Universidad de Dogomka

CLASIFICACIÓN ESTELAR 

DE HARVARD-YERKES

 

En los artículos sobre la descripción de las constelaciones, comienzo a realizar descripciones de estrellas de cada constelación y uno de los datos que aporto es el tipo de estrella (o clase espectral), en esta entrada trato de aclarar en que consiste procurando presentar una imagen básica y sucinta para que pueda ser entendida por todos. 

En 1859, R.W. Bunsen y G.R. Kirchhoff presentaron las bases para interpretar la composición química de un objeto analizando su luz a través de un espectroscopio y en 1865 nace la astrofísica al acoplar al telescopio provisto de placa fotográfica, el espectroscopio, siendo el Sol, la primera estrella estudiada. El brillo de las estrellas y su medición en magnitudes indujo a creer en que era posible conocer las distancias a las estrellas si todas son iguales, pero las estrellas son muy diferentes entre sí según Herschel, la fotometría apareció gracias a que Pierre Bourguer en el siglo XVIII ideó una fuente luminosa variable para poder ser compararla con la luz de la estrella observada y medir con exactitud su magnitud visual aparente. En 1836 Steinheil dedujo que las magnitudes se corresponden al logaritmo del brillo y en 1856 Pogson propuso la escala de magnitudes, donde 5 magnitudes corresponden a una diferencia de brillo de 100, en 1857 Zöllner desarrolló el astrofotómetro permitiendo la creación de catálogos fotométricos precisos redefiniendo el concepto de magnitud estelar, En el siglo XIX aparecerieron los grandes catálogos estelares como el Bonner Durchmusterung (BD) y el Córdoba Durchmusterung (CD), el Potsdamer Durchmusterung fue concluido en 1906 y desde 1887 se realiza el primer gran átlas fotográfico del cielo, un trabajo que se prolongó por más de 50 años con la colaboración de los más importantes observatorios del mundo, fotografiándose más de 6 millones de estrellas, galaxias y nebulosas. Con la fotografía se descubrió la magnitud fotográfica más sensible a la región azul del espectro visible y la comparación con la visual es el denominado índice de color. Entre 1879 y 1907 bajo la dirección de Pickering fue elaborado el catálogo Harvard Revised Photometry (HR) y en 1890 la Universidad de Harvard publica el primer catálogo de espectros estelares a partir del legado de Draper. Los primeros modelos evolutivos aparecieron a finales del s. XIX, en 1872 se creía que las estrellas recién constituidas lo hacían como estrellas azules y paulatinamente se enfrían hasta convertirse en rojas, En 1874 Vogel diseñó una clasificación estelar evolucionistas ordenadas por sus temperaturas superficiales, y Secchi en 1877 comparó los espectros de 4.000 estrellas, concluyendo cuatro clases de estrellas: blanco-azuladas, amarillas, anaranjadas y rojas, confirmando el modelo de Vogel. 2 En la década de los 1880, Ritter elaboró las bases de la astrofísica estelar aunque su modelo evolutivo fue contrario al vigente, sostuvo que las estrellas nacen como rojas y van aumentando su temperatura a lo largo del tiempo hasta alcanzar un máximo como estrella azul para posteriormente ir apagándose como estrella roja. Lockyer partiendo de la hipótesis meteórica como origen de la formación estelar, la condensación de material eleva la temperatura al punto de volatilizar los átomos para descomponerlos en subpartículas más elementales, adelantándose a su tiempo con esta concepción del átomo, la estrella alcanza su máxima temperatura para iniciar un lento enfriamiento y contracción, establece un modelo evolutivo con forma de campana invertida, las estrellas jóvenes se sitúan en la parte izquierda y las más viejas en la parte derecha de la gráfica. Monck al comparar movimientos propios con tipos espectrales estima las luminosidades relativas, descubriendo en 1892 que las estrellas amarillas son menos luminosas que las rojas, en contra de lo que se creía y además que hay dos clases de estrellas amarillas, unas de débil luminosidad y cercanas (enanas amarillas) y otras de gran luminosidad y lejanas (gigantes amarillas) que no podía deducirse aún del estudio de los espectros, sin embargo, a principios del siglo XX, Maury observó que las franjas de los espectros para un mismo tipo de estrella, las hay finas o anchas, los espectros de finas líneas corresponden con un modelo teórico de una estrella de baja gravedad, al contrario de los espectros de anchas líneas, que tiene una alta gravedad, así concluye con la existencia de estrellas gigantes y enanas. A partir del catálogo de Draper, Williamina P. Fleming basándose en la intensidad de las líneas de Balmer del hidrógeno y las líneas H y K del calcio, clasifica a las estrellas en 13 tipos, nombrándolas desde la A hasta la N, exceptuando la J para evitar confusión con la I. Cannon mediante la clasificación de Draper-Fleming ordena la secuencia alfabética de los tipos en función de la temperatura estelar obteniendo 8 tipos fundamentales: O, B, A, F, G, K, M, N dentro de cada uno de ellos añadía un dígito numérico de 0 a 9 para caracterizar el grado de variabilidad dentro de un mismo tipo, también conservó otros tipos menores como P, Q, R, S de Fleming, esta clasificación entró en vigor a partir del nuevo catálogo de Henry Draper (HD) entre 1918 y 1924 y publicado en 9 volúmenes.

