Clasificación de estrellas

En astronomía , la clasificación estelar es la clasificación de estrellas en función de su espectro . La clase espectral de una estrella se asigna a partir de la temperatura de su superficie , que se puede estimar utilizando la ley de Wien en función de su emisión de luz. Otro indicador de la temperatura de la estrella es el estado de ionización de su fotosfera : dado que los tipos de excitación atómica prominentes dentro de la fotosfera dependen de la temperatura, esto se puede estudiar difractando la luz de la estrella en una rejilla de difracción y obteniendo un espectro. en el que aparecen las líneas de absorción correspondientes a los iones de determinados elementos químicos . La presencia de ciertos elementos químicos en el espectro de absorción indica que la temperatura es tal que provoca la excitación de estos elementos. Si, por el contrario, una gran cantidad de líneas sugiere una cierta temperatura, pero las líneas de un elemento en particular son demasiado tenues o demasiado marcadas para esa temperatura, esto puede indicar que la fotosfera de la estrella tiene una composición química inusual.

La mayoría de las estrellas se clasifican usando las letras O , B , A , F , G , K y M : las estrellas de tipo O son las más calientes, las otras letras se asignan a estrellas gradualmente menos calientes, hasta aquellas estrellas más de clase M . Es habitual describir las estrellas de clase O como "azules", las estrellas de clase B como "azules", las de clase A como "blancas", las de clase F como "blancas-amarillas", las de clase B como "blancas", las de clase F como "blancas -amarillo ", G como" amarillo ", los de clase K como" naranja "y los de clase M como" rojo ". Sin embargo, los colores que aparecen al observador pueden diferir de estos debido a las condiciones de observación y las características de la estrella observada. El orden no alfabético actual se deriva de un esquema de clasificación anterior que usaba todas las letras de la A a la O ; algunas de las clases originales se conservaron, pero se reorganizaron de acuerdo con la temperatura a medida que se aclaraba la relación entre las clases y la temperatura de la superficie de las estrellas; además, se eliminaron algunas clases porque eran duplicados de otras. En el esquema de clasificación actual (la clasificación de Morgan-Keenan) cada clase se divide en diez subclases numeradas del 0 al 9. Cuanto menor es el número, mayor es la temperatura de la estrella. Por ejemplo, la clase F0 recoge las estrellas de clase F más calientes y, por lo tanto, las más cercanas a las estrellas de clase A.

La otra dimensión incluida en la clasificación de Morgan-Keenan es la de la clase de brillo expresada por los números romanos I , II , III , IV y V. Esta clase se asigna sobre la base del ancho de ciertas líneas de absorción en el espectro de la estrella que se ha encontrado que están relacionadas con la densidad de la superficie de la propia estrella. Dado que en el curso de su evolución las estrellas aumentan su volumen y, en consecuencia, disminuyen su densidad, estas clases también indican el estado evolutivo de la estrella. La clase I incluye estrellas supergigantes , estrellas gigantes de clase III y estrellas enanas de clase V o, más apropiadamente, estrellas de secuencia principal . El Sol pertenece a la clase G2 V. La estrella más brillante del cielo nocturno es Sirio , perteneciente a la clase A1 V.

Historia de clasificaciones

Clasificación de Secchi

Durante los años sesenta y setenta del siglo XIX , el padre Angelo Secchi propuso la primera clasificación estelar pionera basada en criterios espectroscópicos. En 1866 dividió las estrellas en tres clases ^{[1] [2] [3]} :

• Clase I: estrellas blancas y azules con líneas de hidrógeno fuertes y anchas, como Vega y Altair . Incluye la clase A moderna y las primeras subclases de la clase F.

  Clase I, subtipo de Orión: un subtipo de clase I con líneas de hidrógeno más estrechas; Rigel y Bellatrix pertenecen a esta subclase. Corresponde a las primeras subclases de la clase moderna B.

• Clase II: estrellas amarillas con líneas de hidrógeno menos marcadas y con evidentes líneas características de metales (por ejemplo, calcio , sodio ), como el Sol, Arturo y Capella . Incluye las clases modernas K y G y las últimas subclases de F.
• Clase III: estrellas rojas, de espectro complejo con bandas muy amplias, como Betelgeuse y Antares . Corresponde a la clase M.

En 1868 , Secchi descubrió estrellas de carbono , que reunió en un grupo distinto ^[3] :

• Clase IV: estrellas rojas con líneas y bandas evidentes características del carbono .

En 1877, Secchi agregó una quinta clase ^[3] :

• Clase V: estrellas con líneas de emisión , como γ Cassiopeiae y β Lyrae .

A finales del siglo XIX, la clasificación de Secchi comenzó a abandonarse en favor de la de Harvard ^{[4] [5]} .

La clasificación de Harvard

En la década de 1880, el astrónomo Edward C. Pickering comenzó a estudiar los espectros estelares en el Observatorio de la Universidad de Harvard utilizando el método del prisma objetivo. Los espectros se recopilaron en el Catálogo Draper de Espectros Estelares, publicado en 1890 y clasificado por 0000-mina Fleming . Dividió las clases I-IV de Secchi en clases más pequeñas, marcadas con letras de la A a la N; también utilizó las letras O para las estrellas cuyos espectros consistían principalmente en líneas brillantes, P para las nebulosas planetarias y Q para las estrellas cuyos espectros no entraban en ninguna otra clase ^[6] .

En 1897 , otra colaboradora de Pickering, Antonia Maury , colocó el subtipo Orion de clase I de Secchi por delante de las estrellas restantes de clase I, colocando así a la clase B de hoy en primer lugar en la clase A. Ella fue la primera en ordenar las clases estelares de esta manera, aunque él lo hizo. no use letras para indicar los tipos estelares, sino los números romanos del I al XXII ^[7] . En 1901 Annie Jump Cannon volvió a las letras, pero mantuvo solo las clases O, B, A, F, G, K y M, reorganizadas en este orden, además de la clase P para las nebulosas planetarias y Q para los espectros peculiares. También usó el símbolo B5A para indicar las estrellas a medio camino entre las clases B y A y el símbolo F2G para indicar las estrellas una quinta parte del camino entre las clases F y G, y así sucesivamente ^[8] . Finalmente en 1912 Annie Cannon cambió los nombres de las clases B, A, B5A, F2G, etc. en B0, A0, B5, F2, etc. ^[9] Este sistema de clasificación sigue en vigor en la actualidad.

