrofísica . Consultado el 1 de enero de 2014 .
  35. ^ ab Maíz Apellániz, J.; Walborn, Nolan R.; Morrell, NI; Niemela, VS; Nelan, EP (2007). "Pismis 24-1: se conserva el límite de masa superior estelar". La revista astrofísica . 660 (2): 1480-1485. arXiv : astro-ph/0612012 . Código Bib : 2007ApJ...660.1480M. doi :10.1086/513098. S2CID  15936535.
  36. ^ Walborn, Nolan R.; Sota, Alfredo; Maíz Apellániz, Jesús; Alfaro, Emilio J.; Morrell, Nidia I.; Barbá, Rodolfo H.; Arias, Julia I.; Gamen, Roberto C. (2010). "Primeros resultados del estudio espectroscópico galáctico O-Star: líneas de emisión C III en espectros". Las cartas del diario astrofísico . 711 (2): L143. arXiv : 1002.3293 . Código Bib : 2010ApJ...711L.143W. doi :10.1088/2041-8205/711/2/L143. S2CID  119122481.
  37. ^ ab Fariña, Cecilia; Bosch, Guillermo L.; Morrell, Nidia I.; Barbá, Rodolfo H.; Walborn, Nolan R. (2009). "Estudio espectroscópico del complejo N159/N160 en la Gran Nube de Magallanes". La Revista Astronómica . 138 (2): 510–516. arXiv : 0907.1033 . Código Bib : 2009AJ....138..510F. doi :10.1088/0004-6256/138/2/510. S2CID  18844754.
  38. ^ Rauw, G.; Manfroide, J.; Gosset, E.; Naze, Y.; Saná, H.; De Becker, M.; Foellmi, C.; Moffat, AFJ (2007). "Estrellas de tipo temprano en el núcleo del joven cúmulo abierto Westerlund 2". Astronomía y Astrofísica . 463 (3): 981–991. arXiv : astro-ph/0612622 . Código Bib : 2007A&A...463..981R. doi :10.1051/0004-6361:20066495. S2CID  17776145.
  39. ^ abcdefg Crowther, Paul A. (2007). "Propiedades físicas de las estrellas Wolf-Rayet". Revisión anual de astronomía y astrofísica . 45 (1): 177–219. arXiv : astro-ph/0610356 . Código Bib : 2007ARA&A..45..177C. doi : 10.1146/annurev.astro.45.051806.110615. S2CID  1076292.
  40. ^ Rountree Lesh, J. (1968). "La cinemática del cinturón de Gould: ¿un grupo en expansión?". Serie de suplementos de revistas astrofísicas . 17 : 371. Código bibliográfico : 1968ApJS...17..371L. doi : 10.1086/190179 .
  41. ^ Analice spectrale de la lumière de quelques étoiles, et nouvelles comments sur les taches solaires, P. Secchi, Comptes Rendus des Séances de l'Académie des Sciences 63 (julio-diciembre de 1866), págs.
  42. ^ Nouvelles recherches sur l'analyse spectrale de la lumière des étoiles, P. Secchi, Comptes Rendus des Séances de l'Académie des Sciences 63 (julio-diciembre de 1866), págs.
  43. ^ Hearnshaw, JB (1986). El análisis de la luz de las estrellas: ciento cincuenta años de espectroscopia astronómica . Cambridge, Reino Unido: Cambridge University Press. págs.60, 134. ISBN 978-0-521-25548-6.
  44. ^ "Clasificación de espectros estelares: algo de historia".
  45. ^ Kaler, James B. (1997). Estrellas y sus espectros: una introducción a la secuencia espectral. Cambridge: Prensa de la Universidad de Cambridge. págs. 62–63. ISBN 978-0-521-58570-5.
  46. ^ pág. 60–63, Hearnshaw 1986; págs. 623–625, Secchi 1866.
  47. ^ págs. 62–63, Hearnshaw 1986.
  48. ^ pág. 60, Hearnshaw 1986.
  49. ^ Captores de la luz: las vidas olvidadas de los hombres y mujeres que fotografiaron los cielos por primera vez por Stefan Hughes.
