En la astronomía, la clasificación estelar es una clasificación de las estrellas basadas inicialmente en la temperatura photospheric y sus características espectrales asociado, y refinadas posteriormente en términos de otras características. Las temperaturas estelares pueden ser clasificadas usando la ley de dislocación de Wien, pero ésta plantea las dificultades para las estrellas distantes. La espectroscopia estelar ofrece una manera de clasificar las estrellas según sus rayas de absorción que las rayas de absorción particulares se pueden observar solamente para cierta gama de temperaturas porque solamente en esa gama están los niveles de energía atómica implicados poblada. Un esquema temprano (a partir del siglo XIX) alineó las estrellas del A a el Q, que es el origen de las clases espectrales actual usadas.
Clases de Secchi
Durante los 1860s y los 1870s, la promoción estelar Ángel Secchi del padre del spectroscopist creó las clases de Secchi del para clasificar espectros observados. Antes de 1868, él había desarrollado cuatro clases de estrellas:
Clase del I: estrellas blancas y azules de con las líneas pesadas amplias del hidrógeno (clase moderna A)
Clase del II: stars&mdash amarillo de ; hidrógeno menos fuerte, pero líneas metálicas evidentes (clases modernas G y K)
Clase del III: naranja de a las estrellas rojas con los espectros de venda complejos (clase moderna M)
Clase del IV: estrellas rojas de con las vendas del carbón y las líneas significativas (el carbón stars En 1878, él agregó una quinta clase:
Clasificación espectral de Harvard
El Harvard que el esquema de clasificación unidimensional (de la temperatura) (basado en la línea fuerzas de Balmer del hidrógeno) fue desarrollado en el observatorio aproximadamente 1912 de la universidad de Harvard por el Annie salta el cañón y el Edward C. Las clases comunes son normalmente mencionadas de la más caliente a la más frío (con la masa, el radio y la luminosidad comparados al Sun) y se dan en la tabla siguiente.
Colores convencionales y evidentes
Las descripciones convencionales del color del son tradicionales en astronomía, y representan el en relación con Vega, una estrella del de los colores que se perciba como blanco bajo condiciones de observación del ojo desnudo, pero que magnificaron aparece como azul. Las descripciones evidentes del color del son lo que vería el observador si intentó describir las estrellas debajo de un cielo oscuro sin ayuda al ojo, o con los prismáticos. Los colores de la tabla usados, son los colores estándar D65, que son lo que usted vería si la luz de la estrella sería magnificada para llenar áreas non-dazzlingly brillantes. La mayoría de las estrellas en el cielo, excepto los más brillantes, aparecen blanco blanco o azulado al ojo sin ayuda porque son demasiado déviles para que la visión de color trabaje.
Nuestro Sun sí mismo es blanco. A veces se llama una estrella amarilla (espectroscópico, concerniente a Vega), y puede aparecer amarillo o rojo (visto a través de la atmósfera), o aparecer blanco (visto cuando demasiado es brillante para que el ojo vea cualquie color). Las imágenes de la astronomía utilizan a menudo una variedad de colores exaggerated (fundados parcialmente en observaciones débiles de las condiciones ligeras, parcialmente en convenciones). Pero propio color intrínseco del Sun es blanco (aparte de manchas solares), sin el rastro de color, y aproxima de cerca un cuerpo negro de 5780 K (véase la temperatura de color ). Ésta es una consecuencia natural de la evolución de nuestros sentidos ópticos: la curva de respuesta que maximiza la eficacia total contra la iluminación solar por definición percibirá el Sun como blanco.
Clasificación espectral de Yerkes
La clasificación espectral de Yerkes del, también llamada el sistema del MKK de las iniciales de los autores, es un sistema de clasificación espectral estelar introducida en 1943 por el Guillermo Wilson Morgan, el Phillip C. Keenan y el Edith Kellman del observatorio de Yerkes.
Esta clasificación se basa en las líneas espectrales sensibles a la gravedad superficial estelar que se relaciona con la luminosidad, en comparación con la clasificación de Harvard que se basa en la temperatura superficial.
Más adelante, en 1953, después de algunas revisiones de la lista de estrellas estándar y de criterios de clasificación, el esquema fue nombrado MK (por las iniciales de Guillermo Wilson Morgan y de Phillip C.
Desde el radio de una estrella gigante es mucho más grande que una estrella enana mientras que sus masas son áspero comparables, la gravedad y así la densidad y la presión del gas sobre la superficie de una estrella gigante son mucho más bajas que para un enano.
Estas diferencias se manifiestan bajo la forma de efectos de la luminosidad del que afecten a la anchura y a la intensidad de las líneas espectrales que pueden entonces ser medidas. Estrellas más densas con una gravedad superficial más alta exhibirán la mayor presión del que ensancha de líneas espectrales.
¡ Un número de diversas clases de la luminosidad son distinguidas:
Supergiants del I ** Ia-0 ( Hypergiants o extremadamente luminoso Supergiants (adición posterior), ejemplo: Eta Carinae (espectro-peculiar) Ia (supergiants luminosos), ejemplo: Deneb (el espectro es A2Ia)
IAB (supergiants luminosos intermedios) del
Ib (supergiants menos luminosos), ejemplo: Betelgeuse (el espectro es M2Ib)
Gigantes brillantes del II ** IIa, ejemplo: β Scuti (HD 173764) (el espectro es G4 IIa) Ejemplo de IIab : Hora 8752 (el espectro es G0Iab:)
IIb, ejemplo: Hora 6902 (el espectro es G9 IIb)
Gigantes normales del III ** IIIa, ejemplo: ρ Persei (el espectro es M4 IIIa) Ejemplo de IIIab : δ Reticuli (el espectro es M2 IIIab)
IIIb, ejemplo: Pollux (el espectro es K2 IIIb)
Subgiants del IV ** IVa, ejemplo: ε Reticuli (el espectro es K1-2 IVa-III) ¡ l
- IVb, ejemplo: Hora 672 A (el espectro es G0.5 IVb)
- Vb, ejemplo: 85 Pegasi A (espectro G5 Vb)
Enanos blancos del VII (usados raramente)
Se permiten los casos marginales; por ejemplo una estrella clasificada como Ia0-Ia sería una supergigante muy luminoso, orientándose en hypergiant. Los ejemplos están abajo. El tipo espectral de la estrella no es un factor.
Tipos espectrales
La ilustración siguiente representa clases de la estrella con los colores muy cercanos a ésos percibidos realmente por el ojo humano. Los tamaños relativos están para el de secuencia principal o el " dwarf" estrellas.
Clase O
Las estrellas del O de la clase son muy calientes y muy luminosas, siendo azuladas en color; de hecho, la mayor parte de su salida está en la gama ultravioleta . Éstos son los más raros de todas las estrellas de secuencia principal, constituyendo únicamente 1 en 3.000 en la vecindad solar (nota del : estas proporciones de son fracciones de la magnitud más brillantemente que absoluta 16 de las estrellas; la baja de este límite hará tipos anteriores incluso más raros mientras que generalmente agrega solamente a la clase de M). las O-estrellas brillan con una energía durante la salida de millón épocas nuestro Sun. Estas estrellas tienen líneas dominantes de absorción y a veces emisión para el él las líneas de II, prominente ionizadas (el Si IV, el O III, el N III, y el C III) y las líneas neutrales del helio, consolidando de O5 a O9, y a las líneas prominentes de Balmer del hidrógeno, aunque tan sea fuerte como en tipos posteriores. Porque son tan enormes, las estrellas de la clase O queman a través de su combustible del hidrógeno muy rápidamente, y son las primeras estrellas para dejar al de secuencia principal. Las observaciones recientes por el telescopio espacial de Spitzer indican que la formación planetaria no ocurre alrededor de otras estrellas en la vecindad de una estrella de la clase de O debido al efecto de Photoevaporation . ejemplos del dell : zeta Orionis, zeta Puppis, lambda Orionis, delta Orionis de
Clase B
Las estrellas del B de la clase son extremadamente luminosas y azules. Sus espectros tienen helio neutral, que son los más prominentes en la subclase B2, y líneas moderadas del hidrógeno. Las líneas ionizadas del metal incluyen el magnesio II y el Si II. Pues el O y las estrellas de B son tan de gran alcance, viven solamente por mismo un breve periodo de tiempo, y no se pierden así lejos del área en la cual fueron formados. Estas estrellas tienden a agruparse en qué se llaman las asociaciones OB que se asocian a las nubes moleculares gigante que la asociación de Orion OB1 ocupa una porción grande de un brazo espiral de nuestra galaxia y contienen muchas de las estrellas más brillantes de la constelación Orion . Constituyen cerca de 1 en 800 estrellas de secuencia principal en la vecindad solar que las estrellas supergigantes hacen pivotar a menudo entre O o B (azul) y K o M (rojo). Mientras que hacen esto, no permanecen para de largo adentro la clasificación de G pues esto es un lugar extremadamente inestable para que sea un supergigante. Las estrellas de G representan cerca de 1 en 13 de las estrellas de secuencia principal en la vecindad solar. ejemplos del del (del subdwarf): Teide de 1 (enano marrón) del campo, GSC 08047-00232 B (enano marrón) del compañero
Tipos espectrales extendidos
Un número de nuevos tipos espectrales se han tomado en uso de tipos nuevamente descubiertos de estrellas.