Sin embargo, la relación entre las clases de Harvard y las temperaturas estelares no se comprendió bien hasta la década de 1920 , cuando el físico indio Meghnad Saha desarrolló una teoría de la ionización basada en conocimientos químicos previos sobre la disociación de moléculas . Primero aplicó su teoría a la fotosfera solar, luego a los espectros estelares ^[10] . A partir de este trabajo, la astrónoma angloamericana Cecilia Payne-Gaposchkin demostró que la secuencia OBAFGKM está correlacionada con las temperaturas superficiales de las estrellas ^[11] . Dado que las clases OBAFGKM se asignaron originalmente sobre la base de la intensidad de las líneas espectrales, continuaron haciéndolo incluso después de que se entendiera la relación con la temperatura. De esto se desprende que aún hoy la asignación de una estrella a una clase espectral mantiene un margen de subjetividad y que la secuencia de subtipos no representa una escala con proporciones constantes.

El sistema MK

El diagrama de Hertzsprung-Russell relaciona el brillo y la temperatura de la superficie de una estrella .

En Potsdam , en 1906 , el astrónomo danés Ejnar Hertzsprung advirtió que las estrellas cuyo color tendía más al rojo (clasificadas en los tipos K y M del esquema de Harvard) podían dividirse en dos grupos según fueran más o menos brillantes. De sol; para distinguir los dos grupos, dio el nombre de " gigantes " a los más brillantes y de " enanos " a los menos brillantes. Al año siguiente comenzó a estudiar los cúmulos de estrellas (grupos de estrellas colocados aproximadamente a la misma distancia), publicando los primeros gráficos que comparaban el color y brillo de las estrellas que los componían; en estos gráficos aparecía una evidente banda continua de estrellas, a las que Hertzsprung dio el nombre de "secuencia principal". ^[12]

Henry Norris Russell siguió una línea de investigación similar en la Universidad de Princeton , quien estudió las relaciones entre la clase espectral de una estrella y su brillo real (es decir, magnitud absoluta ). Para ello utilizó un cierto número de estrellas cuyos valores de paralaje poseía y que habían sido categorizados según el esquema de Harvard. Russell planteó la hipótesis de que las estrellas gigantes tenían una densidad baja o una gran superficie radiante, mientras que lo contrario era cierto para las estrellas enanas ^[13] . Estas diferencias entre estrellas pertenecientes a la misma clase espectral sugirieron un método de clasificación que explica esto.

La clasificación espectral de Yerkes , también llamada sistema MKK , por las iniciales de sus inventores, es un sistema de clasificación espectral introducido en 1943 por William W. Morgan , Phillip C. Keenan y Edith Kellman del Observatorio Yerkes ^[14] . Es un sistema de clasificación bidimensional, cuyas dimensiones tienen relación con la temperatura y brillo de las estrellas: de hecho, la asignación de una estrella a una clase se realiza a partir de algunas características de las líneas espectrales sensibles a la temperatura y la gravedad superficial , que a su vez tiene una relación con el brillo. En 1953 , tras algunos cambios en la lista de estrellas de muestra y en los criterios de clasificación, el esquema pasó a llamarse MK (de las iniciales de William Morgan y Phillip Keenan ^[15] ).

Clasificación espectral de Yerkes

Como se mencionó, la clasificación espectral de Yerkes tiene dos dimensiones: la primera está representada por la clase Harvard, relacionada con la temperatura de la superficie.

Clases de temperatura de Harvard

Las estrellas tienen temperaturas superficiales variables entre 2000 - 40000 K. Las clases espectrales de Harvard generalmente se enumeran de la más caliente a la menos caliente, como en la siguiente tabla:

La masa , el radio y la luminosidad enumerados son solo para las estrellas de la secuencia principal y no son apropiados para los gigantes . Las clases espectrales se dividen en 10 subclases etiquetadas con los números del 0 al 9. Por ejemplo, la subclase A0 es la más caliente de las de la clase A, la subclase A9 es la menos caliente.

El color de una estrella depende principalmente de su temperatura real. De hecho, la estrella puede aproximarse a un cuerpo negro : cuando un cuerpo negro se calienta, inicialmente emite radiación en las frecuencias infrarrojas ; un aumento adicional de temperatura hace que el cuerpo se vuelva incandescente y rojo, luego naranja, luego amarillo, luego blanco y finalmente azul. Si la temperatura vuelve a subir, el cuerpo emite la mayor parte de la radiación en la banda ultravioleta . Los colores que nos aparecen son el resultado de la combinación de emisiones de distintas longitudes de onda . Las estrellas más calientes nos parecen azules porque emiten la mayor parte de su energía en la parte azul del espectro; en cambio, las estrellas menos calientes emiten principalmente en la parte roja del espectro. El punto del espectro donde se produce la mayor emisión depende de la temperatura ^[18] . La ley de Wien relaciona la temperatura de un cuerpo negro y la longitud de onda para la cual la radiación emitida por el propio cuerpo es máxima.

La columna de color convencional en la tabla se refiere al color tradicionalmente asignado en astronomía a las estrellas de las diversas clases; esta asignación se realiza a partir de estrellas de clase A, que convencionalmente se consideran blancas. En cambio, el color aparente ^[17] es el color que los observadores verían si la luz de la estrella fuera ampliada y proyectada en una pantalla blanca ^[21] . La mayoría de las estrellas, excepto las más brillantes, aparecen blancas en el cielo nocturno debido a la incapacidad del ojo humano para percibir los colores cuando la luz es muy tenue.