  50. ^ ab Pickering, Edward C. (1890). "El catálogo Draper de espectros estelares fotografiado con el telescopio Bache de 8 pulgadas como parte del monumento a Henry Draper". Anales del Observatorio de la Universidad de Harvard . 27 : 1. Bibcode : 1890AnHar..27....1P.
  51. ^ ab págs. 106-108, Hearnshaw 1986.
  52. ^ ab "Williamina Fleming". Referencia de Oxford . Consultado el 10 de junio de 2020 .
  53. ^ "Williamina Paton Fleming -". www.proyectocontinua.org . Consultado el 10 de junio de 2020 .
  54. ^ "Clasificación de espectros estelares". spiff.rit.edu . Consultado el 10 de junio de 2020 .
  55. ^ Hearnshaw (1986) págs. 111-112
  56. ^ Maury, Antonia C.; Pickering, Edward C. (1897). "Espectros de estrellas brillantes fotografiados con el telescopio Draper de 11 pulgadas como parte del Henry Draper Memorial". Anales del Observatorio de la Universidad de Harvard . 28 : 1. Bibcode : 1897AnHar..28....1M.
  57. ^ ab "Antonia Maury". www.proyectocontinua.org . Consultado el 10 de junio de 2020 .
    Hearnshaw, JB (17 de marzo de 2014). El análisis de la luz de las estrellas: dos siglos de espectroscopia astronómica (2ª ed.). Nueva York, NY. ISBN 978-1-107-03174-6. OCLC  855909920.{{cite book}}: Mantenimiento CS1: falta el editor de la ubicación ( enlace )
    Gris, Richard O.; Corbally, Christopher J.; Burgasser, Adam J. (2009). Clasificación espectral estelar. Princeton, Nueva Jersey: Princeton University Press. ISBN 978-0-691-12510-7. OCLC  276340686.
  58. ^ Jones, Bessie Zaban; Boyd, Lyle Gifford (1971). El Observatorio de la Universidad de Harvard: Las primeras cuatro direcciones, 1839-1919 (1ª ed.). Cambridge: MA Belknap Press de Harvard University Press. ISBN 978-0-674-41880-6. OCLC  1013948519.
  59. ^ Cañón, Annie J.; Pickering, Edward C. (1901). "Espectros de estrellas brillantes del sur fotografiados con el telescopio Boyden de 13 pulgadas como parte del Henry Draper Memorial". Anales del Observatorio de la Universidad de Harvard . 28 : 129. Bibcode : 1901AnHar..28..129C.
  60. ^ Hearnshaw (1986) págs. 117-119,
  61. ^ Cañón, Annie Jump; Pickering, Edward Charles (1912). "Clasificación de 1.688 estrellas del sur mediante su espectro". Anales del Observatorio Astronómico de la Universidad de Harvard . 56 (5): 115. Bibcode : 1912AnHar..56..115C.
  62. ^ Hearnshaw (1986) págs. 121-122
  63. ^ "Cañón de salto Annie". www.proyectocontinua.org . Consultado el 10 de junio de 2020 .
  64. ^ Nasáu, JJ; Seyfert, Carl K. (marzo de 1946). "Espectros de estrellas BD a cinco grados del Polo Norte". Revista Astrofísica . 103 : 117. Código bibliográfico : 1946ApJ...103..117N. doi :10.1086/144796.
  65. ^ FitzGerald, M. Pim (octubre de 1969). "Comparación entre clases de luminosidad espectral en los sistemas de clasificación Mount Wilson y Morgan-Keenan". Revista de la Real Sociedad Astronómica de Canadá . 63 : 251. Código bibliográfico : 1969JRASC..63..251P.
  66. ^ Sandage, A. (diciembre de 1969). "Nuevas subenanas. II. Velocidades radiales, fotometría y movimientos espaciales preliminares para 112 estrellas con gran movimiento propio". Revista Astrofísica . 158 : 1115. Código bibliográfico : 1969ApJ...158.1115S. doi : 10.1086/150271 .
