ANTARES

OBSERVATORIO VIRTUAL

PRÁCTICA 7:

CLASIFICACIÓN ESPECTROSCÓPICA DE UNA
MUESTRA DE ESTRELLAS BRILLANTES

• Objetivos
• Material
• El diagrama de Hertzprung-Russell
• La clasificación espectral de Harvard
• Clasificación espectral de una serie de estrellas
• Método práctico de clasificación
• Listado de estrellas problema

Tal vez la manera más general e intuitiva de clasificar un espectro sea el comparar a primera vista con la librería de espectros que está representada en la figura de más arriba. Tenemos por ejemplo el caso de Rigel, la b de la constelación de Orión. Esta estrella presenta un espectro muy similar al de Sirio, y podemos decir sin duda que se trata de una estrella de primeros tipos. Ahora sin embargo la clasificación como estrella A ya no resulta tan clara, así que seguiremos una serie de reglas mnemotécnicas más generales y aplicables a cualquier tipo de estrella.

En primer lugar, cuando queremos clasificar un espectro lo primero que debemos hacer es comprobar si presenta un break de 4000 importante o no. Si así ocurre no cabe duda de que se trata de un tipo temprano. Si más al azul de dicho break el continuo sigue subiendo no hay duda que se trata de una estrella tipo O ó B temprano.

Comprobemos ahora la presencia de líneas de Balmer del Hidrógeno. ¿Son las más intensas?. Si así es, no hay duda que se trata de una estrella tipo temprano. ¿Se ve alguna línea de HeI en 4471Å o de HeII 4686Å? Si la respuesta es afirmativa, entonces ¿Es la línea 4686 mas intensa que la 4471? En ese caso se trata de una estrella tipo O. Si no es así, se trata de una estrella tipo B. Es el caso de Rigel, una estrella situada a mitad de camino entre los tipos B y A, por lo que debe ser una B pero de número alto. Si no somos capaces de apreciar línea de He alguna, entonces busquemos una línea de CaI en 4227Å. ¿La vemos? Si no, la estrella es tipo A. Si vemos el CaI 4227 entonces es tipo F.

Supongamos ahora que el espectro problema no presenta líneas de Balmer claras. Si la línea CaI4427 es de intensidad similar a Hg en 4340 se trata de una estrella tipo G. Si CaI es más importante que la línea Hg, entonces debemos mirar si hay bandas moleculares. Si estas últimas no son claras se trata de una estrella tipo K, pero si son muy claras entonces tenemos una estrella tipo M. Un buen ejemplo es la estrella g Eridano.

En realidad, si medimos con precisión los flujos relativos entre líneas de absorción se puede alcanzar una precisión de hasta la décima de tipo espectral. Sin embargo ese no es el objetivo de esta práctica, así que nos conformaremos con el tipo propiamente dicho.

Aparte de el tipo espectral, para una temperatura dada (tipo espectral dado) las estrellas presentan diferentes luminosidades. Así puede haber estrellas tipo A gigantes y tipo A enanas. La manera de distinguirlas consiste en un análisis detallado de los perfiles de líneas en el que tampoco entraremos para esta práctica.