Clasificación estelar
A clasificación estelar ou clasificación espectral é unha clasificación astronómica de estrelas baseada na temperatura da fotosfera e as súas características espectrais asociadas, e refinada a continuación en termos doutras características. As temperaturas estelares pódense clasificar usando a lei do corremento de Wien; mais isto cría dificultades coas estrelas distantes. A astronomía espectral ofrece unha maneira de clasificar as estrelas de acordo coas súas liñas de absorción; liñas de absorción particulares poden ser observadas soamente para unha temperatura dada, porque soamente nesa temperatura os niveis de enerxía atómica envolvoltos están poboados. Un esquema antigo do século XIX) utilizaba letras do A ao P, e é a orixe das clases espectrais usadas actualmente.
Clasificación de Morgan-Keenan editar
Esta clasificación estelar é a usada máis comunmente. As súas clases son listadas normalmente de máis quente a máis frío, e son:
| Clase | Temperatura | Cor da estrela |
|---|---|---|
| O | 30,000 - 60,000 K | Azul |
| B | 10,000 - 30,000 K | Azul claro |
| A | 7,500 - 10,000 K | Branco |
| F | 6,000 - 7,500 K | Branco amarelado |
| G | 5,000 - 6,000 K | Amarelo (como o Sol) |
| K | 3,500 - 5,000 K | Amarelo alaranxado |
| M | 2,000 - 3,500 K | Vermello |
O Diagrama de Hertzsprung-Russell relaciona a clasificación das estrelas coa magnitude absoluta, luminosidade, e temperatura da superficie. Debese notar que mentres que esta descrición das cores estelares é tradicional, realmente describe as cores vista a través da nosa atmosfera. O Sol non é de feito unha estrela amarela, mais ten esencialmente a cor dunha Corpo negro a 5780 K; isto é unha cor branca sen ningún trazo de amarelo, e é utilizado algunhas veces como a definición da cor branca.
A razón para o arranxo impar das letras é histórica. Cando os astrónomos comezaron a tirar espectros estelares, notaron que as estrelas posúen liñas espectrais para o hidróxeno con diferentes intensidades, e así clasificaron as estrelas baseándose na intensidade das liñas da serie de Balmer do hidróxeno, liñas de A (máis intensa) ata Q (máis fraca). Outras liñas de átomos neutros ou ionizados entón entraron na clasificación (Liña H&K do calcio, Liñas D do sodio etc). Máis tarde descubriuse que algunhas das clases estaban duplicadas e foron quitadas. Moito despois descubriuse que a intensidade das liñas espectrais do hidróxeno estaban relacionadas coa temperatura da superficie estelar. O traballo básico foi realizado no Observatorio do Colexio de Harvard, principalmente por Cannon e Antonia Maury, baseadas no traballo de Williamina Fleming. Estas clases foron posteriormente subdivididas utilizándose números arábicos de 0 a 9. A0 significa a estrela máis quente na clase A e A9 a estrela máis fría. O Sol é unha estrela clasificada como G2.
Tipos espectrais editar
Estrelas de clase O son moito quentes e brillantes, posuíndo unha cor azulada forte. Naos (na Constelación da Popa) brilla cunha potencia preto dun millón de veces a do Sol. Estas estrelas ten principalmente liñas de Helio neutro e ionizado e liñas fracas de hidróxeno. As estrelas da clase O emiten a maior parte da súa radiación na franxa do ultra-violeta.
Estrelas da clase B son tamén moito luminosas, Rixel (en Orión) é unha superxigante azul prominente da clase B. O seu espectro posúe liñas de Helio neutro e liñas moderadas de hidróxeno. Con estrelas O e B posúen emisión extremadamente poderosas, elas duran relativamente pouco tempo. Elas non se deslocan moito da área de onde se formaron unha vez que non posúen moito tempo de vida. Elas portando son vistas aglomeradas no que se chamada asociacións OB1, que están asociadas coas nubes moleculares xigantes. A asociación OB1 de Orión é un brazo espiral enteiro da nosa galaxia (estrelas máis brillantes fan o brazo máis visible, mais non existen máis estrelas aló do que noutra parte da galaxia) e contén toda a constelación de Orión.
