Clasificación espectral de estrellas : clasificación de estrellas según las características de sus espectros . Los espectros de las estrellas varían mucho, aunque en su mayor parte son continuos con líneas de absorción . La clasificación espectral moderna es biparamétrica: la forma del espectro, que depende principalmente de la temperatura, se describe mediante el tipo espectral, mientras que la luminosidad de una estrella se describe mediante la clase de luminosidad . Además, la clasificación puede tener en cuenta características adicionales del espectro.
Las principales clases espectrales de estrellas en orden decreciente de temperatura, de más azul a más rojo: O , B , A , F , G , K , M . La mayoría de las estrellas, incluido el Sol , pertenecen a estas clases espectrales, pero existen otras clases: por ejemplo, L, T, Y para enanas marrones o C, S para estrellas de carbono y circonio . Las clases espectrales principales se dividen en subclases, indicadas por un número después de la designación de la clase, del 0 al 9 (excepto O, cuyas subclases son del 2 al 9) en orden decreciente de temperatura. Las clases de estrellas con temperaturas más altas se denominan condicionalmente tempranas, las temperaturas más bajas se denominan tardías.
Las estrellas de la misma clase espectral pueden tener diferentes luminosidades. Al mismo tiempo, los tipos espectrales y las luminosidades no se distribuyen aleatoriamente: existe una cierta relación entre ellos y, en el diagrama, la clase espectral: la magnitud absoluta de las estrellas se agrupa en áreas separadas, cada una de las cuales corresponde a una luminosidad. clase. Las clases de luminosidad se designan con números romanos del I al VII, desde el más brillante hasta el más tenue. La luminosidad de una estrella tiene algún efecto sobre la forma de su espectro, por lo que existen diferencias entre los espectros de estrellas de la misma clase espectral y diferentes clases de luminosidad.
Las características espectrales que no encajan en esta clasificación generalmente se indican con símbolos adicionales. Por ejemplo, la presencia de líneas de emisión se indica con la letra e, y los espectros peculiares se indican con la letra p.
El desarrollo de la espectroscopia en el siglo XIX hizo posible clasificar los espectros de las estrellas. En la década de 1860, una de las primeras clasificaciones, que se utilizó hasta finales del siglo XIX, fue desarrollada por Angelo Secchi . A finales del siglo XIX y XX, los astrónomos del Observatorio de Harvard crearon la clasificación de Harvard, en la que los tipos espectrales adquirieron una forma cercana a la moderna, y en 1943 se creó la clasificación de Yerkes, en la que aparecieron las clases de luminosidad y que , con algunos cambios, todavía se usa hoy. El refinamiento de este sistema continuó como resultado del descubrimiento de nuevos objetos y debido a un aumento en la precisión de las observaciones espectrales.
Los espectros de las estrellas juegan un papel muy importante en el estudio de muchas de sus características. Los espectros de la mayoría de las estrellas son continuos con líneas de absorción superpuestas , pero algunas estrellas tienen líneas de emisión en sus espectros [1] [2] .
Es muy simplista considerar la superficie de una estrella como una fuente de un espectro continuo y la atmósfera como una fuente de líneas, pero en realidad no hay un límite claro entre ellos. Como modelo simple de una estrella, se puede tomar la radiación de un cuerpo negro , cuyo espectro está descrito por la ley de Planck , y aunque muchas veces resultan ser completamente diferentes, el concepto de temperatura efectiva es muy utilizado para estrellas - la temperatura que debe tener un cuerpo negro del mismo tamaño que una estrella para tener la misma luminosidad [2] [3] .
Resulta que los espectros de las estrellas son muy diferentes. El espectro puede estar dominado por longitudes de onda cortas o largas, lo que afecta el color de la estrella. Las líneas espectrales, por el contrario, pueden ser pocas o, por el contrario, pueden ocupar gran parte del espectro [4] [5] .
La clasificación espectral moderna tiene en cuenta dos parámetros. La primera es la clase espectral real, que describe el tipo de espectro y las líneas que contiene y depende principalmente de la temperatura de la estrella [6] . El segundo parámetro depende de la luminosidad de la estrella y, en consecuencia, se denomina clase de luminosidad : las estrellas de la misma clase espectral pueden tener luminosidades significativamente diferentes, y los detalles del espectro en tales casos también difieren. Además, si hay características en el espectro de la estrella, por ejemplo, líneas de emisión, se pueden usar designaciones adicionales [7] . La clasificación tiene en cuenta los parámetros y características del espectro no sólo en el rango óptico , sino también en el infrarrojo y ultravioleta . Por lo general, en la práctica, para determinar la clase de una estrella en particular, su espectro se compara con los espectros bien conocidos de ciertas estrellas estándar [8] .