El Sol tiene un color blanco puro o incluso ligeramente desplazado hacia las frecuencias cortas de lo visible. La temperatura media de la superficie de la fotosfera solar de 5777 K da el pico máximo de emisión, en el espacio, a 510-511 nm y, por lo tanto, en el verde cian ( WA Steer chart ^{[ cita requerida ]).} Tradicionalmente en astronomía se dice que el Sol es una estrella amarilla y en realidad puede aparecer amarillento (o incluso rojizo-anaranjado, al atardecer) a través de la atmósfera, debido a su elevación sobre el horizonte, así como a la claridad y humedad del aire. . Sin embargo, su color es alrededor del blanco puro. Esta es la consecuencia natural de la evolución humana y la adaptación de la visión: la curva de respuesta que maximiza su eficiencia en condiciones de iluminación solar, por definición, hará que el Sol parezca blanco.

Las estrellas de tipo O, B y A a veces se denominan confusamente "estrellas de tipo temprano" (en inglés : estrellas de tipo temprano ), mientras que las estrellas de clase K y M se denominan "estrellas de tipo tardío" (en inglés: late tipo estrellas ). Esta terminología deriva del modelo evolutivo estelar que estaba en boga a principios del siglo XX, según el cual las estrellas obtenían su energía, a través del mecanismo de Kelvin-Helmholtz , a partir de la contracción gravitacional y según el cual, por lo tanto, comenzaron su existencia como estrellas calientes de "tipo temprano" y evolucionaron enfriándose lentamente, convirtiéndose en estrellas de "tipo tardío". Hoy sabemos que este modelo evolutivo es incorrecto para las estrellas, que obtienen su energía de la fusión nuclear , incluso si es sustancialmente correcto para las enanas marrones , que producen energía por contracción gravitacional y que se enfrían progresivamente, comenzando su existencia con un espectro de tipo. M y pasando sucesivamente por las clases L , T e Y.

Clases de brillo

Cuando las estrellas abandonan la secuencia principal y se convierten en gigantes, aumentan considerablemente su volumen y, en consecuencia, disminuyen su densidad. Esta diferencia se manifiesta en los espectros estelares, ya que las estrellas de la secuencia principal, que son más densas, exhiben líneas espectrales más amplias, mientras que las estrellas menos densas, como las gigantes, exhiben líneas espectrales más finas. El aumento del volumen de las estrellas gigantes implica un aumento de la superficie radiante y, en consecuencia, del brillo de la estrella. Por lo tanto, las clases espectrales basadas en el ancho o la finura de las líneas espectrales se denominan clases de brillo .

Por lo general, se distinguen las siguientes clases de brillo:

• 0 hipergigantes
• El supergigante
  • Ia-0 (Hipergigantes o supergigantes extremadamente brillantes (clase agregada más adelante)). Ejemplo: Eta Carinae
  • Ia (supergigantes brillantes). Ejemplo: Deneb (clase A2 Ia)
  • Iab (supergigantes intermedias). Ejemplo: Betelgeuse (clase M2 Iab)
  • Ib (supergigantes menos brillantes). Ejemplo: Sadr (clase F8 Ib)
• II Gigantes Brillantes
  • IIa. Ejemplo: β Scuti (clase G4 IIa)
  • IIab. Ejemplo: HR 8752 (clase G0 IIab)
  • IIb. Ejemplo: HR 6902 (clase G9 IIb)
• III Gigantes
  • IIIa. Ejemplo: ρ Persei (clase M4 IIIa)
  • IIIab. Ejemplo: δ Retículos (clase M2 IIIab)
  • IIIb. Ejemplo: Pollux (clase K2 IIIb)
• IV Subgigantes
  • IVA. Ejemplo: ε Reticuli (clase K1-2 IVa-III)
  • IVb. Ejemplo: HR 672 A (clase G0.5 IVb)
• V Estrellas de la secuencia principal (enanas)
  • Va. Ejemplo: AD Leonis (clase M4 Vae)
  • Vab ^[22]
  • Vb. Ejemplo: 85 Pegasi A (clase G5 Vb)
  • "Vz". Ejemplo: LH10: 3102 (clase O7 Vz), perteneciente a la Gran Nube de Magallanes ^[23] .
• VI Subnane . Los subenanos generalmente se designan anteponiendo "sd" (inglés: subdwarf ) o "esd" ( extreme subdwarf ) a su clase de Harvard.
  • Dakota del Sur. Ejemplo: SSSPM J1930-4311 (sd clase M7)
  • esd. Ejemplo: APMPM J0559-2903 (clase esdM7)
• VII (simbología poco común) Enanas blancas . Por lo general, las enanas blancas se indican con los prefijos wD o WD (inglés: White dwarf ).

Son posibles casos intermedios; la simbología para estos casos es la siguiente:

Clases de Harvard

Clasificación espectral MK. Los colores son muy similares a los que percibe el ojo humano. Las dimensiones se refieren a las estrellas de la secuencia principal .

Clase O

El mismo tema en detalle: estrella de clase OV .

Las estrellas de clase O son muy calientes ( > 33.000 K ^[16] ) y brillante (incluso más de un millón de veces el Sol). Aparecen de un color azul muy intenso, profundo y "oscuro", pero emiten mucha radiación ultravioleta. Entre las estrellas de clase V, son las más raras: sólo una de cada 3 millones de estrellas de la secuencia principal es de clase O ^{[20] [24]} .

Las estrellas de tipo O son tan calientes que tienen un entorno muy complicado, lo que hace que sus espectros sean extremadamente complejos. Tienen líneas dominantes del ión helio He II, tanto en emisión como en absorción, así como de los iones Si IV, O III, N III y C III. Las líneas neutrales de helio también aparecen de la subclase O5 y se vuelven más marcadas a medida que nos acercamos a la clase O9. Las líneas de la serie Hydrogen Balmer están presentes, pero son débiles. Este tipo de espectro es causado por la alta temperatura de la superficie de las estrellas de tipo O: a temperaturas superiores El hidrógeno de 30 000 K está completamente ionizado y esto explica que sus líneas sean muy tenues en este tipo de estrellas; El helio, en cambio, se ioniza a temperaturas mucho más altas que el hidrógeno y consecuentemente aparecerá en forma neutra hasta la clase O5, ionizado una vez en las primeras subclases de la clase O. Finalmente, los metales se ionizan una vez a temperaturas más bajas que las del hidrógeno y por lo tanto aparecerá ionizado varias veces en las estrellas calientes de esta clase ^[25] .

