Clasificación estelar para niños

En astronomía, la clasificación estelar es una forma de organizar las estrellas según sus características de luz. Los científicos usan un aparato llamado espectrógrafo para dividir la luz de una estrella en un "arcoíris" de colores, llamado espectro. Este espectro muestra líneas oscuras, que son como huellas dactilares de los elementos químicos presentes en la estrella. La fuerza de estas líneas nos dice qué elementos hay y en qué cantidad. Como la cantidad de estos elementos cambia con la temperatura de la superficie de la estrella (su fotosfera), la clasificación espectral nos da una idea clara de cuán caliente es una estrella.

La mayoría de las estrellas se clasifican hoy en día con el sistema Morgan-Keenan (MK). Este sistema usa letras: O, B, A, F, G, K y M. Las estrellas tipo O son las más calientes, y las tipo M son las más frías. Cada letra se divide con un número del 0 al 9, donde 0 es más caliente y 9 es más frío (por ejemplo, A8, A9, F0, F1). Este sistema se ha ampliado para incluir otros objetos, como las enanas blancas (clase D) y las estrellas de carbono (clase C).

El sistema MK también añade un número romano para indicar la luminosidad de la estrella. Esto se basa en el ancho de ciertas líneas en el espectro, que cambian según la densidad de la atmósfera de la estrella. Así, se pueden distinguir las gigantes rojas de las enanas. Por ejemplo, el Sol es una estrella G2V. Esto significa que es una estrella de la secuencia principal (V) con una temperatura de unos 5800 K.

¿De qué color son las estrellas?

Aunque las descripciones de color de las estrellas se basan en el punto más brillante de su espectro, las estrellas emiten luz en todos los colores. Cuando todos los colores se mezclan, el resultado es blanco. Por eso, los colores que realmente vemos en el cielo son mucho más claros de lo que sugieren las descripciones. Por ejemplo, no hay estrellas verdes, índigo o violetas. Las enanas rojas se ven de un tono naranja oscuro, y las enanas marrones se verían de un gris muy tenue si estuviéramos cerca.

Clasificación moderna de las estrellas

La clasificación espectral Morgan-Keenan muestra cómo se agrupan las estrellas por su temperatura y luminosidad.

El sistema de clasificación actual se llama Morgan-Keenan (MK). A cada estrella se le asigna una clase espectral (una letra y un número) y una clase de luminosidad (un número romano).

Otros sistemas modernos, como el sistema fotométrico UBV, usan los "índices de color". Estos son números que muestran las diferencias de brillo de una estrella cuando se ve a través de diferentes filtros de color (como ultravioleta, azul y visible).

El sistema de clasificación de Harvard

El sistema de Harvard fue creado por la astrónoma Annie Jump Cannon. Ella simplificó un sistema anterior y agrupó las estrellas por sus características espectrales usando letras del alfabeto. Las estrellas de la secuencia principal (como nuestro Sol) tienen temperaturas superficiales que van desde los 2000 hasta los 50 000 K. Las estrellas más evolucionadas pueden ser aún más calientes. En resumen, estas clases indican la temperatura de la atmósfera de la estrella, y se ordenan de las más calientes a las más frías.

El diagrama de Hertzsprung-Russell muestra la relación entre la clasificación estelar, la luminosidad y la temperatura.

Las clases espectrales (O a M) se subdividen con números (0-9), donde 0 es la más caliente de su clase. Por ejemplo, A0 es más caliente que A9. El Sol es G2.

Un truco para recordar el orden de las letras (de más caliente a más fría) es: "Oh, Be A Fine Guy/Girl, Kiss Me" (Oh, sé un buen chico/chica, bésame).

Clasificación de luminosidad de Yerkes

Espectros de estrellas enanas (clase de luminosidad V) de diferentes tipos espectrales. Las líneas de hidrógeno son más fuertes en los tipos A y B.

