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Clasificación estelar

Una tabla sencilla para clasificar los principales tipos de estrellas utilizando la clasificación de Harvard

En astronomía , la clasificación estelar es la clasificación de las estrellas en función de sus características espectrales . La radiación electromagnética de la estrella se analiza dividiéndola con un prisma o rejilla de difracción en un espectro que 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. La intensidad de las diferentes líneas espectrales varía principalmente debido a la temperatura de la fotosfera , aunque en algunos casos hay verdaderas diferencias de abundancia. La clase espectral de una estrella es un código corto que resume principalmente el estado de ionización , dando una medida objetiva de la temperatura de la fotosfera.

La mayoría de las estrellas se clasifican actualmente bajo el sistema Morgan-Keenan (MK) utilizando las letras O , B , A , F , G , K y M , una secuencia desde la más caliente ( tipo O ) hasta la más fría ( tipo M ). Cada clase de letra se subdivide luego utilizando un dígito numérico donde 0 es la más caliente y 9 la más fría (por ejemplo, A8, A9, F0 y F1 forman una secuencia de más caliente a más fría). La secuencia se ha ampliado con tres clases para otras estrellas que no encajan en el sistema clásico: W , S y C . A algunos objetos no estelares también se les han asignado letras: D para enanas blancas y L , T e Y para enanas marrones .

En el sistema MK, a la clase espectral se le añade una clase de luminosidad mediante números romanos . Esta se basa en el ancho de ciertas líneas de absorción en el espectro de la estrella, que varían con la densidad de la atmósfera y, por lo tanto, distinguen a las estrellas gigantes de las enanas. La clase de luminosidad  0 o Ia+ se utiliza para las hipergigantes , la clase  I para las supergigantes , la clase  II para las gigantes brillantes , la clase  III para las gigantes regulares ,  la clase IV para las subgigantes , la clase  V para las estrellas de la secuencia principal , la clase  sd (o VI ) para las subenanas y la clase  D (o VII ) para las enanas blancas . La clase espectral completa para el Sol es entonces G2V, lo que indica una estrella de la secuencia principal con una temperatura superficial de alrededor de 5.800 K.

Descripción del color convencional

La descripción convencional del color tiene en cuenta únicamente 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 parecen blancos, los colores reales aparentes que observaría el ojo humano son mucho más claros que lo que sugerirían las descripciones de color convencionales. Esta característica de "luminosidad" indica que la asignación simplificada de colores dentro del espectro puede ser engañosa. Excluyendo los efectos de contraste de color en luz tenue, en condiciones de observación típicas no hay estrellas verdes, cian, índigo o violetas. Las enanas "amarillas", como el Sol , son blancas, las enanas "rojas" tienen un tono profundo de amarillo/naranja y las enanas "marrones" no parecen literalmente marrones, sino que hipotéticamente parecerían rojas o grises/negras tenues para un observador cercano.

Clasificación moderna

El sistema de clasificación moderno se conoce como clasificación Morgan-Keenan (MK). A cada estrella se le asigna una clase espectral (de la antigua clasificación espectral de Harvard, que no incluía la luminosidad [1] ) y una clase de luminosidad utilizando números romanos como se explica a continuación, formando el tipo espectral de la estrella.

Otros sistemas de clasificación estelar modernos , como el sistema UBV , se basan en índices de color (las diferencias medidas en tres o más magnitudes de color ) . [2] A esos números se les dan etiquetas como "U−V" o "B−V", que representan los colores que pasan por dos filtros estándar (por ejemplo , ultravioleta, azul y visual ).

Clasificación espectral de Harvard

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

Un mnemónico común para recordar el orden de las letras de tipo espectral, desde la más caliente a la más fría, es " Oh , sé un buen chico / chica : ¡ bésame ! " , u otro es " ¡ Nuestros astrónomos brillantes frecuentemente generan mnemónicos asesinos ! ". [ 12]

Las clases espectrales O a M, así como otras clases más especializadas que se analizarán más adelante, se subdividen mediante números arábigos (0–9), donde 0 denota las estrellas más calientes de una clase determinada. Por ejemplo, A0 denota las estrellas más calientes de la clase A y A9 denota las más frías. Se permiten números fraccionarios; por ejemplo, la estrella Mu Normae se clasifica como O9.7. [13] El Sol se clasifica como G2. [14]