Espectro de una estrella de clase O5 V

Las estrellas de tipo O son muy masivas ( > 16 M _⊙ ^[16] ) y tienen núcleos extremadamente calientes que queman rápidamente su combustible: en consecuencia, son los que permanecen menos tiempo en la secuencia principal. Algunas observaciones realizadas con el telescopio espacial Spitzer indicarían que la formación planetaria no puede ocurrir alrededor de estrellas de tipo O debido a la alta fotoevaporación ^[26] .

Cuando se introdujo el sistema de clasificación MMK en 1943, solo se proporcionaron las subclases O5 a O9.5 ^[27] . El esquema se amplió luego a la clase O4 en 1978 ^[28] y, posteriormente, a las clases O2, O3 y O3.5. Las estrellas de tipo O2 son actualmente las más calientes de las predichas por el esquema MMK ^[29] .

Ejemplos: ζ Orionis , ζ Puppis , λ Orionis , δ Orionis , θ¹ Orionis C.

Clase B

El mismo tema en detalle: estrella de clase BV .

Rigel , la estrella de clase B más brillante del cielo .

Las estrellas de clase B tienen un color de azul claro a azul profundo y son muy masivas ( 2,1–16 M _⊙ , para la secuencia principal ^[16] ) y estrellas brillantes, aunque no tan brillantes como las de la clase O. Aproximadamente una de cada 800 estrellas de la secuencia principal pertenece a esta clase ^{[20] [24]} . Sus espectros exhiben las líneas del helio neutro, que alcanzan su fuerza máxima alrededor de la clase B2, y las del hidrógeno. Estos últimos todavía son débiles, aunque en menor medida que los presentes en los espectros de las estrellas de clase O. Los iones metálicos predominantes son Mg II y Si II. Las temperaturas superficiales de estas estrellas ( 10 000 - 33 000 K ^[16] ) no son lo suficientemente altos para ionizar el helio, pero lo suficientemente altos como para ionizar la mayor parte del hidrógeno e ionizar algunos metales ^[25] .

Al igual que las estrellas de clase O, las estrellas de clase B también tienen una vida útil relativamente corta y, por lo tanto, no se alejan mucho del área en la que se formaron. Se originan en nubes moleculares gigantes y a menudo forman asociaciones OB , es decir , cúmulos de estrellas que pueden contener desde unas pocas unidades hasta cientos de estrellas de estas clases que, por lo general, se encuentran en los discos de galaxias espirales .

Ejemplos: Rigel , Spica , las Pléyades más brillantes, VV Cephei B , Algol A

Clase A

El mismo tema en detalle: estrella de clase AV .

El tamaño de la estrella de clase A Vega comparado con el del Sol.

Las estrellas de clase A tienen temperaturas superficiales entre 7500 y 10000 K y, cuando son de secuencia principal, masas entre 1,4 y 2,1 M _⊙ ^[16] . Aparecen en un color que puede variar de azul claro a azul claro y son las estrellas más comunes entre las visibles a simple vista en el cielo nocturno. Tienen marcadas líneas de hidrógeno, que alcanzan su máximo alrededor de las clases A0-A1, así como líneas de metales ionizados Fe II, Mg II, Si II, que alcanzan su máximo alrededor de la clase A5. Alrededor de esta misma clase también se hacen evidentes las líneas de Ca II ^[25] .

Aunque en menor medida que las estrellas de clase O y B, las estrellas de clase A son raras: sólo una de cada 160 estrellas de la secuencia principal pertenece a esta clase ^{[20] [24]} .

Ejemplos: Sirio , Deneb , Altair , Vega

Clase F

El mismo tema en detalle: estrella de clase FV .

Procyon , la estrella de clase F más cercana a nosotros.

Las estrellas de clase F tienen temperaturas superficiales entre 6 000 y 7 500 K ^[16] . Cuando son de secuencia principal, tienen masas entre 1,04 y 1,5 M _⊙ ^[16] . Aparecen en un degradado azul claro plateado o celeste claro plateado a un color azul claro. Sus espectros muestran líneas de hidrógeno más débiles que las de las estrellas de clase A: la temperatura más baja se traduce, por tanto, en una menor excitación de los átomos de hidrógeno ^[30] . Las líneas de metales ionizados también son más débiles y en las últimas subclases comienzan a aparecer las líneas de metales neutros ^[25] , como Fe I, Cr I. Sin embargo, las líneas H y K del Ca II (ionizado una vez) son evidentes. Una de cada 33 estrellas de la secuencia principal pertenece a esta clase ^{[20] [24]}

Ejemplos: Alrakis , Canopus , Dubhe B , Polaris , Procione , Wezen

Clase G

El mismo tema en detalle: Enana amarilla .

La estrella de tipo G más importante para la humanidad, el Sol. El área oscura visible en la parte inferior izquierda es una mancha solar .

Las estrellas de clase G son las más conocidas ya que el Sol pertenece a esta clase. Aproximadamente una decimotercera parte de las estrellas de la secuencia principal son de clase G ^{[20] [24]} : son estrellas que tienen una temperatura superficial de 6 000 –5 200 K ^[16] , de un color que varía desde un blanco "frío" muy intenso hasta un blanco amarillo pálido, aunque intenso, y decididamente claro; cuando son de secuencia principal tienen una masa entre 1,04 y 0,8 M _⊙ ^[16] . Sus espectros muestran líneas de hidrógeno muy tenues y líneas de metales tanto ionizados como neutros: el hierro aparece, por ejemplo, tanto neutro como ionizado una vez ^{[25] [30]} . Las líneas H y K de Ca II son muy evidentes y alcanzan su máximo alrededor de la clase G2.

Hay pocas estrellas supergigantes pertenecientes a la clase G ^[31] . De hecho, por lo general las supergigantes pertenecen a las clases O o B ( supergigantes azules ) oa las clases K o M ( supergigantes rojas ): pueden pasar varias veces de un tipo a otro, pero cuando lo hacen permanecen solo por un tiempo relativamente corto en las clases intermedias. En consecuencia, se observan pocas supergigantes pertenecientes a estas clases.

Ejemplos: el Sol , α Centauri A , Capella , τ Ceti , Kepler-22

Clase K

El mismo tema en detalle: Enana naranja .

Comparación entre la estrella de clase K Arturo , la estrella de clase M Antares y el Sol.

Las estrellas de clase K tienen un color amarillo bastante claro a un blanco amarillento pálido decididamente más intenso, debido a su temperatura superficial de 3 700 - 5 200 K ^[16] . Cuando son de secuencia principal, tienen masas entre 0,45 y 0,8 M _☉ ^[16] . I loro spettri hanno linee dell'idrogeno molto deboli o addirittura assenti in quanto la temperatura superficiale non è più sufficiente ad eccitare questo elemento in modo significativo. Le linee dei metalli ionizzati tendono a farsi più rare a vantaggio di metalli neutri come Mn I, Fe I, Si I. Specie nelle prime sottoclassi sono comunque ancora presenti le linee del ferro e del calcio ionizzati una volta (Fe II e Ca II) ^{[25] [30]} . Nelle ultime sottoclassi, invece, cominciano a comparire le linee di alcune molecole , come l' ossido di titanio (TiO), che possono resistere solo a temperature relativamente basse.

Le stelle di tipo K sono abbastanza comuni: un ottavo delle stelle di sequenza principale appartiene a questa classe ^{[20] [24]} . Ci sono indicazioni che questo tipo di stelle sono adatte ad ospitare la vita nei sistemi planetari orbitanti intorno ad esse ^[32] .

Numerose stelle di classe K sono giganti, come Arturo e Aldebaran , o supergiganti, come ο² Cygni .

Esempi: α Centauri B , ε Eridani , Arturo , Aldebaran , Algol B

Classe M

Lo stesso argomento in dettaglio: Nana rossa e Gigante rossa .

Antares è una stella supergigante fredda: rientra nella classe M di Harvard.

Le stelle di classe M, di colore rosso sfumato verso l'arancione, arancione o giallo fino ad un giallo più chiaro, sono di gran lunga le più comuni: tre quarti delle stelle di sequenza principale appartiene a questa classe ^{[20] [24]} . Sono caratterizzate da temperature superficiali di 2 000 –3 700 K e, se di sequenza principale, hanno masse comprese fra 0,08 e 0,45 M _☉ ^[16] . I loro spettri sono caratterizzati dall'assenza delle linee dell'idrogeno e dalla debolezza o assenza di linee appartenenti a metalli ionizzati. Sono invece presenti le linee di metalli neutri e di molecole. Le linee dell'ossido di titanio (TiO) sono particolarmente marcate nelle stelle di questo tipo e raggiungono il loro massimo intorno alla classe M5. L' ossido di vanadio (VO) diventa invece presente nelle ultime sottoclassi ^{[25] [30]} .

Sebbene la grande maggioranza delle stelle di tipo M sia di sequenza principale, appartengono a questa classe anche la maggior parte delle stelle giganti e alcune supergiganti come Antares e Betelgeuse . Sono inoltre di classe M le nane brune più calde, quelle che si pongono sopra la classe L : esse solitamente occupano le classi M6,5 – M9,5.

Esempi: VY Canis Majoris (ipergigante). Betelgeuse , Antares (supergiganti). Ras Algethi , Scheat (giganti). Proxima Centauri , Stella di Barnard , Gliese 581 (nane). LEHPM 2-59 ^[33] , SSSPM J1930-4311 (subnane). APMPM J0559-2903 (subnana estrema). Teide 1 (nana bruna).

Ulteriori classi spettrali

In seguito alla scoperta di nuovi tipi di stelle sono state aggiunte nuove classi spettrali non previste dalla classificazione originaria ^[34] .

Stelle blu e calde a emissione

Gli spettri di alcune caldissime stelle blu esibiscono marcate linee di emissione del carbonio , dell' azoto e, a volte, dell' ossigeno . Queste stelle sono state raccolte in nuove classi apposite.

Classe W: stelle di Wolf-Rayet

Lo stesso argomento in dettaglio: Stella di Wolf-Rayet .

Immagine del telescopio spaziale Hubble di una stella di Wolf-Rayet, WR 124 .

La classe W o WR comprende le stelle di Wolf-Rayet , che presentano atmosfere ricche di elio anziché, come è usuale, di idrogeno. Si ritiene che le stelle di tipo W rappresentino uno stadio molto avanzato dell'evoluzione delle stelle massicce, in cui i forti venti stellari hanno causato una perdita di massa tale da consumare gli strati superficiali della stella, composti da idrogeno, e abbiano scoperto il guscio interno, composto da elio. Le temperature superficiali di queste stelle sono di conseguenza molto alte (fino a 85 000 K ) ^[35] , perfino superiori a quelle delle stelle di classe O.