El sistema descrito se denomina clasificación de Yerke por el nombre del observatorio de Yerke donde se desarrolló, o sistema Morgan - Kenan por los nombres de los astrónomos que lo desarrollaron [9] [10] . En este sistema, la clase del Sol , que tiene un tipo espectral G2 y una clase de luminosidad V, se escribe como G2V [11] .
La gran mayoría de las estrellas se pueden asignar a una de las clases principales: O, B, A, F, G, K, M. En este orden, estas clases forman una secuencia continua en la disminución de la temperatura efectiva de la estrella y en el color. - de azul a rojo [12] .
Cada una de estas clases, a su vez, se divide en subclases del 0 al 9 en orden de temperatura decreciente [13] . La designación de subclase se coloca después de la designación de clase: por ejemplo, G2 [14] . La excepción es la clase O: usa clases de O2 a O9 [15] . A veces se utilizan grados fraccionarios, como B0.5. Las clases y subclases de temperatura más alta se denominan temprano, temperatura baja - tardío [16] . Como límite condicional entre ellas, se puede tomar la clase del Sol G2 [17] u otras clases [18] ; también, entre las clases temprana y tardía, se puede establecer un desfase de las clases “solares” F y G [19] distinguido
Las estrellas de diferentes tipos espectrales no solo tienen temperaturas y colores diferentes, sino también líneas espectrales. Por ejemplo, en los espectros de las estrellas de clase M se observan líneas de absorción de varios compuestos moleculares, y en las estrellas de clase O se observan líneas de átomos ionizados múltiples [20] . Esto está directamente relacionado con la temperatura de la superficie de la estrella: a medida que aumenta la temperatura, las moléculas se descomponen en átomos y aumenta el grado de ionización de estos últimos [21] . La intensidad de las diferentes líneas también se ve afectada por la composición química de la estrella [5] .
Las estrellas se distribuyen de forma extremadamente desigual en clases espectrales: alrededor del 73% de las estrellas de la Vía Láctea pertenecen a la clase M, alrededor del 15% más a la clase K, mientras que el 0,00002% de las estrellas de clase O [22] . Sin embargo, debido al hecho de que las estrellas más brillantes son visibles desde mayores distancias, y las estrellas de tipos espectrales tempranos suelen ser más brillantes, la distribución observada de estrellas por clase a menudo se ve diferente: por ejemplo, entre estrellas con una magnitud aparente más brillante que 8,5 m , la mayoría de las clases K y A son comunes y representan el 31 % y el 22 % de todas las estrellas, respectivamente, mientras que las menos comunes son las clases M y O: el 3 % y el 1 %, respectivamente [23] [24] .
Además de las principales clases espectrales, existen otras para estrellas que no se ajustan a la clasificación descrita. Estas son, por ejemplo, las clases L, T, Y para enanas marrones [12] o C, S para estrellas de carbono y estrellas de circonio [20] . Para estrellas Wolf-Rayet , se utiliza la clase W, para nebulosas planetarias , P, y para nuevas estrellas , Q [16] .
Para memorizar la secuencia principal, hay una frase mnemotécnica : O h B e A F ine G irl ( G uy), K iss M e [12] . También existen en ruso frases construidas con un propósito similar : Odín Afeitado inglés Finiki Zheval Kak Morkov , y también O Boris Aleksandrovich , Los físicos esperan el fin de las enseñanzas M [ 25 ] .
Clase | Temperatura ( K ) [26] | Color [16] | Índice de color B−V [27] | M V (para la secuencia principal ) [23] |
---|---|---|---|---|
O | > 30.000 | Azul | −0,3 | −5,7…−3,3 |
B | 10,000—30,000 | blanco azul | −0,2 | −4,1…+1,5 |
A | 7400—10,000 | Blanco | 0 | +0.7…+3.1 |
F | 6000-7400 | amarillo blanco | +0.4 | +2.6…+4.6 |
GRAMO | 5000-6000 | Amarillo | +0.6 | +4.4…+6.0 |
k | 3800-5000 | Naranja | +1.0 | +5.9…+9.0 |
METRO | 2500-3800 | Rojo | +1.5 | +9.0…+16 |
Las estrellas que pertenecen a la misma clase espectral pueden tener luminosidades y magnitudes estelares absolutas muy diferentes , por lo tanto, una clase espectral no es suficiente para describir las propiedades de una estrella. Las estrellas en el diagrama de Hertzsprung-Russell , donde están marcadas por tipo espectral y magnitud absoluta, no están distribuidas uniformemente, sino que están concentradas en varias áreas del diagrama. Por tanto, la clase de luminosidad no está directamente relacionada con la luminosidad, sino que corresponde a una u otra zona del diagrama [28] . Las estrellas de la misma clase de luminosidad pueden variar mucho [29] , pero la clase de luminosidad realmente permite distinguir entre estrellas de la misma clase espectral y de diferente luminosidad [30] .
