miniatura|Clasificación de estrellas de O-M
En astronomía, la clasificación estelar es la clasificación de las estrellas en función de sus características espectrales. La radiación electromagnética procedente de la estrella es analizada mediante su división por un prisma o por una red de difracción en un espectro, mostrando así el arcoíris de color (espectro electromagnético visual) entremezclados con líneas de absorción. Cada línea indica un ion de un determinado elemento químico, junto con la intensidad de la línea que determina la abundancia de ese ion. La abundancia relativa de los diferentes iones varía con la temperatura de la fotosfera. La clase espectral de una estrella es un código corto que resume el estado de ionización, dando una medida objetiva de la temperatura de la fotosfera y la estrella.
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). Cada clase de letra se subdivide usando un dígito numérico, con el 0 para las estrellas más calientes y 9 para las más frías (por ejemplo: A8, A9, F0, F1 forman una secuencia de las más calientes a las más frías). La secuencia ha sido ampliada con clases de otras estrellas y objetos parecidos a estrellas que no encajan en el sistema clásico, tal como la clase D para enanas blancas y la clase C para estrellas de carbono.
En el sistema MK, se añade una clase de luminosidad a la clase espectral usando números romanos. Esto 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 que se distinguen las gigantes rojas de las enanas. La clase de luminosidad 0 o las estrellas Ia+ son hipergigantes, la clase de estrellas I para las supergigantes, la clase II son gigantes brillantes, la clase III para gigantes regulares, la clase IV son subgigantes, la clase V para estrellas de la secuencia principal, la clase VI son subenanas, y la clase VII para enanas blancas. La clase espectral completa para el Sol es G2V, lo que indica que es una estrella de la secuencia principal con una temperatura aproximada de 5800 K.
Descripción convencional del color
miniatura|Just-saturated RGB-camera discs
La descripción convencional del color tiene en cuenta solo el pico del espectro estelar. En realidad, sin embargo, las estrellas irradian en todas las partes del espectro. Debido a que todos los colores espectrales combinados parecen blancos, los colores aparentes reales que el ojo humano observaría son mucho más claros de lo que sugieren las descripciones de color convencionales. Esta característica de «ligereza» indica que la asignación simplificada de colores dentro del espectro puede ser engañosa. Excluyendo las ilusiones de contraste de color en la luz tenue, no hay estrellas verdes, índigo o violetas. Las enanas rojas son de un profundo tono anaranjado, y las enanas marrones no parecen literalmente marrones, pero hipotéticamente parecerían de un gris tenue para un observador cercano. Clasificación moderna miniatura|La clasificación espectral Morgan-Keenan
El sistema de clasificación moderno se conoce como la clasificación Morgan-Keenan (MK). A cada estrella se le asigna una clase espectral de la antigua clasificación espectral de Harvard y una clase de luminosidad utilizando números romanos como se explica a continuación, formando el tipo espectral de la estrella.
Otros sistemas modernos sistema de clasificación estelar, como el sistema UBV, se basan en índices de colores—las diferencias medidas en tres o más magnitudes de color. Estos números llevan etiquetas como «U-V» o «B-V», que representan los colores que pasan por dos filtros estándar (por ejemplo, Ultravioleta, Blue y Visual).
Sistema de clasificación de Harvard El sistema de Harvard es un esquema de clasificación unidimensional de la astrónoma Annie Jump Cannon, quien reordenó y simplificó un sistema alfabético anterior. Las estrellas se agrupan según sus características espectrales por 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 pueden tener temperaturas superiores a 100 000 K. Físicamente, las clases indican la temperatura de la atmósfera de la estrella y normalmente se clasifican de más caliente a más fría.
Clase Temperatura(Kelvin) Color convencional Color aparenteThe Guinness book of astronomy facts & feats, Patrick Moore, 1992, 0-900424-76-1 — Explains the reason for the difference in color perception.What color are the stars?, Mitchell Charity. Accessed online March 19, 2008. MasaTables VII, VIII, Empirical bolometric corrections for the main-sequence, G. M. H. J. Habets and J. R. W. Heinze, Astronomy and Astrophysics Supplement Series 46 (November 1981), pp. 193–237, . Luminosities are derived from Mbol figures, using Mbol(☉)=4.75.(Masa solar) Radio(Radio solar) Luminosidad(bolométrica) Líneas de hidrógeno Fracción de laSecuencia principal Líneas de absorción Ejemplo O azul azul ≥ Débil-Media ~0.00003 % Nitrógeno, carbono, helio y oxígeno 48 Orionis B azul a blanco azulado azul a blanco azulado 25‑ Medio 0.13 % Helio, hidrógeno Rigel A 7500‑ blanco blanco a blanco azulado 5‑25 L☉ Fuerte 0.6 % Helio, hidrógeno Sirio A F blanco amarillento blanco Medio 3 % Metales: hierro, titanio, calcio, estroncio y magnesio Canopus G amarillo blanco amarillento Débil 7.6 % Calcio, helio, hidrógeno y metales Sol K naranja anaranjado Muy débil 12.1 % Metales y óxido de titanio Albireo M rojo rojo anaranjado ≤ 0.08 L☉ Muy débil 76.45 % Metales y óxido de titanio Próxima Centauri
miniatura|El diagrama de Hertzsprung-Russell relaciona la clasificación estelar con magnitud absoluta, luminosidad, y temperatura superficial
Las clases espectrales de la O a la M, así como otras clases más especializadas de las que se hablará más adelante, se subdividen en números arábigos. (0‑9), donde 0 denota las estrellas más calientes de una clase dada. 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. El Sol está clasificado como G2.