La classe W si divide nelle sottoclassi WN e WC , a seconda che le linee dominanti siano quelle dell'azoto (simbolo N ) o del carbonio (simbolo C ) ^[35] . Probabilmente i due sottotipi corrispondono a due stadi dell'evoluzione di questo tipo di stelle in quanto il processo di espulsione della massa interessa dapprima la regione della stella, ricca in azoto, in cui abbondano gli elementi prodotti tramite la fusione dell'idrogeno nel ciclo CNO , quindi gli strati, ricchi in carbonio, in cui l'elio viene fuso tramite il processo tre alfa ^[35] . La classe WN viene a sua volta suddivisa nelle sottoclassi WNE e WNL: la prima raccoglie le stelle più calde, la seconda quelle meno calde ( E abbrevia "early" e L "late"). Un'analoga distinzione viene fatta a proposito della classe WC, che viene distinta nelle classi WCE e WCL ^[35] . Infine è stata aggiunta la classe WCO per raccogliere alcune stelle WC straordinariamente calde ( 150 000 K ) che presentano nei loro spettri le linee dell' O V-VI (ossigeno ionizzato quattro o cinque volte) ^[35] .

Le sottoclassi della classe W sono le seguenti ^[35] :

WN

WNE (da WN2 a WN5 con alcune WN6)

WNL (da WN7 a WN9 con alcune WN6)

ulteriori sottoclassi della WN (WN10 e WN11) sono state introdotte per raccogliere le stelle di classe Ofpe/WN9 ^[35] .

WN/C (classe intermedia fra le WR ricche di azoto e quelle ricche di carbonio ^[35] )

WC ^[35]

WCE (da WC4 a WC6)

WCL (da WC7 a WC9)

WO (da WO1 a WO4)

Esempi: γ² Velorum , WR 104 , Stella Pistola , WR 142 (quest'ultima appartenente alla classe WO2).

Classi OC, ON, BC, BN

Alcune stelle manifestano caratteristiche intermedie fra quelle delle normali classi Harvard O e B e quelle delle Wolf-Rayet. Esse sono state raccolte nelle classi OC, ON, BC e BN ( C è simbolo del carbonio, N quello dell'azoto, mentre O e B denotano le corrispondenti classi stellari). Non sembra esserci dunque una reale soluzione di continuità fra le Wolf-Rayet e le normali stelle più calde.

Esempi: HD 152249 (OC), HD 105056 (ON), HD 2905 (BC), HD 163181 (BN)

Stelle "barra"

Le stelle barra sono stelle con spettri di classe O, ma con sequenze simili a quelle della classe WN. Il nome barra deriva dal fatto che vengono designate con la sigla Of/WNL ^[23] . Esiste anche un gruppo secondario con questo tipo di spettro, ma che ha temperature superficiali minori, designato con Ofpe/WN9. Questo tipo di stelle è stato osservato nella Grande Nube di Magellano ^[23] .

Stelle O magnetiche

Si tratta di stelle di tipo O con forti campi magnetici . La loro sigla è Of?p ^[23] .

La classe OB

Nelle liste di spettri può occorrere la dicitura "spettro OB". Tale dicitura non indica propriamente una classe spettrale, ma significa: "lo spettro di questa stella è sconosciuto, ma essa appartiene a un'associazione OB, per cui probabilmente appartiene alla classe O, oppure a quella B o forse a una delle sottoclassi più calde della classe A".

Nane brune e stelle rosse fredde

Le classi L e T sono state introdotte per classificare gli oggetti meno caldi, con temperature superficiali inferiori alle stelle di classe M. Queste nuove classi includono sia stelle particolarmente fredde sia nane brune ; si tratta di oggetti poco luminosi nello spettro visibile . La classe Y è stata riservata per gli oggetti ancora meno caldi di quelli di classe T: a causa della loro bassissima luminosità sono molto difficili da osservare ^[36] .

Classe L

Lo stesso argomento in dettaglio: Nana bruna .

Immagine artistica di un oggetto di classe L

La classe L è stata chiamata così perché la lettera L è alfabeticamente la più vicina alla M tra le lettere non utilizzate nella classificazione, e gli oggetti di classe L sono meno caldi di quelli di classe M. L non sta però per " litio " in quanto molti degli oggetti di classe L non esibiscono le righe di questo elemento nei loro spettri. Hanno temperature superficiali comprese fra 1 200 e 2 000 K , si presentano di colore rosso chiaro fino ad un rosso intenso ed emettono la maggior parte della loro radiazione nell' infrarosso . Nei loro spettri sono dominanti le molecole ei metalli neutri, in particolare gli idruri (FeH, CrH, MgH, CaH) ei metalli alcalini ( Na I, K I, Cs I, Rb I) ^{[37] [38]} . Non sono invece presenti l'ossido di titanio (TiO) e l'ossido di vanadio (VO), che invece caratterizzano gli spettri delle stelle di tipo M meno calde.

Gli oggetti di tipo L sono o stelle che, pur avendo una piccola massa, sono sufficientemente massicce per fondere l'idrogeno nei loro nuclei , oppure nane brune , ossia un tipo particolare di oggetto celeste , che possiede una massa più grande di quella di un pianeta , ma minore di 0,08 M _☉ , che è considerata la massa minima perché abbiano luogo le reazioni di fusione nucleare proprie delle stelle. L'energia che le nane brune irradiano è dovuta, secondo il meccanismo di Kelvin-Helmholtz , alla loro lenta contrazione.

Non è escluso che anche un piccolo numero di stelle di grande massa possa essere di classe L, ma la formazione di tali stelle non avviene secondo i normali meccanismi di formazione stellare , ma tramite meccanismi esotici, come la fusione di due supergiganti. Un esempio è forse V838 Monocerotis .

Esempi: VW Hydri , la binaria 2MASSW J0746425+2000321 , la cui componente A è una piccola stella di classe L e la componente B una nana bruna di classe L ^[39] , LSR 1610-0040 (subnana) ^[40] .

Classe T

Immagine artistica di una nana di classe T

La classe T raccoglie le nane brune con temperature superficiali comprese fra 700 e 1 300 K . Esse sono di colore rosso intenso fino ad un rosso scuro, quasi cupo, ed emettono gran parte della loro radiazione nell'infrarosso. Il loro spettro è dominato dalle linee del metano ^{[37] [38]} .

Gli oggetti di classe L e T dovrebbero, secondo le ipotesi attuali, essere i più comuni e numerosi dell'universo. Il fatto che ne siano conosciuti così pochi dipenderebbe esclusivamente dal fatto che, data la loro bassissima luminosità, essi sono molto difficili da osservare.

