Astrofísica

Clasificación estelar

Clasificacion estelar

Por Horacio Gonzalez (horacio@lauhor.net)
 

Las estrellas

Las estrellas son un elemento muy importante en una partida de Exo : sin estrellas no hay planetas, y sin planetas no hay vida, y sin vida no hay partidas de Exo. Naturalmente no se puede pretender que para diseñar aventuras haga falta un doctorado en astronomia, una buena partida de Exo no deberia permitir que una minucia tal como una incongruencia astronomica interfiera en una buena historia !. Pero un conocimiento basico sobre como "funciona" una estrella puede ayudar a crear historias mas coherentes... o darte la idea perfecta para una buena aventura!

Las estrellas se forman cuando una gran cantidad de materia energetica llega a su masa critica y BUUUUMMMMM se ioniza convirtiendose en plasma... ha nacido una estrella.  El color, la temperatura y laluminosidad de la nueva estrella vienen determinados por su masa, a mayor masa mas temperatura y luminosidad... y mas rapido quema su energia y se agota. El comienzo del fin de una estrella llega cuando ha quemado todo su combustible : su nucleo comienza a colapsarse, y ese colapso provoca una gran cantidad de energia, que hincha la atmosfera estelar, cargada de hidrogeno, como si se tratara de un gran globo, convirtiendose en un gigante rojo... El autentico fin de la estrella (que le llegara a nuestro Sol en unos 10.000 millones de años) es cuando ese gigante rojo estalla en una nebula o una nova... Una vez el estallido ha pasado, en el lugar donde antes se encontraba la orgullosa estrella surge una enana blanca,  una pequeña estrella cuyo nucleo carece completamente de brillo y solo es visible gracias a laluminosidad apagada de su atmosfera de hidrogeno. El destino final de esa enana blanca es apagarse por completo, volviendose una enana negra (si no es muy grande), o colapsarse sobre si misma en unaexplosion todavia mas grande... una supernova ! Si la estrella es sufucientemente grande, los restos de la supernova se seguiran colapsando hasta formar un agujero negro, pero eso es otra historia que sera contada en otra ocasion...

A la hora de intentar clasificar las estrellas, los astronomos suelen emplear dos parametros fundamentales : tipo de espectro, brillo y  tamaño. A partir de estos do parametros se puede obtener informacion muy completa sobre la estrella y sobre el posible sistema planetario que la rodea : temperatura de la estrella,  magnitud bolometrica (brillo, relativo a la energia emitida), luminosidad (relativa al Sol, relacionada con la anterior), posibles orbitas estables, posibles orbitas capaces de contener planetas donde pueda haber vida...
 

Tipo de espectro

Las estrellas se clasifican segun su tipo de espectro, el cual nos permite hacernos una idea de su temperatura y sus procesos internos. La manifestacion mas visible del tipo espectro (que a fin de cuentas no es mas que la banda de longitudes de onda en la la estrella que emite mas energia) es su color : el color de una estrella viene determinado por su tipo espectral, y da una indicacion bastante fiable de latemperatura. En orden decreciente de temperaturas, masa  y luminosidad, las estrellas se clasifican por su espectro en :
 

• Tipo O : estrellas azules. Ejemplo del "vive rapido, muere joven", estas estrellas, las mas calientes, queman su energia tan deprisa que se agotan en unos pocos millones de años.

• Tipo B : Estrellas blanco-azuladas. Muy densas, incluso la mas pequeña de ellas tiene una masa muchas veces mayor que la de nuestro Sol. Su ciclo de vida es corto, pero no tanto como el de las tipo O. Su temperatura oscila entre los 10.000 y los 30.000 grados centigrados, y su masa es de 5 a 60 veces la del Sol.

• Tipo A : Estrellas blancas. Su temperatura va de 8.000 a 10.000 grados, y su masa esta entre 2 y 20 veces la masa solar.

• Tipo F : Estrellas blanco-amarillas. Con una masa que puede ir de 0.5 a 10 veces la del Sol, y una temperatura entre 6.000 a 8000 grados centigrados, estas estrellas pueden tener alrededor planetas con condiciones de vida similares a las terrestres.

• Tipo G : Estrellas amarillas. Nuestro Sol pertenece a esta categoria. Se piensa que son las mas propicias a la existencia de vida, ya que emiten energia suficiente para calentar los planetas aunque sin achicharrarlos con su radiacion. Su masa oscila entre  una decima parte de la del Sol (para las enanas amarillas) a 12 veces la solar para las mas grandes. Su temperatura varia de los mas de 4.000 para las mas frias a los 6.000 de las mas calientes.

• Tipo K : Estrellas naranjas. Con masas entre un cuarto y 12 veces la masa del Sol y temperaturas entre 3.000 y 5.000 grados, estas estrellas tambien pueden albergar planetas con condiciones de vida razonables.

• Tipo M : Estrellas rojas. Es la clase mas comun de estrellas, y la que tiene un ciclo de vida mas alto, gracias a su reducido ritmo de consumo de energia. Masas de la mitad de la solar a 20 veces esta, y temperauras entre 2.000 y 3.000 grados.

• Tipo D : Estrellas enanas blancas. Como la luz que emiten no es su luz propia, sino de su atmosfera, no se puede usar su espectro para definir sus propiedades, cada una es diferente.

Brillo

El tipo de espectro solo no basta para definir una estrella, ya que es una clasificacion demasiado amplia. Por ello, dentro de cada clase de espectro se hace una subdivision segun el brillo. El brillo de unaestrella va de 9 (la mas apagada dentro de ese tipo) a 0 (la mas brillante); asi una estrella F2 brillara mas que una F7. Esta clasificacion solo sirve entre estrellas de una misma clase espectral, normalmente unaestrella F8 es mucho mas brillante que una K0.
 

Tamaño

Segun su tamaño las estrellas se clasifican en :
 

• Ia : Supergigante brillante
• Ib : Supergigante
• II : Gigante brillante
• III : Gigante
• IV : Subgigante
• V : Normal o enana
• VI : Subenana
• VII : Enana blanca

Y esto es todo por ahora

Por poneros un ejemplo, nuestro Sol es una estrella G2 V, una brillante estrella amarilla de tamaño medio. Espero que estos datos os sean utiles. Mi obejetivo es que cuando presenteis a vuestos jugadores una nueva estrella no os limiteis a decirles "Es... una estrella... grande... brilla..." sino que les digais, con cara de expertos, "Es una estrella de tipo F2 III, estrella enana naranja bastante luminosa", que da mucho color a una partida. Y antes de acabar quiero deciros que no soy astronomo ni un experto en astrofisica, estos datos los he sacado de diversas revistas y libros, y pueden no ser 100 % exactos. Asi que, por favor, si encontrais un tremendo error (o uno no tremendo) os agradeceria mucho que me lo señalarais para corregirlo.

Clasificación Estelar

Introducción

Al elevar la vista al cielo nocturno podemos observar cientos, miles de pequeñas luces que parecen colgar del firmamento. Una observación más profunda nos revela que no todas ellas brillan con la misma intensidad e incluso podemos intuir diferencias de tonalidades que van desde el rojizo al azulado. El presente trabajo tiene por objeto servir de introducción a los actuales sistemas de clasificación estelar, exponer sus fundamentos básicos, así como su origen y evolución histórica. Vale advertir que no será un texto breve (aun cuando solo es introductorio y de hecho haya libros enteros dedicados al tema), ni de ligera lectura, sin embargo creo que quien logre transitar hasta el final del mismo obtendrá no solo los rudimentos básicos para poder interpretar el significado de frases como, por ejemplo,mag. 6,5 O9 Iab que solemos leer en los actuales catálogos estelares, sino que además tendrá una imagen del contexto histórico que condujo finalmente a los distintos sistemas de clasificación estelar utilizados en el presente, y comprender como se complementan unos con otros.

Imagen 1 – Cielo estrellado. Crédito: gentileza de G. Hüdepohl / ESO

¿Qué es una estrella?

Antes de poder clasificar a las estrellas, debemos comenzar por definirlas. Una estrella es una esfera de plasma que en alguna etapa de su existencia genera energía mediante el proceso de fusión nuclear de Hidrógeno, el cual es convertido en Helio. Las estrellas se encuentran en un equilibrio hidrostático de fuerzas, la gravedad que atrae a la materia hacia el centro de la estrella y la presión que ejerce el plasma hacia el exterior. Dicha presión depende de la temperatura producida por las reacciones termonucleares. Debido a que el ritmo de producción de energía cambia a medida que el tiempo transcurre y el combustible comienza a agotarse, las características físicas de la estrella también lo hacen tratando de encontrar un nuevo punto de equilibrio entre las mencionadas fuerzas lo que determina la evolución de la estrella dentro de su ciclo estelar.

Imagen 2 – Estructura de una estrella. Crédito: gentileza de ESO. Traducción al español: CSEU

La masa de una estrella va desde un mínimo de 0,08 masas solares para las más pequeñas, a unas 120 masas solares para las más grandes. Las reacciones nucleares de las estrellas no solo aportan luz y calor, sino que además generan elementos más pesados que los originados en la nucleosíntesis primordial, los que en el caso de las supernovas son distribuidos por el Universo.

Dependiendo de los criterios empleados para este propósito, existen diversos sistemas de clasificación estelar.

A.- Clasificación fotométrica o por magnitudes

La fotometría es la rama de la Astronomía que se dedica a medir el brillo de los diferentes astros: estrellas, planetas, lunas, asteroides, cometas, etc.

La primera clasificación estelar de la que se tiene referencia fue realizada por Hiparco de Nicea, astrónomo y matemático griego, en el siglo II a.C. Al realizar su catálogo estelar, en el que incluyó más de un millar de estrellas, Hiparcos las clasificó según su brillo.

