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2.5. Clasificación espectral


   
 
   
       
 

En las últimas décadas del siglo XIX se fotografiaron miles de espectros de estrellas, encontrándose que había muchas diferencias entre ellos y se empezó a desarrollar una clasificación de los diferentes tipos de espectros. Annie Jump Cannon de la Universidad de Harvard clasificó más de 500.000 espectros estelares, su trabajo está recogido en el catálogo de Henry Draper, así denominado en honor del benefactor que hizo posible está investigación. La mayoría de las estrellas se conocen por su número en este catálogo, su HD, por ejemplo HD 155555.

Al principio, los espectros estelares se clasificaron por las intensidades de las líneas de absorción correspondientes al hidrógeno y a cada tipo o clase espectral se le denominaba por una letra en orden alfabético : A para las estrellas con líneas muy intensas de hidrógeno, B para estrellas con líneas algo más débiles y así sucesivamente. Posteriormente se comprobó que los tipos de espectros variaban principalmente debido a las diferentes temperaturas de las atmósferas de las estrellas. Las líneas de hidrógeno son muy intensas en estrellas que tienen cierta temperatura y sí la temperatura es más alta o más baja las líneas son más débiles. Se ordenó, entonces, la lista de tipos espectrales en función de temperaturas decrecientes y naturalmente ya no quedó en orden alfabético.

Se puede suponer que las estrellas se comportan como cuerpos negros, esta hipótesis implica que la temperatura y la cantidad luz (flujo: energía por m2 y segundo) que emite son constantes. Si las estrellas radian como cuerpos negros se podría deducir su temperatura.

 
 
       
Tipos espectrales


 
 

Se clasifican actualmente las estrellas por sus espectros estelares en una secuencia espectral caracterizada por una letra que se denomina tipo espectral o clase espectral, con la temperatura disminuyendo hacia la derecha.

  C
  ( R - N)
O - B - A - F - G -
K - M
  S
Ü Tef

Notaciones adicionales son Q para novas, P para nebulosas planetarias y W para estrellas Wolf-Rayet. La clase C constituye los antiguos tipos R y N (estrellas de carbono). Las clase C y S representan ramas paralelas a los tipos G-M siendo su composición química superficial diferente.

Los tipos O, B, y A se llaman primeros tipos o estrellas tempranas pero no tiene nada que ver con la edad de las estrellas, también se denominan estrellas calientes. Las estrellas K, M, N, R, S se llaman estrellas de los últimos tipos o estrellas frías.

   
       
   
Figura 2-2-6: Espectros observados para estrellas de distintas temperaturas efectivas (tipos espectrales diferentes). La más calientes, arriba, muestran líneas de helio y las más frías, abajo, tienen líneas de átomos neutros y moléculas. A temperaturas intermedias las líneas dehidrógeno son más intensas, en el tipo espectral A alcanzan su máxima intensidad.
       
 

Cada uno de estos tipos espectrales se divide, a su vez, en diez subclases numeradas de 0 a 9. Por ejemplo, en las estrellas de tipo A las más calientes son las A0, seguidas con menor temperatura por A1, A2, etc., al tipo A9 le sigue el F0.

Para algunas clases espectrales todavía se puede afinar más, así tenemos la clase B0.5 que significa entre B0 y B1. Con experiencia es bastante fácil deducir el tipo espectral por la mera inspección del espectro de una estrella (Figura 2-2-6).

Las estrellas de tipo O son las más calientes, sus temperaturas son del orden de 60 000 a 30 000 grados, luego hay suficiente energía par arrancar los electrones más exteriores de los átomos y el hidrógeno se encuentra casi todo ionizado, hay poco hidrógeno atómico así sus líneas espectrales son débiles. Aparecen líneas correspondientes al helio una vez ionizado y a otros elementos como el silicio y el nitrógeno también ionizados.

Las estrellas de tipo B son algo más frías, de 30 000 a 10 000 grados. Las líneas de hidrógeno son más intensas que en el tipo anterior y aparecen líneas de helio neutro.

En el tipo espectral A las temperaturas son del orden de 10 000 a 7 500 grados. Las líneas de hidrógeno alcanzan en esta clase su máxima intensidad y empiezan a aparecer líneas correspondientes a elementos una vez ionizados como el magnesio y el calcio. Sirio y Vega son estrellas de esta clase. Los tipos O, B y A son de color azulado.

Las estrellas de tipo F tienen temperaturas de 7 500 a 6 000 grados. Las líneas de hidrógeno son más débiles que en la clase A pero las líneas del calcio ionizado son más intensas. El calcio ionizado una vez tiene dos líneas, denominadas H y K, que son particularmente intensas y fáciles de reconocer en el espectro. La estrella polar pertenece a este tipo espectral.

El tipo espectral G es el correspondiente al Sol, las temperaturas son de 6 000 a 5000 grados. Las líneas del hidrógeno son visibles pero las más intensas del espectro son las líneas H y K del calcio. El color de las estrella de esta clase es amarillo.

Las estrellas de tipo espectral K son relativamente frías, de 5 000 a 3 500 grados, el espectro está cubierto por muchas líneas que corresponden a metales no ionizados, en contraste con los espectros de las estrellas calientes que muestran pocas líneas. Arturo y Aldebaran son de este tipo cuyo color es rojo.

Las estrellas M son las más frías, con temperaturas inferiores a los 3 500 grados. Sus atmósferas son tan frías que pueden existir moléculas (elemento constituido por varios átomos, como el agua H2O molécula que tiene tres átomos dos de hidrógeno y uno de oxígeno) que no se disocian en sus átomos constituyentes y el espectro muestra muchas líneas moleculares, en particular son intensas las de la molécula del óxido de titanio. Betelgeuse es una estrella roja que pertenece a este tipo.

Existen también otros tipos espectrales R, N y S que tienen temperatura similar al tipo M pero las líneas de sus espectros corresponden a diferentes átomos y moléculas. Las estrellas de tipo R y N se denominan también de carbono (C) por presentar una gran abundancia de este elemento. Los espectros de tipo S se caracterizan por la intensidad de las líneas de la molécula de óxido de circonio.

 

 
       
   

Figura 2-2-7: Tipos espectrales. Los espectros observados se han obtenido con un CCD, mientras que los de la Figura 6.5 estan tomados en placa fotográfica. Se representa la intensidad del espectro en función de la longitud de onda, las líneas de absorción se ven como una disminución del espectro continuo, el cual tiene una forma bastante similar a la de un cuerpo negro a la temperatura efectiva de la estrella.

       
 

Las diferencias entre los espectros estelares son debidas principalmente a diferencias de temperatura (Figura 2-2-7) y no de composición química, la mayoría de las estrellas están constituidas por los mismos elementos y en aproximadamente la misma proporción.

Así, la composición química obtenida del análisis de los espectros indica que la mayoría de las estrellas están constituidas principalmente por Hidrógeno (H) con alrededor de un 10% ± 5% de Helio (He) en número de átomos. Los elementos más abundantes después son Carbono (C), Nitrógeno (N), Oxigeno (O), y Neón (NE) que constituyen los cuatro un 1% del número total de partículas. Los siguientes elementos Silicio (Si), Magnesio (Mg), Hierro (Fe), y Aluminio (Al) son menos abundantes que C, N, O y Ne en un factor de aproximadamente 10.

   
       
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