El sol es una estrella tipo G2V, un enano amarillo y una estrella de secuencia principal.
Las estrellas se clasifican por sus espectros (los elementos que absorben) y su temperatura. Hay siete tipos principales de estrellas. En orden de disminución de la temperatura, O, B, A, F, G, K y M.
Las estrellas O y B son poco comunes pero muy brillantes; Las estrellas de M son comunes pero tenues.
Una mnemónica fácil para recordar esto es: «Oh, sé un buen chico/chica, bésame».
El diagrama Hertzsprung -Russell (H -R) es un gráfico que planea el color de las estrellas (tipo espectral o temperatura de la superficie) frente a su luminosidad (brillo intrínseco o magnitud absoluta). En él, los astrónomos trazan el color, la temperatura, la luminosidad, la luminosidad, el tipo espectral y la etapa evolutiva. Este diagrama muestra que hay 3 tipos muy diferentes de estrellas:
- La mayoría de las estrellas, incluido el sol, son «estrellas de secuencia principal», alimentadas por la fusión nuclear que convierte el hidrógeno en helio. Para estas estrellas, cuanto más calientes son, más brillantes. Estas estrellas están en la parte más estable de su existencia; Esta etapa generalmente dura unos 5 mil millones de años.
- A medida que las estrellas comienzan a morir, se convierten en gigantes y supergigiantes (por encima de la secuencia principal). Estas estrellas han agotado su suministro de hidrógeno y son muy antiguos. El núcleo contrata a medida que las capas externas se expanden. Estas estrellas eventualmente explotarán (convirtiéndose en una nebulosa planetaria o supernova, dependiendo de su masa) y luego se convertirán en enanos blancos, estrellas de neutrones o agujeros negros (nuevamente dependiendo de su masa).
¿Cómo se clasifican las estrellas según su tamaño y luminosidad?
En astronomía, la clasificación estelar es la clasificación de estrellas basada en sus características espectrales. La radiación electromagnética de la estrella se analiza dividiéndola con un prisma o rejilla de difracción en un espectro que exhibe el arco iris de colores intercalados con líneas espectrales. Cada línea indica un elemento químico o molécula particular, con la resistencia de la línea que indica la abundancia de ese elemento. Las fortalezas de las diferentes líneas espectrales varían principalmente debido a la temperatura de la fotosfera, aunque en algunos casos existen verdaderas diferencias de abundancia. La clase espectral de una estrella es un código corto que resume principalmente el estado de ionización, dando una medida objetiva de la temperatura del fotosfero.
La mayoría de las estrellas se clasifican actualmente bajo el sistema de Morgan -Keenan (MK) utilizando las letras O, B, A, F, G, K y M, una secuencia del más popular (tipo O) al más genial (tipo M). Cada clase de letra se subdivide utilizando un dígito numérico con 0 que es más popular y 9 es más genial (por ejemplo, A8, A9, F0 y F1 forman una secuencia de más sexy a más frío). La secuencia se ha ampliado con clases para otras estrellas y objetos estrella que no encajan en el sistema clásico, como la clase D para enanos blancos y clases S y C para estrellas de carbono.
En el sistema MK, se agrega una clase de luminosidad a la clase espectral utilizando números romanos. Esto se basa en el ancho de ciertas líneas de absorción en el espectro de la estrella, que varía con la densidad de la atmósfera y, por lo tanto, distinguen las estrellas gigantes de los enanos. Luminosity Clase 0 o IA+ se usa para hipergiants, clase I para supergigiantes, clase II para gigantes brillantes, clase III para gigantes regulares, clase IV para subgigantes, clase V para estrellas de secuencia principal, clase SD (o VI) para subdwarfs y Clase D (o VII) para enanos blancos. La clase espectral completa para el sol es entonces G2V, lo que indica una estrella de secuencia principal con una temperatura de superficie de alrededor de 5,800 K.
La descripción del color convencional tiene en cuenta solo el pico del espectro estelar. En realidad, sin embargo, las estrellas irradian en todas las partes del espectro. Debido a que todos los colores espectrales combinados aparecen blancos, los colores aparentes reales que el ojo humano observaría son mucho más claros de lo que sugerirían las descripciones de color convencionales. Esta característica de ‘ligereza’ indica que la asignación simplificada de colores dentro del espectro puede ser engañosa. Excluyendo los efectos del contraste de color en la luz tenue, en las condiciones de visualización típicas no hay estrellas verdes, cias, índigo o violetas. Los enanos «amarillos» como el sol son blancos «, los enanos rojos» son un tono profundo de amarillo/naranja, y las enanas «marrones» no parecen literalmente marrones, pero hipotéticamente parecerían tenue rojo o gris/negro a un observador cercano.