  67. ^ Norris, Jackson M.; Wright, Jason T.; Wade, Richard A.; Mahadevan, Suvrath ; Gettel, Sara (diciembre de 2011). "No detección del supuesto compañero subestelar de HD 149382". La revista astrofísica . 743 (1). 88. arXiv : 1110.1384 . Código Bib : 2011ApJ...743...88N. doi :10.1088/0004-637X/743/1/88. S2CID  118337277.
  68. ^ abcdefgh Garrison, RF (1994). "Una jerarquía de estándares para el proceso MK" (PDF) . En Corbally, CJ; Gris, RO; Garrison, RF (eds.). El proceso MK a los 50 años: una herramienta poderosa para el conocimiento astrofísico . Serie de conferencias de la Sociedad Astronómica del Pacífico. vol. 60. San Francisco: Sociedad Astronómica del Pacífico. págs. 3-14. ISBN 978-1-58381-396-6. OCLC  680222523.
  69. ^ Cariño, David. "estrella de tipo tardío". La enciclopedia de la ciencia de Internet . Consultado el 14 de octubre de 2007 .
  70. ^ abcde Walborn, NR (2008). "Sistemática de longitudes de onda múltiples de espectros OB". Estrellas masivas: parámetros fundamentales e interacciones circunestelares (Eds. P. Benaglia . 33 : 5. Bibcode : 2008RMxAC..33....5W.
  71. ^ Un atlas de espectros estelares, con un esquema de clasificación espectral, WW Morgan, PC Keenan y E. Kellman, Chicago: The University of Chicago Press, 1943.
  72. ^ Walborn, NR (1971). "Algunas características espectroscópicas de las estrellas OB: una investigación de la distribución espacial de ciertas estrellas OB y ​​el marco de referencia de la clasificación". Serie de suplementos de revistas astrofísicas . 23 : 257. Código bibliográfico : 1971ApJS...23..257W. doi : 10.1086/190239 .
  73. ^ Morgan, WW; Abt, Helmut A.; Tapscott, JW (1978). "Atlas espectral MK revisado para estrellas anteriores al sol". Bahía Williams: Observatorio Yerkes . Código bibliográfico : 1978rmsa.book.....M.
  74. ^ Walborn, Nolan R.; Howarth, Ian D.; Lennon, Daniel J.; Massey, Felipe; Oey, MS; Moffat, Anthony FJ; Skalkowski, Gwen; Morrell, Nidia I.; Drissen, Laurent; Parker, Joel Wm. (2002). "Un nuevo sistema de clasificación espectral para las primeras estrellas O: definición del tipo O2" (PDF) . La Revista Astronómica . 123 (5): 2754–2771. Código Bib : 2002AJ....123.2754W. doi :10.1086/339831. S2CID  122127697.
  75. ^ Elizabeth Howell (21 de septiembre de 2013). "Regulus: la estrella real". Espacio.com . Consultado el 13 de abril de 2022 .
  76. ^ Slettebak, Arne (julio de 1988). "Las estrellas". Publicaciones de la Sociedad Astronómica del Pacífico . 100 : 770–784. Código bibliográfico : 1988PASP..100..770S. doi : 10.1086/132234 .
  77. ^ "LOS 100 SISTEMAS ESTRELLAS MÁS CERCANOS". www.astro.gsu.edu . Consultado el 13 de abril de 2022 .
  78. ^ "Estrellas a 20 años luz".
  79. ^ Morgan, WW; Keenan, ordenador personal (1973). "Clasificación espectral". Revista Anual de Astronomía y Astrofísica . 11 : 29. Código Bib : 1973ARA&A..11...29M. doi :10.1146/annurev.aa.11.090173.000333.
  80. ^ Morgan, WW; Abt, Helmut A.; Tapscott, JW (1978). Atlas espectral MK revisado para estrellas anteriores al sol . Observatorio Yerkes, Universidad de Chicago. Código bibliográfico : 1978rmsa.book.....M.{{cite book}}: Mantenimiento CS1: falta el editor de la ubicación ( enlace )
  81. ^ Gray, RO; Garrison, RF (1989). "Las primeras estrellas de tipo F: clasificación refinada, confrontación con la fotometría de Stromgren y los efectos de la rotación". Serie de suplementos de revistas astrofísicas . 69 : 301. Código bibliográfico : 1989ApJS...69..301G. doi :10.1086/191315.