Esta escala originalmente dividió a las estrellas visibles a ojo desnudo, aún faltarían siglos antes de la aparición del telescopio, en 6 magnitudes. Siendo las estrellas de mayor brillo las de magnitud 1 y las de menor brillo, apenas visibles, de magnitud 6. En el año 1856 el astrónomo británico Norman Robert Pogson formalizó esta clasificación al definir que una estrella de magnitud 1 es 100 veces más brillante que una estrella de magnitud 6. De esta manera una estrella de primera magnitud es 2,512 veces más brillante que una de segunda magnitud y así sucesivamente, formando lo que se denomina una escala logarítmica. Se utiliza a la estrella Vega como referencia de una estrella de magnitud 2 para determinar el resto de los valores de la escala.

Magnitud aparente (m): Es la medida que indica que tan brillante parece un objeto en el firmamento. Su valor depende tanto de su luminosidad intrínseca como de la distancia que se encuentra al observador. El brillo aparente de un astro no es igual a su brillo real, por ejemplo, un objeto muy brillante puede tener un valor de magnitud aparente alto si se encuentra muy lejano. La magnitud aparente no nos permite comparar brillos reales, para solucionar este inconveniente es que surge el concepto de magnitud absoluta.

Magnitud absoluta (M): Se define como la magnitud aparente de un objeto, si fuera observada a una distancia de 10 parsecs (aproximadamente 32,62 años luz). En este caso todos los objetos estelares se emparejan en distancia (claro está que mediante cálculos), pudiendo de esa manera comparar sus brillos reales.

Estrella	Magnitud aparente	Magnitud absoluta
Sol	-26,72	+4,72
Sirio	-1,46	+1,42
Canopus	-0,72	-3,10
Vega	+0,04	+0,50
Rigel	+0,14	-7,1

Tabla 1 – Magnitudes aparentes y absolutas estelares

Magnitud bolométrica: Mientras que las magnitudes aparentes y absolutas dependen de la longitud de onda observada, la magnitud bolométrica mide el brillo del objeto sobre todas las longitudes de onda, y no solo las visibles. Se designa como m(b subindice) si es magnitud bolométrica aparente y M(b subindice) si es magnitud bolométrica absoluta.

Magnitud integrada: También denominada magnitud total, es la magnitud que tendría un objeto extenso, como por ejemplo una nebulosa o una galaxia, si toda la luz estuviese concentrada en una fuente puntual.

Otros sistemas de clasificación fotométrica

Además de la clasificación de magnitudes creada por Hiparco de Nicea, que desarrollamos anteriormente, existen otros muchos sistemas de clasificación fotométricos. Algunos ejemplos de ellos son:

I.- Sistemas de Banda Ancha

• Sistema Johnson-Cousins UBVRI
• Sistema Washington CMT₁T₂
• Sistema Sloan Digital Sky Survey ugriz
• Sistema Hipparcos-Tycho H_pB_TV_T
• Sistema HST WFP C₂ 160w, 336, 439, 450, 555, 675, 814

II.- Sistemas de Banda Intermedia

• Sistema Stromgren 4 colores uvby
• Sistema DDO 35, 38, 41, 42, 45, 48
• Sistema Geneva (UBB₁B₂VV₁G)
• Sistema Vilnius (UPXYZVS)
• Sistema Walraven WULBV

III.- Sistemas de Banda Angosta

• Sistema Oke AB magnitudes
• Sistema Wing 8 colores

IV.- Sistemas Infrarrojos

• Sistema Johnson-Glass JHKLMN
• Sistema MKO JHKL'M'
• Sistema 2MASS JHK
• Sistema DENIS iJK

Dada la diversidad de sistemas fotométricos existentes, solo describiremos algunos de los más utilizados y conocidos con el objeto de ilustrar como funcionan. En líneas generales todos ellos se basan en realizar mediciones, haciendo uso de algún tipo de instrumento especializado, del brillo de un objeto estelar en distintas longitudes de onda (colores) y comparándolos con un conjunto de estrellas de referencia determinar la magnitud y color del objeto en cuestión.

Sistema fotométrico UBV: También llamado Sistema Johnson o Sistema Johnson - Morgan fue desarrollado por los astrónomos Harold Lester Johnson y William Wilson Morgan en el año 1953. El mismo es un sistema de banda ancha para clasificar estrellas según magnitudes y colores. Se hace uso de tres filtros que permiten pasar únicamente una parte específica del espectro electromagnético. El filtro U (Ultravioleta) con un pico en los 360nm y un ancho de 70nm; el filtro B (azul o blue en inglés) con un pico en los 440nm y un ancho de 100nm y el filtro V (visible) con un pico en los 550nm y un ancho de 90nm. Se mide el brillo correspondiente a cada filtro y con los datos obtenidos se realizan los cálculos necesarios para obtener mediciones de magnitud muy precisas.

Sistema fotométrico UBVRI: Sobre el año 1973, el mejoramiento de la sensibilidad de los equipos astronómicos, permitió ampliar el sistema anterior a agregar dos nuevos filtros, el rojo (R) con un pico en los 700nm y un ancho de 220nm y el infrarrojo (I) con un pico en los 900nm y un ancho de 240nm.

Sistema fotométrico Kron-Cousins: Este sistema es una mejora al sistema anterior que surge una vez como consecuencia de la mejoras del instrumental. Los filtros rojo (R) para a tener su pico en los 650nm y un ancho de 100nm y el infrarrojo (I) un pico en los 800nm y un ancho de 150nm.

Como podemos apreciar, la mejora en los instrumentos astronómicos e incluso su emplazamiento en el espacio ha sido el motor de una continua evolución en los sistemas fotométricos logrando mediciones de colores y magnitudes cada vez más precisas.

B.- Clasificación espectral

La espectroscopía astronómica es el uso de técnicas espectroscópicas para la obtención y posterior estudio de espectros de los cuerpos celestes. Es una importante fuente de información, pilar de la Astrofísica, que es utilizada para averiguar propiedades de objetos astronómicos como asteroides, atmósferas planetarias, estrellas y galaxias, permitiendo -según el caso- obtener datos de su composición química, temperatura y gravedad superficial, luminosidad, tamaño, densidad, intensidad del campo magnético (efecto Zeeman), velocidad de rotación y velocidad radial, esto último gracias al efecto Doppler.

Antecedentes Históricos: Clasificaciones espectrales de Rutherfurd, Secchi, Vogel y Lockyer

En el año 1802 el físico y químico inglés William Hyde Wollaston perfeccionó el experimento de Newton de la descomposición de la luz solar adosando una estrecha rendija en la trayectoria de un rayo solar. Al hacerlo, observó que el espectro de la luz solar no era una banda continua de colores, sino que descubrió tenía unas siete líneas oscuras superpuestas al espectro solar, según consta en su paper “A method of examining refractive and dispersive powers by prismatic reflection”. Sin embargo, su interpretación del fenómeno fue errónea, dado que pensó que solo se trataba de una simple separación arbitraria entre los colores que conforman el arcoiris. 

En el año 1814, el astrónomo y fisico alemán Joseph von Fraunhofer, utilizó un telescopio acoplado a un difractómetro diseñado por él mismo, para investigar por primera vez con detalle las líneas de absorción en el espectro del Sol. Su trabajó culminó con la detallada enumeración de 574 líneas, que en su honor se denominan líneas de Fraunhofer, designando las líneas más intensas con las letras de la A (rojo) a la K (violeta). 

Imagen 3 - Líneas de Fraunhofer. Créditos Wikimedia Commons. Traducción al español: CSEU

El físico francés Alexandre Edmond Becquerel, fue un precursor en el uso de la fotografía para capturar el espectro solar. En 1842 logra con éxito su cometido, no solo retratando en una placa las líneas de Fraunhofer, sino que además, quedan impresas líneas en el espectro ultravioleta nunca antes registradas. Siguiendo la tradición de su predecesor, las bautiza con las letras I hasta P.

En 1859 mediante trabajo de laboratorio, el físico alemán Gustav Robert Kirchhoff junto al químico Robert Wilhem Bunsen, observaron que al calentar algunas sustancias estas originaban líneas brillantes (de emisión) en el mismo lugar del espectro que las descriptas por Fraunhofer. Poco después, Kirchhoff demostró que las líneas brillantes se convertían en oscuras (de absorción) cuando el gas se iluminaba por detrás con luz blanca, lo que le llevó a formular y publicar las leyes del análisis espectral:

Leyes de Kirchhoff

• Primera ley: Un sólido, un líquido o gas, denso y opaco, incandescente, emiten un espectro continuo.
• Segunda ley: Un gas enrarecido al ser excitado por calor o una corriente eléctrica emite un espectro discreto de líneas características de cada sustancia química.
• Tercera ley: Un gas enrarecido interpuesto entre una fuente continua y un observador absorberá del espectro continuo radiación de la longitud de onda que emite al ser excitado.

Imagen 4 – Leyes de Kirchhoff: Espectro continuo, de emisión y de absorción. Créditos: Comunidad Simplemente El Universo (Agradecimiento gentileza ESO imagen de fondo)

Estas leyes sentarían las bases de la espectroscopía estelar y con ella el nacimiento de la Astrofísica. Cada uno de los gases estudiados -Sodio, Litio, Potasio, Calcio, etc.- presentaban una serie de líneas de emisión características que permitían una identificación inequívoca de los mismos. En base a ello, en 1861 Kirchhoff y Bunsen trabajaron estudiando el espectro proveniente de las capas superiores de la atmósfera del Sol y fueron capaces de identificar varios elementos químicos conocidos en la Tierra. En el curso de sus investigaciones descubrieron además el Cesio y el Rubidio. Esto evidenció que los elementos que conformaban nuestro planeta eran los mismos que formaban el resto del Universo y que por medio de la espectroscopía podríamos estudiarlos.

La observación del espectro solar denota líneas de Fraunhofer propias de la superficie de la atmósfera solar como la C y F que implican la presencia de Hidrógeno, la D de Sodio, la E de Hierro, la G de Calcio, entre otras, pero también hay líneas de absorción que son provocadas por elementos de nuestra atmósfera como la A y B que están ocasionadas por el Oxígeno molecular en ella.