Las clases de luminosidad se indican con números romanos, que se colocan después de la clase espectral. Las principales clases de luminosidad, en orden descendente de luminosidad [11] [30] [31] :
En casos raros, se distingue la clase de luminosidad VIII, a la que pertenecen los núcleos de las nebulosas planetarias , transformándose en enanas blancas [34] .
En cada clase de luminosidad existe una cierta relación entre la clase espectral y la luminosidad [11] . Entonces, por ejemplo, las estrellas de la secuencia principal son más brillantes cuanto antes es su tipo espectral: desde +16 m para estrellas de clase M8V hasta −5,7 m para estrellas de clase O5V (ver arriba ) [23] .
Efectos de luminosidadLas estrellas de la misma clase espectral, pero de diferentes clases de luminosidad, difieren no solo en la magnitud absoluta. Algunas características espectrales se vuelven más pronunciadas o, por el contrario, se debilitan al pasar a clases de luminosidad más brillantes. En la literatura inglesa , estos fenómenos se denominan efectos de luminosidad [10] [ 35] .
Los gigantes y supergigantes son mucho más grandes que las estrellas de secuencia principal de los mismos tipos espectrales, con casi la misma masa. En consecuencia, la aceleración de la caída libre cerca de las superficies de las estrellas brillantes es menor, por lo que tanto la densidad como la presión del gas son menores allí. Esto conduce a varios efectos de luminosidad [10] .
Por ejemplo, uno de los efectos de luminosidad más comunes es que las estrellas más brillantes tienen líneas espectrales más estrechas y profundas. En estrellas de clases de luminosidad más brillantes, las líneas de elementos ionizados son más fuertes, y estas estrellas en sí mismas son más frías y rojas que las estrellas de la secuencia principal de las mismas clases espectrales [36] . Todas estas características permiten determinar la clase de luminosidad de una estrella y, en consecuencia, su luminosidad en general [30] [37] únicamente por la forma del espectro .
Si el espectro de una estrella tiene algunas características, esto se refleja mediante una designación adicional añadida a la designación de su clase (antes o detrás). Por ejemplo, si hay líneas de emisión en el espectro de una estrella de clase B5, su tipo espectral será B5e [38] .
Designacion | Descripción del espectro |
---|---|
c | Líneas estrechas y profundas |
borrador | El espectro combinado de dos estrellas de diferentes clases ( estrella binaria espectral ) |
mi | Líneas de emisión, generalmente referidas al hidrógeno (por ejemplo, en las estrellas Be ) [40] |
[mi] | Líneas de emisión prohibidas (por ejemplo, en estrellas B[e] ) [40] |
f, (f), ((f)), f*, f+ [com. una] | Ciertas líneas de emisión de He II y N III en estrellas O [41] |
k | Líneas de absorción interestelar |
metro | Fuertes líneas de metal |
n, nn | Líneas anchas (por ejemplo, debido a la rotación) |
Nebraska | El espectro se complementa con el espectro de la nebulosa. |
pags | Espectro peculiar |
Dakota del Sur | subenano |
sh | estrella de concha |
v, var | Clase espectral variable |
wd | enano blanco |
semana, semana | Líneas débiles |
: | Inexactitud en la definición de clase |
A veces, el espectro de una estrella exhibe las características de los espectros de diferentes clases. Por ejemplo, si el espectro contiene tanto las líneas de emisión características de una estrella Wolf-Rayet de clase WN6 como las características de una supergigante azul de clase O2If*, su clase se escribirá como O2If*/WN6. Estas estrellas en las fuentes inglesas se denominan slash stars (literalmente, " slash -stars") [42] . Si la estrella presenta características intermedias entre dos clases, se pueden utilizar tanto el signo / como - [30] [43] [44] : por ejemplo, Procyon tiene un tipo espectral F5V-IV [45] .