El hecho de que la clasificación de Harvard de una estrella indicara su temperatura superficial o fotosferica (o más precisamente, su temperatura efectiva ) no se entendió completamente hasta después de su desarrollo, aunque para cuando se formuló el primer diagrama de Hertzsprung-Russell (en 1914), esto ya se sospechaba en general que era cierto. [15] En la década de 1920, el físico indio Meghnad Saha derivó una teoría de la ionización al extender ideas bien conocidas en química física relacionadas con la disociación de moléculas a la ionización de átomos. Primero la aplicó a la cromosfera solar, luego a los espectros estelares. [16]

La astrónoma de Harvard Cecilia Payne demostró que la secuencia espectral OBAFGKM es en realidad una secuencia de temperatura. [17] Debido a que la secuencia de clasificación es anterior a nuestra comprensión de que es una secuencia de temperatura, la colocación de un espectro en un subtipo determinado, 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 MK, o Morgan-Keenan (alternativamente conocida como MKK, o Morgan-Keenan-Kellman) [18] [19] a partir de 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 . [20] 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 a la lista de estrellas estándar y criterios de clasificación, el esquema fue nombrado clasificación Morgan-Keenan , o MK , [21] que sigue en uso hoy en día.

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

Se distinguen varias clases de luminosidad diferentes , como se enumera en la siguiente tabla. [22]

Se permiten casos marginales; por ejemplo, una estrella puede ser una supergigante o una gigante brillante, o puede estar entre las clasificaciones de 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 una subgigante.

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

La clase de luminosidad nominal VII (y a veces números superiores) rara vez se utiliza ahora para las clases de enanas blancas o "subenanas calientes", ya que las letras de temperatura de la secuencia principal y las estrellas gigantes ya no se aplican a las enanas blancas.

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 que una típica se le puede dar una clase de luminosidad IIIb, mientras que una clase de luminosidad IIIa indica una estrella ligeramente más brillante que una gigante típica. [32]

A una muestra de estrellas V extremas con fuerte absorción en las líneas espectrales He II λ4686 se les ha dado la designación Vz . Un ejemplo de estrella es HD 93129 B. [ 33]

Peculiaridades espectrales

Una nomenclatura adicional, en forma de letras minúsculas, puede seguir al tipo espectral para indicar características peculiares del espectro. [34]

Por ejemplo, 59 Cygni está catalogado como tipo espectral B1.5Vnne, [41] lo que indica un espectro con la clasificación general B1.5V, así como líneas de absorción muy amplias y ciertas líneas de emisión.

Historia

La razón de la extraña disposición de las letras en la clasificación de Harvard es histórica: evolucionó a partir de las clases Secchi anteriores y se modificó progresivamente a medida que mejoraba la comprensión.

Clases de Secchi

Durante las décadas de 1860 y 1870, el pionero espectroscopista estelar 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. [42] [43] [44]

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. [45] [46] [47]

Los números romanos utilizados para las clases Secchi no deben confundirse con los números romanos completamente no relacionados 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 atribuyó la clasificación de más de 10.000 estrellas destacadas y el descubrimiento de 10 novas y más de 200 estrellas variables. [53] Con la ayuda de las computadoras de Harvard , especialmente de Williamina Fleming , se ideó la primera iteración del catálogo Henry Draper para reemplazar el esquema de números romanos establecido por Angelo Secchi. [54]

El catálogo utilizó un esquema en el que las clases Secchi utilizadas anteriormente (I a V) se subdividieron en clases más específicas, a las que se les asignaron letras de la A a la P. Además, se utilizó la letra Q para las estrellas que no encajaban en ninguna otra clase. [51] [52] Fleming trabajó con Pickering para diferenciar 17 clases diferentes en función de la intensidad de las líneas espectrales de hidrógeno, que causan variación en las longitudes de onda emanadas de las estrellas y dan como resultado una variación en la apariencia del color. Los espectros de la clase A tendían a producir las líneas de absorción de hidrógeno más fuertes, mientras que los espectros de la clase O prácticamente no producían líneas visibles. El sistema de letras mostraba la disminución gradual de la absorción de hidrógeno en las clases espectrales al descender en el alfabeto. Este sistema de clasificación fue modificado posteriormente por Annie Jump Cannon y Antonia Maury para producir el esquema de clasificación espectral de Harvard. [53] [55]