Línea de Fraunhofer	Longitud onda en nm	Elemento Químico
A	759,37	Oxígeno molecular
B	686,72	Oxígeno molecular
C	656,28	Hidrógeno alfa
D1	589,59	Sodio neutro
D2	589,00	Sodio neutro
E	526,96	Hierro neutro
F	486,13	Hidrógeno beta
G	431,42	Molécula CH
H	396,85	Calcio ionizado
I	393,37	Calcio ionizado

Tabla 2 - Denominación original de Fraunhofer de las líneas de absorción del espectro solar.

En 1860, el astrónomo italiano Giovanni Battista Donati, combina un espectroscopio con un telescopio y lleva a cabo estudios en quince estrellas. En 1862 publica “Intorno Alle Sine Degli Spettri Stellar”, en el que sugiere por primera vez que una clasificación física de las estrellas en base a sus espectros es posible.

En 1863 Lewis Rutherfurd Morris, abogado, astrónomo y pionero en la astrofotografía estadounidense, intenta por primera vez agrupar los espectros estelares según cierto criterio. Para ello los divide en tres grupos:

I.- Espectros que tienen muchas líneas y bandas, y se asemejan al solar. Estrellas de color amarillo a rojo. Se corresponderían a las subclases superiores de la clase espectral G del sistema MKK. Ejemplos: Capella, alfa Orionis, Aldeberan y Arcturus.

II.- Espectros totalmente diferentes al solar. Estrellas blancas. Se corresponderían a las clases espectrales B, en sus subclases superiores, hasta la clase F del sistema MKK. Ejemplo: Sirio.

III.- Espectros sin líneas. Estrellas blancas. Se corresponderían a la clase espectral B, en sus primeras subclases del sistema MKK. Ejemplos: alfa Virginis y Rigel.

El astrónomo italiano jesuíta padre Angelo Secchi sería quien tomaría la posta y daría el siguiente paso. Entre los años 1863 y 1867 observó visualmente el espectro de más de 4000 estrellas confeccionando un catálogo que utilizó un año más tarde, en 1868, para realizar su propio sistema de clasificación. Históricamente, este es considerado el primer intento serio de clasificación espectral estelar.

Según el mismo las estrellas se dividían en 4 grandes grupos:

Tipo I.- Estrellas Azules o Blancas: También llamadas “tipo Sirio” con 4 líneas de Hidrógeno: una en el rojo, otra en el verde y dos en el azul-violeta. Se observan además unas pocas líneas débiles. Se corresponden a las clases espectrales A y primeras subclases F del sistema MKK. Ejemplos: Sirio, Vega, Altair.

Tipo I – Subtipo Orión: Es una subdivisión del tipo I que se diferencia por tener líneas estrechas en vez de bandas anchas. Corresponde a la clase B del sistema MKK. Ejemplos: Rigel y Bellatrix.

Tipo II.- Estrellas Amarillas: También llamadas “tipo Solar” con muchas líneas angostas similares al espectro de Fraunhofer. Líneas de absorción de Hidrógeno, metales ionizados y metales neutros. En este caso corresponderían a las clases espectrales F, G y K del sistema MKK. Ejemplos: Sol, Arcturus, Capella.

Tipo III.- Estrellas Naranjas y Rojas: Espectros con bandas anchas, que se superponen en un espectro que se hace más débil hacia el azul. Equivalente a la clase espectral M del sistema MKK. Ejemplos: Betelgeuse, Antares.

Tipo IV.- Estrellas Rojas, parecidas a las del tipo anterior pero casi sin luz en el azul: Bandas oscuras, diferentes a las de Tipo III. Muestran bandas que se debilitan hacia el violeta. Son muy poco abundantes. Similar a las clases espectrales R y N del sistema MKK. La mayoría de ellas son lo que hoy se conoce como estrellas de Carbono. Ejemplos: R Leporis (R Lep / HD 31996 / HR 1607), La Superba (Y Canum Venaticorum / Y Cvn).

Los primeros tres grupos son los más numerosos, siendo el último el más escaso. El mismo Secchi cayó en la cuenta que esta clasificación estaba estrechamente relacionada con la temperatura de las estrellas. 

Posteriormente en 1877, por sugerencia de Edward Charles Pickering, se agregaría un nuevo grupo: Tipo V, que incluía espectros con líneas inusualmente brillantes, como las estrellas Wolf-Rayet y nebulosas planetarias. Ejemplos: Gamma Cassiopeiae y Sheliak.

Entre 1873 y 1874, el astrónomo alemán Hermann Carl Vogel desarrolla su propio sistema de clasificación espectral estelar. A grandes rasgos este era muy similar al de Ángelo Secchi, sin embargo cabe destacar como innovación, que el mismo es un temprano intento de esquematizar la evolución estelar en base a la temperatura de las estrellas (según su color). Un proyecto más que ambicioso si tenemos en cuenta que en aquella época no se tenía una clara comprensión de los procesos involucrados en la evolución estelar. Vogel reemplaza el término “tipo”, utilizado por Secchi, por el de “clase”.

Clase I.- Estrellas muy calientes con líneas de absorción débiles de vapores metálicos, se trata de estrellas blancas. Se dividen a su vez en 3 subclases:
(a) Líneas de Hidrógeno y metálicas débiles visibles.
(b) Líneas metálicas apenas visibles o ausentes; líneas de Hidrógeno débiles.
(c) Estrellas con líneas de emisión de Hidrógeno.

Clase II.- Estrellas similares al Sol con líneas de absorción fuertes. Se dividen en 2 subclases:
(a) Estrellas con numerosas líneas metálicas fácilmente reconocibles, ya sea con fuertes líneas de Hidrógeno o con débiles líneas Hidrógeno.
(b) Espectros con bandas débiles y aquellos con una serie de líneas brillantes. Esta segunda subclase incluye estrellas Wolf-Rayet, novas y variables Mira.

Clase III.- Estrellas frías caracterizadas por líneas oscuras y numerosas bandas de absorción anchas. Se dividen en 2 subclases:
(a) Bandas oscuras que son más fuertes en el rango violeta del espectro donde terminan bruscamente y se debilitan en longitudes de onda más largas.
(b) Se define por tener el comportamiento opuesto, las líneas son más fuertes en el rojo y debilitan hacia la parte violeta del espectro.

Hermann Carl Vogel confiaba en haber creado un sistema de clasificación duradero, sin embargo, el descubrimiento del Helio le obliga a revisar el mismo en 1899. La subclase Ia se divide en 3 nuevas sub-subclases, todas con líneas fuertes de Hidrógeno, sin líneas de Helio, y con líneas fuertes metálicas que van de menor a mayor en las distintas sub-subclases. La subclase Ib se modifica para incluir las estrellas de Helio, observadas sobre todo en la nebulosa de Orión -denominadas por tal motivo estrellas Orión- con líneas de absorción de Helio. Finalmente la subclase Ic se divide en 2 nuevas sub-subclases, la primera solamente con líneas de emisión de Hidrógeno y la segunda con líneas de emisión de Hidrógeno y otros elementos.

Sir Joseph Norman Lockyer, astrónomo y científico inglés, es recordado, junto al francés Pierre Janssen, como descubridor del Helio y fundador de la prestigiosa publicación Nature. Pero además, al igual que Vogel, también fue pionero en su intento de formular un sistema de clasificación de estrellas en este caso basado en su teoría de formación y evolución estelar. En 1890 publica “The Meteoritic Hypothesis: A Statement of the Results of a Spectroscopic Inquiry Into the Origin of Cosmical Systems”, donde desarrolla la hipótesis de que el Universo tiene en su haber una inconmensurable cantidad de meteoritos que al chocar entre ellos se convierten en gas. Este gas se condensa y forma las estrellas jóvenes, que obtienen su temperatura debido a la contracción de su masa. Una vez la radiación de la estrella detiene la contracción de la misma, esta ha alcanzado su máxima temperatura y comienza su proceso de enfriamiento. Como explicamos anteriormente, la Astronomía aun no había alcanzado el grado de madurez necesario como para comprender plenamente los procesos estelares, ello queda en evidencia en esta ingeniosa pero inocente idea. 

Basándose en la misma, entre 1899 y 1903, Lockyer argumenta que las estrellas pueden clasificarse según estuvieran en la rama que incrementaba o en la que decrecía su temperatura. Su esquema tenia dos dimensiones, uno de temperaturas, y el otro evolutivo, que indicaba si la estrella estaba en la rama ascendente o decreciente. Cada rama estaba subdividida en 7 partes, más una división pico donde la estrella logra su máxima temperatura. Cada una de estas divisiones lleva el nombre de la estrella prototipo que la caracteriza; a la rama ascendente le corresponden: Antares, Aldebarán, Polaris, alfa Cygni, Rigel, dseda Tau y beta Crucis. En la cima están alfa Orionis, y gamma Velorum, mientras que a la rama descendente le representan Achernar, Algol, Markab, Sirio, Proción, Arcturus y 19 Piscium. Cabe destacar que, además del precedente histórico sentado por Lockyer, en su trabajo quedaron definidos en la rama ascendente los espectros de estrellas gigantes / supergigantes y en la rama descendente los espectros de estrellas enanas.

Todas estás clasificaciones espectrales finalmente cayeron en desuso, siendo utilizadas actualmente solamente la Clasificación espectral de Harvard y la de Yerkes, que en gran medida se basa en la primera pero que la amplía en una dimensión, como veremos en las próximas dos secciones.