Ejnar Hertzprung detectó estrellas enanas y gigantes para los últimos tipos espectrales G, K, M ; así concluye que existen dos ramas evolutivas: 1. Rama de las gigantes (minoritaria) 2. Rama de las enanas (principal) Y la clasificación estelar se completa informando a qué tipo de estrellas pertenece un mismo espectro, distinguiéndose por luminosidad se formaron ocho tipos: Ia, Ib, II, III, IV, V, VI y VII. La clasificación de Harvard fue complementada con la de Yerkes, la actualmente en vigor clasificación Harvard-Yerkes, que ha incorporado nuevos tipos como las estrellas Wolf-Rayet, WR, las más calientes de todas con más de 50.000º K, otros subtipos menores del tipo M, como las estrellas de carbono: C y S, o las enanas marrones frías como: L, T, Y. El modelo clasificatorio y evolutivo de las estrellas fue finalmente establecido gracias al descubrimiento del Diagrama de Hertzprung-Rusell (Diagrama H-R) que tiene una importancia tan crucial para la astrofísica estelar como la Tabla Periódica de los Elementos para la química. En 1913, Henry Norris Russell coincidió con Hertzprung al confeccionar un diagrama luminosidad/tipo espectral (o magnitud absoluta/temperatura) donde al situar una amplia muestra de estrellas analizadas encuentra cuatro regiones específicas dentro de la tabla, por un lado, la amplia mayoría de las estrellas se posicionan en la diagonal secundaria denominada secuencia principal, las estrellas gigantes se encuentran en dos regiones de la parte superior, a la izquierda, las supergigantes y a la derecha, las gigantes y en el extremo inferior izquierdo y central se sitúan las enanas blancas. Se confirma que las estrellas más frías (tipos G, K y M) las pueden haber gigantes o enanas. Tratando estadísticamente esta información, el camino evolutivo que sigue una estrella depende de su masa inicial al formarse, las estrellas de mayor masa pasan por la mayoría de estadios y las de menor masa, se incorporan en un punto intermedio de la secuencia principal en función de su temperatura y color iniciales. El diagrama H-R determina la edad de un grupo de estrellas, aplicado sobre cúmulos estelares, sean abiertos o globulares, la distribución de estas en el diagrama aporta una información fidedigna sobre la edad de las estrellas que lo componen y la evolución que han tenido a lo largo de su existencia.

Durante el siglo XX y parte del XXI, se han ido descubriendo nuevos tipos estelares completando la original, así tenemos las estrellas muy calientes de más de 50.000 K, las estrellas Wolf-Rayet y su notación es WR ; (W) ; (O), otros tipos de estrellas (enanas marrones) muy frías y a medio camino entre planeta o estrella son L, T, Y y dentro del rango de las M, están las estrellas de carbono de los tipos C y S.

Yerkes aportó además una clasificación complementaria para las estrellas en función de su luminosidad, en consecuencia, en función de su masa y volumen, estableciendo los tipos:

Tipo Ia   Supergigantes muy luminosas

Tipo Ib   Supergigantes menos luminosas

Tipo II   Gigantes luminosas

Tipo III  Gigante

Tipo IV  Subgigantes

Tipo V   Enanas tipo Sol (estrellas de la secuencia principal)

Tipo VI  [SD=sub-dwarf]  Sub-enanas blancas

Tipo VII [D = dwarf]   Enanas blancas

Posteriormente, a finales del siglo XX, se establece un tipo correspondiente a estrellas hipergigantes a las que se les asigna: 0 o Ia+

Tipo 0 o Ia+ Estrellas hipergigantes

La clasificación Harvard-Yerkes se basa en la siguiente codificación:

A9NNN

A=Tipo espectral: algunas letras del alfabeto latino en mayúscula.