El antiguo sistema de Harvard (1897)

En 1897, otra astrónoma de Harvard, Antonia Maury , colocó el subtipo Orión de la clase I de Secchi por delante del resto de la clase I de Secchi, colocando así el tipo B moderno por delante del tipo A moderno. Fue la primera en hacerlo, aunque no utilizó tipos espectrales con letras, sino una serie de veintidós tipos numerados del I al XXII. [56] [57]

Debido a que las 22 agrupaciones de números romanos no tenían en cuenta variaciones adicionales en los espectros, se realizaron 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: [58]

Antonia Maury publicó su propio catálogo de clasificación estelar en 1897, titulado "Espectros de estrellas brillantes fotografiados con el telescopio Draper de 11 pulgadas como parte del Memorial Henry Draper", 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 el crédito por una publicación de un observatorio. [59]

El actual sistema de Harvard (1912)

En 1901, Annie Jump Cannon volvió a los tipos con letras, pero eliminó todas las letras excepto O, B, A, F, G, K, M y N utilizadas en ese orden, así como la P para las nebulosas planetarias y la Q para algunos espectros peculiares. También utilizó 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. [60] [61]

Finalmente, en 1912, Cannon había cambiado los tipos B, A, B5A, F2G, etc. a B0, A0, B5, F2, etc. [62] [63] Esta es esencialmente la forma moderna del sistema de clasificación de Harvard. Este sistema se desarrolló a través del análisis de espectros en placas fotográficas, que podían convertir la luz emanada de las estrellas en un espectro legible. [64]

Clases en el monte Wilson

Se utilizó una clasificación de luminosidad conocida como el sistema Mount Wilson para distinguir entre estrellas de diferentes luminosidades. [65] [66] [67] Este sistema de notación todavía se ve a veces en los espectros modernos. [68]

Tipos espectrales

El sistema de clasificación estelar es taxonómico , basado en especímenes tipo , similar a la clasificación de especies en biología : las categorías están definidas por una o más estrellas estándar para cada categoría y subcategoría, con una descripción asociada de las características distintivas. [69]

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 "tardío" es sinónimo de más frío .

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

"Tarde" se utiliza de la misma manera, con un uso no calificado del término que indica estrellas con tipos espectrales como K y M, pero también se puede utilizar para estrellas que son frías en relación con otras estrellas, como al usar "G tardío" para referirse a G7, G8 y G9.

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

Esta oscura terminología es un remanente de un modelo de evolución estelar de finales del siglo XIX , que suponía que las estrellas eran impulsadas por la contracción gravitatoria a través del mecanismo de Kelvin-Helmholtz , que ahora se sabe que no se aplica a las estrellas de la secuencia principal . Si eso fuera cierto, entonces las estrellas comenzarían sus vidas como estrellas "tempranas" muy calientes y luego se enfriarían gradualmente hasta convertirse en estrellas "tardías". 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 son impulsadas por la fusión nuclear . [70] Los términos "temprana" y "tardía" se mantuvieron, más allá de la desaparición del modelo en el que se basaban.

Clase O

Espectros de una estrella hipotética 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 . 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 el vecindario solar son estrellas de tipo O. [c] [11] Algunas de las estrellas más masivas se encuentran dentro de esta clase espectral. Las estrellas de tipo O con frecuencia tienen entornos complicados que dificultan la medición de sus espectros.

Los espectros de tipo O se definían antiguamente por la relación entre la intensidad del He  II λ4541 y 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, debilitándose la línea del He I hacia los tipos anteriores. El tipo O3 era, por definición, el punto en el que dicha línea desaparece por completo, aunque puede verse muy tenuemente con la tecnología moderna. Debido a esto, la definición moderna utiliza la relación entre la línea de nitrógeno N IV λ4058 y N III λλ4634-40-42. [71]

Las estrellas de tipo O tienen líneas dominantes de absorción y, a veces, de emisión para las líneas He II, líneas  prominentes de helio ionizado ( Si  IV, O  III, N  III y C  III) y neutro , que se fortalecen de O5 a O9, y líneas de Balmer de hidrógeno prominentes , aunque no tan fuertes como en los 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 2000 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 se describió por primera vez el esquema de clasificación MKK en 1943, los únicos subtipos de la clase O utilizados eran O5 a O9.5. [72] El esquema MKK se amplió a O9.7 en 1971 [73] y O4 en 1978, [74] y posteriormente se introdujeron nuevos esquemas de clasificación que agregan los tipos O2, O3 y O3.5. [75]

Estándares espectrales: [69]

Clase B

Espectros de una hipotética estrella B3V

Las estrellas de tipo B son muy luminosas y azules. Sus espectros presentan 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 son tan energéticas, solo viven un tiempo relativamente corto. Por lo tanto, debido a la baja probabilidad de interacción cinemática durante su vida, no pueden alejarse mucho del área en la que se formaron, excepto las estrellas fugitivas .