Clasificación espectral de Harvard

Denominada también clasificación por tipos espectrales, o sistema Draper en algunas fuentes, debe su nombre al lugar donde se originó. A finales del siglo XIX, principios del XX, el astrónomo Edward Charles Pickering, por ese entonces Director del Harvard College Observatory, utiliza y amplia una enorme colección de espectros estelares obtenidos por Henry Draper, y con la ayuda de un numeroso equipo de laboriosas mujeres (Williamina Fleming, Antonia Maury, Annie Cannon, Henrieta Swan Leavitt entre otras) -conocidas risueñamente bajo en nombre de “el harem de Pickering”- comienza el monumental trabajo de catalogación de varios miles de espectros, publicado posteriormente como el Henry Draper Catalogue (1918 y 1924 versión ampliada), un compendio de doscientas veinticinco mil trescientas estrellas, todas ellas clasificadas según el esquema de Harvard. Este trabajo sentaría las bases para esta clasificación. En un principio se utilizaron las letras del alfabeto A, B, C, … para su organización, pero a medida que avanzó el trabajo varios de estos tipos originales desaparecieron, otros se unificaron y nuevos fueron añadidos. Finalmente los tipos espectrales fueron reorganizados según la secuencia O, B, A, F, G, K, M, tal como los conocemos en la actualidad, y que daría lugar a la conocida regla mnemotécnica: "Oh, Be A Fine Girl, Kiss Me" que traducida al español sería “Oh, se una buena chica, bésame” (en nuestro idioma puede recordarse por esta otra: “Otros Buenos Astrónomos Fueron Galileo, Kepler, Messier”). Fue la astrónoma Annie Jump Cannon, parte de este equipo, a quien le debemos en gran medida la autoría de la Clasificación de Harvard. Durante la década de 1920 fue cuando quedó clara la razón física de esta clasificación: la secuencia espectral era resultado de una secuencia de temperaturas superficiales de las estrellas. A este respecto, inicialmente podríamos pensar que las diferencias en los espectros estelares están dadas en función a la composición química de cada estrella, sin embargo, en casi todos los casos -salvo algunas excepciones como las estrellas tipo R, N y S por ejemplo- son debidas a su temperatura superficial. Una vez que una estrella se ha formado su superficie se mantiene prácticamente inalterada, debido a que es en su núcleo donde se llevan a cabo los procesos de fusión y los cambios en la composición química de la estrella, pero el material del mismo raramente se mezcla con el de la atmósfera estelar.

Imagen 5 – Gráfico relación líneas y tipos espectrales. Créditos: Comunidad Simplemente El Universo (Basado en el gráfico Abell, Morrison, Wolf “Realm of the Universe” 4º Ed. Saunders 1988)

Posteriormente se dividió cada tipo espectral en 10 subtipos numerados del 0 al 9, por ejemplo O0, O1, O2... por razones prácticas. Además se agregaron nuevas letras ampliándolo (W, L, T, Y, C y S) para estrellas y objetos subestelares de menor temperatura (excepto tipo W que son estrellas supercalientes) y otros espectros menos comunes. Finalmente, el tipo D se anexó para estrellas exóticas o degeneradas y los tipos Q y P se agregaron para identificar nebulosas planetarias y novas, actualmente estos dos últimos están prácticamente en desuso.

Debido a que utilizaremos al Sol como unidad de medida para comparar la masa, radio y luminosidad de las estrellas y objetos subestelares, definiremos sus valores antes de continuar:

Masa Solar: 1,9891 x 10³⁰ kg.
Radio Solar: 6,96 x 10⁸ m.
Luminosidad Bolométrica Solar: 3,826 x 10²⁶ W.

Y teniendo en cuenta es normal en Astronomía que las temperaturas estén referenciadas en grados Kelvin, y nosotros utilizamos comúnmente grados Celsius, es que definiremos su relación de escala.

0 ºK = −273,15 ºC
ºC = ºK – 273,15

Finalmente, como explicamos anteriormente, la clasificación espectral de Harvard se basa en las características de los espectros estelares para determinar las temperaturas superficiales de las estrellas de cada tipo espectral. Los valores de masas y radios solares que fueron incluidos en los siguientes párrafos corresponden a estrellas dentro la denominada secuencia principal (clase V de la clasificación espectral de Yerkes descripta en la siguiente sección). Sin embargo, la clasificación espectral de Harvard no determina masa y radio estelar, pudiendo haber estrellas que comparten el mismo tipo espectral pero que difieran notablemente en estos aspectos, de allí la necesidad de una clasificación espectral que incluya esta nueva dimensión y la complemente.

Imagen 6 – Espectros característicos de los tipos espectrales. Créditos: R. Bell, University of Maryland y M. Briley, University of Wisconsin, Oshkosh

Tipo	Descripción	Color	Temperatura superficial (ºK)	Masa (Masas solares)	Radio (Radios solares)	Luminosidad bolométrica (Luminosidades solares)	Indice de color B-V
W	Wolf-Rayet		30.000– 200.000	≥ 20	10 – 15	≥ 100.000	-0.25
O	Super masivas		≥ 30.000	18 – 150	≥ 6,6	53.000 – 1.000.000	-0.45
B	Super masivas		10.000 – 30.000	2.9 – 18	1,8 – 6,6	54.000 – 52.500	-0,17
A	Masiva		7.300 – 10.000	1,6 – 2,9	1,4 – 1,8	6,5 – 54	0,16
F	Tipo solar		6.000 – 7.300	1,05 – 1,6	1,15 – 1,4	1,5 – 6,5	0,45
G	Tipo solar		5.300 – 6.000	0,8 – 1,05	0,96 – 1,15	0,4 – 1,5	0,70
K	Tipo solar		3.800 – 5.300	0,5 – 0,8	0,7 – 0,96	0,08 – 0,4	1,11
M	Sub solar		2.500 – 3.800	0,07 – 0,5	≤ 0,7	0,0003 – 0,08	1,61
S	Sub estrella de Carbono		2.400 – 3.500	≤ 0,8	≤ 0,7	≤ 0,001	> 2,2
C	Estrella de Carbono		2.400 – 3.200	≤ 1,1	220 – 550	≤ 0,001	> 3,0
L	Enanas marrones calientes		1.300 – 2.100	0,075 – 0,45	≤ 0,2	0,00004 – 0,0002	---
T	Enanas marrones frías		600 – 1.300	0,012 – 0,075	≤ 0,2	0,000006 – 0,00003	---
Y	Gigante gaseoso	---	< 600	≤ 0,012	≤ 0,15	< 0,000006	---
D	Enanas blancas		≤ 100.000	0,17 – 1,3	0,008 – 0,02	< 0,0004 - 100	---
Q	Nova	---	---	---	---	---	---
P	Nebulosa planetaria		---	---	---	---	---

Tabla 3 – Resumen de Tipos Espectrales (basado en Spectral Classification of Stars)

Nota: La presente tabla se aplica a estrellas dentro de la secuencia principal (clase V), no describe las temperaturas superficiales, radios y luminosidad de estrellas fuera de secuencia (gigantes y supergigantes).

Tipo W

Estrellas de Wolf-Rayet (abreviadas frecuentemente como WR). Deben este nombre a sus descubridores, los astrónomos franceses Charles Wolf y Georges Rayet (1867). Este tipo no pertenece a la clasificación original, sino que fue agregado posteriormente para dar cabida a los espectros de estas inusuales estrellas. Las WR son estrellas muy masivas, con masas superiores a 20 masas solares; temperaturas superficiales altas, que van desde los 30.000 a los 200.000 ºK; de gran tamaño, con un radio de 10 a 15 radios solares y muy brillantes y azules.

Sus espectros muestran bandas de emisión brillantes correspondientes a Hidrógeno o Helio ionizado, además de Carbono, Nitrógeno y Oxígeno. La anchura de las líneas de emisión está causada por un intenso efecto Doppler producido en los fuertes vientos de eyección. Debido a estos vientos estelares las estrellas WR sufren grandes pérdidas de masa, encontrándose muchas de ellas rodeadas de nebulosas de gas creadas presumiblemente a partir del material eyectado. También es común que formen parte de sistemas binarios junto a otras estrellas masivas. 

Son muy poco comunes, en la Vía Láctea según el Catalog of Galactic Wolf-Rayet Stars (versión 2001) existen catalogadas unas 227 estrellas WR, de las cuales 27 están en un radio menor a 30 pársecs del centro galáctico.

Imagen 7 – Ejemplos espectros tipo W. Créditos: NASA/IPAC Extragalactic Database

Las estrellas WR se subdividen en los siguientes grupos:

WN: Espectros dominados por líneas de Nitrógeno y Helio, con algo de Carbono. En el espectro óptico se observan líneas de emisión de H, N III, N IV, N V, He I, HeI I y C IV. En el espectro UV, fuerte emisión en N II, N III, N IV, N V, C III, C IV, He II, O IV, O V y Si V. Se subdividen en tipos WN2 a WN9. La letra “h” (por ejemplo WR4 (HD 96548) tipo WN8h) se utiliza para señalar líneas de emisión de Hidrógeno y “ha” (por ejemplo WR43a (HD 97950-A1) tipo WN6ha) para líneas de absorción y emisión de Hidrógeno.

WN/C: Estrellas WN con líneas fuertes en Carbono IV, están entre las estrellas WN y las WC.

WC: Espectros con líneas fuertes en Carbono y ausencia de líneas de Nitrógeno. En el espectro óptico se observan líneas de emisión de H, C II, C III, C IV, O V, He I y He II. En el espectro UV, se observa una fuerte emisión de C II, C III, C IV, O IV, O V, Si IV, He II, Fe III, Fe IV y Fe V. Se subdividen en tipos WC4 a WC9.

WO: Espectros con líneas fuertes en Oxígeno VI, con una relación C/O menor a 1. Son extremadamente raras. Se subdividen en tipos WO1 a WO4.

Algunos ejemplos de estrellas tipo W son: WR 7 (HD 56925) tipo WN4; WR 136 (V1770 Cygni) tipo WN6; WR124 (QR Sagittae) tipo WN8; WR 17 (HD 88500) tipo WC5; WR 57 (HD 119078) tipo WC 8; WR 102 (Sand 4) tipo WO2.

Tipo O

Son estrellas supermasivas con masas que oscilan entre las 18 y 150 masas solares; muy calientes, con temperaturas superficiales superiores a los 30.000 ºK; con un radio superior a 6,6 radios solares; muy brillantes de color azulado, emiten la mayor parte de su radiación en el ultravioleta..

Sus espectros presentan líneas débiles de Balmer de Hidrógeno (H), y líneas de Helio neutro (He I) e ionizado (He II) muy marcadas. También aparecen líneas débiles de Nitrógeno doblemente (N III) y triplemente (N IV) ionizado, así como Silicio doblemente ionizado (Si III). Los vientos estelares son mayores a subtipos menores.

Imagen 8 – Ejemplos espectros tipo O4 – O9 (clase V). Créditos: NASA/IPAC Extragalactic Database

Se subdividen en tipos O2 a O9. Algunos ejemplos de estrellas clase O son: HD 93129A tipo O2; Naos (HD 66811) tipo O5; HD 199579 tipo O6; HD46149 tipo O8.

Tipo B

Son estrellas supermasivas con masas que oscilan entre las 2,9 y 18 masas solares; muy calientes, con temperaturas superficiales entre los 10.000 y los 30.000 ºK; con un radio que va desde 1,8 hasta los 6,6 radios solares; muy brillantes de color azulado.

Sus espectros se caracterizan por fuertes líneas de Helio neutro (He I) y de Hidrógeno (H), además de Ca II, C II, C III, N II, N III, O II, Si II, Si IV y Mg II. 

Las estrellas B que tienen al menos una línea de Balmer de Hidrógeno en emisión se definen como estrellas Be y son muy comunes. Estas estrellas cuentan con un disco y/o una envoltura circunestelar, además de rotar rápidamente. El material circunestelar puede deberse a la pérdida de masa de la propia estrella o a la acumulación de gas de una estrella compañera. Los espectros de las estrellas Be muestran una amplia absorción He I, y complejos perfiles de líneas de Balmer de Hidrógeno. Una subclase de las estrellas Be son las estrellas de envoltura (shell), que son las estrellas Be orientadas de modo que desde nuestra perspectiva vemos un disco circunestelar de canto.

Las estrellas de tipo espectral O y B por ser muy masivas tienen una vida muy corta (en relación a otros tipos espectrales) por su voraz consumo de energía. Es debido a ello que no tienen tiempo suficiente para alejarse del seno de su nube molecular progenitora y es muy común encontrarlas en grupos de varias estrellas que se denominan asociaciones OB1, como por ejemplo la asociación OB1 de Orión.

Imagen 9 – Ejemplos espectros tipo O9 – B5 (clase V). Créditos: NASA/IPAC Extragalactic Database

Se subdividen en tipos B0 a B9. Algunos ejemplos de estrellas clase B son: Mimosa o Becrux (HD 111123) tipo B0; Hadar (HD 122451) tipo B1, Achenar (HD 10144) tipo B3; Rigel (HD 34085) tipo B8.

Tipo A

Son estrellas masivas con masas que oscilan entre las 1,6 y 2,9 masas solares; con temperaturas superficiales entre los 7.300 y los 10.000 ºK; con un radio que va desde 1,4 hasta los 1,8 radios solares; brillantes de color blanco a blanco azulado.

Sus espectros se caracterizan por fuertes líneas de Balmer de Hidrógeno, así como la aparición de líneas de metales ionizados (Fe II, Mg II y Si II) y de Ca II.

Imagen 10 – Ejemplos espectros tipo B5 – A5 (clase V). Créditos: NASA/IPAC Extragalactic Database

La mayoría de las estrellas que observamos a simple vista son de este tipo espectral. Se subdividen en tipos A0 a A9. Algunos ejemplos de estrellas tipo A son: Vega (HD 172167) tipo A0; Sirio A (HD 48915) tipo A1; Deneb (HD 197345) tipo A2; Menkalinan (HD 40183) tipo A2; Altair (HD 187642) tipo A7.

Tipo F

Son estrellas aun con masas superiores a la de nuestra estrella que oscilan entre las 1,05 y 1,6 masas solares; con temperaturas superficiales entre los 6.000 y los 7.300 ºK; su radio que va desde 1,15 a 1,4 radios solares; de color blanco amarillento.

Sus espectros se caracterizan por líneas de Balmer de Hidrógeno débiles y metales ionizados (Fe, Ca, Cr) y la aparición de las primeras moléculas, en especial CH.

Imagen 11 – Ejemplos espectros tipo A5 – G0 (clase V). Créditos: NASA/IPAC Extragalactic Database

Se subdividen en tipos F0 a F9. Algunas estrellas tipo F son: Canopus (HD 45348) tipo F0; Arrakis (HD 154906) tipo F5; Procyon (HD 61421) tipo F5; Polaris (HD 8890) tipo F8.

Tipo G

Dentro de este tipo espectral encontramos a nuestro Sol, el cual es tipo G2. Son estrellas con masas entre 0,8 y 1,05 masas solares; temperaturas superficiales que van desde los 5.300 hasta los 6.000 ºK; su radio varía entre 0,96 a 1,15 radios solares y son de color amarillo.

Sus espectros se caracterizan por líneas de Balmer de Hidrógeno más débiles que las tipo F, predominando las líneas de metales ionizados y neutros (Fe, Ca II, Na).

Imagen 12 – Ejemplos espectros tipo G0 – K5 (clase V). Créditos: NASA/IPAC Extragalactic Database

Se subdividen en tipos G0 a G9. Además de nuestro Sol, otros ejemplos de estrellas tipo G son: Alfa Centauri A (HD 128620) tipo G0; Kappa1 Ceti (HD 20630) tipo G5; 61 Ursae Majoris (HD 101501) tipo G8.

Tipo K

Son estrellas más pequeñas y frías que nuestro Sol, con masas entre 0,5 y 0,8 masas solares; temperaturas superficiales que van desde los 3.800 a los 5.300 ºK; con un radio entre 0,7 y 0,96 radios solares; de color naranja.

Sus espectros se caracterizan por líneas de Hidrógeno muy débiles y en ocasiones algunas líneas correspondientes a metales neutros (Mn I, Fe I, Si I). Estas estrellas son lo suficientemente frías como para que algunas bandas moleculares comiencen a ser prominentes CH y MgH principalmente.

Imagen 13 – Ejemplos espectros tipo K5 – M4,5 (clase V). Créditos: NASA/IPAC Extragalactic Database

Se subdividen en tipos K0 a K7. Algunos ejemplos de estrellas tipo K son: Alfa Centauri B (HD 128621) tipo K1; Epsilon Eridani (HD 22049) tipo K2; Aldebaran (HD 29139) tipo K5; 61 Cygni B (HD 201092) tipo K7.

Tipo M

Son estrellas subsolares con masas que oscilan entre las 0,07 y 0,5 masas solares; temperaturas superficiales entre los 2.500 y los 3.800 ºK; su radio es menor o igual a 0,7 radios solares; de color rojo. Son las estrellas más comunes en el Universo, pero debido a su baja luminosidad no hay enanas rojas clase M que puedan ser observadas a simple vista.

Sus espectros se caracterizan por carecer prácticamente de líneas de Hidrógeno, siendo comunes líneas de moléculas y metales neutros. El óxido de Titanio (TiO) puede formar bandas intensas en esta clase de estrellas.

Se subdividen en tipos M0 a M9. Son ejemplos de estrellas tipo M: Lacaille 8760 tipo M0; Lalande 21185 tipo M2; GJ 402 tipo M4; Wolf 359 tipo M6; LHS 2924 tipo M9.

Tipo L

Exceptuando el tipo espectral W, el resto de los tipos que describimos hasta el momento son los originales, también denominados “clásicos”, de este sistema de clasificación. El tipo L, junto a el ya descripto W que por razones de temperatura y tamaño encabeza esta secuencia, así como el resto de los tipos que veremos a continuación son tipos espectrales que se han añadido posteriormente.

También denominadas enanas marrones calientes tienen masas que oscilan entre 0,075 y 0,45 masas solares; temperaturas superficiales bajas entre 1.300 y 2.100 ºK; radio menor o igual a 0,2 radios solares; son oscuras, de color marrón, brillan principalmente en el infrarrojo. Omitimos llamarlas “estrellas” debido a que algunas de ellas son objetos subestelares, es decir por su baja masa no alcanzan a fusionar Hidrógeno en sus interiores.

Sus espectros se caracterizan por líneas de óxido de Titanio (TiO) y óxido de Vanadio (VO) débiles; bandas de hidruros metálicos FeH, CrH, CaH y de Na, K, Cs, Rb y Li.

Se dividen en tipos L0 a L9. Son ejemplos de tipo L: VW-HYI tipo L0; HD 130948B tipo L4; 2MASS0920+3517 tipo L5; 2MASS0850+1057 tipo L6.

Tipo T

Son enanas con masas aun menores a las de tipo L entre 0,012 y 0,075 masas solares; temperaturas superficiales muy bajas entre 600 y 1.300 ºK; radio menor o igual a 0,2 radios solares; oscuras, de color marrón. Suelen denominarse también como enanas marrones frías en contraposición a las enanas marrones de la clase anterior.

Sus espectros infrarrojos se caracterizan por estar dominados por fuertes líneas de moléculas de Metano (CH4), agua (H2O) e Hidrógeno molecular (H2). En su espectro óptico, dominan líneas de K y Na; así como de líneas débiles de H2O y CH4 al final del rojo óptico.

Se dividen en tipos T0 a T9. Son algunos ejemplos de enanas T: 2M0559-14 tipo T5; GL229B tipo T6; HD 42581 tipo T6.5.

Tipo Y

Algunos textos proponen e incluyen al tipo Y para clasificar a hipotéticas enanas marrones aun más frías que las de tipo T con temperaturas superficiales inferiores a 600 ºK. Debido a ser extremadamente frías son muy difíciles de detectar. La componente secundaria de CFBDSIR 1458+10 tiene una temperatura superficial de 370 ºK y WISE 1828+2650 de tan solo 300 ºK (27 ºC) y muestran líneas de absorción presumiblemente de amoníaco lo que ha suscitado una discusión si deberían ser clasificadas como Y0, sin embargo aun no es una cuestión cerrada.