Las estrellas más calientes pertenecen al tipo espectral O. Su temperatura superficial supera los 30.000 Kelvin y son azules: el índice de color B-V para tales objetos es de aproximadamente -0,3 m [12] [46] [27] .
A diferencia del resto de las clases espectrales, la subclase más antigua de O es O2, no O0, y en el pasado solo se usaban O5 a O9 [15] [20] .
Los espectros de las estrellas de clase O están dominados por la radiación azul y ultravioleta . Además, una característica distintiva de sus espectros son las líneas de absorción de elementos ionizados múltiples : por ejemplo, Si V y C III , N III y O III [comm. 2] . Las líneas He II también son fuertes , en particular la serie Pickering . Las líneas de helio neutro e hidrógeno son perceptibles pero débiles [47] [48] [49] . Las líneas de emisión se observan con bastante frecuencia: se encuentran en el 15% de las estrellas de clase O y B [50] . Muchas estrellas emiten elementos muy fuertemente ionizados en el rango de rayos X , por ejemplo, Si XV [51] .
En las subclases posteriores, en relación con las anteriores, la intensidad de las líneas de helio neutro aumenta y la del helio ionizado disminuye: la relación de sus intensidades se utiliza como uno de los principales criterios para determinar a qué subclase pertenece una estrella. Dependiendo de qué líneas espectrales se tomen, las intensidades se comparan en las subclases O6-O7. Las líneas de helio neutro ya no se pueden detectar en las estrellas de clase O3 [52] .
Las estrellas más masivas y brillantes pertenecen a esta clase. Viven poco tiempo y hacen la principal contribución a la luminosidad (pero no a la masa) de las galaxias donde existen tales estrellas, perfilan la estructura de los brazos espirales y juegan un papel importante en el enriquecimiento de las galaxias con algunos elementos, como el oxígeno. Las primeras estrellas de la subclase B tienen características físicas y espectrales similares, por lo que a menudo se agrupan con estrellas de clase O bajo el nombre general de " estrellas OB ". Esta comunidad, a pesar del nombre, no incluye subclases B tardías: entre las estrellas de la secuencia principal, las estrellas no posteriores a B2 pertenecen a ella, pero para clases de luminosidad más brillantes, este límite se desplaza a subclases posteriores [53] .
Las estrellas de clase O incluyen, por ejemplo, Alpha Giraffe , una supergigante de clase O9Ia [ 54] , así como Theta¹ Orion C , una estrella de secuencia principal de clase O7Vp [55] .
Las estrellas de clase espectral B tienen temperaturas más bajas que las estrellas de clase O: de 10 a 30 mil kelvin . Tienen un color blanco azulado y un índice de color B−V de aproximadamente −0,2 m [12] [27] .
Al igual que la clase O, las estrellas de clase B tienen líneas de elementos ionizados en sus espectros, por ejemplo, O II , Si II y Mg II [comm. 2] . Sin embargo, prácticamente no hay líneas He II en el espectro de las estrellas de clase B ; solo en las primeras subclases, a más tardar en B0.5, se pueden observar líneas débiles. Las líneas de helio neutro, por el contrario, son muy fuertes y alcanzan su máxima intensidad en la subclase B2, pero se debilitan considerablemente en las subclases tardías. Las líneas de hidrógeno también son claramente visibles , en particular, las series de Balmer , que aumentan hacia clases espectrales tardías [21] [48] [56] . Las estrellas de clase B también suelen tener líneas de emisión [50] .
Rigel (B8Iae) [ 57] puede referirse a las supergigantes de clase B. Un ejemplo de un gigante de clase B es Tau Orionis (B5III) [58] , mientras que las estrellas de secuencia principal de clase B incluyen Eta Aurigae (B3V) [59] y 18 Taurus (B8V) [60] .
Las estrellas de tipo espectral A tienen temperaturas en el rango de 7400–10000 K. Sus índices de color B-V están cerca de cero y el color aparece blanco [12] [27] .
En el espectro de las estrellas de clase A, las líneas de hidrógeno son muy fuertes , las cuales alcanzan una intensidad máxima en la subclase A2, especialmente para la serie de Balmer [9] . El resto de las líneas son mucho más débiles y pueden ser casi invisibles. Por clases tardías, las líneas de Ca II se realzan [comm. 2] y aparecen líneas de algunos metales neutros. Las líneas de helio neutro están ausentes en todas las subclases excepto en la más antigua, A0, donde pueden ser apenas visibles [21] [48] . Sin embargo, los espectros de las estrellas de clase A son bastante diversos. Por ejemplo, más del 30% de las estrellas de clase A son químicamente peculiares : tienen una fuerte deficiencia de metales o, por el contrario, un exceso de ciertos elementos. Las estrellas de clase A que giran rápidamente también son comunes, lo que cambia el espectro en consecuencia y hace que la estrella sea más brillante. Por esta razón, la secuencia principal de las estrellas de clase A a veces se divide en dos subclases de luminosidad: la Va más brillante y la Vb más débil [61] .