¿Cómo se puede clasificar a las estrellas?
Las estrellas que se encuentran en NGC 3532 muestran una rica variedad de colores y brillo. Crédito de la imagen: ESO/G…. [+] Beccari.
Eche un vistazo a un cielo nocturno oscuro, y lo encontrará iluminado por cientos o incluso miles de puntos de luz centelleantes individuales. Si bien pueden parecer, para un ojo inexperto, a todos los mismos, excepto, tal vez, algunos parecen más brillantes que otros, una apariencia más cercana revela una serie de diferencias intrínsecas entre ellos. Algunos de ellos parecen más rojos o más azules que otros; Algunos son intrínsecamente más brillantes o más débiles, incluso si están a la misma distancia; Algunos tienen tamaños físicos más grandes que otros; Algunos tienen porcentajes mayores o menores de elementos pesados en ellos. Durante mucho tiempo, los científicos no sabían cómo funcionaban las estrellas o qué hacía que un tipo sea diferente de otro. Sin embargo, a principios del siglo XX, todas las piezas se unieron para descubrir exactamente cómo se deben clasificar las diferentes estrellas, y se lo debemos todo a una mujer de la que quizás no hayas oído hablar: Annie Jump Cannon.
Annie Jump Cannon sentado en su escritorio en el Observatorio de Harvard College, en algún momento a principios del siglo XX… [+]. Crédito de la imagen: Institución Smithsonian de los Estados Unidos.
Con un cielo lo suficientemente bueno y un observador entrenado, o con un telescopio de calidad, una mirada a las estrellas muestra inmediatamente que vienen en diferentes colores. Debido a que la temperatura y el color están tan estrechamente relacionados: calienta algo y brilla rojo, luego naranja, luego amarillo, blanco y, eventualmente, azul a medida que subes la temperatura, tiene sentido que los clasifique en función del color. Pero, ¿dónde harías esas divisiones y esas divisiones encapsularían toda la física y astrofísica importantes? Sin más información, no habría un sistema bueno y universal en el que todos estarían de acuerdo. Pero el estudio del color en la astronomía (fotometría) se puede aumentar dividiendo la luz en longitudes de onda individuales (espectroscopía). Si hay átomos neutros o ionizados en las capas más exteriores de la estrella, absorberán parte de la luz a longitudes de onda particulares. Estas características de absorción pueden agregar una capa adicional de información y conducir al primer sistema de clasificación útil.
¿Qué es la luminosidad y el brillo de las estrellas?
« El que se esfuerza por tocar las estrellasOft tropieza con una pajita ».
– Edmund Spenser
- La luminosidad es la velocidad a la que un
La estrella irradia energía en el espacio. - El brillo aparente es la velocidad en
que la energía irradiada de una estrella llega a un observador en la tierra. - El brillo aparente depende tanto de la luminosidad como de
distancia.
Sabemos que las estrellas están constantemente emitiendo fotones en todos
direcciones. Los fotones llevan energía con ellos.
La tasa a la que los fotones llevan la energía del
Star se llama luminosidad de la estrella.
La luminosidad se mide con frecuencia en vatios (es decir,
Joules por segundo). Sin embargo, dado que las estrellas son muy
luminoso, es más conveniente medir sus luminosidades
En unidades de la luminosidad del sol, 3.9 x 1026 vatios.
¿Cómo podemos determinar la luminosidad de una estrella? A diferencia de
bombillas, las estrellas no están estampadas con una etiqueta proclamando
su potencia. Supongamos que apunta a su telescopio a una estrella.
Puede determinar la velocidad a la que los fotones de un
Star Deposit Energy dentro de su telescopio, pero su telescopio
es muy pequeño y muy lejos de la estrella, y
así recoge solo una fracción minúscula de todos
Los fotones que emite la estrella.
ojos) no es luminosidad, sino una diferente
Cantidad, llamada brillo aparente.
El aparente brillo de una estrella es la velocidad a la que
La energía (en forma de luz) llega a su telescopio,
dividido por el área del espejo o lente de su telescopio.
(Es importante normalizar el resultado dividiendo
por el área del espejo, todas las demás cosas son iguales,
un espejo el doble de grande recolectará el doble de energía).
El brillo aparente se mide así en vatios por cuadrado
metro.
¿Qué características se utilizan para clasificar alas estrellas?