Tipo S

Son estrellas con una masa menor o igual a 0,8 masas solares; con temperaturas superficiales entre 2.400 y 3.500 ºK; radio menor o igual a 0,7 radios solares; color rojo. 

Sus espectros se caracterizan por sus bandas de óxido de Circonio (ZrO) y de óxido de Titanio (TiO). Este tipo se encuentra entre las estrellas de tipo M y las de tipo C.

Imagen 14 – Ejemplos espectros tipo S. Créditos: NASA/IPAC Extragalactic Database

Se dividen en tipos S1 a S10 pero además se les añade un número para señalar la abundancia de ZrO y TiO. Algunos ejemplos de tipo S son: HD 35155 tipo S3 Zr2 Ti3; HD 216672 tipo S4 Zr1.5 Ti4; HD 64332 tipo S4,5 Zr2 Ti4.

En algunas fuentes utilizan también los tipos MS (ej. RR Carinae) y SC (ej. HD 115236 tipo SC5 Zr1 Ti0) para tipos intermedios entre los tipos S y M y los tipos S y C respectivamente.

Tipo C

Estas estrellas también denominadas estrellas de Carbono, ahora bajo la clasificación C, incluyen los antiguos tipos R y N. Son estrellas con una masa menor o igual a 1,1 masas solares; con temperaturas superficiales entre 2.400 y 3.200 ºK; pero con radios observados muy grandes; color rojo.

Las estrellas tipo C se superponen en la mayoría de los aspectos con estrellas clase G, K y M, pero se diferencian en su composición, típicamente por una concentración inusualmente elevada de Carbono. Sus espectros se caracterizan por bandas de C2 que dominan el espectro óptico y líneas fuertes de C3, CN, CH, SiC2, Ca II y NaD. 

Imagen 15 – Ejemplos espectros tipo C. Créditos: NASA/IPAC Extragalactic Database

El tipo espectral C se divide actualmente en:

C-R: Antiguo tipo R, se subdividen en tipos C-R0 a C-R6, ejemplo: BD-15 115.

C-N: Antiguo tipo N, se subdividen en tipos C-N1 a C-N9, ejemplo: IC 1644.

C-J: Fuertes bandas isotópicas de C2 y CN, ejemplo: Y Cvn.

C-H: Fuerte absorción de CH, se subdividen en tipos C-H0 a C-H6, ejemplo:V Ari.

C-Hd: Líneas de Hidrógeno y bandas CH débiles o ausentes, ejemplo: HD 137613.

Tipo D

También denominadas enanas blancas, son el núcleo colapsado de una estrella que ha llegado al fin de su ciclo y ha perdido una gran parte de su masa original, alrededor de un 20%, en una explosión de supernova; debido a los vientos estelares o a la formación de nebulosas planetarias. Dado que ya no se producen reacciones de fusión nuclear en las mismas, la presión ejercida por esta fuente termal, que mantenía a la estrella en equilibrio oponiéndose a la fuerza de gravedad, se ve fuertemente reducida lo que deriva en un colapso gravitacional. 

Las enanas blancas son objetos postestelares muy densos, con masas de 0,17 a 1,3 masas solares contenidas en un radio muy pequeño, del orden 0,008 a 0,02 radios solares. Su temperatura superficial se debe al calor residual del núcleo de materia degenerada, puede superar los 100.000 ºK inicialmente, y tardar varios millones de años en enfriarse. Su color varia a medida que su temperatura disminuye, siendo al principio blancas, de allí su denominación.

El tipo D se divide en los siguientes tipos espectrales:

DA: Su espectro característico presenta fuertes líneas de absorción de Balmer de Hidrógeno solamente, careciendo de líneas de Helio o metales.

DB: Su espectro presenta fuertes líneas de absorción de Helio I (neutro) solamente, careciendo de líneas de Hidrógeno o metales.

DC: Espectro continuo (cuerpo negro), sin líneas de absorción más profundas que el 5% en todo el espectro electromagnético.

DO: Fuertes líneas de Helio II (ionizado) con Hidrógeno molecular o Helio presente en su espectro. 

DQ: Líneas de absorción de Carbono atómico o molecular, en distintas partes del espectro.

DZ: Líneas de absorción de metales (elementos más pesados que el Helio) en ausencia de lineas de Hidrógeno y Helio.

Además pueden ir acompañadas de los siguientes símbolos:

• P: Enanas blancas magnéticas con polarización detectable.
• H: Enanas blancas magnéticas sin polarización detectable.
• X: Espectro peculiar o inclasificable.
• E: Líneas de emisión de cualquier elemento presentes.
• ?, :: Clasificación dudosa o incierta.
• V: Luminosidad variable.
• d: Polvo circunestelar. 
• C I, C II, O I, O II entre paréntesis indica la presencia de estos elementos en enanas blancas DQ.

Actualmente es práctica usual añadir a las enanas blancas indicadores de temperatura superficial y gravedad separadas por un guión bajo ( _ ). La temperatura se referencia dividiendo la temperatura superficial efectiva sobre 50.400 (redondeando a un décimo). La gravedad, que es determinada por el ancho de las líneas espectrales dominantes según cada subtipo, es un valor que oscila entre 7 y 9.

El catálogo de Enanas Blancas de la Universidad de Villanova tiene unos 14.235 objetos al 17/08/2012, algunos ejemplos de ellos son: 1RXS J; AC+58 43662; BPM92960; ESO445-271 y L1405-040B.

Tipo Q

Este tipo está prácticamente en desuso actualmente, son espectros de novas. Ejemplos de este tipo son: RS Ophiuchi; T Coronae Borealis; T Pyxidis; U Scorpii.

Imagen 16 – Ejemplos espectros tipo Q y tipo Be. Créditos: NASA/IPAC Extragalactic Database

Tipo P

Al igual que el tipo Q está en desuso actualmente, son espectros de nebulosas planetarias. Algunos ejemplos de tipo P son: NGC 2392 conocida como Nebulosa Esquimal; M57 o Nebulosa del Anillo; NGC 6543 o Nebulosa Ojo de Gato; NGC 7293 o Nebulosa de la Hélice.

Los tipos espectrales en general, pueden además ir acompañados de los siguientes símbolos:

• : : Valor espectral incierto y/o mezclado.
• … : Existen peculiaridades no descriptas.
• ! : Peculiaridad especial.
• Comp : Espectro compuesto.
• e : Presentan líneas de emisión.
• [E] : Presentan líneas de emisión “prohibidas”.
• er : Líneas de emisión con centro invertido (más débil que los bordes).
• ep : Líneas de emisión con particularidad.
• eq : Líneas de emisión con perfil P Cygni.
• ev : Emisión espectral exhibe variabilidad.
• k : Espectro con características de absorción interestelar.
• m : Características metálicas mejoradas. Se las acompaña normalmente con el o los símbolo de elementos químicos que presentan líneas fuertes (Ba, Ca, Cr, Eu, He, Hg, Mn, Si, Sr, Tc).
• n : Absorción nebulosa.
• nn : Características de absorción muy amplias debido a girar muy rapidamente.
• neb : Espectro mezclado con nebulosa.
• p : Peculiaridad específica.
• pq : Espectro similar a el de estrellas nova.
• s : Líneas de absorción “afiladas”.
• ss : Lineas muy estrechas.
• SH : Características de estrellas “shell”.
• v : Característica espectral variable (también var).
• w : Líneas débiles.

Clasificación espectral de Yerkes

Denominada también clasificación por clases de luminosidad; sistema MKK o MK. En la década de 1940 en el Observatorio de Yerkes se trabajaba en un nuevo sistema de clasificación espectral complementario al de Harvard, uno que se basaba en líneas espectrales especialmente sensibles a la gravedad estelar. En 1943 se publica el “An Atlas of Stellar Spectra, with an Outline of Spectral Classifications” o Atlas MKK, siendo sus autores los astrónomos norteamericanos Willians Wilson Morgan, Philip Childs Keenan y la Sra. Edith Marie Kellman, quien se desempeñaba como asistente de fotografía astronómica en el Observatorio de Yerkes. Este atlas comprende 55 platos, cada uno con 4 o más espectros ultravioletas tomados mediante el espectrómetro del telescopio refractor Yerkes de 40 pulgadas, que ilustra las diferencias tanto en el tipo espectral y en la luminosidad. El sistema de clasificación espectral de Yerkes se denomina a veces como sistema MKK, utilizando las iniciales de los tres autores, sin embargo, es más común referirse al mismo como sistema MK, debido a las mejoras que Willians W. Morgan y Philip C. Keenan le introdujeron en 1973 y posteriormente.

En la introducción histórica del sistema de clasificación de Harvard hicimos mención a la importante labor desempeñada en el mismo por la astrónoma Annie Jump Cannon, principal responsable del orden de los tipos espectrales que actualmente utilizamos. Ahora ha llegado el turno de reconocer el trabajo de Antonia Maury, sobrina de Henry Draper, quien luego de culminar sus estudios en astronomía y física, en 1888 se integra al “harem” de Pickering. Este le asigna el trabajo de catalogar unas 4800 placas de espectros con el fin de hacer un estudio detallado de las estrellas más brillantes. Maury considera que el sistema monodimensional ideado por Fleming y Pickering era demasiado simple para catalogar la complejidad observada en las líneas espectrales estelares. Para ello ideó un sistema de clasificación propio -sin solicitar la aprobación de Pickering- más amplio y completo. Creó 22 grupos estelares y dividió a cada grupo en tres subtipos: “a” (líneas espectrales anchas y bien definidas), “b” (líneas espectrales confusas pero de la misma intensidad que las tipo a) y “c” (las líneas de Hidrógeno y Helio estrechas y bien definidas, y de Calcio más intensas). Pickering nunca reconoció su sistema de catalogación, las diferencias entre ellos determinó que Maury abandonara el Observatorio de Harvard en 1989. Aunque volvió a trabajar en 1893 y 1895. En 1918 Maury se reincorporó bajo la dirección de Harlow Shapley, y permaneció allí hasta 1948.

