Las estrellas de tipo espectral M tienen temperaturas superficiales entre 2500 y 3800 K y son de color rojo. Sus espectros se caracterizan por la presencia de bandas de absorción de compuestos moleculares, en particular TiO , y líneas de absorción de metales neutros. Desde un punto de vista físico, el tipo espectral M es muy heterogéneo e incluye no solo estrellas de varias masas, sino también algunas enanas marrones .
El tipo espectral M incluye estrellas con temperaturas de 2500–3800 K. El color de las estrellas de esta clase es rojo, los índices de color B−V son de aproximadamente 1,5 m [1] [2] [3] .
Los espectros de estas estrellas están atravesados por las bandas de absorción de la molécula de TiO y otros compuestos moleculares. También se observan muchas líneas de metales neutros, de las cuales la línea Ca I [comm. 1] es el más fuerte [4] [5] [6] . Las bandas de TiO se mejoran en las últimas subclases [comm. 2] [7] .
Entre las subclases M, la intensidad de las bandas de TiO varía más fuertemente. Dado que la intensidad de estas líneas también depende de la metalicidad de la estrella, las intensidades de diferentes bandas de TiO pueden compararse entre sí: por ejemplo, TiO λ4804 [comm. 3] , que cambia ligeramente con la temperatura, y TiO λ4955, que aumenta muy rápidamente al disminuir la temperatura. Otro criterio es la relación de intensidad de Ca I λ4226 a Fe I λ4383, que aumenta hacia los tipos espectrales tardíos. En las enanas rojas, las subclases se pueden distinguir por el perfil de la línea de absorción de MgH : hacia las subclases tardías, se vuelve menos nítida debido a la mejora de la banda adyacente de TiO. La banda de la molécula de CaOH en la región de 5500-5560 Å también se usa para determinar la subclase: se vuelve visible en estrellas de la subclase M3 y posteriores [8] .
Las magnitudes estelares absolutas de las estrellas de secuencia principal de clase M2 son 10,6 m , para gigantes de la misma clase - -0,6 ... -1,7 m , para supergigantes - más brillantes que -2,9 m (ver más abajo ). La diferencia de luminosidad entre las estrellas de clase M es mayor que en cualquier otra clase espectral [9] .
En la clase M, la diferencia más notable entre los espectros de estrellas de diferentes clases de luminosidad es la intensidad de la línea Ca I, que disminuye al aumentar la luminosidad. El mismo efecto se observa para las bandas de MgH. También se pueden utilizar las líneas K I λ7665 y λ7699 , que también son más débiles en gigantes y supergigantes, pero su intensidad depende de la temperatura, por lo que la subclase y la clase de luminosidad se determinan iterativamente a partir de estas líneas [10] .
Las estrellas de carbono y circonio pueden tener temperaturas cercanas a las de las estrellas de clase M y características espectrales similares, aunque se asignan a clases espectrales separadas C y S, respectivamente [11] . Una variedad de estrellas de clase M con líneas de emisión en el espectro son las estrellas Me, entre ellas hay gigantes y supergigantes, así como enanas [12] .
La clase espectral M es muy heterogénea en cuanto a los parámetros físicos de las estrellas. Por ejemplo, las enanas rojas son estrellas de secuencia principal de clase M, tienen masas inferiores a 0,5 M ⊙ , luminosidades inferiores a 0,08 L ⊙ y son las más numerosas de todas las estrellas [12] [13] . Según los cálculos teóricos, el menos masivo de ellos puede existir durante unos 10 billones de años, que es un orden de magnitud mayor que la edad del Universo [14] .
Las enanas marrones lo suficientemente jóvenes y masivas también pueden tener una temperatura suficiente para ser del tipo espectral M, pero no antes de la subclase M7 [15] . Al mismo tiempo, las estrellas de menor masa y edad suficientemente grande pueden tener temperaturas más bajas y pertenecer a la clase espectral L , que incluye a las enanas marrones [16] .
Las gigantes rojas y las supergigantes de esta clase son más masivas y, a menudo , variables : suelen ser variables de período largo , como Miras , y pueden ser población I o población II [17] . Las supergigantes de clase M son las más grandes de todas las estrellas [12] .
Las estrellas de clase M constituyen el 73% del número total de estrellas de la Vía Láctea [18] , pero su proporción entre las estrellas observadas es mucho menor, ya que la mayoría de ellas son enanas rojas tenues [13] . Por ejemplo, en el catálogo de Henry Draper , que incluye estrellas con una magnitud aparente de hasta 8,5 m , alrededor del 3% de las estrellas pertenecen a la clase M [19] [20] .
| clase espectral | Magnitud absoluta , m | Temperatura, K | ||||
|---|---|---|---|---|---|---|
| V | tercero | yo | V | tercero | yo | |
| M0 | 9.2 | −0,2…−1,3 | −2,6…−7,3 | 3759 | 3845 | 3790 |
| M1 | 9.7 | −0,3…−1,5 | −2,7…−7,3 | 3624 | 3750 | 3745 |
| M2 | 10.6 | −0,6…−1,7 | −2,9…−7,0 | 3489 | 3655 | 3660 |
| M3 | 11.6 | −0,8…−1,9 | 3354 | 3560 | 3605 | |
| M4 | 12.9 | −1,1…−2,2 | 3219 | 3460 | ||
| M5 | 14.5 | 3084 | 3355 | 3450 | ||
| M6 | 16.1 | 2949 | 3240 | |||
| M7 | 2814 | 3100 | ||||
| M8 | 2679 | 2940 | ||||
| M9 | 2544 | 2755 | ||||
Las estrellas de secuencia principal de clase M incluyen 40 Eridani C (M4.5V) [22] , un ejemplo de gigante es Beta Pegasus (M2.5II-III) [23] y una supergigante es Betelgeuse (M1-M2Ia-Iab) [ 24] .
La estrella más cercana a la Tierra después del Sol es Próxima Centauri , pertenece a la clase M y se encuentra a una distancia de 1,30 parsecs (4,24 años luz ) [25] . La estrella de clase M más brillante para los observadores terrestres es Betelgeuse: su magnitud aparente es de 0,50 m [19] .
| clase espectral | Clase de luminosidad | ||
|---|---|---|---|
| V | tercero | yo | |
| M0 | Gliese 846 [com. cuatro] | Mirach | |
| M1 | |||
| M2 | Gliese 411 | hola pegaso | Mu Cefei |
| M3 | Gliese 752A | ||
| M4 | Gliese 166 C [com. 5] | HR 3577 | EV Kiel [com. 5] |
| M5 | |||
| M6 | |||
| M7 | BK Virgen | ||
| M8 | |||
| M9 | R Leo | ||
| Clasificación espectral de estrellas | |
|---|---|
| Principales clases espectrales | |
| Tipos espectrales adicionales | |
| Clases de luminosidad | |