Estrelas da clase A están entre as estrelas máis comúns vistas a ollo nu. Deneb en Cisne é outra estrela de potencia formidable, en canto Sirio na constelación do Can Maior é tamén unha estrela clase A, mais non tan potente. Como con todas as estrelas da clase A, elas son brancas. Moitas ananas brancas son tamén de clase A. Elas posúen liñas intensas de hidróxeno e tamén liñas de metais ionizados.
Estrelas da clase F son aínda bastante potentes, mais elas tenden a ser estrelas da secuencia principal, como Fomalhaut en Piscis Austrinus. Os seus espectros caracterízanse por liñas fracas de hidróxeno e metais ionizados, a súa cor é branca cunha pequena cantidade de amarelo.
Estrelas da clase G son probabelmente as estrelas máis ben coñecidas, xa que o noso Sol é unha estrela desta clase. Elas posúen liñas de hidróxeno máis fracas que estrelas da clase F mais alén das liñas de metais ionizados, elas posúen liñas de metais neutros. Durante a súa evolución as estrelas Superxigantes frecuentemente camiñan das clases O e B (azul) para as clases K or M (vermello). En canto fan isto elas pasan pola clase G mais non permanecen por moito tempo.
Estrelas da clase K son alaranxadas e un pouco máis frías que o noso Sol. Algunhas estrelas da clase K son xigantes e Superxigantes, como Arcturus en canto outras como Alpha Centauri B na constelación do Centauro son da secuencia principal. Elas posúen liñas espectrais de hidróxeno extremadamente fracas, isto cando están presentes, e principalmente liñas de metais neutros.
Estrelas da clase M son con certeza a clase máis común de estrelas se contarmo polo número. Todas as ananas vermellas son desta clase e elas existen en abundancia; máis de 90% das estrelas son ananas vermellas, como Proxima Centauri. A clase M é o lugar/local da maior parte da maior parte das xigantes e superxigantes como Antares e Betelxeuse, así como Mira, vexa estrelas variables. O espectro das estrelas de clase M mostra liñas pertencentes a moléculas e metais neutros mais hidróxeno normalmente esta ausente no espectro. dióxido de titanio pode ser forte en estrelas de clase M.
Outros tipos espectrais editar
Téñense utilizado novos tipos espectrais para tipos raros de estrelas a medida que ían sendo descubertas:
- W: Até 70,000 K - Estrelas Wolf-Rayet.
- L: 1,500 - 2,000 K - Estrelas con masa insuficiente para iniciar o proceso de fusión de hidróxeno (ananas marróns). Estrelas da clase L litio que sería rapidamente destruído en estrelas máis quentes.
- T: 1,000 K - Ananas marróns máis frías con metano no espectro.
- C: Estrelas de carbono.
- R: Formerly a clas on its own representing the carbon star equivalent of Clas K stars, e.g. S Camelopardalis.
- N: Formerly a clas on its own representing the carbon star equivalent of Clas M stars, e.g. R Leporis.
- S: Semellante a estrelas da clase M, mais con oxido de circonia no lugar de óxido de titanio.
- D: Ananas brancas, tipo Sirius B.
A clase W son representadas por estrelas superluminosas do tipo Wolf-Rayet, sendo notabelmente diferentes xa que son formadas na maior parte por helio en vez do hidróxeno. Considéranse como Superxigantes en proceso de morte, coa súa capa de hidróxeno arrancada polos quentes ventos estelares causados polas súas altas temperaturas, expondo así seu núcleo quente do helio.
A clase L ten súa designación debido ao litio do presente no núcleo das súas estrelas. Todo o litio sería destruído nas reaccións nucleares que ocorren en estrelas regulares, o que indica que estes obxectos non teñen ningún proceso de fusión en andamento. Son dun vermello moi escuro e máis brillante dentro do infravermello. O seu gas está frío o bastante para conter hidretos metálicos e metais alcalinos no seu espectro.
