Estrellas - tipos

binaria de contacto a una estrella binaria cuyas componentes están tan próximas que llenan sus lóbulos de Roche,¹ llegando a tocarse o a fusionarse de manera que comparten su capa exterior de gas. Un sistema binario en donde ambas componentes comparten las capas exteriores puede llamarse «binaria de sobrecontacto» (overcontact binary en inglés).^2 3 Prácticamente todas las binarias de contacto sonbinarias eclipsantes;⁴ las binarias eclipsantes de contacto son conocidas como variables W Ursae Majoris, cuyo arquetipo es la estrella W Ursae Majoris.⁵

En la siguiente tabla se recogen algunas binarias de contacto ordenadas según su magnitud aparente máxima:

Nombre	Tipo espectral de la estrella principal	Período orbital (días)	M2/M1*	Magnitud máxima	Magnitud mínima
ε Coronae Australis	F2V	0,5914	0,11	4,74	5,00
44 Bootis	G2V	0,2678	0,56	5,80	6,40
V2388 Ophiuchi	F3V	0,8023	0,29	6,25	6,55
S Antliae	A7V	0,6483	0,87	6,40	6,92
AW Ursae Majoris	F2V	0,4387	0,08	6,83	7,13
HT Virginis	F8V	0,4077	0,81	7,06	7,48
W Ursae Majoris	G2V	0,3336	0,47	7,75	8,48
GR Virginis	F8V	0,3470	0,12	7,80	8,25
AG Virginis	A8V	0,6427	0,31	8,35	8,93
SV Centauri	B2	1,6581	0,84	8,71	9,98
V870 Arae	F8	0,3998	0,08	9,00	9,39
XY Leonis	K2V	0,2841	0,50	9,45	9,93
RZ Tauri	A8V	0,4157	0,36	10,08	10,71
EF Draconis	F9V	0,4240	0,16	10,48	10,82

binaria espectroscópica es una estrella binaria en donde las dos componentes están tan próximas entre sí, o tan alejadas de la Tierra, que no pueden ser resueltas con la vista, ni siquiera utilizando poderosos telescopios. Sin embargo, su naturaleza binaria puede establecerse por el desplazamiento Doppler de sus líneas espectrales.

Al girar sobre el centro de masas común, la estrella sucesivamente se acerca y se aleja de la línea de visión. Este movimiento genera en el espectro combinado de las dos estrellas una oscilación regular o desdoblamiento de sus líneas espectrales. Las binarias espectroscópicas con líneas dobles presentan dos conjuntos de líneas que oscilan con fases opuestas, cada uno correspondiente a una estrella. Las binarias espectroscópicas con una serie de líneas muestran la oscilación de un único grupo de líneas, debido a que la estrella secundaria es muy tenue.

Mizar A fue la primera binaria espectroscópica descubierta en 1889 por Edward Charles Pickering. Su período orbital es de 20,5 días y ambas componentes son aproximadamente igual de luminosas. En la siguiente tabla se recogen algunas de las binarias espectroscópicas más conocidas:

Nombre	Denominación de Bayer	Período orbital	Variable Eclipsante
Deneb Algedi	δ Capricorni	1,02278 días	Si
Menkalinan	β Aurigae	3,9600 días	Si
BD +36 3317	no tiene	4,30216 días	Si
Zeta Centauri	ζ Centauri	8,024 días	No
Subra	ο Leonis	14,5 días	No
Mizar A	ζ Ursae Majoris	20,5 días	No
Kappa Velorum	κ Velorum	116,65 días	No
Mufrid	η Bootis	494 días	No
Furud	ζ Canis Majoris	675 días	No
Talitha Borealis A	ι Ursae Majoris	4028 días	No
Alhena	γ Geminorum	12,6 años	No

estrella blanca de la secuencia principal (denominada también estrella de tipo-A de la secuencia principal o enana blanca A) es una estrella de tipo espectral A y clase de luminosidad V que se encuentra en la fase evolutiva -al igual que en el Sol- de donde su energía proviene de la fusión del hidrógeno en helio. Estas estrellas tienen espectros que están definidos por fuertes líneas de absorción del hidrógeno de Balmer así como líneas de metales ionizados. Tienenmasas de 1.4 a 2.1 veces la masa del Sol y temperaturas superficiales entre 7.600 y 11.500 K. Ejemplos de estrellas blancas brillantes de la secuencia principal y cercanas al Sistema Solar son:Altair (A7 V), Sirio A (A1 V) y Vega (A0 V).

Este tipo de estrellas no deben de ser confundidas con las enanas blancas, que son remanentes estelares de escasa masa.

Estrellas espectrales estándar

El sistema revisado del Yerkes Atlas enumera una densa cuadrícula de estrellas enanas espectrales estándar de tipo-A, pero no todas ellas han llegado hasta nuestros días como estándares. Los "puntos de anclaje" y la "calibración estándar" del sistema de clasificación espectral de Morgan–Keenan entre las estrellas enanas de tipo-A de la secuencia principal, es decir, aquellas estrellas estándar que han permanecido sin cambios a lo largo de los años y las que pueden ser consideradas como definidoras del sistema son: Vega (A0 V), gamma Ursae Majoris (A0 V) y Fomalhaut (A3 V). La revisión de la clasificación MK por Morgan y Keenan en 1973 no proporcionó ninguna calibración estándar entre los tipos A3 V y F2 V. HD 23886 se sugirió como una estándar de tipo A5 V en 1978. Richard Gray y Robert Garrison ofrecieron las más recientes contribuciones a la secuencia espectral de enanas de tipo-A en un par de escritos en 1987 y 1989. En ellos enumeran una variedad de enanas espectrales estándar de tipo-A de lenta y rápida rotación, incluyendo HD 45320 (A1 V), HD 88955 (A2 V), 2 Hya (A7 V), 21 LMi (A7 V) y 44 Ceti (A9 V). Además de las estándares MK previstas en los escritos de Morgan y en los documentos de Gray & Garrison, también se ve de vez en cuando a delta Leonis (A4 V) enumerada como una estándar. No hay estrellas estándar A6 V y A8 V publicadas.

Planetas

Sirio A, ejemplo de estrella blanca de la secuencia principal. Abajo a la izquierda, puede apreciarse a la pequeña estrella Sirio B.

Las estrellas de tipo-A son jóvenes (por lo general unos pocos cientos de millones de años) y muchas emiten radiación infrarroja más allá de lo que se esperaría de la estrella sola. Este exceso de radiación infrarroja es atribuible a la emisión de polvo a partir de un anillo de fragmentos donde se forman los planetas. Los estudios indican que los planetas masivos se forman comúnmente alrededor de las estrellas de tipo-A, aunque estos planetas son difíciles de detectar por el método deespectroscopia Doppler. Esto se debe a que las estrellas de tipo-A rotan muy rápidamente, lo que hace que sea muy difícil de medir los pequeños desplazamientos Doppler inducidos por planetas en órbita ya que las líneas espectrales son muy amplias. Sin embargo, con el tiempo, este tipo de estrellas masivas se convierten en gigantes rojas muy frías que giran más lentamente y, por lo tanto, los desplazamientos pueden ser medidos utilizando el método de la velocidad radial. A principios de 2011 se encontraron unos 30 planetas tipo Júpiter alrededor de estrellas gigantes de tipo-K incluyendo: Pollux, Errai y Edasich. Estudios por medición Doppler en torno a una amplia variedad de estrellas indican que 1 de cada 6 estrellas tienen el doble de la masa del Sol y están orbitadas por uno o más planetas del tamaño de Júpiter, frente a 1 de 16 para estrellas similares al Sol.

Estrellas de tipo-A conocidas que tienen planetas incluyen a: Fomalhaut, HD 15082, Beta Pictoris y HD 95086 b.

Estrellas blancas de la secuencia principal más cercanas

En la siguiente tabla se recogen las estrellas blancas de la secuencia principal a menos de 77 años luz de la Tierra.

Nombre	Denominación de Bayer	Tipo espectral	Masa (soles)	Distancia (años luz)	Notas
Sirio A	Alfa Canis Majoris	A0-1 Vm	2,02	8,6
Altair	Alfa Aquilae	A7 V-IV	1,7	16,7	¿Subgigante?
Fomalhaut	Alfa Piscis Austrini	A3 V	2,3	25,1
Vega	Alfa Lyrae	A0 V	2,135	25,3
Denébola	Beta Leonis	A3 V	1,75	36,2
Cástor Aa	Alfa Geminorum Aa	A1 V	2,4	51,6
Cástor Ba	Alfa Geminorum Ba	A2-5 V	1,9	51,6
	Alfa Circini	A-F1 IV-Vp	1,8	53,5	¿Subgigante?
Duhr	Delta Leonis	A4 V	2,2	57,7
	Iota Centauri	A2 V	2,5-2,6	58,6
Sheratan A	Beta Arietis	A5 V	~ 2	59,6
	Beta Pictoris	A5 V	1,8	62,9
	Zeta Leporis	A2-3 V	1,9	70,2
	Épsilon Serpentis	A2 Vm	1,85	70,3
Heze	Zeta Virginis	A3 V	1,9	73,2
Alphecca	Alfa Coronae Borealis	A0 V	2,7	74,7
	Kappa Phoenicis	A7 Vn	2,9	76,7

estrella Bw a una estrella de tipo espectral B con líneas de helio débiles en su espectro. Son estrellas B que, de ser clasificadas según su color, tendrían líneas de helio demasiado débiles para la clasificación, y que, de ser clasificadas según sus líneas de helio, tendrían un color demasiado azul para su tipo espectral. Estas estrellas también son conocidas como estrellas con líneas débiles de helio (helium-weak starsen inglés).

α Sculptoris está clasificada como estrella Bw; θ Hydri, 3 Centauri, 30 Capricorni, 36 Lyncis, 40 Geminorum, TX Leporis, NW Puppis y OV Geminorum son otras estrellas de este tipo.