La clasificación de Yerkes, también conocida como sistema MKK (por Morgan, Keenan y Kellman), fue creada en 1943. Este sistema clasifica las estrellas en dos dimensiones: temperatura y luminosidad. Se basa en las líneas espectrales que son sensibles a la temperatura y a la gravedad superficial de la estrella. La gravedad en la superficie de una estrella gigante es mucho menor que la de una estrella enana de masa similar. Por eso, las diferencias en el espectro pueden indicar la luminosidad de la estrella.

Se usan números romanos para las clases de luminosidad:

A veces, se usan símbolos especiales para estrellas que están entre dos clases:

• Una barra (/) significa que la estrella puede ser de una clase o de otra.
• Un guion (-) significa que la estrella está entre las dos clases.

Por ejemplo, A3-4III/IV significa que la estrella está entre los tipos A3 y A4, y es una gigante o una subgigante.

Peculiaridades espectrales

Se pueden añadir letras minúsculas al tipo espectral para indicar características especiales en el espectro de una estrella.

Por ejemplo, 59 Cygni es B1.5Vnne, lo que indica un espectro con líneas de absorción muy amplias y ciertas líneas de emisión.

Historia de la clasificación estelar

Guía de los tipos espectrales de Secchi.

El orden de las letras en la clasificación de Harvard (O, B, A, F, G, K, M) parece extraño, pero tiene una razón histórica. Ha evolucionado a partir de sistemas anteriores a medida que los científicos entendían mejor las estrellas.

Clases de Secchi

En las décadas de 1860 y 1870, el astrónomo Angelo Secchi creó las "clases Secchi". Él clasificó los espectros estelares en varias categorías.

Los números romanos de las clases Secchi no tienen relación con los de las clases de luminosidad de Yerkes.

Sistema de Harvard

En 1890, Edward Charles Pickering del Observatorio del Harvard College publicó el Catálogo Draper de Espectros Estelares. Este catálogo clasificaba los espectros con letras de la A a la N, y otras para casos especiales.

En 1901, Annie Jump Cannon simplificó este sistema, dejando solo las letras O, B, A, F, G, K y M en ese orden. Ella también introdujo las subdivisiones numéricas (como B5, F2). Esta es la base del sistema de clasificación de Harvard que usamos hoy.

Tipos espectrales clásicos

Clase O

Representación artística de Naos, una supergigante O4.

Las estrellas tipo O son muy calientes y extremadamente brillantes, emitiendo la mayor parte de su luz en el ultravioleta. Son las más raras de las estrellas de la secuencia principal, solo el 0.00003% de las estrellas cercanas son de este tipo. Tienen líneas de helio ionizado y otros elementos como silicio, oxígeno y nitrógeno. Como son tan masivas, queman su combustible de hidrógeno muy rápido y son las primeras en dejar la secuencia principal.

Clase B

Impresión artística de Aludra, una supergigante B5.

Las estrellas tipo B son muy brillantes y azules. Sus espectros muestran líneas de helio neutro y líneas de hidrógeno moderadas. Al igual que las estrellas O, viven poco tiempo. Se encuentran a menudo en grupos llamados asociaciones OB, que están cerca de grandes nubes moleculares. Aproximadamente el 0.125% de las estrellas de la secuencia principal cercanas son de tipo B.

Clase A

Las estrellas de tipo A son comunes a simple vista y son blancas o blanco-azuladas. Tienen líneas de hidrógeno muy fuertes y también líneas de metales ionizados como hierro, magnesio y silicio. Las líneas de calcio también son notables. Alrededor del 0.625% de las estrellas de la secuencia principal cercanas son de tipo A.

Clase F

Canopus, una supergigante de tipo F y la segunda estrella más brillante en el cielo nocturno.

Las estrellas de tipo F tienen líneas espectrales de calcio que se hacen más fuertes. Los metales neutros (como hierro y cromo) empiezan a ser más prominentes que los metales ionizados. Sus espectros tienen líneas de hidrógeno más débiles y metales ionizados. Son de color blanco. Aproximadamente el 3.03% de las estrellas de la secuencia principal cercanas son de tipo F.

Clase G

El Sol, una estrella de la secuencia principal de tipo G2, con manchas solares oscuras.