La transición de la clase O a la clase B se definió originalmente como el punto en el que desaparece la He  II λ4541. Sin embargo, con los equipos modernos, la línea aún es evidente en las estrellas de tipo B tempranas. Hoy en día, para las estrellas de la secuencia principal, la clase B se define en cambio por la intensidad del espectro violeta de He I, con la intensidad máxima correspondiente a la clase B2. Para las supergigantes, se utilizan en cambio líneas de silicio ; las líneas Si IV λ4089 y Si III λ4552 son indicativas de la clase B temprana. A mitad de la clase B, la intensidad de esta última en relación con la de Si II λλ4128-30 es la característica definitoria, mientras que para la clase B tardía, es la intensidad de Mg II λ4481 en relación con la de He I λ4471. [71]

Estas estrellas tienden a encontrarse en sus asociaciones OB de origen , que están asociadas con nubes moleculares gigantes . La asociación Orión OB1 ocupa una gran porción de un brazo espiral de la Vía Láctea y contiene muchas de las estrellas más brillantes de la constelación de Orión . Aproximadamente 1 de cada 800 (0,125 %) de las estrellas de la secuencia principal en el vecindario solar son estrellas de la secuencia principal de tipo B. [ c] [11] Las estrellas de tipo B son relativamente poco comunes y la más cercana es Regulus, a unos 80 años luz. [76]

Se ha observado que las estrellas masivas pero no supergigantes conocidas como estrellas Be muestran una o más líneas de Balmer en emisión, siendo de particular interés la serie de radiación electromagnética relacionada con el hidrógeno proyectada por las estrellas. En general, se cree que las estrellas Be presentan vientos estelares inusualmente fuertes , altas temperaturas superficiales y un desgaste significativo de la masa estelar a medida que los objetos giran a un ritmo curiosamente rápido. [77]

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

Estándares espectrales: [69]

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 blancas o de color blanco azulado. Tienen fuertes líneas de hidrógeno, con un máximo en A0, y también líneas de metales ionizados ( Fe  II, Mg  II, Si  II) con un máximo en A5. La presencia de líneas de Ca  II se está reforzando notablemente en este punto. Aproximadamente 1 de cada 160 (0,625 %) de las estrellas de la secuencia principal en el vecindario solar son estrellas de tipo A, [c] [11] que incluye 9 estrellas dentro de 15 parsecs. [78]

Estándares espectrales: [69]

Clase F

Espectros de una estrella hipotética F5V

Las estrellas de tipo F tienen líneas espectrales de fortalecimiento H y K de Ca  II. Los metales neutros ( Fe  I, Cr  I) comienzan a ganar terreno a 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 blanco. Aproximadamente 1 de cada 33 (3,03 %) de las estrellas de la secuencia principal en el vecindario solar son estrellas de tipo F, [c] [11] incluida 1 estrella Procyon A dentro de los 20 años luz. [79]

Estándares espectrales: [69] [80] [81] [82] [83]

Clase G

Espectros de una hipotética estrella G5V

Las estrellas de tipo G, incluido el Sol , [14] tienen líneas espectrales prominentes H y K de Ca  II, que son más pronunciadas en G2. Tienen líneas de hidrógeno aún más débiles que F, pero junto con los metales ionizados, tienen metales neutros. Hay un pico prominente en la banda G de moléculas CN . Las estrellas de la secuencia principal de clase G representan aproximadamente el 7,5%, casi una de cada trece, de las estrellas de la secuencia principal en el vecindario solar. Hay 21 estrellas de tipo G dentro del 10pc. [c] [11]

La clase G contiene el "vacío evolutivo amarillo". [84] Las estrellas supergigantes suelen oscilar entre O o B (azul) y K o M (roja). Mientras lo hacen, no permanecen mucho tiempo en la inestable clase de supergigantes amarillas .