Las estrellas de secuencia principal de Clase A incluyen , por ejemplo, Vega (A0Va) [62] y Denebola (A3Va) [63] . Un ejemplo de gigante de esta clase es Tuban (A0III) [64] , una supergigante es Eta Lion (A0Ib) [65] .
Las temperaturas de las estrellas de clase F se encuentran en el rango de 6000 a 7400 K. Sus valores de color B−V son de unos 0,4 m y su color es amarillo-blanco [12] [27] .
Los espectros de estas estrellas muestran líneas de metales ionizados y neutros, como Ca II , Fe I , Fe II, Cr II , Ti II [comm. 2] . En subclases posteriores, son más pronunciadas y las líneas de hidrógeno neutro son más débiles [9] [21] [48] . Las estrellas de la subclase posteriores a F5 tienen una capa convectiva , por lo que el exceso o la deficiencia de ciertos elementos en la superficie desaparece debido a la mezcla con capas más profundas. Por lo tanto, prácticamente no hay estrellas químicamente peculiares en la última clase F, en contraste con la clase A (ver arriba ) [66] .
En el punto de inflexión para las poblaciones del halo galáctico y el disco grueso , hay estrellas de clase no anteriores a F. Por lo tanto, esta clase es la más temprana para las estrellas de la población II ubicadas en la secuencia principal [66] .
Un ejemplo de una estrella de secuencia principal de clase F es Procyon (F5IV-V) [67] , un gigante es Ypsilon Pegasus (F8III) [68] , las supergigantes de clase F incluyen Arneb (F0Ia) [69] y Wesen (F8Ia) [70 ] .
Las estrellas de clase G tienen temperaturas de 5000 a 6000 K. El color de tales estrellas es amarillo, los índices de color B−V son de aproximadamente 0,6 m [12] [27] .
Las más claramente visibles en los espectros de tales estrellas son las líneas de metales, en particular, hierro , titanio , y especialmente las líneas de Ca II [comm. 2] , alcanzando el máximo de intensidad en la subclase G0. Las líneas cian son visibles en el espectro de las estrellas gigantes . Las líneas de hidrógeno son débiles y no se destacan entre las líneas metálicas [9] [21] [48] . Las líneas metálicas se intensifican hacia las subclases espectrales tardías [71] .
El Sol pertenece a la clase G , por lo que las estrellas de clase G de la secuencia principal son de interés adicional. Además, las estrellas enanas de las clases G y K se consideran las más adecuadas para el surgimiento y desarrollo de vida en sus sistemas planetarios [72] .
Además del Sol, que tiene la clase G2V, las enanas de clase G incluyen, por ejemplo, Kappa¹ Ceti (G5V) [73] . Kappa Gemini (G8III-IIIb) [74] pertenece a las gigantes , y Epsilon Gemini (G8Ib) [75] pertenece a las supergigantes .
Las estrellas de clase K tienen una temperatura superficial de 3800–5000 K. Su color es naranja y los índices de color B−V están cerca de 1,0 m [12] [27] .
En el espectro de tales estrellas, las líneas de metal son claramente visibles, en particular, Ca I [comm. 2] y otros elementos que son visibles en las estrellas de clase G. Las líneas de hidrógeno son muy débiles y casi invisibles contra el fondo de numerosas líneas metálicas. Aparecen bandas anchas de absorción molecular: por ejemplo, las bandas de TiO aparecen en la subclase K5 y posteriores. La parte violeta del espectro ya es bastante débil [9] [21] [48] . En general, las líneas de metales continúan intensificándose hacia subclases posteriores [71] .
Un ejemplo de una estrella de secuencia principal de clase K puede ser Epsilon Eridani (K2V) [76] , las gigantes incluyen Arcturus (K1.5III) [77] y Etamin (K5III) [78] y las supergigantes Zeta Cephei (K1.5Ib) [ 79] .
La temperatura de las estrellas de clase M es de 2500-3800 K. Son rojos, sus índices de color B−V son de aproximadamente 1,5 m [12] [27] .