Esempi: SIMP 0136 (la nana di classe T più luminosa scoperta nell' emisfero boreale ^[41] ), ε Indi Ba e Bb

Classe Y

Lo stesso argomento in dettaglio: Sub-nana bruna e Pianeta interstellare .

Immagine artistica di una nana di classe Y

La classe spettrale Y è una ipotetica classe spettrale introdotta per raccogliere le nane brune e le sub-nane brune con temperature superficiali inferiori a quelle di classe T (< 600 K) e aventi spettri differenti da quelli degli altri oggetti sub-stellari. Sebbene siano state avanzate teorie volte a modellare questi oggetti ^[42] , c'è ancora incertezza riguardo alle loro caratteristiche spettrali. Sulla base delle specificità dei possibili prototipi di tale classe finora scoperti, che presentano linee di assorbimento intorno ai 1,55 µm ^[43] , si è ipotizzato che essi siano caratterizzati dalle righe dell' ammoniaca e che questa sarebbe la proprietà che li distingue dagli oggetti di tipo T ^{[43] [44]} . Tuttavia, è difficile distinguere tali righe dalle linee dell'assorbimento dell'acqua e del metano ^[43] e quindi è stato obiettato che l'introduzione di tale classe è prematura ^[45] .

Le nane brune di classe T meno calde hanno temperature comprese fra 500 e 600 K e sono state assegnate alla classe T9 ^[43] . Tuttavia sono stati individuati oggetti con temperature superficiali ancora più basse. I più freddi sono CFBDSIR 1458+10 , che ha una temperatura di 370 ± 40 K e WISE 1828+2650 , che ha una temperatura di 300 K, cioè circa 25 °C ^{[34] [46] [47] [48]} . Questi due oggetti, assieme a pochi altri, individuati dal Wide-field Infrared Survey Explorer entro il raggio di 40 anni luce dalla Terra, sono stati proposti come prototipi della classe Y ^{[34] [46] [47] [49]} .

Stelle giganti al carbonio

Le stelle al carbonio sono di solito stelle giganti molto evolute : i loro spettri indicano la presenza del carbonio , prodotto del processo tre alfa di fusione dell'elio. Possono essere presenti anche elementi pesanti, risultato di altri processi di nucleosintesi stellare , come il processo S . La crescente presenza del carbonio e degli elementi pesanti rende lo spettro di queste stelle sempre più differente rispetto a quello delle altre stelle di classe G, K e M. In rari casi una stella al carbonio possiede questo elemento nella propria atmosfera non perché lo produce, ma perché lo riceve da una sua compagna , di solito una nana bianca , che ne contamina l'atmosfera.

Classe C

Lo stesso argomento in dettaglio: Stella al carbonio .

Originariamente classificate come R e N , le stelle al carbonio sono stelle giganti vicine alla fine della loro esistenza che presentano un eccesso di carbonio nelle loro atmosfere. Le vecchie classi R e N corrono parallele alle normali stelle da metà della classe G alla fine della classe M. Recentemente sono state rimappate in un'unica classe C , nella quale la vecchia classe R occupa le classi C0-C5, e la vecchia classe N occupa le classi C6-C9. Esiste anche una sottoclasse di stelle al carbonio, denominata J , caratterizzate dalla presenza di ¹³ C , oltre che da ¹² C ^[50] .

• C: stelle al carbonio. Esempio : R CMi
  • CR: originariamente una classe a sé, affine alle ultime sottoclassi della classe G e alle prime della classe K. Esempio: S Camelopardalis
  • CN: originariamente una classe a sé, affine alle ultime sottoclassi della classe K ea quelle della classe M. Esempio: R Leporis
  • CJ: un sottotipo di stelle di classe C avente un alto contenuto di ¹³ C. Esempio: Y Canum Venaticorum
  • CH: questa sottoclasse raccoglie le stelle CR di II popolazione . Esempi: V Ari, TT CVn ^[51]
  • C-Hd: stelle al carbonio povere di idrogeno, con bande del carbonio diatomico (C ₂ ). Esempio: HD 137613

Classe S

Lo stesso argomento in dettaglio: Stella di classe S .

Le stelle di classe S sono stelle giganti affini alle normali giganti di classe K5-M, che si differenziano da esse per la presenza, oltre che delle linee dell' ossido di titanio (TiO) comuni anche alle giganti rosse, anche delle righe dell' ossido di zirconio (ZrO ₂ ) ^[52] . La lettera S deriva dal fatto che nell'atmosfera stellare risultano rintracciabili gli elementi prodotti tramite il processo-S: oltre allo zirconio , l' ittrio e il tecnezio ; sono presenti, seppure più raramente, anche tracce di cianogeno e litio . Le abbondanze di carbonio e ossigeno sono invece simili a quelle delle normali giganti. Questi due elementi si presentano combinati sotto forma di monossido di carbonio (CO). Nelle normali stelle i processi di ossidazione del carbonio non consumano tutto l'ossigeno che rimane libero di legarsi con il titanio in modo da formare l'ossido di titanio; nelle stelle al carbonio è invece il carbonio a non consumarsi completamente ea formare il carbonio diatomico (C ₂ ); nelle stelle di tipo S, infine, solo scarse quantità di carbonio e ossigeno non si consumano nel processo di ossidazione. Ciò indica la presenza di sempre maggiori quantità di carbonio nel passaggio dalle normali stelle giganti a quelle di tipo S e da queste a quelle di tipo C. Di conseguenza le stelle di tipo S possono venire considerate come uno stadio intermedio fra le normali stelle giganti e le stelle al carbonio ^[53] .