  82. ^ Keenan, Philip C.; McNeil, Raymond C. (1989). "El catálogo de Perkins de tipos MK revisados ​​para las estrellas más frías". Serie de suplementos de revistas astrofísicas . 71 : 245. Código bibliográfico : 1989ApJS...71..245K. doi :10.1086/191373. S2CID  123149047.
  83. ^ Nieuwenhuijzen, H.; De Jager, C. (2000). "Comprobando el vacío evolutivo amarillo. Tres hipergigantes evolutivos críticos: HD 33579, HR 8752 e IRC +10420". Astronomía y Astrofísica . 353 : 163. Código bibliográfico : 2000A y A...353..163N.
  84. ^ "En una escala de tiempo cosmológica, el período de habitabilidad de la Tierra casi ha terminado | International Space Fellowship". Spacefellowship.com . Consultado el 22 de mayo de 2012 .
  85. ^ "Las estrellas " Ricitos de Oro "pueden ser" perfectas "para encontrar mundos habitables". NASA.com. 7 de marzo de 2019 . Consultado el 26 de agosto de 2021 .
  86. ^ ab "Descubierto: estrellas tan geniales como el cuerpo humano | Dirección de Misión Científica". ciencia.nasa.gov . Archivado desde el original el 7 de octubre de 2011 . Consultado el 12 de julio de 2017 .
  87. ^ "Renovación galáctica". www.spacetelescope.org . ESA/Hubble . Consultado el 29 de abril de 2015 .
  88. ^ Payne, Cecilia H. (1930). "Clasificación de las Estrellas O". Boletín del Observatorio de la Universidad de Harvard . 878 : 1. Código bibliográfico : 1930BHarO.878....1P.
  89. ^ Figura, Donald F.; McLean, Ian S.; Najarro, Francisco (1997). "Atlas espectral de banda AK de estrellas Wolf-Rayet". La revista astrofísica . 486 (1): 420–434. Código Bib : 1997ApJ...486..420F. doi : 10.1086/304488 .
  90. ^ Kingsburgh, RL; Barlow, MJ; Pisos, PJ (1995). "Propiedades de las estrellas WO Wolf-Rayet". Astronomía y Astrofísica . 295 : 75. Código Bib : 1995A y A...295...75K.
  91. ^ Tinkler, CM; Lamers, HJGLM (2002). "¿Tasas de pérdida de masa de estrellas centrales ricas en H de nebulosas planetarias como indicadores de distancia?". Astronomía y Astrofísica . 384 (3): 987–998. Código Bib : 2002A y A...384..987T. doi : 10.1051/0004-6361:20020061 .
  92. ^ Miszalski, B.; Crowther, Pensilvania; De Marco, O.; Köppen, J.; Moffat, AFJ; Acker, A.; Hillwig, TC (2012). "IC 4663: La primera estrella central inequívoca [WN] Wolf-Rayet de una nebulosa planetaria". Avisos mensuales de la Real Sociedad Astronómica . 423 (1): 934–947. arXiv : 1203.3303 . Código Bib : 2012MNRAS.423..934M. doi :10.1111/j.1365-2966.2012.20929.x. S2CID  10264296.
  93. ^ Crowther, Pensilvania; Walborn, NR (2011). "Clasificación espectral de estrellas O2-3,5 If */WN5-7". Avisos mensuales de la Real Sociedad Astronómica . 416 (2): 1311-1323. arXiv : 1105.4757 . Código bibliográfico : 2011MNRAS.416.1311C. doi :10.1111/j.1365-2966.2011.19129.x. S2CID  118455138.
  94. ^ Kirkpatrick, JD (2008). "Cuestiones pendientes en nuestra comprensión de las enanas L, T e Y". 14º Taller de Cambridge sobre estrellas geniales . 384 : 85. arXiv : 0704.1522 . Código Bib : 2008ASPC..384...85K.