Los espectros de estas estrellas están atravesados por las bandas de absorción molecular del TiO y otros compuestos moleculares. También se observan muchas líneas de metales neutros, de las cuales la línea Ca I [comm. 2] es el más fuerte [9] [21] [48] . Las bandas de TiO se mejoran en las últimas subclases [80] .
Hay más estrellas de clase M que todas las demás juntas: el 73% del número total. Los gigantes y supergigantes de esta clase suelen ser variables , y su variabilidad es a muy largo plazo , por ejemplo, como Mira [22] [81] .
Las estrellas de secuencia principal de clase M incluyen 40 Eridani C (M4.5V) [82] , un ejemplo de gigante es Beta Pegasus (M2.5II-III) [83] y una supergigante es Betelgeuse (M1-M2Ia-Iab) [ 84] .
Las estrellas de carbono y circonio se asignan respectivamente a las clases C y S. Las estrellas de estas clases suelen tener aproximadamente las mismas temperaturas superficiales que las estrellas de clase M, el color rojo y sus índices de color B−V son de aproximadamente 1,5 m . Estas clases generalmente se consideran en la secuencia de clases principales como una rama de la clase K o G [16] [48] .
Los espectros también son similares a los de las estrellas G, K y M tardías [85] . Las estrellas de clase S se diferencian de ellas en que, en lugar de las bandas de TiO , las bandas de ZrO son las más pronunciadas en su espectro [86] . También se observan bandas de otros compuestos: YO , LaO . En los espectros de las estrellas clase C, en lugar de bandas de TiO, también se observan líneas de carbono atómico y algunos de sus compuestos, por ejemplo, C 2 , CN , CH[87] .
En el pasado, se usaron dos clases en lugar de la clase C: la clase R más caliente y la clase N más fría, pero se superpusieron hasta cierto punto, lo que llevó a combinarlas en una clase común. Sin embargo, más tarde resultó que las estrellas de esta clase pueden tener diferentes características espectrales y de naturaleza, y teniendo en cuenta que para ellas no se utilizan clases de luminosidad, se distinguieron varios subtipos de esta clase [85] :
Entre las estrellas de las clases C y S, las más famosas son las gigantes y las gigantes brillantes, estrellas de la rama de las gigantes asintóticas , en las que el contenido de carbono en la superficie aumenta fuertemente en esta etapa [88] . Al ser estrellas de primera clase M, se convierten en estrellas de clase S y luego pasan a la clase C, por lo tanto, las clases intermedias MS y SC a veces se usan en la clasificación. Sin embargo, se conocen estrellas enanas de carbono, que pueden incluso superar en número a las gigantes [85] .
Un ejemplo de una estrella de carbono es U Giraffe [87] , y una estrella de circonio es S Ursa Major [86] .
Las enanas marrones son objetos que no tienen la masa suficiente para soportar la fusión termonuclear de helio en sus profundidades durante mucho tiempo. Son más tenues y frías que las enanas rojas , por lo que se utilizan otras clases espectrales para ellas: L, T, Y en orden decreciente de temperatura. Esta secuencia se considera como una continuación de las clases principales después de M [16] . Las enanas marrones más masivas también pueden pertenecer a la clase M, pero no antes de la subclase M7 [89] .
Las enanas marrones son de color rojo oscuro, las líneas de TiO desaparecen en las primeras estrellas de clase L. Las que pertenecen a la clase L tienen temperaturas en el rango de 1300–2500 K [46] y sus espectros contienen líneas de metales alcalinos, por ejemplo, sodio y rubidio . Las enanas de clase T tienen temperaturas de 600 a 1300 K y sus espectros se distinguen por la presencia de líneas de metano . Finalmente, la temperatura de las enanas de clase Y no supera los 600 K , y las bandas de absorción de agua y amoníaco son visibles en sus espectros [12] [16] [90] .
Las estrellas Wolf-Rayet son una clase de estrellas masivas y brillantes con temperaturas superiores a 25.000 K , que se destacan como una clase espectral W o WR separada [47] [91] [92] .
La característica principal del espectro de tales estrellas son las líneas de emisión anchas y brillantes de HI , He I-II , N III-V , C III-IV , O III-V [comm. 2] . Su ancho puede ser de 50 a 100 angstroms , y en la línea máxima, la intensidad de la radiación puede ser de 10 a 20 veces mayor que la intensidad de las regiones vecinas del espectro continuo [93] [94] .
Según la apariencia de sus espectros, las estrellas Wolf-Rayet se dividen en tres subtipos: WN, WC, WO. Los espectros de estrellas de estos subtipos, respectivamente, están dominados por líneas de nitrógeno, carbono y oxígeno [92] . La división en subclases difiere de la adoptada para las principales clases espectrales: se utilizan subclases de WN2 a WN11, de WC4 a WC9 y de WO1 a WO4 [95] .
Las estrellas Wolf-Rayet son las partes centrales de estrellas masivas de clase O que han perdido su envoltura de hidrógeno debido a fuertes vientos estelares o la influencia de un compañero en un sistema binario cercano . En el proceso de evolución , las estrellas pasan de la clase WN a WC y luego a WO [92] [96] .
A menudo , las enanas blancas no se consideran como una clase de luminosidad separada, sino como una clase espectral D separada. Sus espectros se distinguen por líneas de absorción mucho más amplias que las de otras estrellas. De lo contrario, los espectros de estas estrellas pueden variar mucho, por lo que existen 6 subtipos principales de clase D [97] :
Si el espectro de una enana blanca contiene líneas que ocurren en diferentes subtipos, se usan varias letras correspondientes además de D: por ejemplo, si las líneas de carbono, oxígeno y helio ionizado son visibles en el espectro, entonces la clase se designará como DZQO [98] .
Los valores de temperatura de las enanas blancas también se encuentran en un amplio rango: desde varios miles hasta más de cien mil kelvin [99] . La subclase de una enana blanca está determinada por la temperatura efectiva y, por ejemplo, para las enanas blancas de la clase DA, puede haber subclases desde 0.1 (escrito como DA.1) hasta 13 [97] .
Las enanas blancas son los restos de estrellas que tienen dimensiones del orden de la Tierra y una masa del orden del Sol [100] . El ancho de sus líneas de absorción es causado por la gran aceleración de la caída libre en su superficie [97] .
Las enanas blancas incluyen, por ejemplo, Sirius B de la clase DA1.9 [101] , así como Procyon B de la clase DQZ [102] .
A las nebulosas planetarias se les asigna una clase P separada [47] y sus estrellas centrales, que se convierten en enanas blancas, pueden clasificarse junto con otros objetos: enanas blancas, subenanas de clase O o incluso estrellas Wolf-Rayet [103] .
La clase Q [47] se utiliza para designar nuevas estrellas , pero también existe una clasificación más detallada que tiene en cuenta la curva de luz y la forma del espectro de las nuevas tras el máximo de luz. Los espectros de las estrellas nuevas en su brillo máximo son continuos con líneas de absorción similares a las de las supergigantes de clase A o F, pero a medida que el brillo disminuye, aparecen líneas de emisión [104] [105] .
Las supernovas se dividen principalmente por la presencia de líneas espectrales de hidrógeno: si están presentes, la supernova se clasifica como tipo II , en ausencia, como tipo I. Las supernovas de tipo I también se dividen en tipos Ia , Ib, Ic: en los espectros de supernovas de tipo Ia hay líneas Si II [comm. 2] , mientras que los espectros de Ib e Ic difieren, respectivamente, en la presencia o ausencia de líneas He I. Las supernovas de tipo II difieren principalmente en sus curvas de luz, pero también hay diferencias en sus espectros: por ejemplo, en las supernovas de tipo IIb, los espectros eventualmente se vuelven similares a los de la clase Ib, y los espectros con líneas de absorción anómalamente estrechas se clasifican como clase IIn [ 106] .
Tanto las nuevas como las supernovas son variables cataclísmicas que aumentan bruscamente su luminosidad, que luego disminuye gradualmente. En las estrellas nuevas, esto sucede como resultado de una explosión termonuclear en la superficie de una enana blanca, que extrajo una cantidad suficiente de materia de la estrella compañera. Las explosiones de supernovas pueden ser provocadas por varios mecanismos, pero en cualquier caso, a diferencia de las estrellas nuevas, conducen a la destrucción de la propia estrella [107] .
Un requisito previo para la creación de una clasificación espectral de estrellas fue el advenimiento de la espectroscopia . Allá por 1666, Isaac Newton observó el espectro del Sol , pero el primer resultado serio se logró en 1814: Josef Fraunhofer descubrió líneas oscuras de absorción en el espectro del Sol, que luego se conocieron como líneas de Fraunhofer . En 1860, Gustav Kirchhoff y Robert Bunsen determinaron que estas líneas son generadas por ciertos elementos químicos [2] [108] [109] .