Estándares espectrales: [69]

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 el vecindario solar. [c] [11] También hay estrellas gigantes de tipo K, que van desde hipergigantes como RW Cephei , hasta gigantes y supergigantes , como Arcturus , mientras que las enanas anaranjadas , como Alpha Centauri  B, son estrellas de la secuencia principal.

Tienen líneas de hidrógeno extremadamente débiles, si es que están presentes, y metales principalmente neutros ( MnI  , FeI  , SiI  ). A finales de K, aparecen bandas moleculares de óxido de titanio . Las teorías dominantes (las basadas en una radioactividad dañina más baja y en la longevidad de las estrellas) sugerirían, por tanto, que dichas estrellas tienen las posibilidades óptimas de que se desarrolle vida altamente evolucionada en planetas en órbita (si dicha vida es directamente análoga a la de la Tierra) debido a una amplia zona habitable pero a períodos de emisión dañina mucho menores en comparación con aquellas con las zonas más amplias de ese tipo. [85] [86]

Estándares espectrales: [69]

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] [11] Sin embargo, las estrellas de la secuencia principal de clase M ( enanas rojas ) tienen luminosidades tan bajas que ninguna es lo bastante brillante como para ser vista a simple vista, salvo en condiciones excepcionales. La estrella de la secuencia principal de clase M más brillante conocida es Lacaille 8760 , clase M0V, con una magnitud de  6,7 (la magnitud límite para la visibilidad típica a simple vista en buenas condiciones se cita normalmente como 6,5), y es extremadamente improbable que se encuentren ejemplos más brillantes.

Aunque la mayoría de las estrellas de clase M son enanas rojas, la mayoría de las 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, generalmente en el rango de M6,5 a M9,5.

El espectro de una estrella de clase M contiene líneas de moléculas de óxido (en el espectro visible , especialmente TiO ) y todos los metales neutros, pero las líneas de absorción de hidrógeno suelen estar ausentes. Las bandas de TiO pueden ser fuertes en las estrellas de clase M, dominando normalmente su espectro visible en torno a M5. Las bandas de óxido de vanadio(II) se hacen presentes a finales de M.

Estándares espectrales: [69]

Tipos espectrales extendidos

Se han puesto en uso varios tipos espectrales nuevos a partir de tipos de estrellas recién descubiertos. [87]

Clases de estrellas de emisión azul caliente

UGC 5797, una galaxia de líneas de emisión donde se forman estrellas azules masivas y brillantes [88]

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

Clase WR (o W): Wolf–Rayet

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

Las estrellas Wolf-Rayet de clase W [89] o WR , que en el pasado se consideraban estrellas de tipo O , se caracterizan por carecer de líneas de hidrógeno en sus espectros. En cambio, sus espectros están dominados por amplias líneas de emisión de helio, nitrógeno, carbono y, a veces, oxígeno altamente ionizados. Se cree que en su mayoría son supergigantes moribundas cuyas capas de hidrógeno han sido arrastradas por los vientos estelares , lo que expone directamente sus capas de helio caliente. 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 externas). [40]

El rango de espectros WR se enumera a continuación: [90] [91]

Aunque las estrellas centrales de la mayoría de las nebulosas planetarias (CSPNe) muestran espectros de tipo O, [92] alrededor del 10% son deficientes en hidrógeno y muestran espectros WR. [93] Estas son estrellas de baja masa y para distinguirlas de las estrellas masivas Wolf-Rayet, sus espectros están encerrados entre corchetes: p. ej., [WC]. La mayoría de estas muestran espectros [WC], algunas [WO] y muy raramente [WN].

Estrellas de corte

Las estrellas slash son estrellas de tipo O con líneas similares a las de WN en sus espectros. El nombre "slash" proviene de su tipo espectral impreso que tiene una barra en él (por ejemplo, "Of/WNL") [71] ).

Existe un grupo secundario con estos espectros, un grupo más frío, "intermedio", denominado "Ofpe/WN9". [71] Estas estrellas también han sido denominadas WN10 o WN11, pero este término ha perdido popularidad al percatarse de la diferencia evolutiva con otras estrellas Wolf-Rayet. Recientes descubrimientos 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. [94]

Estrellas magnéticas O

Son estrellas O con fuertes campos magnéticos. La designación es Of?p. [71]

Clases geniales de enanas rojas y marrones

Los nuevos tipos espectrales L, T e Y se crearon para clasificar los espectros infrarrojos de las estrellas frías. Esto incluye tanto a las enanas rojas como a las enanas marrones que son muy débiles en el espectro visible . [95]

Las enanas marrones , estrellas que no experimentan fusión de hidrógeno , se enfrían a medida que envejecen y progresan hacia tipos espectrales posteriores. Las enanas marrones comienzan sus vidas con espectros de tipo M y se enfriarán a través de las clases espectrales L, T e Y, más rápido cuanto menos masivas sean; las enanas marrones de mayor masa no pueden haberse enfriado a enanas Y o incluso T dentro de la edad del universo. Debido a que esto conduce a una superposición irresoluble entre la temperatura efectiva y la luminosidad de los tipos espectrales para algunas masas y edades de diferentes tipos LTY, no se pueden dar valores distintos de temperatura o luminosidad . [10]

Clase L

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 un color rojo muy oscuro y más brillantes en el infrarrojo . Su atmósfera es lo suficientemente fría como para permitir que los hidruros metálicos y los metales alcalinos sean prominentes en sus espectros. [96] [97] [98]

Debido a la baja gravedad superficial de las estrellas gigantes, nunca se forman condensados ​​que contienen TiO y VO . Por lo tanto, las estrellas de tipo L más grandes que las enanas nunca pueden formarse en un entorno aislado. Sin embargo, es posible que estas supergigantes de tipo L se formen a través de colisiones estelares, un ejemplo de las cuales es V838 Monocerotis durante 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 de entre 550 y 1300 K (277 y 1027 °C; 530 y 1880 °F) aproximadamente. Sus picos de emisión se dan en el infrarrojo . El metano es un elemento destacado en sus espectros. [96] [97]

El estudio del número de proplyds (discos protoplanetarios, cúmulos de gas en nebulosas a partir de los cuales se forman estrellas y sistemas planetarios) indica que el número de estrellas en la galaxia debería ser varios órdenes de magnitud mayor que lo que se había conjeturado anteriormente. Se teoriza que estos proplyds compiten entre sí. El primero en formarse se convertirá en una protoestrella , que son objetos muy violentos y perturbarán a otros proplyds en las cercanías, despojándolos de su gas. Los proplyds víctimas probablemente se convertirán en estrellas de la secuencia principal o enanas marrones de las clases L y T, que son bastante invisibles para nosotros. [99]

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 éstas. Un total de 17 objetos han sido clasificados en la clase Y hasta agosto de 2013. [100] Aunque dichas enanas han sido modeladas [101] y detectadas a cuarenta años luz de distancia por el Wide-field Infrared Survey Explorer (WISE) [87] [102 ] [103] [104] [105] todavía no existe una secuencia espectral bien definida ni prototipos. No obstante, varios objetos han sido propuestos como clases espectrales Y0, Y1 e Y2. [106]

Los espectros de estos posibles objetos Y muestran una absorción de alrededor de 1,55  micrómetros . [107] Delorme et al. han sugerido que esta característica se debe a la absorción de amoníaco , y que esto debería tomarse como la característica indicativa de la transición TY. [107] [108] De hecho, esta característica de absorción de amoníaco es el criterio principal que se ha adoptado para definir esta clase. [106] Sin embargo, esta característica es difícil de distinguir de la absorción por agua y metano , [107] y otros autores han afirmado que la asignación de la clase Y0 es prematura. [109]

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. [102] [103] [110] Sin embargo, las mediciones de paralaje han demostrado desde entonces que su luminosidad es incompatible con su temperatura inferior a ~400 K. La enana Y más fría conocida actualmente es WISE 0855−0714 , con una temperatura aproximada de 250 K y una masa de solo siete veces la de Júpiter. [111]

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 encuentran a caballo entre el límite de fusión de deuterio de 13 masas de Júpiter que marca la división actual de la UAI entre enanas marrones y planetas. [106]

Enanas marrones peculiares

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. La indicación de baja gravedad superficial son líneas débiles de CaH, K I y Na I , así como una línea VO fuerte. [114] Alfa ( α ) representa gravedad superficial normal y generalmente se omite. A veces, una gravedad superficial extremadamente baja se denota con un delta ( δ ). [116] 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 sin resolver. [117] El prefijo sd significa subenana y solo incluye subenanas frías. Este prefijo indica una baja metalicidad y propiedades cinemáticas que son más similares a las estrellas de halo que a las estrellas de disco . [113] Las subenanas parecen más azules que los objetos del disco. [118] El sufijo rojo describe objetos de color rojo, pero de mayor edad. Esto no se interpreta como una gravedad superficial baja, sino como un alto contenido de polvo. [115] [116] El sufijo azul describe objetos con colores azules en el infrarrojo cercano que no se pueden explicar con una baja metalicidad. Algunos se explican como sistemas binarios L+T, otros no son binarios, como 2MASS J11263991−5003550 y se explican con nubes delgadas y/o de grano grande. [116]

Clases tardías de estrellas gigantes de carbono

Las estrellas de carbono son estrellas cuyos espectros indican la producción de carbono, un subproducto de la fusión de helio triple alfa . Con el aumento de la abundancia de carbono y la producción paralela de elementos pesados ​​mediante procesos s , los espectros de estas estrellas se desvían cada vez más de las clases espectrales tardías habituales G, K y M. Las clases equivalentes para las estrellas ricas en carbono son S y C.

Se 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 fue transferida desde 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 espiral

Originalmente clasificadas como estrellas R y N, también se las conoce como estrellas de carbono . Se trata de gigantes rojas, cerca del final de sus vidas, en las que hay un exceso de carbono en la atmósfera. Las antiguas clases R y N se desarrollaron en paralelo al sistema de clasificación normal desde aproximadamente mediados de G hasta finales de M. Estas han sido reasignadas más recientemente 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 . [119] Se conocen algunas estrellas de carbono de la secuencia principal, pero la abrumadora 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 . [120] Las estrellas de clase S tienen cantidades excesivas de circonio y otros elementos producidos por el proceso s , y tienen abundancias de carbono y oxígeno más similares a las 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 las gigantes de clase M. Los tipos más comunes son S3 a S5. La designación no estándar S10 solo se ha utilizado para la estrella Chi Cygni en mínimos extremos.

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 relación de ZrO y TiO. Un número después de una barra es un esquema más reciente pero menos común diseñado para representar la relación de carbono a oxígeno en una escala de 1 a 10, donde un 0 sería una estrella MS. Las intensidades de circonio y titanio pueden indicarse explícitamente. También se ve ocasionalmente un número después de un asterisco, que representa la fuerza de las bandas de ZrO en una escala de 1 a 5.

Entre las clases M y S, los casos límite se denominan estrellas MS. De manera similar, los casos límite entre las clases S y CN se denominan SC o CS. Se plantea la hipótesis de que la secuencia M → MS → S → SC → CN es una secuencia de abundancia de carbono aumentada con la edad para las estrellas de carbono en la rama gigante asintótica .

Clasificación de las enanas blancas

La clase D ( degenerada ) es la clasificación moderna que se utiliza para las enanas blancas, estrellas de baja masa que ya no experimentan fusión nuclear y se han encogido hasta alcanzar el tamaño de un planeta, 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 que se utilizan en la clasificación de otras estrellas, sino que indican la composición de la capa exterior visible o atmósfera de la enana blanca.

Los tipos de enanas blancas son los siguientes: [121] [122]

El tipo va seguido de un número que indica la temperatura superficial de la enana blanca. Este número es una forma redondeada de 50400/ T eff , donde T eff es la temperatura superficial efectiva , medida en kelvin . Originalmente, este número se redondeaba a uno de los dígitos del 1 al 9, pero más recientemente se han comenzado a utilizar valores fraccionarios, así como valores inferiores a 1 y superiores a 9. (Por ejemplo, DA1.5 para IK Pegasi B) [121] [123]

Se pueden utilizar dos o más letras tipo para indicar una enana blanca que muestra más de una de las características espectrales anteriores. [121]

Tipos espectrales de enanas blancas extendidas

Sirio A y B (una enana blanca de tipo DA2) resuelta por el Hubble

Se utiliza un conjunto diferente de símbolos de peculiaridad espectral para las enanas blancas que para otros tipos de estrellas: [121]

Variables luminosas azules

Las variables luminosas azules (LBV) son estrellas raras, masivas y evolucionadas que muestran variaciones impredecibles y a veces dramáticas en sus espectros y brillo. Durante sus estados de "quietud", suelen ser similares a las estrellas de tipo B, aunque con líneas espectrales inusuales. Durante los estallidos, son más similares a las estrellas de tipo F, con temperaturas significativamente más bajas. Muchos artículos tratan a las LBV como su propio tipo espectral. [124] [125]

Tipos espectrales no estelares: Clases P y Q

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

Restos estelares

Los remanentes estelares son objetos asociados con la muerte de 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 incluir en el sistema MK.

El diagrama de Hertzsprung-Russell, en el que se basa el sistema MK, es de naturaleza observacional, por lo que estos remanentes no se pueden representar fácilmente en el diagrama, o no se pueden ubicar en absoluto. Las estrellas de neutrones antiguas 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 enanas blancas. Si se muestra, una nebulosa planetaria se representaría a la derecha del cuadrante superior derecho del diagrama. Un agujero negro no emite luz visible propia y, por lo tanto, no aparecería en el diagrama. [126]

Se ha propuesto un sistema de clasificación de estrellas de neutrones que utiliza números romanos: el tipo I para las estrellas de neutrones menos masivas con bajas tasas de enfriamiento, el tipo II para las estrellas de neutrones más masivas con tasas de enfriamiento más altas y un tipo III propuesto para las estrellas de neutrones más masivas (posibles candidatas a estrellas exóticas) con tasas de enfriamiento más altas. [127] Cuanto más masiva es una estrella de neutrones, mayor flujo de neutrinos transporta. Estos neutrinos transportan tanta energía térmica que después de solo unos pocos años la temperatura de una estrella de neutrones aislada cae del orden de miles de millones a solo alrededor de un millón de Kelvin. Este sistema de clasificación de estrellas de neutrones propuesto no debe confundirse con las clases espectrales Secchi anteriores y las clases de luminosidad Yerkes.

Clases espectrales reemplazadas

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

Clasificación estelar, habitabilidad y búsqueda de vida

Si bien es posible que en algún momento los humanos puedan colonizar cualquier tipo de hábitat estelar, esta sección abordará la probabilidad de que surja vida alrededor de otras estrellas.

La estabilidad, la luminosidad y la longevidad son factores que influyen en la habitabilidad estelar. Los seres humanos conocen solo una estrella que alberga vida: el Sol de clase G, una estrella con una gran cantidad de elementos pesados ​​y una baja variabilidad en el brillo. El Sistema Solar también se diferencia de muchos sistemas estelares en que solo contiene una estrella (véase Habitabilidad de los sistemas estelares binarios ).

Partiendo de estas limitaciones y de los problemas que supone disponer de una muestra empírica de una sola estrella, el abanico de estrellas que se prevé que puedan albergar vida está limitado 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 como para que se desarrolle vida avanzada (tomando como referencia la Tierra). En el otro extremo, es probable que las enanas de menos de la mitad de la masa del Sol (tipo espectral M) bloqueen por marea a los planetas dentro de su zona habitable, junto con otros problemas (véase Habitabilidad de los sistemas de enanas rojas ). [128] Aunque la vida en las enanas rojas se enfrenta a muchos problemas, muchos astrónomos siguen modelizando estos sistemas debido a su gran cantidad y longevidad.

Por estas razones, la Misión Kepler de la NASA está buscando planetas habitables en estrellas cercanas de la secuencia principal que sean menos masivas que el tipo espectral A pero más masivas que el tipo M, lo que hace que las estrellas con más probabilidades de albergar vida sean las estrellas enanas de los tipos F, G y K. [128]

Véase también

Notas

  1. ^ Este es el color relativo de la estrella si se utiliza Vega , generalmente considerada una estrella azulada, 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 de totales, ya que los números reales suman 824.
  4. ^ Técnicamente, las enanas blancas ya no son estrellas "vivas", sino más bien los restos "muertos" de estrellas extinguidas. Su clasificación utiliza un conjunto diferente de tipos espectrales que las estrellas "vivas" que queman elementos.
  5. ^ Cuando se utiliza con estrellas de tipo A , esto se refiere a líneas espectrales metálicas anormalmente fuertes.
  6. ^ Esta cifra se eleva al 78,6% si incluimos todas las estrellas. (Véase la nota anterior.)

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Lectura adicional

Enlaces externos

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