Los espectros estelares

Durante mucho tiempo, hasta el siglo XIX, se pensaba que nunca se iba a poder conocer la composición química de los astros.

En esa época comenzaron los primeros experimentos para descomponer la luz de un manera mas técnica, y se dieron cuenta que analizando la luz que atravesaba un prisma (y mas recientemente redes de difracción), se podía obtener mucha información del objeto emisor de luz. Por ejemplo, podía saberse su composición química, su velocidad de alejamiento o acercamiento (efecto Doppler), densidad, campo magnético, campo eléctrico, etc.

Así, analizando la luz de las estrellas se comenzó a tener una idea sobre como funcionan, y su composición.

Puedes ver la clasificación completa (y compleja!) en el siguiente link.

Con un proceso más o menos sofisticado, los astrónomos de Harvard, durante principios del siglo XX, lograron ordenar las estrellas por medio de sus espectros, que asociaron a letras (la clasificación espectral), que posteriormente, lograron relacionar con sus colores y temperaturas.


Clasificación espectral     O  B  A  F  G  K  M 

Temperaturas (º K)     30000                   6000        3000

En el listado que sigue puede verse la clasificación de Harvard con los espectros, temperaturas, y composición química aproximada de cada una. Note que cuanto más baja es la temperatura, comienzan a existir más moléculas que átomos sueltos.

Inicialmente parece poco práctica la división en letras de esta manera (¿porque no hacer A, B, C, etc?). En Harvard trataron de hacerlo así, pero al avanzar la investigación se dieron cuenta que estrellas clasificadas de distinta manera en realidad era la misma, y al combinarlas quedo la clasificación actual.

Hay una regla mnemotécnica en ingles:

Para hombres:

Oh Be A Fine Girl. Kiss Me Right Now. Smack!

Para mujeres

Oh Be A Fine Guy. Kiss Me Right Now. Smack!

Las ultimas letras (R,  N y S) son clasificación espectral también, pero extendida.

Hay alguna reglas mnemotecnicas en castellano, pero son realmente feas!

¡Oh Bendita Agua Fresca Genera Kilos Mientras Riegas Nuestras Semillas! 

No me miren a mi...... fue sugerida por el Prof. Hebert Piston, de Uruguay! Hay mas pero no voy a hacerlos sufrir mas de lo necesario.

La clasificación

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Tipo: O 

Color azul V-B: <-0.2

Temperaturas: de 25000 a 40000 K

Características espectrales:

Líneas fuertes de helio ionizado (He) y metales altamente ionizados; débiles líneas de hidrógeno (H). Fuerte ultravioleta contínuo.

Ejemplos: Zeta Puppis, 10 Lacertae 
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Tipo: B 

Color azul V-B -0.2 - 0.0

Temperatura: de 11000 a 25000 K

Características espectrales:

Líneas prominentes de He neutro; lineas H mas fuertes que en tipo O.

Ejemplos: Spica, Rigel 
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Tipo: A 

Color azul/blanco V-B 0.0 - 0.3

Temperaturas de 7500 a 11000 K

Características espectrales:

Fuertes líneas de H, calcio ionizado (Ca) y otros metales ionizados; débiles líneas He.

Ejemplos: Vega, Sirius 
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Tipo: F 

Color blanco V-B 0.3 - 0.6

Temperaturas: de 6000 a 7500 K

Características espectrales:
Líneas H mas débiles que en tipo A; Ca ionizado fuerte, líneas de metales neutros mas prominentes.

Ejemplos: Canopus, Polaris 
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Tipo: G 

Color blanco/amarillentas V-B 0.6 - 1.5

Temperaturas de 5000 a 6000 K

Características espectrales:
Numerosas líneas fuertes de Ca ionizado y otros metales neutros e ionizados; líneas H mas débiles.

Ejemplos: Eta Bootis, Sol 
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Tipo: K 

color naranja/rojo V-B 1.1 - 1.5

Temperaturas de 3500 a 5000 K

Características Espectrales
Líneas fuertes y numerosas de metales neutros.

Ejemplos: Arcturus, Aldebaran 
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Tipo: M 

color rojo V-B > 1.5

Temperaturas de 3000 a 3500 K

Características Espectrales:
Líneas fuertes y numerosas de metales neutros; fuertes bandas moleculares, principalmente oxido de titanio (TiO).

Ejemplos: Antares, Betelgeuse 
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Existen también estrellas ultracalientes, tipo WR (Wolf-Rayet) y frías R, N y S, pero sin ellas se considera más del 95% de las estrellas.

Abajo se pueden ver los espectros correspondientes.