9 = Subtipo espectral: dígito de 0 a 9

NNN(a) = Clase de luminosidad: Números romanos y en algún caso acompañado de una letra minúscula a o b (Clasificación de Yerkes)

EJEMPLO DE CLASIFICACIÓN DE ESTRELLAS Y SU EXPLICACIÓN

EJEMPLO 1 : El Sol es de la clase G2V

G= Estrella amarilla de secuencia, temperatura 5.800º K (aprox.)

2 = Subtipo espectral, está muy cerca de la típica estrella G

V = Clase de luminosidad 5.ª correspondiente a las estrellas enanas de la secuencia principal

EJEMPLO 2 : Alpheratz o Sirrah es de la clase  B8IVp(Hg-Mn)

B= Estrella blanco-azulada gigante de temperatura 13.000º K (aprox.)

8 = Subtipo espectral, está muy cerca de la típica estrella blanca A, por eso, su color es más blanco que azulado, correspondiente al tipo B.

IV = Clase de luminosidad 4.ª correspondiente a las estrellas subgigantes, de varias masas solares, en concreto, Alpheratz tiene 5 masas solares y un volumen mucho mayor que el Sol.

Aquí se añade una característica especial:

p (Hg-Mn) = Presenta rayas abundantes e intensas de mercurio y manganeso

 CLASES ESPECTRALES DE LAS ESTRELLAS

 (ordenados de menor a mayor temperatura superficial)

Tipo Y o subenanas marrones muy frías con temperatura ambiente, en torno a los 300º K (temperatura del cuerpo humano) irradian con un máximo en el infrarrojo y en su espectro se aprecia la presencia de amoniaco. 

Ejemplo de estrella Tipo Y: Wise 1828 con una temperatura superficial de 25º C (298º C).

Tipo T o enanas marrones frías con temperaturas entre 250º y 1.000º K irradian con un máximo en el infrarrojo y en su espectro se aprecia la presencia de metano.

Tipo L o enanas marrones, que son más frias que las de tipo M, temperaturas entre 1.300º y 2.000º K irradian con un máximo en el infrarrojo, aparecen metales alcalinos como litio o sodio y moléculas como fluoruros metálicos.

Tipo C estrellas de carbono por su gran abundancia, son de color rojo intenso y su temperatura varía entre 2.400º y 3.200º K en el rango de temperatura de las de tipo M. Ejemplo: RS Cygni.

Tipo S estrellas de carbono, de mayor abundancia que las de tipo C, circonio y óxido de vanadio, son de color rojo granate y su temperatura varía entre 2.400º y 3.500º K en el rango de temperatura de las de tipo M. 

Ejemplo: π1 Gruis (la estrella más rojiza que se conoce).

Tipo M, son las estrellas más frías: 2.000 a 3.500º K, de color rojizo, tienen una alta metalicidad y óxido de titanio. 

Estrellas tipo: Betelgeuse, Próxima centauri, Menkar y Antares.

Tipo K con temperaturas entre 3.100 y 4.800º K, de color anaranjado, destacan las rayas del calcio, su alta metalicidad y óxido de titanio.

Estrellas tipo: Aldebarán, Albireo A.

Tipo G con temperaturas entre 4.800º y 6.000º K, de color amarillento, aparecen las rayas del hidrógeno (serie de Balmer), metalicidad, y algunas moléculas sencillas. 

Estrellas tipo: Capella, Sol.

Tipo F con temperaturas entre 6.000º y 7.000º K, de color blanco, encontramos hidrógeno, hierro, estroncio, magnesio y titanio. 

Estrellas tipo: Polaris, Mirfak.

Tipo A con temperaturas entre 7.000º y 10.000º K, de color blanco con tonos azulados, aparecen las rayas del calcio II y helio I, destacando fundamentalmente el hidrógeno. 

Estrellas tipo: Sirio, Vega, Deneb, Altair.

Tipo B con temperaturas entre 10.000º y 20.000º K, de color azul, destacan hidrógeno y helio, metales ionizados. 

Estrellas tipo: Rigel, Régulo y Spica.

Tipo O con temperaturas entre 20.000º y 40.000º K, de color azul, aparecen las rayas de helio II, nitrógeno, carbono y oxígeno. 

Estrellas tipo: Alnitak, Meissa, AE Aurigae, σ Orionis, μ Columbae.

Tipo WR o estrellas Wolf-Rayet, alcanzan temperaturas superiores a los 50.000º K,  color azul-violáceo, irradian con un máximo en el ultravioleta, aparecen helio, nitrógeno, carbono y oxígeno altamente ionizados, no hay presencia de rayas del hidrógeno. 

Estrellas tipo: γ Velorum, θ Muscae, CD Crucis.