El espectro de una estrella contiene información sobre su temperatura, composición química e intrinsicluminosidad. Los espectrogramas asegurados con un espectrografía de hendidura consisten en una secuencia de imágenes de la hendidura a la luz de la estrella a longitudes de onda sucesivas. La resolución espectral adecuada (o dispersión) podría mostrar que la estrella es miembro de un sistema binario cercano, en rotación rápida, o tiene una atmósfera extendida. La determinación cuantitativa de su composición química se hace posible. La inspección de un espectro de alta resolución de la estrella puede revelar evidencia de un campo magnético fuerte.
Las líneas espectrales se producen mediante transiciones de electrones dentro de átomos o iones. A medida que los electrones se acercan o más lejos del núcleo de un átomo (o de un ion), se emite o absorbe energía en forma de luz (u otra radiación). Las líneas D de sodio amarillo o las líneas H y K de calcio ionizado (vistos como líneas de absorción oscura) se producen mediante saltos cuánticos discretos de los niveles de energía más bajos (estados terrestres) de estos átomos. Sin embargo, las líneas de hidrógeno visibles (la llamada serie Balmer; Serie SEESPECTRAL LINE) se producen mediante transiciones de electrones dentro de los átomos en el segundo nivel de energía (o primer estado excitado), que se encuentra muy por encima del nivel del suelo en energía. Solo a altas temperaturas hay un número suficiente de átomos mantenidos en este estado por colisiones, radiaciones, etc. para permitir que ocurra un número apreciable de absorciones. A las bajas temperaturas de la superficie de una estrella enana roja, pocos electrones poblan el segundo nivel de hidrógeno y, por lo tanto, las líneas de hidrógeno son tenues. Por el contrario, a temperaturas muy altas, por ejemplo, la de la superficie de una estrella gigante azul, los átomos de hidrógeno son casi todos ionizados y, por lo tanto, no pueden absorber o emitir ninguna radiación de línea. En consecuencia, solo se observan líneas de hidrógeno oscuras débiles. Los rasgos característicos de los metales ionizados como el hierro a menudo son débiles en estrellas más calientes porque las transiciones de electrones apropiadas implican niveles de energía más altos que tienden a estar más escasamente poblados que los niveles más bajos. Otro factor es que la «niebla» general, u opacidad, de las atmósferas de estas estrellas más calientes aumenta considerablemente, lo que resulta en menos átomos en las capas estelares visibles capaces de producir las líneas observadas.
El espectro continuo (como distinto de la línea) del sol se produce principalmente por la fotodisociación de iones de hidrógeno cargados negativamente (H -), es decir, átomos de hidrógeno a los que se une un electrón extra. En la atmósfera del Sol, cuando H- se destruye posteriormente por fotodisociación, puede absorber energía en cualquiera de un rango completo de longitudes de onda y, por lo tanto, produce un rango continuo de absorción de radiación. La principal fuente de absorción de luz en las estrellas más calientes es la fotoionización de los átomos de hidrógeno, tanto a nivel del suelo como desde niveles más altos.
Los procesos físicos detrás de la formación de espectros estelares se entienden lo suficientemente bien para permitir determinaciones de temperaturas, densidades y composiciones químicas de atmósferas estelares. La estrella estudiada más extensamente es, por supuesto, el sol, pero muchos otros también han sido investigados en detalle.
Las características generales de los espectros de las estrellas dependen más de las variaciones de temperatura entre las estrellas que de sus diferencias químicas. Las características espectrales también dependen de la densidad de la materia atmosférica absorbente, y la densidad a su vez está relacionada con la gravedad superficial de una estrella. Las estrellas enanas, con excelentes gravedades superficiales, tienden a tener altas densidades atmosféricas; Los gigantes y los supergigiantes, con bajas gravedad de la superficie, tienen densidades relativamente bajas. Las líneas de absorción de hidrógeno proporcionan un caso en cuestión. Normalmente, un átomo no perturbado irradia una línea muy estrecha. Si sus niveles de energía son perturbados por partículas cargadas que pasan cerca, irradia a una longitud de onda cerca de su longitud de onda característica. En un gas caliente, el rango de perturbación de las líneas de hidrógeno es muy alto, de modo que la línea espectral irradiada por toda la masa de gas se extiende considerablemente; La cantidad de desenfoque depende de la densidad del gas de una manera conocida. Las estrellas enanas como Sirius muestran características de hidrógeno amplias con extensas «alas» donde la línea se desvanece lentamente en el fondo, mientras que las estrellas supergigantes, con atmósferas menos densas, muestran líneas de hidrógeno relativamente estrechas.
Artículos Relacionados:
