Clasificación estelar
La mayoría de las estrellas están actualmente clasificadas bajo el sistema de Morgan–Keenan (MK), utilizando las letras O, B, A, F, G, K, y M, una secuencia que abarca desde las más calientes (tipo O) a las más frías (tipo M).
Las estrellas se agrupan según sus características espectrales por letras individuales del alfabeto, opcionalmente con subdivisiones numéricas.
Sin embargo, la mayoría de las estrellas en el cielo, excepto las más brillantes, parecen blancas o azuladas a simple vista porque son demasiado tenues para que la visión en color funcione.
Como resultado, estos subtipos no se dividen uniformemente en ningún tipo de intervalos matemáticamente representables.
También se han utilizado clases de enanos: VI para subenanas (estrellas ligeramente menos luminosas que la secuencia principal).
[24] Una muestra de estrellas en V extremas con fuerte absorción en He II λ4686 líneas espectrales han recibido la designación Vz.
[25] La nomenclatura adicional, en forma de letras minúsculas, puede seguir el tipo espectral para indicar características peculiares del espectro.
Para 1866, había desarrollado tres clases de espectros estelares, que se muestran en la siguiente tabla.
El catálogo utilizaba un esquema en el que las clases Secchi utilizadas anteriormente (I a IV) se subdividían en clases más específicas, con letras de la A a la N. Además, se utilizaban las letras O, P y Q, para estrellas cuyos espectros consistían principalmente en líneas brillantes se usaba el O, P para nebulosas planetarias y Q para estrellas que no encajaban en ninguna otra clase.
[42][43] En 1901, Annie Jump Cannon regresó a los tipos con letras, pero dejó caer todas las letras excepto O, B, A, F, G, K, y M, utilizadas en ese orden, así como P para nebulosas planetarias y Q para algunos espectros peculiares.
Entiéndase por sistema planetario cualquier cuerpo celeste (planeta, asteroide, cometa) que orbita una estrella.
Esta clasificación espectral surgió de los trabajos iniciados a comienzos del siglo XX por Henry Draper en el Harvard College Observatory.
Estas líneas son las más prominentes del espectro en la mayor parte de las estrellas visibles.
[52] Los términos «temprano» y «tardío» fueron arrastrados, más allá de la desaparición del modelo en el que estaban basados.
Las estrellas tipo O son muy calientes y extremadamente luminosas, con la mayor parte de su salida radiada en el rango ultravioleta.
El tipo O3 fue, por definición, el punto en el que dicha línea desaparece por completo, aunque se puede ver muy débilmente con la tecnología moderna.
Como las estrellas de tipo O y B son tan enérgicas, solo viven por un tiempo relativamente corto.
Sin embargo, con un equipo moderno, la línea todavía es evidente en las primeras estrellas de tipo B.
La estrella más brillante conocida de la clase M es M0V Lacaille 8760, con magnitud 6.6 (la magnitud límite para la visibilidad típica a simple vista en buenas condiciones se cita típicamente como 6.5), y es extremadamente improbable que se encuentren ejemplos más brillantes.
[70] Los nuevos tipos espectrales L, T e Y fueron creados para clasificar los espectros infrarrojos de las estrellas frías.
[73][74][75] Debido a la baja gravedad superficial en estrellas gigantes, los condensados que contienen TiO y VO nunca se forman.
Por lo tanto, las estrellas de tipo L más grandes que las enanas nunca pueden formarse en un ambiente aislado.
Debido a que las enanas marrones persisten durante tanto tiempo —unas veces la edad del universo— en ausencia de colisiones catastróficas, estos cuerpos más pequeños solo pueden aumentar en número.
[78] y detectados dentro de los cuarenta años-luz por el Wide-field Infrared Survey Explorer (WISE)[63][79][80][81][82] todavía no hay una secuencia espectral bien definida ni prototipos.
De manera similar, los casos fronterizos entre las clases S y C-N se denominan SC o CS.
La clase D se divide a su vez en los tipos espectrales DA, DB, DC, DO, DQ, DX y DZ.
Se trataba de una clasificación basada en líneas espectrales sensibles a la gravedad estelar e introducida en el año 1943 por William W. Morgan, Philip Childs Keenan y Edith Kellman, razón por la que en ocasiones se le conoce también como clasificación de Morgan Keenan Kellman o simplemente MKK.
En otras palabras, cuando una estrella de masa y metalicidad solares pasa por las fases evolutivas del apelotonamiento rojo y de la rama asintótica gigante, se puede decir que es una gigante roja, aunque ese no sea su estado evolutivo.
Este es un caso en el que el lenguaje es poco claro por motivos históricos y puede inducir a confusión.
La estabilidad, la luminosidad y la duración de la vida son factores que influyen en la habitabilidad estelar.