Clases azules calientes de la estrella de la emisión
Los espectros de un cierto objeto expuesto muy caliente y azulado de las estrellas marcaron líneas de emisión del carbón o nitrógeno, o a veces oxígeno.
Clase W: Lobo-Rayet
considera también: El Lobo-Rayet stars el
El W de la clase o el WR representa las estrellas superluminous del Lobo-Rayet, notablemente inusuales puesto que tienen sobre todo helio en sus atmósferas en vez del hidrógeno. Probablemente están muriendo supergiants con su capa del hidrógeno soplada ausente por los vientos estelares caliente causados por sus temperaturas altas, exponiendo de tal modo directo su cáscara caliente del helio. La clase W se subdivide en WC ( WCE de tipo precoz, tarde-tipo del WCL ), WN ( WNE de tipo precoz, tarde-tipo del WNL ), y WO de las subclases según la dominación del carbón, del nitrógeno, o de la emisión del oxígeno en sus espectros (y las capas externas).
W: Hasta 70,000 de K ejemplo del de : ejemplo gamma del del
de Velorum A (WC) de : ejemplo del WR124 (WN) de : WR93B (WO) DE
Clases OC, ENCENDIDO, A., BN: Estrellas relacionadas Lobo-Rayet de O y de B
El intermediario entre el Lobo-Rayet's genuino y las estrellas calientes ordinarias de las clases O y B temprano, allí es OC, ENCENDIDO, las estrellas A. Parecen constituir una serie continua corta del Lobo-Rayet's en el OB ordinario: s. ejemplo del del
l : Ejemplo del del
de HD 152249 (OC): Ejemplo del del
de HD 105056 (ENCENDIDO): Ejemplo del del
de HD 2905 (A.): HD 163181 (BN)
El " class" OB
considera también:
la estrella OB En listas de espectros, el " del ; espectro OB" puede ocurrir. Éste es de hecho un no espectro, sino un marcador que significa ese " del ; el espectro de esta estrella es desconocido, pero pertenece a una asociación OB, tan probablemente un O de la clase o estrella del B de la clase, o quizás un bastante caliente A star." de la clase;
Clases frescas del enano rojo y marrón
Los tipos espectrales nuevos L y T fueron creados para clasificar los espectros infrarrojos de las estrellas y de los enanos de Brown frescos que eran muy débiles en el espectro visual . El tipo espectral hipotético Y se ha reservado para el refrigerador de los objetos que los enanos de T que tenían espectros que son cualitativo distintos de enanos de T.
Clase L
El L enanos de la clase de consigue su designación porque son más fresca que las estrellas de M y el L es la letra restante alfabéticamente más cercana al M . El L no significa a enano del litio; una fracción grande de estas estrellas no tiene litio en sus espectros. Algunos de estos objetos tienen bastante grande total para apoyar la fusión del hidrógeno, pero algunos están de masa substellar y no hacen, estos objetos se deben referir tan colectivamente como el L empequeñece, no el L stars . Son muy rojo oscuro en color y los más brillantes infrarrojo. Su atmósfera es bastante fresca permitir que los hidruros del metal y los metales del álcali sean prominentes en sus espectros. Debido a las gravedades bajas en estrellas gigantes, TiO- y condensados del Vo-cojinete nunca formar. Así, un L-tipo más grande estrellas puede nunca formar en un ambiente aislado. Puede ser posible que estos L-tipo supergiants formen con colisiones estelares, sin embargo, un ejemplo cuyo es el V838 Monocerotis . L: 1,300-2,000 K, enanos (alguÌn estelar, alguÌn substellar) con los hidruros del metal y metales del álcali prominentes en sus espectros. ejemplo del de : Ejemplo del del
de VW Hyi de : el componente A del
binario del
de 2MASSW J0746425+2000321 es un L
de la estrella enana que el componente B es un L ejemplo del enano marrón : V838 Monocerotis (supergiants) de
id="
Clase T: enanos del metano
Los enanos del T de la clase son los enanos de Brown frescos con las temperaturas superficiales entre de ~1500 y de 700K. Su emisión enarbola en el infrarrojo. El metano es prominente en sus espectros. ejemplos del del : vagos épsilones y Bb épsilon de Indi de de IndiLa clase T y L podría ser más común que el resto de clases combinadas, si la investigación reciente es exacta. De estudiar el número de los proplyds (se forman los discos protoplanetary, grupos de gas en las nebulosas de las cuales stars y las Sistema Solar) entonces el número de estrellas en la galaxia debe ser varias órdenes de la magnitud más arriba que qué sabemos alrededor. Se teoriza que estos proplyds están en una raza con uno a. Primer a la forma se convertirá en una Proto-estrella, que son objetos muy violentos e interrumpirán otros proplyds en la vecindad, pelándolos de su gas. Los proplyds de la víctima entonces se encenderán probablemente convertirse en estrellas de secuencia principal o estrellas enanas marrones de las clases de L y de T, pero de absolutamente invisible a nosotros. Puesto que viven tan de largo, estas estrellas más pequeñas acumularán en un cierto plazo.
