Aunque la mayor parte del espacio que podemos observar está 'vacío', es inevitable que nos fijemos en esos puntitos que brillan, las estrellas, aquellas que llaman nuestra atención.
El ejemplo más cercano y directo que tenemos de una estrella es el Sol. Pero no son todas las estrellas iguales, pues las hay de distintas edades, tamaños, luminosidad, etc.
La edad de la mayoría de las estrellas oscila entre 1.000 y 10.000 millones de años, aunque algunas estrellas pueden ser incluso más viejas. La estrella observada más antigua, HE 1523-0901, tiene una edad estimada de 13.200 millones de años, muy cercana a la edad estimada para el Universo, de unos 13.700 millones de años.
Esta vez me preocuparé de explicar su clasificación de acuerdo a su tipo espectral.
El estudio fotográfico de los espectros estelares lo inició en 1885 el astrónomo Edward Charles Pickering en el observatorio de la Universidad de Harvard y lo concluyó su colega Annie Jump Cannon en 1901. Esta investigación condujo al descubrimiento de que los espectros de las estrella están dispuestos en una secuencia continua según la intensidad de ciertas líneas de absorción. Las observaciones proporcionan datos de las edades de las diferentes estrellas y de sus grados de desarrollo.
Las diversas etapas en la secuencia de los espectros, designadas con las letras O, B, A, F, G, K y M, permiten una clasificación completa de todos los tipos de estrellas. Los subíndices del 0 al 9 se utilizan para indicar las sucesiones en el modelo dentro de cada clase.
Clase O: Estas estrellas tienen líneas de helio ionizado y neutro muy prominentes y presentan líneas débiles de Balmer de hidrógeno. Emiten la mayor parte de su radiación en el ultravioleta. Estrellas muy brillantes y luminosas.
Temperatura (°C): 100.000 Color: Azul
Ejemplo: Naos
Clase B: Los espectros de estas estrellas tienen líneas de helio neutral y líneas moderadas de hidrógeno. Como las estrellas O y B tienen tanta masa consumen su energía mucho más deprisa que otras estrellas más pequeñas liberando cantidades inmensas de energía y viviendo durante un corto período de unos millones de años. Extremadamente luminosas.
Temperatura: 25.000 Color: Blanco-azulado
Ejemplo: Orión
Clase A: Las estrellas de clase A tienen pronunciadas líneas de Balmer de hidrógeno y poseen también líneas de metales ionizados. Son el tipo de estrellas más comunes para observar a simple vista.
Temperatura: 11.500 Color: Blanco
Ejemplo: Sirio
Clase F: Sus espectros se caracterizan por líneas de Balmer de hidrógeno débiles y metales ionizados. Estrellas brillantes de gran masa.
Temperatura: 7.500 Color: Blanco-amarillento
Ejemplo: Delta Aquilae
Clase G: Tienen líneas de hidrógeno aún más débiles que las F y cuentan con líneas de metales ionizados y neutros. El Sol pertenece a este grupo y por ello a las estrellas G se les denomina "estrellas de tipo solar".
Temperatura: 6.000 Color: Amarillo
Ejemplo: Sol
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| Relación entre el tipo espectral y el tamaño de las estrellas. |
Temperatura: 4.700 Color: Naranjo-amarillento
Ejemplo: Arturo
Clase M: El espectro de una estrella M tiene líneas moléculas y de metales neutros pero normalmente no muestra líneas de hidrógeno. El óxido de titanio puede formar líneas intensas en las estrellas M. Este tipo es el más común de todos, aproximadamente el 90%.
Temperatura: 3.000 Color: Rojo, naranjo
Ejemplo: Betelgeuse
Más recientemente la clasificación ha sido extendida con nuevos tipos espectrales: L T y R N C S. Donde W son estrellas de Wolf-Rayet, L y T representan estrellas extremadamente frías y de poca masa del tipo de las enanas marrones y R, N, C y S que son utilizadas para clasificar estrellas ricas en carbono.
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