En 1897 es publicado el trabajo de Antonia Maury bajo el título "Spectra of Bright Stars Photographed with the 11-inch Draper Telescope as part of the Henry Draper Memorial", sin embargo, su sistema de clasificación no ganó popularidad. Deberían pasar años antes que esta obtuviera su merecido crédito. El astrónomo danés Ejnar Hertzsprung fue uno de los responsables al observar la importancia de las subdivisiones espectrales de este sistema, que permiten determinar diversas características estelares y así poder diferenciar, por ejemplo, estrellas supergigantes de estrellas normales del mismo tipo espectral. Esta sería la base del famoso Diagrama de Hertzsprung-Russell que muestra gráficamente la relación existente entre la magnitud absoluta de una estrella y tipo espectral, y que es utilizado en astrofísica para diferenciar tipos de estrellas y estudiar la evolución estelar.

Cuando en 1943 William W. Morgan, Philip C. Keenan y Edith M. Kellman publican el sistema MKK también adoptan la idea de clasificación en subdivisiones de Maury. Ese mismo año, la American Astronomical Society concede a Antonia Maury el premio Annie J. Cannon por su sistema de clasificación estelar.

En 1953 el astrónomo Harold Lester Johnson junto a Willians W. Morgan publican el “Fundamental stellar photometry for standards of spectral type on the revised system of the Yerkes spectral atlas”, que daría origen al sistema fotométrico UBV brevemente descripto un apartado anterior.

Si el sistema de Harvard clasifica las estrellas según su temperatura superficial (color), el sistema de Yerkes lo hace por su luminosidad (magnitud absoluta). Como explicamos anteriormente, para ello se vale de líneas espectrales sensibles a la gravedad, lo que permite obtener información sobre la luminosidad, densidad y radio de una estrella. La gravedad de una estrella gigante es mucho menor en su superficie que en una enana blanca aun con masas similares, debido a que g = G M / R², siendo el radio de una gigante, por mucho, mayor que el de una enana blanca. Debido a esta diferencia en la gravedad superficial de una estrella, es que la presión y densidad de los gases en las gigantes es menor que en las enanas. Son estas diferencias las que quedan reflejadas en el ancho e intensidad de las líneas espectrales sensibles a la gravedad y que pueden ser medidas con precisión. Así, un grupo de estrellas con similar temperatura -mismo tipo espectral de Harvard- puede ser diferenciado mediante las clases de luminosidad según sus tamaños, agregando una nueva dimensión a la clasificación (temperatura - luminosidad).

Imagen 17 – Diagrama tipos y clases espectrales. Créditos: Comunidad Simplemente El Universo (basado en Wikimedia Commons)

Esta clasificación no reemplaza a la de Harvard sino que en realidad la complementa. De hecho es en la clasificación de Yerkes donde se introducen los subtipos que vimos anteriormente en el sistema de Harvard (por ejemplo, A1, A2, A3 …) otorgándole una definición observacional más precisa a cada tipo, pero además, suma a este sistema de clasificación las siguientes clases de luminosidad:

Clase I – Supergigantes: Comprende estrellas que tienen un gran volumen, masa y luminosidad. Sus rango de temperaturas superficial es muy extenso, abarcando prácticamente a todos los tipos espectrales, desde los más calientes a los más fríos. La Clase I, se subdivide a su vez en la subclase Ia, estrellas con una luminosidad de entre 10⁴ y 10⁵veces la del Sol, y magnitudes absolutas entre -5 y -8. Una subclase aun superior se ha agregado para estrellas con una luminosidad mayor a 10⁵ veces la del Sol y magnitudes absolutas que rondan -10, es la denominada Ia-0 o simplemente clase 0. La subclase Ib engloba a estrellas de menor luminosidad que las subclases anteriores; sus valores oscilan entre 5x10³ y 10⁴ veces la del Sol, y magnitudes absolutas del orden de -4 a -5. Entre los límites de las subclases Ia y Ib encontramos a la subclase Iab con estrellas con valores del orden a 10⁴ veces la luminosidad del Sol y magnitud absoluta -5.
Ia-0 – Hipergigantes o supergigantes extremadamente luminosos. Ejemplos HD 269651 (A5 0-Ia), HD 100261 (G3 0-Ia), HD 212466 (K2 0-Ia)
Ia – Supergigantes luminosos. Ejemplos HD 148546 (O9 Ia), HD 269050 (B0 Ia), HD 21389 (A0 Ia), HD 161471 (F2 Ia), HD 179821 (G5 Ia), HD 165782 (K0 Ia), HD206936 (M2 Ia)
Iab – Supergigantes. Ejemplos HD 210809 (O9 Iab), HD 96248 (B1 Iab), HD 172324 (A0 Iab), HD 236433 (F2 Iab), HD 136739 (G2 Iab), HD 50877 (K2 Iab), HD 60414 (M2 Iab)
Ib – Supergigantes menos luminosos. Ejemplos HD 8906 (F3 Ib), HD 4362 (G0 Ib), HD 9366 (K3 Ib)

Clase II – Gigantes luminosos: Son estrellas de tamaño medio, pero aun muy superiores a la del Sol. Sus temperaturas, como en la clase anterior, oscilan desde los tipos espectrales O a M. Sin embargo, son más comunes las Gigantes luminosas con temperaturas más bajas, es decir de la gama cromática del rojo. Su luminosidad abarca un rango que va desde 500 a 5x10³ veces la del Sol y magnitudes absolutas que oscilan entre -2 y -4. Se las subdivide en IIa para las más luminosas, IIb para las menos y IIab las intermedias.
IIa – Ejemplo HD 85622 (G6 IIa)
IIab – Ejemplos HD 23475 (M2 IIab), HD 172380 (M5 IIab)
IIb – Ejemplos HD 31767 (K2 IIb), HD 40239 (M3 IIb)

Clase III – Gigantes: Esta clase es una de las más pobladas del Universo. Sus estrellas son mayoritariamente del tipo G, K y M, por ello se las identifica con los colores amarillo y rojo. Su luminosidad abarca el rango de 10 a 500 veces la del Sol, con magnitudes absolutas entre -2 y +2. Como en las clases anteriores, se las subdivide en IIIa para las más luminosas, IIIb para las menos y IIIab para los casos intermedios a los dos grupos anteriores.
IIIa – Ejemplos HD 90277 (A9 IIIa), HD 89025 (F0 IIIa), HD 163917 (G9 IIIa), HD 57669 (K0.5 IIIa)
IIIab – Ejemplos HD 76827 (M3 IIIab), HD 1013 (M2 IIIab)
IIIb – Ejemplos HD 43039 (G8.5 IIIb), HD 12929 (K1 IIIb), HD 25025 (M1 IIIb)

Clase IV – Subgigantes: Son estrellas con masas y luminosidad levemente superiores al Sol. Mayoritariamente de clase G, se las identifica cromáticamente como amarillas. Son estrellas que se encaminan a convertirse en gigantes rojas, pero que aun no han alcanzado su máxima expansión. Su luminosidad es de 3 a 10 veces la del Sol y su magnitud absoluta entre +2 y +4. Se las subdividen en IVa para las más luminosas y IVb para las menos, e infrecuentemente pueden encontrarse referencias en catálogos a IVab para clases intermedias.
IVa – Ejemplo HD 175225 (G9 IVa)
IVab – Ejemplos HD 82328 (F7 IVab), HD 11443 (F7 IVab)
IVb – Ejemplos HD 198084 (G0 IVb), HD 150680 (G0 IVb w)

Clase V – Enanas (Estrellas de la secuencia principal): Es el grupo de estrellas más importante y numeroso, incluye estrellas de la masa de nuestro Sol y levemente inferiores a ella. Tiene la más amplia variación de luminosidad abarcando estrellas de 3 a 0,001 veces la luminosidad solar, y lo mismo sucede con sus magnitudes absolutas, que oscilan de +4 a +15. Abarca principalmente los tipos espectrales G, M y K por lo que se las suele denominar enanas rojas o enanas amarillas. Las subclases Vab y Vz son poco utilizadas.
Va – Enanas extremadamente luminosas. Ejemplo HD 9132 (A1 Va)
Vab – Enanas Luminosas. Ejemplo HD 142860 (F7 Vab w)
Vb – Enanas normales. Ejemplo HD 30422 (A3 Vb lambda Boo) Vz – Ejemplo LH10:3102 (O7 Vz)

Clase VI – Enanas sub secuencia principal o sub enanas (en inglés subdwarfs): es una clase poco común -al igual que la Clase VII- y se las clasifica según la siguiente subdivisión:
sd – Sub enanas (subdwarfs). Ejemplos LHS 1703 (sd K7), LSR J1447+6148 (sd M5)
esd – Sub enanas extremas (extreme subdwarf). Ejemplos LHS 3276 (esd K7), LHS 2405 (esd M5)
usd – Ultra sub enanas (ultrasubdwarfs). Ejemplos LHS 1454 (usd K7), LHS 2500 (usd M5)

Imagen 18 – Ejemplos espectros clase VI. Créditos: NASA/IPAC Extragalactic Database

Es un grupo reducido de estrellas muy similares en todos los sentidos a la clase V con excepción de su tamaño, que es considerablemente menor, por lo que a iguales temperaturas menor luminosidad. Son principalmente de tipo espectral K y su magnitud absoluta oscila entre 5 y 10.