Clase Y
Se espera que a los enanos del Y de la clase sean mucho más frescos que T-enanos. No se ha encontrado ningunos en fecha todavía, pero se han modelado.Y: < 700 K, enanos de Brown ultra-frescos (teóricos)
La clase de Y será definida probablemente por la dominación del amoníaco en los espectros infrarrojos. Los modelos todavía no convienen en qué temperatura sucederá éste, por lo tanto la clase espectral de T puede incluir a enanos mucho más frescos que sabidos actual.
Clases relacionadas de la estrella gigante del carbón últimas
Las estrellas relacionadas carbón son las estrellas cuyos espectros indican la producción de carbón por la fusión de la triple-alfa del helio. Con abundancia creciente del carbón, y una cierta producción paralela del elemento pesado del S-proceso, los espectros de estas estrellas están llegando a ser cada vez más irregulares de las últimas clases espectrales generalmente G, K y M. Los gigantes entre esas estrellas se presumen para producir este carbón ellos mismos, pero no demasiados pocos de esta clase de estrellas se cree para ser las estrellas dobles cuya atmósfera impar fue transferida una vez de un compañero anterior de la estrella del carbón que ahora es un enano blanco.
Clase C: estrellas del carbón
considera también:
la estrella del carbón
Clasificado original como estrellas del R y del N, éstas también se conocen como el “carbón stars”. Éstos son gigantes rojos, cerca del final de sus vidas, en las cuales hay un exceso de carbón en la atmósfera. Las viejas clases de R y de N funcionaron con paralelo al sistema de clasificación normal de G áspero mediados de al último M. Éstos remapped más recientemente en un unificado C del clasificador del carbón, con N0 comenzando en áspero C6. Otro subconjunto de estrellas frescas del carbón es el J - mecanografiar las estrellas, que son caracterizadas por la presencia fuerte de moléculas de 13CN además de las de 12CN. Se saben algunos (es decir, las estrellas enanas) del carbón de secuencia principal, pero la mayoría aplastante de estrellas sabidas del carbón es gigantes o supergiants.
C: El carbón stars, e. el R CMi C-R: Una clase en su propia representación del equivalente de la estrella del carbón de último G a K temprana stars antes. Ejemplo: S Camelopardalis
NC: Antes una clase en su propia representación del equivalente de la estrella del carbón de las últimas estrellas de K a de M. Ejemplo: R Leporis
C-J: Un subtipo de las estrellas frescas de C con un alto contenido del ejemplo de 13C.: Y Canum Venaticorum
C-H: Análogos de la población II de las estrellas del C-R. Ejemplos: V Ari, TT CVn
C-Hd: Estrellas del carbón, similares Hidrógeno-Deficientes a los últimos supergiants de G con el CH y a las vendas de C2 agregadas. Ejemplo: HD 137613
Clase S
Las estrellas del S de la clase tienen líneas del óxido de circonio además (o, raramente, en vez de) de las del óxido Titanium, y están entre las estrellas de la clase M y las estrellas del carbón. Las estrellas de S tienen exceso de cantidades del circonio y otros elementos producidos por el S-proceso, y tienen su abundancia del carbón y del oxígeno más cercano a igual que la caja para las estrellas de M. Estes 3ultimo condicionan los resultados en el carbón y el oxígeno que son trabados encima de casi enteramente en moléculas del monóxido de carbono . Para las estrellas refrescar bastantes para que el monóxido de carbono forme que la molécula tiende al " comer el up" todos de cualquier elemento es menos abundante, dando por resultado " oxygen" de sobra; (que está disponible para formar el óxido titanium) en estrellas de la composición normal, " carbon" de sobra; (que está disponible para formar las moléculas diatómicas del carbón ) en estrellas del carbón, y " nothing" de sobra; en las estrellas de S. La relación entre estas estrellas y las estrellas ordinarias de M indica una serie continua de abundancia del carbón. Como las estrellas del carbón, casi todas las estrellas sabidas de S son gigantes o supergiants. ejemplos del del
l : S Ursae Majoris, hora 1105 de