As estrelas da clase T son estrelas moito máis novas e de baixa densidade atopadas frecuentemente nas nubes interestelares onde naceron. Estas son estrelas que son grandes apenas o suficiente para seren estrelas e as outras son Sub estrelas, sendo da variedade anana marrón. Son negras, emitindo case ningunha luz visible por ter emisións máis fortes dentro do infravermello. A súa temperatura de superficie está en contraste enorme cos cincuenta mil graus ou máis de estrelas da clase O, sendo soamente acima de 1.000 K. Pódense formar moléculas complexas, evidenciado polas liñas fortes de metano nos seus espectros.
As clases T e L poden ser máis comúns do que todas as clases restantes combinadas, se algunhas investigacións recentes fosen confirmadas. Do estudo de berces estelares, isto é, discos protoplanetarios e agregados de gases en nebulosas dos cales se forman as estrelas e sistemas solares, o número de estrelas na galaxia pode ser varias ordes de magnitude maior do que o que nós sabemos actualmente. Na teoría, estas rexións de nacemento están nunha corrida unhas coas outras. A primeira a transformar en protoestrela (que son obxectos moi violentos) irá destruír os outros berces na rexión, espallando os seus gases. O material das vítimas entón irán probabelmente transformarse en estrelas da secuencia principal ou estrelas ananas marróns das clases L e T, mais que serán completamente invisibles para nós. Como estas estrelas viven moito tempo (ningunha estrela abaixo de 0.8 masas solares morreu desde o inicio da historia da galaxia) entón estas estrelas irán se acumular co tempo.
Estrelas das clases N e R' son as estrelas de carbono (xigantes vermellas que se imaxina teren atinxido o final da súa vida) que corren paralelo ao sistema de clasificación normal indo de aproximadamente o meo da clase G ata o final da clases M. Esta clase foi recentemente agrupada nun clasificador unificado para estrelas de carbono C.
As estrelas da clase S teñen liñas espectrais de óxido de circonio no lugar de óxido de titanio, e están entre as clases de estrelas M e as estrelas da clase de carbono. As estrelas da clase S teñen abundancia de carbono e de oxixeno case exactamente iguais, e ambos os elementos están ligados case totalmente en moléculas do CO.
Na realidade a relación entre estas estrelas e a secuencia principal tradicional suxire un continuo bastante grande de abundancia de carbono que se explorado enteiramente adicionaría outra dimensión ao sistema de clasificación estelar.
Finalmente, a clase D é usada ás veces para as ananas brancas, o estado no cal a maioría das estrelas termina a súa vida.
Clasificación espectral de Yerkes editar
A Clasificación espectral de Yerkes, tamén chamada de sistema MKK das iniciais dos seus autores, é un sistema de clasificación espectral introducido en 1943 por Willian W. Morgan, Phillip C. Keenan e Edith Kellman do Observatorio de Yerkes.
Esta clasificación é baseada nas liñas espectrais sensíbeis á gravidade superficial da estrela, que está relacionada coa luminosidade, en oposición ao método usado pola clasificación de Harvard que é baseado na temperatura da superficie.
Como o raio dunha estrela xigante vermella é moito maior que o dunha Estrela anana en canto as súas masas son comparábeis, a gravidade, e desta forma a densidade e presión do gas na superficie da xigante vermella, e moito menor que na anana.
Estas diferenzas maniféstanse como efectos de luminosidade que afectan tanto á largura canto á intensidade das liñas espectrais que poden ser medidas.
Existen varias clases dependendo da luminosidade:
- 0 Hiperxigantes (engadiuse despois);
- Ia Superxigantes máis luminosas;
- Ib Superxigantes menos luminosas;
- II Xigantes luminosas;
- III Xigantes normais;
- IV Subxigantes;
- V Estrelas da secuencia principal (ananas);
- VI sub-ananas (raramente usada);
- VII ananas brancas (raramente usada)