  95. ^ ab Kirkpatrick, J. Davy; Reid, I. Neill; Liebert, James; Cutri, Roc M.; Nelson, Brant; Beichman, Charles A.; Dahn, Conard C.; Monet, David G.; Gizis, John E.; Skrutskie, Michael F. (10 de julio de 1999). "Enanas más frías que M: la definición del tipo espectral L utilizando el descubrimiento de la encuesta ALL-SKY de 2 µ (2MASS)". La revista astrofísica . 519 (2): 802–833. Código Bib : 1999ApJ...519..802K. doi : 10.1086/307414 .
  96. ^ ab Kirkpatrick, J. Davy (2005). «Nuevos tipos espectrales L y T» (PDF) . Revista Anual de Astronomía y Astrofísica . 43 (1): 195–246. Código Bib : 2005ARA&A..43..195K. doi : 10.1146/annurev.astro.42.053102.134017. S2CID  122318616.
  97. ^ Kirkpatrick, J. Davy; Barman, Travis S.; Burgasser, Adam J.; McGovern, Mark R.; McLean, Ian S.; Tinney, Christopher G.; Lowrance, Patrick J. (2006). "Descubrimiento de una enana L de campo muy joven, 2MASS J01415823−4633574". La revista astrofísica . 639 (2): 1120-1128. arXiv : astro-ph/0511462 . Código Bib : 2006ApJ...639.1120K. doi :10.1086/499622. S2CID  13075577.
  98. ^ Camenzind, Max (27 de septiembre de 2006). «Clasificación de los espectros estelares y su interpretación física» (PDF) . Astro Lab Landessternwarte K¨onigstuhl : 6 – vía Universidad de Heidelberg.
  99. ^ Kirkpatrick, J. Davy; Cushing, Michael C.; Gelino, Christopher R.; Beichman, Charles A.; Tinney, CG; Faherty, Jacqueline K .; Schneider, Adán; Mace, Gregory N. (2013). "Descubrimiento del Y1 Dwarf WISE J064723.23-623235.5". La revista astrofísica . 776 (2): 128. arXiv : 1308.5372 . Código Bib : 2013ApJ...776..128K. doi :10.1088/0004-637X/776/2/128. S2CID  6230841.
  100. ^ Diácono, NR; Hambly, Carolina del Norte (2006). "Clase espectral Y para enanas ultrafrías". Avisos mensuales de la Real Sociedad Astronómica . 371 : 1722-1730. arXiv : astro-ph/0607305 . doi :10.1111/j.1365-2966.2006.10795.x. S2CID  14081778.
  101. ^ ab Wehner, Mike (24 de agosto de 2011). "La NASA detecta estrellas frías más frías que el cuerpo humano | Blog de noticias de tecnología - Yahoo! News Canada". Ca.news.yahoo.com . Consultado el 22 de mayo de 2012 .
  102. ^ ab Venton, Danielle (23 de agosto de 2011). "El satélite de la NASA encuentra las estrellas más frías y oscuras hasta ahora". Cableado : a través de www.wired.com.
  103. ^ "NASA: la sabia misión de la NASA descubre la clase de estrellas más fría". www.nasa.gov .
  104. ^ Zuckerman, B.; Canción, I. (2009). "La masa mínima de Jeans, la compañera de la enana marrón FMI y predicciones para la detección de enanas de tipo Y". Astronomía y Astrofísica . 493 (3): 1149-1154. arXiv : 0811.0429 . Código Bib : 2009A&A...493.1149Z. doi :10.1051/0004-6361:200810038. S2CID  18147550.
  105. ^ abc Dupuy, TJ; Kraus, AL (2013). "Distancias, luminosidades y temperaturas de los objetos subestelares más fríos conocidos". Ciencia . 341 (6153): 1492–5. arXiv : 1309.1422 . Código Bib : 2013 Ciencia... 341.1492D. doi : 10.1126/ciencia.1241917. PMID  24009359. S2CID  30379513.
  106. ^ abc Leggett, Sandy K.; Cushing, Michael C.; Saumon, Didier; Marley, Mark S.; Roellig, Thomas L.; Warren, Stephen J.; Burningham, Ben; Jones, Hugh RA; Kirkpatrick, J. Davy; Lodieu, Nicolás; Lucas, Philip W.; Mainzer, Amy K.; Martín, Eduardo L.; McCaughrean, Mark J.; Pinfield, David J.; Sloan, Gregorio C.; Inteligente, Richard L.; Tamura, Motohide; Van Cleve, Jeffrey E. (2009). "Las propiedades físicas de cuatro enanos de ~ 600 KT". La revista astrofísica . 695 (2): 1517-1526. arXiv : 0901.4093 . Código Bib : 2009ApJ...695.1517L. doi :10.1088/0004-637X/695/2/1517. S2CID  44050900.
  107. ^ Delorme, Philippe; Delfosse, Xavier; Albert, Loïc; Artigau, Étienne; Forveille, Thierry; Reylé, Céline; Allard, Francia; Más hogareño, Derek; Robin, Annie C.; Willott, Chris J.; Liu, Michael C.; Dupuy, Trent J. (2008). "CFBDS J005910.90-011401.3: ¿Alcanzando la transición de enana marrón TY?". Astronomía y Astrofísica . 482 (3): 961–971. arXiv : 0802.4387 . Código Bib : 2008A y A...482..961D. doi :10.1051/0004-6361:20079317. S2CID  847552.
  108. ^ Burningham, Ben; Pinfield, DJ; Leggett, SK; Tamura, M.; Lucas, PW; Más hogareño, D.; Day-Jones, A.; Jones, HRA; Clarke, JRA; Ishii, M.; Kuzuhara, M.; Lodieu, N.; Zapatero-Osorio, María Rosa; Venemans, BP; Mortlock, DJ; Barrado y Navascués, D.; Martín, Eduardo L.; Magazzù, Antonio (2008). "Explorando el régimen de temperatura subestelar hasta ~ 550 K". Avisos mensuales de la Real Sociedad Astronómica . 391 (1): 320–333. arXiv : 0806.0067 . Código Bib : 2008MNRAS.391..320B. doi :10.1111/j.1365-2966.2008.13885.x. S2CID  1438322.
  109. ^ Observatorio Europeo Austral . "Un par de enanas marrones muy interesantes", 23 de marzo de 2011
  110. ^ Luhman, Kevin L.; Esplin, Taran L. (mayo de 2016). "La distribución de energía espectral de la enana marrón más fría conocida". La Revista Astronómica . 152 (3): 78. arXiv : 1605.06655 . Código Bib : 2016AJ....152...78L. doi : 10.3847/0004-6256/152/3/78 . S2CID  118577918.
  111. ^ "Códigos de tipo espectral". simbad.u-strasbg.fr . Consultado el 6 de marzo de 2020 .
  112. ^ ab Burningham, Ben; Smith, L.; Cardoso, CV; Lucas, PW; Burgasser, Adam J.; Jones, HRA; Inteligente, RL (mayo de 2014). "El descubrimiento de una subenana T6.5". Avisos mensuales de la Real Sociedad Astronómica . 440 (1): 359–364. arXiv : 1401.5982 . Código Bib : 2014MNRAS.440..359B. doi :10.1093/mnras/stu184. ISSN  0035-8711. S2CID  119283917.
  113. ^ abc Cruz, Kelle L.; Kirkpatrick, J. Davy; Burgasser, Adam J. (febrero de 2009). "Jóvenes enanas L identificadas en el campo: una secuencia espectral óptica preliminar de baja gravedad de L0 a L5". La Revista Astronómica . 137 (2): 3345–3357. arXiv : 0812.0364 . Código bibliográfico : 2009AJ....137.3345C. doi :10.1088/0004-6256/137/2/3345. ISSN  0004-6256. S2CID  15376964.
  114. ^ ab Looper, Dagny L.; Kirkpatrick, J. Davy; Cutri, Roc M.; Camarero, Travis; Burgasser, Adam J.; Cushing, Michael C.; Roellig, Thomas; McGovern, Mark R.; McLean, Ian S.; Arroz, Emily; Swift, Brandon J. (octubre de 2008). "Descubrimiento de dos enanas L peculiares cercanas del 2MASS Proper-Motion Survey: ¿jóvenes o ricas en metales?". Revista Astrofísica . 686 (1): 528–541. arXiv : 0806.1059 . Código Bib : 2008ApJ...686..528L. doi :10.1086/591025. ISSN  0004-637X. S2CID  18381182.
  115. ^ abcd Kirkpatrick, J. Davy; Looper, Dagny L.; Burgasser, Adam J.; Schurr, Steven D.; Cutri, Roc M.; Cushing, Michael C.; Cruz, Kelle L.; Dulce, Anne C.; Knapp, Gillian R.; Barman, Travis S.; Bochanski, John J. (septiembre de 2010). "Descubrimientos de un estudio de movimiento propio en el infrarrojo cercano utilizando datos de estudios de todo el cielo de dos micrones de varias épocas". Serie de suplementos de revistas astrofísicas . 190 (1): 100–146. arXiv : 1008.3591 . Código Bib : 2010ApJS..190..100K. doi :10.1088/0067-0049/190/1/100. ISSN  0067-0049. S2CID  118435904.
  116. ^ Faherty, Jacqueline K.; Riedel, Adric R.; Cruz, Kelle L.; Gagne, Jonathan; Filippazzo, José C.; Lámbridas, Erini; Fica, Haley; Weinberger, Alycia; Thorstensen, John R.; Tinney, CG; Baldassare, Vivienne (julio de 2016). "Propiedades de población de enanas marrones análogas a exoplanetas". Serie de suplementos de revistas astrofísicas . 225 (1): 10. arXiv : 1605.07927 . Código Bib : 2016ApJS..225...10F. doi : 10.3847/0067-0049/225/1/10 . ISSN  0067-0049. S2CID  118446190.
  117. ^ "Datos de magnitud de color". Instituto de Ciencias del Telescopio Espacial (www.stsci.edu) . Consultado el 6 de marzo de 2020 .
  118. ^ Bouigue, R. (1954). Annales d'Astrophysique, vol. 17, pág. 104
  119. ^ Keenan, ordenador personal (1954). Revista Astrofísica , vol. 120, pág. 484
  120. ^ abcd Sion, EM; Greenstein, JL; Landstreet, JD; Liebert, James; Marinero, HL; Wegner, GA (1983). "Una propuesta de nuevo sistema de clasificación espectral de enanas blancas". Revista Astrofísica . 269 : 253. Código bibliográfico : 1983ApJ...269..253S. doi : 10.1086/161036 .
  121. ^ Córsico, AH; Althaus, LG (2004). "La tasa de cambio de período en las estrellas enanas blancas DB pulsantes". Astronomía y Astrofísica . 428 : 159-170. arXiv : astro-ph/0408237 . Código Bib : 2004A y A...428..159C. doi :10.1051/0004-6361:20041372. S2CID  14653913.
  122. ^ McCook, George P.; Sión, Edward M. (1999). "Un catálogo de enanas blancas identificadas espectroscópicamente". Serie de suplementos de revistas astrofísicas . 121 (1): 1–130. Código Bib : 1999ApJS..121....1M. CiteSeerX 10.1.1.565.5507 . doi :10.1086/313186. S2CID  122286998. 
  123. ^ "Estrellas variables pulsantes y diagrama de Hertzsprung-Russell (HR)". Centro de Astrofísica | Harvard y Smithsonian. 9 de marzo de 2015 . Consultado el 23 de julio de 2016 .
  124. ^ Yakovlev, director general; Kaminker, AD; Haensel, P.; Gnedin, OY (2002). "La estrella de neutrones enfriándose en 3C 58". Astronomía y Astrofísica . 389 : L24–L27. arXiv : astro-ph/0204233 . Código Bib : 2002A&A...389L..24Y. doi :10.1051/0004-6361:20020699. S2CID  6247160.
  125. ^ ab "Estrellas y planetas habitables". www.solstation.com .

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