Las estrellas de tipo G, incluyendo nuestro Sol, tienen líneas espectrales prominentes de calcio. Sus líneas de hidrógeno son aún más débiles que las de las estrellas F, pero tienen metales neutros y ionizados. Hay un pico notable en la banda G de moléculas de CH. Las estrellas de clase G representan alrededor del 7.5% de las estrellas de la secuencia principal cercanas.

Clase K

Arcturus, una gigante K1.5.

Las estrellas tipo K son anaranjadas y un poco más frías que el Sol. Constituyen alrededor del 12% de las estrellas de la secuencia principal cercanas. También hay estrellas gigantes K, como Arcturus, y enanas naranjas como Alfa Centauri B. Tienen líneas de hidrógeno muy débiles o ausentes, y principalmente metales neutros.

Clase M

Las estrellas de clase M son las más comunes, representando alrededor del 76% de las estrellas de la secuencia principal cercanas. Sin embargo, las estrellas M de la secuencia principal (enanas rojas) son tan poco luminosas que no se pueden ver a simple vista, a menos que las condiciones sean excepcionales. La mayoría de las estrellas supergigantes más grandes de la Vía Láctea son de clase M, como VY Canis Majoris y Betelgeuse. Las enanas marrones más grandes y calientes también son de clase M.

El espectro de una estrella de clase M contiene líneas de óxido (especialmente Monóxido de titanio) y metales neutros, pero generalmente no hay líneas de absorción de hidrógeno.

Tipos espectrales extendidos

Se han creado nuevos tipos espectrales para clasificar estrellas recién descubiertas.

Clases de estrellas de emisión azul cálido

UGC 5797, una galaxia donde se forman estrellas azules brillantes y masivas.

Los espectros de algunas estrellas muy calientes y azules muestran líneas de emisión de carbono, nitrógeno o oxígeno.

Clase W: Wolf-Rayet

Imagen del telescopio espacial Hubble de la nebulosa M1-67 y la estrella Wolf-Rayet WR 124.

Las estrellas de la clase W o WR son estrellas de Wolf-Rayet, conocidas por la ausencia de líneas de hidrógeno en sus espectros. En su lugar, dominan las líneas de emisión de helio, nitrógeno, carbono y oxígeno altamente ionizados. Se cree que son supergigantes que están muriendo, con sus capas de hidrógeno expulsadas por fuertes vientos estelares, dejando al descubierto sus capas internas calientes de helio.

Clases de enanas rojas y marrones frías

Impresión artística de una enana L.

Los nuevos tipos espectrales L, T e Y se crearon para clasificar los espectros infrarrojos de las estrellas frías. Esto incluye tanto enanas rojas como enanas marrones que son muy débiles en el espectro visible.

Las enanas marrones se enfrían a medida que envejecen, pasando por las clases espectrales L, T e Y.

Clase L

Las enanas de clase L son más frías que las estrellas M. Algunas son estrellas que fusionan hidrógeno, pero la mayoría son enanas marrones. Son de color rojo muy oscuro y brillan más en el infrarrojo. Sus atmósferas son lo suficientemente frías como para que los hidruros metálicos y los metales alcalinos sean prominentes en sus espectros.

Clase T: Enanas de metano

Impresión artística de una enana T.

Las enanas de clase T son enanas marrones frías con temperaturas superficiales entre 550 y 1300 K. Su emisión es máxima en el infrarrojo. El metano es muy prominente en sus espectros.

Clase Y

Impresión artística de una enana Y.

Las enanas marrones de clase Y son más frías que las de clase T y tienen espectros diferentes. Se han propuesto varios objetos como clases Y0, Y1 e Y2. Sus espectros muestran absorción de amoníaco, lo que se usa como característica para definir esta clase. La enana Y más fría conocida es WISE 0855-0714, con una temperatura de unos 250 K.

Clases de estrellas de carbono gigantes

Las estrellas de carbono son estrellas cuyos espectros muestran una gran cantidad de carbono, que se produce por la fusión nuclear de helio. Sus espectros son diferentes de las clases G, K y M. Las clases equivalentes para estrellas ricas en carbono son S y C.

