Clasificación estelar

Na Galipedia, a wikipedia en galego.

Se o que procura é unha listaxe de corpos celestes, consulte catálogo astronómico

Este artigo debe incluir o material procedente de Clasificación espectral

A clasificación estelar 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 podense clasificar usando a lei do corremento de Wien; mais isto cría dificuldades 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 temperatua os niveis de enerxía atómica envolvidos están poboados. Un esquema antigo do século XIX) utilizaba letras do A ao P, e é a orixe das clases espectrais usadas actualmente.

[editar] Clasificación de Morgan-Keenan

Representación de estrelas da secuencia principal da clasificación de Morgan-Keenan-Kellman. A intensidade non é proporcional, xa que a intensidade debería ser maior, pero permite comparar a cantidade e a cor da luz proveniente de cada unha. As estrelas máis grandes mostran máis cor, xa que producen máis no espectro invisíbel (o que se representa cun branco menos intenso no centro.

Esta clasificación estelar é a usada máis comumente. A súas clases son listadas normalmente de máis quente a máis frío, e son:

O Diagrama de Hertzsprung-Rusell relaciona a clasificación das estrelas coa magnitude absoluta, luminosidade, e temperatura da superficie. Debese notar que mentras que esta descripción das cores estelares é tradicional, realmente descrebe 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 nengún 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 as persoas comezaron a tirar espectros estelares, elas notaron que as estrelas posuen liñas espectrais para o hidróxeno con diferentes intensidades, e así elas clasificaron as estrelas baseandose na intensidade das liñas da série de Balmer do hidroxéno, 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 sibdivididas utilizandose números arábicos de 0 a 9. A0 sinifica a estrela máis quente na clase A e A9 a estrela máis fría. O Sol é unha estrela clasificada como G2.

[editar] Tipos espectrais

Estrelas de clase O son moito quentes e brilantes, posuindo unha cor azulada forte. Naos (na Constelación da Popa) brilla cunha potencia perto 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 faixa do ultra-violeta.

Estrelas da clase B son tamén moito luminosas, Rixel (en Orion) é unha superxigante azul proeminente da clase B. O seu espectro posúe liñas de Helio neutro e liñas moderadas de hidróxeno. Con estrelas O e B posuen emisión extremamente poderosas, elas duron relativamente pouco tempo. Elas non se deslocan moito da área de onde se formaron unha vez que non posuen moito tempo de vida. Elas portando son vistas aglomeradas no que se chamada asociacións OB1, que están asociadas coas núvens moleculares xigantes. A asociación OB1 de Orion é un brazo espiral inteiro 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 Orion.

Estrelas da clase A están entre as estrelas máis comuns vistas a ollo nu. Deneb en Cisne é outra estrela de potencia formidable, encanto Sírius 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 posuen 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 Fomallaut en Piscis Austrinus. Os seus espectros caracterizanse por liñas fracas de hidróxeno e metais ionizados, a súa cór 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 posuen liñas de hidróxeno máis fracas que estrelas da clase F mais alén das liñas de metais ionizados, elas posuen 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). Encanto 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 encanto outras como Alpha Centauri B na constelación do Centauro son da secuencia principal. Elas posuen liñas espectrais de hidróxeno estremamente 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.

[editar] Outros tipos espectrais

Téñense utilizado novos tipos espectrais para tipos raros de estrelas a medida que ian sendo descobertas:

• 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 helium 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 reacións nucleares que ocorren en estrelas regulares, o que indica que estes obxectos non teñen nengún proceso de fusión en andamento. Son dun vermello moi escuro e máis brillante dentro infra-vermello. 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 nuves 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 nengunha luz visible por ter emisións máis fortes dentro infra-vermello. A súa temperatura de superficie está en contraste enorme cos cincuenta mil graus ou máis de estrelas da clase O, sendo meramente 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 pesquisas recentes foren confirmadas. Do estudo de berces estelares, isto é, discos proto-planetarios 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 nacimento están nunha corrida unhas coas outras. A primeira a transformar en proto-estrela (que son obxetos moi violentos) irá destruir os outros berces na rexión, expallando o 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 (nengunha 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 suxere un contínuo bastante grande de abundancia de carbono que se explorado inteiramente adicionaría unha 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.

[editar] Clasificación espectral de Yerkes

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 radio dunha estrela xigante vermella é moito maior que o dunha Estrela anana encanto 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 efeitos 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)

[editar] Links

Simulación da evolución dunha [1]estrela. As cores seguen o esquema discutido aquí. Clique no número de estrelas que dexas emular, clique nunha delas para acompañar a evolución da súa temperatura.