Angelo Secchi hizo uno de los primeros intentos de clasificar las estrellas según su espectro en la década de 1860 . En 1863 dividió las estrellas en dos clases: I, correspondiente a las primeras clases modernas, y II, correspondiente a las posteriores. En los años siguientes, Secchi introdujo la clase III, que incluía estrellas de clase M, y luego la clase IV, que incluía estrellas de carbono. Finalmente, para las estrellas con líneas de emisión, destacó la clase V [110] .
Secchi no fue el primero en clasificar los espectros estelares; al mismo tiempo, científicos como Giovanni Donati , George Airy , William Huggins y Lewis Rutherford estaban haciendo esto , y también hicieron una contribución significativa a su estudio. Sin embargo, entre sus contemporáneos, Secchi fue el más exitoso en las observaciones. Clasificó unas 4000 estrellas, y fue su clasificación la que más se utilizó en la segunda mitad del siglo XIX [109] [110] [111] .
A finales del siglo XIX y principios del XX, los astrónomos del Observatorio de Harvard desarrollaron la clasificación espectral . En 1872, Henry Draper tomó la primera fotografía del espectro de Vega , pero un extenso trabajo comenzó en 1885, cuando el director del observatorio, Edward Pickering , organizó un estudio espectroscópico de todo el cielo [47] [112] .
El análisis de los espectros fue encomendado a Williamina Fleming , y en 1890 apareció el primer catálogo, en el que se dividían más de 10 mil estrellas en 16 clases. Las clases se denotaban con letras latinas de la A a la Q con una omisión J, y 13 de ellas eran subtipos de las primeras cuatro clases Secchi, y las clases iban en orden de debilitamiento de las líneas de hidrógeno [113] . Algunas de estas clases se han conservado en la clasificación moderna, aunque algunas fueron posteriormente abandonadas: por ejemplo, la clase C incluía estrellas con líneas dobles, cuya apariencia en realidad resultó ser un error instrumental [112] [114] .
Antonia Mori al mismo tiempo trabajó con espectros más detallados de estrellas más brillantes, que dividió en 22 clases de I a XXII. En su clasificación, la clase más antigua era la que correspondía a la clase B moderna, mientras que en clasificaciones anteriores se consideraba que la clase A tenía las líneas de hidrógeno más fuertes. Además, la clasificación de Mori por primera vez tuvo en cuenta el tipo de líneas: se consideraron líneas de ancho medio, borrosas o estrechas. A pesar de estas innovaciones, la clasificación no se desarrolló más [112] .
Annie Cannon hizo otras contribuciones importantes . Finalizó el esquema de clasificación alfabético de Fleming: en particular, se rechazaron algunas clases y el resto se dispuso en orden decreciente de temperatura. La secuencia de clases principales tomó su forma moderna: O, B, A, F, G, K, M. Además, Cannon agregó subclases y en 1912 se completó el sistema de clasificación. En 1922, el sistema fue adoptado por la Unión Astronómica Internacional , y para 1924 se publicó completo el catálogo de Henry Draper , en el que se clasificaron más de 225 mil estrellas. El sistema en sí se denominó clasificación de Harvard [47] o sistema Draper [112] .
Durante el período en que se estaba desarrollando la clasificación de Harvard, se supo que las luminosidades de las estrellas de la misma clase pueden diferir, y los espectros de las estrellas más brillantes y más tenues también resultan ser diferentes. Esto indicó la necesidad de refinar la clasificación [115] .
Después de eso, William Morgan descubrió que dentro de cada grupo en el diagrama de Hertzsprung-Russell , las estrellas tienen casi la misma aceleración de caída libre , que se puede medir a partir del ancho de las líneas espectrales (ver arriba ) [13] . Así, la clasificación de las estrellas según el ancho de sus líneas espectrales resultó conveniente. En 1943, Morgan y dos colegas, Philip Keenan y Edith Kellmanpublicó el Atlas of Stellar Spectra [116] , en el que se introdujeron las clases de luminosidad y se consideraron en detalle los efectos de la luminosidad. Este sistema se conoció como la clasificación de Yerke por el nombre del observatorio donde se desarrolló [10] , o el sistema Morgan-Keenan [115] .
La clasificación de Yerkes se convirtió rápidamente en una herramienta importante para la astronomía y todavía se usa hoy en día, pero ha sido modificada desde su creación. Por ejemplo, después del descubrimiento de las enanas marrones en 1994 [117] , se introdujo la clase L para estos objetos, y luego las clases T e Y [12] . Además, la clasificación se vio afectada por un aumento en la precisión de la espectroscopia. La clase espectral O, cuya primera subclase era originalmente O5, se amplió a la subclase O2 en 2002 [15] [118] .
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