Clase C: estrellas de carbono

Imagen de la estrella de carbono R Sculptoris y su estructura espiral.

Originalmente clasificadas como estrellas R y N, ahora se conocen como estrellas de carbono. Son gigantes rojas al final de sus vidas, con un exceso de carbono en su atmósfera. Hay varias subclases, como C-R, C-N, C-J, C-H y C-Hd.

Clase S

Las estrellas de clase S son un punto intermedio entre las estrellas de clase M y las de carbono. Tienen bandas espectrales de óxido de circonio y otros elementos producidos por un proceso llamado "proceso-s". También tienen más carbono y oxígeno que las estrellas de clase M o carbono. Casi todas las estrellas de clase S conocidas son estrellas de la rama asintótica gigante.

Clasificaciones de enanas blancas

Sirius A y B (una enana blanca de tipo DA2) vista por el Hubble.

La clase D es la clasificación moderna para las enanas blancas. Estas son estrellas de baja masa que ya no están fusionando elementos y se han encogido a un tamaño similar al de un planeta, enfriándose lentamente. La clase D se divide en tipos espectrales como DA, DB, DC, DO, DQ, DX y DZ. Estas letras indican la composición de la capa exterior o atmósfera visible de la enana blanca.

Los tipos de enanas blancas son:

• DA – atmósfera rica en hidrógeno.
• DB – atmósfera rica en helio (neutro).
• DO – atmósfera rica en helio (ionizado).
• DQ – atmósfera rica en carbono.
• DZ – atmósfera rica en metal.
• DC – sin líneas espectrales fuertes.
• DX – líneas espectrales no claras para clasificar.

Al tipo le sigue un número que indica la temperatura de la superficie de la enana blanca.

Clasificación por clases de luminosidad

Clasificación de Morgan-Keenan.

En la década de 1940, el Observatorio Yerkes inició un proyecto para clasificar las estrellas según su luminosidad. Este sistema, introducido en 1943 por William W. Morgan, Philip Childs Keenan y Edith Kellman, se basa en líneas espectrales sensibles a la gravedad estelar.

Al usar estas líneas, se obtiene información sobre la densidad de las estrellas. Una estrella gigante tiene un radio mucho mayor que una estrella enana de la misma masa, por lo que su gravedad superficial es muy diferente. Esto se manifiesta en la intensidad y forma de las líneas espectrales. Esta clasificación complementa la de Harvard.

Las clases de luminosidad se distinguen con números romanos:

Es importante no confundir las clases de luminosidad con las fases evolutivas de una estrella. Por ejemplo, una estrella como el Sol pasa por varias fases, pero puede ser clasificada como "gigante" (clase de luminosidad III) en varias de ellas, aunque su estado evolutivo sea diferente.

Restos estelares

Sirius A y B (una enana blanca de tipo DA2) vista por el Hubble.

Los restos estelares son objetos que quedan después de que una estrella muere. Las enanas blancas son un ejemplo. Otros objetos como las estrellas de neutrones y los agujeros negros son difíciles de clasificar con el sistema MK porque no emiten luz visible o son muy diferentes de las estrellas normales.

Clasificación estelar y la búsqueda de vida

La estabilidad, el brillo y la duración de la vida de una estrella son importantes para que pueda haber vida en los planetas que la orbitan. Solo conocemos una estrella que tiene vida: nuestro Sol, que es una estrella de clase G.

Los científicos creen que las estrellas más adecuadas para albergar vida son las de la secuencia principal con tipos espectrales F, G y K. Las estrellas muy masivas (tipos O, B y A) envejecen demasiado rápido para que la vida compleja se desarrolle. Las estrellas muy pequeñas (tipo M) tienen otros desafíos para la vida, aunque son muy numerosas y longevas.

Por estas razones, misiones como la Kepler de la NASA buscan planetas habitables alrededor de estrellas de los tipos F, G y K.

Galería de imágenes

• 

  Clasificación de estrellas de O-M

• 

  Discos de cámara RGB saturados.

Véase también

En inglés: Stellar classification Facts for Kids