Clase VII – Enanas blancas: más comúnmente referenciadas como sW o SW. Ejemplos PG 1047+003 (sdO9 VII He6), PG 0856+121 (sdB3 VII He0). Es un grupo estelar reducido, su temperatura es el más alto entre las enanas, siendo principalmente de las clases espectrales B, A y F de allí que se las denomine enanas blancas. Su luminosidad es muy baja, de tan solo 0,01 a 0,0001 veces las solar, debido a su reducido tamaño tienen magnitudes absolutas muy altas, siendo de los objetos estelares más oscuros obviando, claro está, a las enanas marrones y restos estelares fríos.

Según los catálogos estelares que se consulten, es común que las subdivisiones de luminosidad no sean utilizadas (en especial las de Clase II y subsiguientes) siendo en esos casos referenciadas las clases sin más, por ejemplo, A5 V o G0 IV. No todas estas clases estaban en la clasificación de Yerkes original, sino que fueron agregadas según fueron necesarias.

Las clases de luminosidad pueden estar acompañadas de los siguientes símbolos:

• – : Significa “entre”, por ejemplo, G2 I-II, es una estrella que está entre supergigante y gigante luminosa.
• + : Significa “más”, por ejemplo, O9.5 Ia+, es una estrella Hipergigante.
• / : Significa “o”, por ejemplo, M2 IV/V, es una estrella que es subgigante o enana.

El Sistema de Clasificación Espectral de Yerkes ha sido actualizado en reiteradas ocasiones posteriormente a su creación con el fin de ajustarlo a los nuevos conocimientos. Tanto William W. Morgan como Philip C. Keenan han publicado entre 1943 y hasta su muerte (1994 y 2000 respectivamente) varios artículos al respecto:

• Morgan, W.W. & Nancy G. Roman, “Revised Standards for Supergiants on the System of the Yerkes Spectral Atlas,” (1950)
• Johnson, H.L. & W.W. Morgan, “Fundamental Stellar Photometry for Standards of Spectral Type in the Revised System of the Yerkes Spectral Atlas” (1953)
• Morgan, W.W. & P.C. Keenan. “Spectral Classification,” (1973)
• Morgan, W.W., H.A. Abt, & J.W. Tapschott, Revised MK Spectral Atlas for Stars Earlier than the Sun (Yerkes Obs. & Kitt Peak Nat. Obs., Williams Bay, WI & Tucson, AZ) (1978)
• Keenan, P. C. & Pitts, R. E. “Revised MK spectral types for G, K, and M stars” (1980)
• Morgan, W.W., “The MK System and the MK Process,” (University of Toronto, Toronto) (1984)
• Keenan, P. C. “Revised MK Spectral Classification of the Red Carbon Stars” (1993)
• Keenan, P. C. & Cecilia Barnbaum “Revision and Calibration of MK Luminosity Classes for Cool Giants by Hipparcos Parallaxes” (1999)

C.- Clasificación gravitacional

En 2006, año en que se realizó su XXVI Asamblea General en Praga, República Checa, la Unión Astronómica Internacional (IAU) instaura un sistema de clasificación estelar basado en cuatro criterios gravitacionales.

Clasificación por centro gravitacional estelar

Las estrellas se clasifican según forman o no parte de un sistema estelar, es decir de un centro gravitacional estelar. Según este criterio tenemos dos grupos posibles:

Imagen 19 – Estrella binaria: Sirio A y B. Créditos: NASA/SAO/CXC

• Estrellas sistémicas: Forman parte de un sistema estelar (estrellas binarias, terciarias o múltiples).
• Estrellas solitarias: No forman parte de un sistema estelar, es decir no se encuentran acompañadas de otros objetos estelares.

Clasificación de estrellas sistémicas por posición

Las estrellas sistémicas, es decir aquellas que forman parte de un sistema estelar, se dividen según este criterio nuevamente en dos grupos:

• Estrellas centrales: Son aquellas estrellas sistémicas que actúan como centro de gravedad de otras estrellas. El resto de las estrellas parte de este sistema estelar la orbitan.
• Estrellas satélites: Son aquellas estrellas sistémicas que orbitan a la estrella central del sistema estelar.

Clasificación de estrellas por agrupación gravitacional

Considerando este criterio las estrellas se dividen según formen o no parte de un cúmulo estelar:

• Estrellas cumulares: Son aquellas que forman parte de cúmulos estelares. Las estrellas cumulares pueden ser parte de un cúmulo cerrado, es decir, las estrellas se atraen por gravedad o lo que es lo mismo mutuamente; o ser parte de un cúmulo abierto, en cuyo caso, las estrellas se atraen por gravitación en donde el centro gravitacional que orbitan es el centro de masa del cúmulo.

Imagen 20 – Cúmulo estelar globular Omega Centauri. Créditos: ESO/INAF-VST/OmegaCAM. Acknowledgement: A. Grado/INAF-Capodimonte Observatory

• Estrellas independientes: Son aquellas estrellas que no forman parte de un cúmulo estelar. Además de las estrellas solitarias, encontramos estrellas que no forman parte de un cúmulo estelar pero si de un sistema estelar, en ese caso se las denomina sistémicas-independientes.

Clasificación de estrellas por sistema planetario

Teniendo en cuenta este último criterio, las estrellas se clasifican según tengan o no un sistema planetario que las orbite.

• Estrellas únicas: Son aquellas que no tienen un sistema planetario que las circunde.

Imagen 21 – Estrellas planetarias: Impresión artística del sistema planetario alrededor de la enana roja Gliese 581. Créditos: ESO

• Estrellas planetarias: Son aquellas que poseen un sistema planetario (cualquier cuerpo celeste no estelar, por ejemplo, planetas, asteroides, cometas) del cual ellas son centro gravitacional.

D.- Clasificación por población

Esta clasificación estelar se debe al astrónomo alemán Wilhelm Heinrich Walter Baade. En la década de 1940 estudiaba con el telescopio de Monte Wilson (California, Estados Unidos) la galaxia de Andrómeda cuando descubrió que las estrellas del bulbo galáctico eran rojas mientras que la de los brazos eran azules. Bautizó a estas últimas como de Población I y las del bulbo como Población II.

Esta clasificación estelar se basa en ciertas características físicas como su ubicación dentro de la galaxia, sus órbitas respecto a la misma y el contenido de elementos pesados.

Población I: Son aquellas estrellas que se encuentran en el disco de la galaxia y siguen órbitas aproximadamente circulares respecto a su centro. Son ricas en elementos pesados que fueron diseminados en las nubes estelares que le dan origen por la explosión de supernovas de la Población II.

Población II: Estas estrellas son las que se encuentran en el bulbo y halo de la galaxia. Aquellas que forman el halo, incluyendo los cúmulos globulares, suelen tener órbitas muy elípticas y apartados del plano galáctico. Otra característica de estas estrellas es su bajo contenido de elementos pesados en comparación a las de la Población I, principalmente las que conforman el halo. Estas estrellas son más antiguas que las de Población I.

Población III: Si bien aun no se han observado estrellas de este tipo, se cree que básicamente por motivos técnicos (actualmente no poseemos telescopios lo suficientemente potentes para observar estrellas tan antiguas y por lo tanto alejadas de nosotros), estas serían la primera generación de estrellas que surgieron tras el Big Bang. Debido a que el gas en las que se formaron no contenía más que pequeñas trazas de elementos apenas más pesados que el Helio, su contenido de elementos pesados original era nulo.

Así las estrellas de Población I, II y III se formaron en épocas cada vez más tempranas respectivamente. Cabe finalmente aclarar que esta clasificación ha sufrido posteriormente nuevas subdivisiones y ajustes en un intento de readaptarla a un modelo más realista de la evolución galáctica.

Algunas consideraciones finales

En el presente artículo se ha referenciado los principales sistemas de clasificación estelar, los criterios sobre los que se basan, y la historia que hay detrás de ellos. El ingenio humano nos ha llevado de clasificar las estrellas simplemente según su brillo, a crear toda una ciencia -la Astrofísica- gracias a la espectroscopia, que ha logrado librar aquel escollo aparentemente insuperable que sobre 1830, y en palabras del filósofo positivista francés Augusto Comte, se manifestaba de forma tajante: “jamás sabremos de qué están hechas las estrellas”, por lo que la ciencia debería eliminar de sus objetivos “algo que las enormes distancias nos impedirán saber jamás”.

Este texto a demandado una ingente cantidad de tiempo y trabajo de investigación antes de poder ver la luz, y si bien pienso cumple con el propósito con que fue concebido, es preciso aclarar que al compararlo con otros similares es posible puedan apreciarse sutiles diferencias, las cuales son debidas principalmente a ambigüedades que en ocasiones existen en las diversas fuentes consultadas. Solo para citar algunos ejemplos que ofrezcan claridad sobre este asunto, en distintos catálogos estelares es posible obtener una clasificación espectral diferente para una misma estrella, también sucede que según la fuente consultada los límites de temperatura, masa, radio, etc. para los tipos espectrales pueden variar de unas a otras, y eso solo por citar un par.

La cantidad de protagonistas históricos que participaron en la creación de sistemas de clasificación estelares es tan amplia, que es prácticamente imposible nombrarlos a todos así como a sus aportes, pudiendo el lector disentir con quien escribe dada la ausencia de alguno de ellos que considere que por su importancia no debiera haber sido omitido.

Aquellos más avezados en estos temas, pueden que hayan notado que si bien se nombran como precedentes históricos los sistemas de clasificación de Vogel y Lockyer basados en la evolución estelar, solo se hace una mención muy somera del Diagrama de Hertzsprung-Russell, sin embargo este hecho tiene una razón de ser: debido a su importancia y extensión pienso que es merecedor de un artículo exclusivo que to tenga como eje y esté dedicado a describir el ciclo vital de las estrellas.

Mucho hemos ganado en conocimientos desde Hiparco de Nicea hasta la actualidad, pero también es cierto, que lejos estamos del final del sendero y mucho queda aun por aprender. Simplemente el Universo es un lugar asombroso y te invitamos a seguir investigando de la mano de la ciencia sus apasionantes secretos.