Las descripciones de colores convencionales son tradicionales en astronomía, y representan colores relativos al color medio de una estrella de clase A, que se considera blanco. Las descripciones aparentes de color son lo que el observador vería si tratara de describir las estrellas bajo un cielo oscuro sin ayuda para el ojo, o con binoculares. 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. Las supergigantes rojas son más frías y rojas que las enanas del mismo tipo espectral, y las estrellas con características espectrales particulares como las estrellas de carbono pueden ser mucho más rojas que cualquier cuerpo negro.
El hecho de que la clasificación de Harvard de una estrella indicara su temperatura superficial o fotosférica (o más precisamente, su temperatura efectiva) no se comprendió completamente hasta después de su desarrollo, aunque para el momento en que se formuló el primer diagrama de Hertzsprung-Russell (para 1914), esto generalmente se sospechó que era cierto. 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 lo aplicó a la cromosfera solar, luego a los espectros estelares.
La astrónoma de Harvard Cecilia Payne demostró entonces que la secuencia espectral O-B-A-F-G-K-M es en realidad una secuencia de temperatura. Dado que la secuencia de clasificación es anterior a nuestra comprensión de que se trata de una secuencia de temperatura, la colocación de un espectro en un subtipo determinado, como B3 o A7, depende de las estimaciones (en gran medida subjetivas) de la intensidad de las características de absorción de los espectros estelares. Como resultado, estos subtipos no se dividen uniformemente en ningún tipo de intervalos matemáticamente representables. Clasificación espectral de Yerkes miniatura|Espectros para enanas (clase de luminosidad V) para tipos espectrales estándar tomados de Pickles (1998). Se indican varias líneas espectrales notables. Las líneas de hidrógeno son más fuertes para los tipos A y B, y el espectro total alcanza su punto máximo en longitudes de onda más cortas para las estrellas más calientes.
La clasificación espectral de Yerkes, también llamada el sistema MKK 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. Este esquema de clasificación bidimensional (temperatura y luminosidad) se basa en líneas espectrales sensibles a la temperatura estelar y a la gravedad superficial, lo cual se relaciona con la luminosidad (mientras que la clasificación de Harvard se basa únicamente en la temperatura superficial). Más tarde, en 1953, después de algunas revisiones de la lista de estrellas estándar y de los criterios de clasificación, el esquema se denominó clasificación Morgan-Keenan, o MK, y este sistema sigue en uso.
Las estrellas más densas con mayor gravedad superficial exhiben mayor ampliación de la presión de líneas espectrales. La gravedad, y por lo tanto la presión, en la superficie de una estrella gigante es mucho menor que la de una estrella enana porque el radio del gigante es mucho mayor que el de un enano de masa similar. Por lo tanto, las diferencias en el espectro pueden interpretarse como «efectos de luminosidad» y puede asignarse una clase de luminosidad únicamente a partir del examen del espectro.
Se distinguen varias «clases de luminosidad» diferentes, como se indica en el cuadro siguiente.
+ Clases de luminosidad de Yerkes Clase de luminosidad Descripción Ejemplos 0o Ia+ hipergigantes o supergigantes extremadamente luminosos Cygnus OB2#12 – B3-4Ia+ Ia supergigantes luminosos Eta Canis Majoris – B5Ia lab supergigantes luminosos medianos Gamma Cygni] – F8Iab lb supergigantes menos luminoso. Zeta Persei – B1Ib II gigantes luminosas Beta Leporis – G0II III gigantes normales Arcturus – K0III IV subgigantes Gamma Cassiopeiae – B0.5IVpe V estrellas de la secuencia principal (enanas) Achernar – B6Vep sd (prefijo) o VI subenanas HD 149382 – sdB5 or B5VI D (prefijo) o VII enanas blanca van Maanen 2 – DZ8
Se permiten casos marginales; por ejemplo, una estrella puede ser una supergigante o un gigante brillante, o puede estar entre las clasificaciones de la subgigante y la de la secuencia principal. En estos casos, se utilizan dos símbolos especiales: Una barra oblicua (/) significa que una estrella es una clase u otra. Un guion (-) significa que la estrella está entre las dos clases.
Por ejemplo, una estrella clasificada como A3-4III/IV estaría entre los tipos espectrales A3 y A4, mientras que sería una estrella gigante o una subgigante.
También se han utilizado clases de enanos: VI para subenanas (estrellas ligeramente menos luminosas que la secuencia principal).
La clase de luminosidad nominal VII (y a veces números más altos) se utiliza ahora raramente para las clases de enana blanca o «subenana caliente», ya que las letras de temperatura de la secuencia principal y las estrellas gigantescas 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 más luminosa que la típica se le puede dar una clase de luminosidad de IIIb.