Esempi: S Ursae Majoris , BD Camelopardalis

Classi MS e SC

Le stelle di classe MS possiedono caratteristiche intermedie fra quelle di classe M e quelle di classe S. Allo stesso modo le stelle di classe SC possiedono caratteristiche intermedie fra le stelle di classe S e quelle di classe CN. Pertanto la sequenza M → MS → S → SC → CN rappresenta il tracciato evolutivo all'interno del ramo asintotico delle giganti : a mano a mano che la stella fonde l'elio in carbonio, l'abbondanza di quest'ultimo aumenta nell'atmosfera stellare.

Esempi: R Serpentis (MS), ST Monocerotis (MS), CY Cygni (SC), BH Crucis (SC)

Classificazione delle nane bianche

Lo stesso argomento in dettaglio: Nana bianca .

Sirio A e Sirio B (una nana bianca di tipo DA2) risolte dall' Hubble Space Telescope .

Le nane bianche rappresentano l'ultima fase dell'evoluzione delle stelle di massa piccola e media ^[54] . Queste, negli ultimi stadi della loro fase di giganti, diventano fortemente instabili e ciò le porta ad espellere i propri strati più esterni , mentre i nuclei inerti vanno a costituire le nane bianche ^[55] . Non essendo più soggette alla fusione nucleare, esse non possiedono una fonte di energia autonoma che possa contrastare il collasso gravitazionale cui sono naturalmente sottoposte ^[56] ; l'unica forza che vi si oppone è la pressione degli elettroni degenerati . Inoltre esse vanno incontro a un progressivo, anche se molto lento, raffreddamento.

Classe D

Nella moderna classificazione stellare le nane bianche sono raccolte nella classe D (abbreviazione di degenere ), che è suddivisa nelle sottoclassi DA, DB, DC, DO, DQ, DX e DZ, secondo la composizione chimica delle loro atmosfere. Il significato delle lettere è il seguente ^[57] :

• DA : atmosfera ricca di idrogeno, come indicato dalle righe della serie di Balmer .
• DB : atmosfera ricca di elio, come indicato dalle linee dell' He I (elio neutro).
• DO : atmosfera ricca di elio, come indicato dalle linee dell' He II (elio ionizzato una volta).
• DQ : atmosfera ricca di carbonio, come indicato dalle linee del carbonio atomico e molecolare.
• DZ : atmosfera ricca di metalli (raccoglie le ormai obsolete classi DG, DK e DM).
• DC : nessuna linea spettrale che permetta di assegnare la nana bianca a una delle precedenti categorie.
• DX : le linee spettrali non sono sufficientemente chiare per classificare la stella.

La classe stellare è seguita da un numero che indica la temperatura superficiale. Questo numero è l' arrotondamento di 50 400/ T _eff , ove T _eff è la temperatura superficiale misurata in Kelvin. Inizialmente il numero veniva arrotondato alle cifre da 1 a 9, ma più recentemente sono stati introdotti anche valori frazionari e numeri minori di 1 e maggiori di 9 ^{[57] [58]} .

La lettera D può essere seguita da due o più delle lettere elencate sopra, se la stella manifesta le caratteristiche spettrali di più di una sottoclasse ^[57] :

• DAB : atmosfera ricca di idrogeno e di elio neutro.
• DAO : atmosfera ricca di idrogeno e di elio ionizzato.
• DAZ : atmosfera ricca di idrogeno e di metalli.
• DBZ : atmosfera ricca di elio neutro e di metalli.

Infine, la lettera V è utilizzata per indicare una nana bianca variabile ^[57] :

• DAV o stella ZZ Ceti : nane bianche pulsanti ricche di idrogeno ^[59] .
• DBV o stella V777 Her : nane bianche pulsanti ricche di elio ^[60] .
• stelle GW Vir , talvolta suddivise in stelle DOV e PNNV : stelle nella fase di transizione fra lo stadio di gigante e lo stadio di nana bianca, molto calde e ricche di elio ^{[61] [62] [63]} .

Esempi: Sirio B (DA2), Procione B (DA4), Gliese 35 (DZ7) ^[64] .

Tipi spettrali non stellari: Classi P e Q

Le classi P e Q sono usate occasionalmente per classificare alcuni oggetti non stellari. Gli oggetti di tipo P sono nebulose planetarie , quelli di tipo Q sono novae .

Peculiarità spettrali

Per indicare alcune peculiarità dello spettro stellare, può venire aggiunta ulteriore nomenclatura nella forma di lettere minuscole ^[65] .

Per esempio, Alioth ha classe spettrale A0pCr: ciò indica che essa ha classe spettrale A0 con linee molto forti del cromo.

Classificazione fotometrica

Le stelle possono essere classificare mediante un qualunque sistema fotometrico . Per esempio, è possibile dedurre la classe spettrale e la classe di luminosità di una stella sulla base degli indici di colore U−B and B−V del sistema UBV . Tuttavia tale procedura non è del tutto precisa perché molti fattori possono influenzare gli indici di colore: arrossamento interstellare , variazioni di colore dovute alla metallicità , mescolamento della luce di stelle che formano sistemi doppi o multipli .

La classificazione fotometrica può essere resa più precisa usando filtri più numerosi ea banda più stretta. Ciononostante la classificazione mediante le linee spettrali sarà sempre più precisa di quella fotometrica. Quest'ultima tuttavia può essere usata quando non c'è tempo sufficiente per ottenere spettri accurati in presenza di un alto rapporto segnale/rumore .

Note

Voci correlate

• Astrografo
• Diagramma Hertzsprung-Russell
• Spettroscopia
• Evoluzione stellare

Collegamenti esterni

• ( EN ) Classificazione stellare , su Enciclopedia Britannica , Encyclopædia Britannica, Inc.
• ( EN ) Librerie di spettri stellari, D. Montes, UCM , su ucm.es .
• ( EN ) The Secrets of the Harvard Classification Revealed , su seattleastro.org .
• ( EN ) Tipi spettrali del Catalogo Hipparcos .
• ( EN ) Stellar Spectral Classification, Richard O. Gray e Christopher J. Corbally , su www1.appstate.edu . URL consultato il 13 novembre 2009 (archiviato dall' url originale il 31 ottobre 2010) .

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