Clases ms y SC: clases relacionadas del carbón intermediario
Entre la clase de M y la clase de S, los casos de la frontera se nombran las estrellas del ms. En casos similares de una frontera de la manera entre la clase de S y el NC la clase se nombra SC o CS. El NC del → del SC del → del → S del ms del → de la secuencia M se cree para ser una secuencia de abundancia creciente del carbón con la edad para las estrellas del carbón en la rama gigante asintótica . ejemplos del del
l : R Serpentis, ejemplos del (MS) ST Monocerotis: CY Cygni, BH Crucis (SC)
Clasificaciones del enano blanco
considera también:
la espectroscopia del enano blanco
El D de la clase es la clasificación moderna usada para los enanos blancos, las estrellas de la bajo-masa que están experimentando no más la fusión nuclear y se han encogido al tamaño planetario, refrescándose lentamente abajo. La clase D se divide más a fondo en los tipos espectrales DA, DB, C. Las letras no se relacionan con las letras usadas en la clasificación de otras estrellas, sino que por el contrario indican la composición de la capa externa visible o de la atmósfera del enano blanco. ejemplos del del : Sirius B (DA2), Procyon B (DA4), de la estrella (DZ7) de Van Maanen, tabla 1 de
Los tipos del enano blanco son como sigue:
DA : un hidrógeno - atmósfera rica o capa externa, indicada por las líneas espectrales de Balmer fuerte del hidrógeno.
DB : un helio - atmósfera rica, indicada por el helio neutral, él I, líneas espectrales.
El HACE : una atmósfera helio-rica, indicada por el helio ionizado, él II, líneas espectrales.
DQ : un carbón - atmósfera rica, indicada por las líneas atómicas o moleculares del carbón.
DZ : un metal - atmósfera rica, indicada por las líneas espectrales del metal. : ningunas líneas espectrales fuertes que indican una de las categorías antedichas.
DX : las líneas espectrales están escaso claras de clasificar en una de las categorías antedichas.
El tipo es seguido por un número que da la temperatura superficial del enano blanco. Este número es una forma redondeada de 50400/ T eff, donde está la temperatura el T eff superficial eficaz, medida en el Kelvins . Original, este número fue redondeado a uno de los dígitos 1 a 9, pero los valores más recientemente fraccionarios han comenzado a ser utilizados, así como valores debajo de 1 y sobre 9.
Dos o más del tipo letras se pueden utilizar para indicar a un enano blanco que exhiba más de uno de las características espectrales arriba. También, el V de la letra se utiliza para indicar a un enano blanco variable . 891,
895 DBV o V777 del su : un dwarf. blanco que pulsa helio-rico, P. 3525
GW Vir, DOV o PNNV : un helio-rico caliente del enano blanco que pulsa (o enano pre-blanco.2;
tipos espectrales No-estelares: Clase P y Q
Finalmente, el P de las clases y el Q se utilizan de vez en cuando para ciertos objetos no-estelares. El tipo objetos de P es las nebulosas planetarias y el tipo objetos de Q es las Novas
Particularidades espectrales
La nomenclatura adicional, bajo la forma de letras minúsculas, puede seguir el tipo espectral para indicar las características peculiares del espectro.
Clasificación fotométrica
Las estrellas se pueden también clasificar usar datos fotométricos de cualquier sistema fotométrico . Por ejemplo, podemos calibrar los diagramas UB, BV del índice de color en el sistema UBV según el las clases espectrales de la luminosidad de y. Sin embargo, esta calibración no es directa, porque muchos efectos se sobreponen en tales diagramas: Metallicity, enrojecimiento interestelar, binario y estrellas múltiples .
Los más colores y bandas útiles más estrechas en sistemas fotométricos que utilizamos, podemos derivar cuanto más exacto la clase de una estrella (y, por lo tanto, parámetros físicos). El mejor es, por supuesto, medidas espectrales, pero nosotros no siempre tener bastante tiempo de conseguir espectros cualitativos con el cociente de relación señal/ruído del alto .
Ver también
Evolución estelarAsociaciones estelares * Metallicity
Astrograph
Diagrama de la hora
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