Estrellas: Clasificación

Clasificación de Secchi

La primera clasificación de estrellas de acuerdo a su espectro data de la década de 1860, cuando el astrónomo italiano Ángelo Secchi las catalogó en cuatro tipos diferentes: blancas o azules, amarillas, anaranjadas, rojas. Al saber el tipo de una estrella, el astrónomo podía conocer su color, temperatura y su ubicación dentro de la evolución estelar.

Tipos de estrellas definidas en la clasificación de Secchi

Tipo	Descripción
I	Son estrellas de color blanco o azul por lo que se puede inferir que son extremadamente calientes. Es la clase más numerosa de las cuatro, por su espectro se puede saber que presentan gran intensidad de hidrógeno y helio (los metales son muy raros) y que son muy densas. Algunos ejemplos son Sirius (la más brillante del firmamento) y Vega.
II	Comprende a las estrellas amarillas, se encuentran a mitad de camino entre las estrellas frías y las calientes. A diferencia del tipo anterior, dominan los metales sodio, hierro y magnesio, mientras que el hidrógeno y helio no se presentan con demasiada intensidad. Son el segundo grupo más numeroso siendo el 40% de la totalidad de estrellas. Las más conocidas son Arturo y el Sol.
III	Están entre las estrellas más frías siendo de color naranja. Su espectro indica fuerte presencia del carbono, óxidos de manganeso y de titanio; a estos últimos dos se les atribuye el hecho de que las bandas oscuras del espectro presentan una degradación hacia el rojo. Las estrellas más prominentes de este tipo son Antares y Betelgeuse.
IV	El tipo más frío, y también el más escaso. Son estrellas rojas, aunque muchas veces se confunden con el tipo anterior se distinguen debido a que el la degradación hacia el rojo es inversa: es hacia el violeta. Otra diferencia es que no presentan líneas de absorción, la más destacada es 19 Pisces de sexta magnitud (en el límite de la visión humana).

Hay que destacar que Secchi no fotografiaba los espectros, sino que hacia observaciones visuales de estos dificultando la tarea. Por eso, con le llegada de la cámara fotográfica, se pudieron apreciar muchos más detalles y, lo que es más importante, se podía guardar los espectros para estudiarlos detenidamente.

Clasificación Harvard

El sistema Harvard fue desarrollado por Edward Pickering, Annie Cannon y Williamina Fleming a principios de 1900. Se basaron en fotografías, obtenidas con un espectrógrafo, de cientos de miles de estrellas que publicaron en el famoso catálogo Henry Draper (abreviado como HD) entre 1918 y 1923.

Estos las clasificaron en siete tipos diferentes conocidos como tipos espectrales; cada uno de ellos se identifica por su composición, la diferencia con el sistema utilizado por Secchi es que este tenía en cuenta el brillo y color de la estrella.

Tipos espectrales definidos en la clasificación Harvard

Tipo espectral	Descripción
O	Son las estrellas más calientes, sus temperaturas oscilan entre los 30.000 y 40.000ºC; a pesar de esto, muy pocas de ellas son visibles a simple vista. Están compuestas principalmente por helio ionizado debido a sus altísimas temperaturas que lo hacen posible.
B	Les estrellas que caen dentro de este tipo presentan helio neutro y se puede apreciar la absorción del hidrógeno (aunque no tan intensa como en el tipo A) por lo que son extremadamente calientes, su temperatura varía de 12.000 a 25.000ºC aproximadamente. Debido a que no tienen suficiente temperatura como para ionizar el helio, este se halla en estado neutro. Un claro ejemplo es Rigel que, al igual que muchas estrellas del tipo B, es muy luminosa y visible a simple vista.
A	Este es un grupo muy numeroso de estrellas, tienen temperaturas del orden de los 8.000 a 12.000ºC debido a que tienen gran intensidad de hidrógeno, de hecho, son el tipo espectral que tiene más intensidad de hidrógeno. También tienen algunos metales ionizados. Son muchas las estrellas que pertenecen a este tipo, destacándose Sirius y Vega.
F	Su temperatura ronda los 7.000ºC. aun se aprecian rayas del hidrógeno, aunque débiles. Por otro lado, tienen más rayas de absorción de metales como el calcio, magnesio y el hierro. Varias estrellas brillantes pertenecen a este grupo, como por ejemplo Canopus y Procion.
G	También conocido como tipo solar puesto que el Sol pertenece a este grupo. Su temperatura comprende los 4.000º y 6.000º y se observan muchas rayas espectrales correspondientes a metales (cerca de 12.000 en el Sol) destacándose por su intensidad calcio II, hidrógeno aunque muy débil y otros metales neutros. Como ya se mencionó, el sol pertenece a este tipo, sumándose a Capella y Alpha Centauri.
K	Están compuestos principalmente por metales neutros como el óxido de titanio que se manifiestan en bandas de absorción por estar en estado molecular. Sus temperaturas rondan los 4.000ºC y sus estrellas más conocidas, por ser muy brillantes, son Aldebarán y Arturo.
M	Al igual que el tipo anterior, presenta óxido de titanio en estado molecular. Esta formado por las estrellas más frías que comprenden temperaturas entre los 2.000º y 3.500ºC. Son de color rojo o anaranjado, algunas estrellas que se pueden observar simple vista son Betelgeuse y Antares.

Cada tipo es divisible en diez subtipos diferentes, añadiendo un número del 0 al 9, así, una estrella de tipo espectral B5 estaría a mitad de camino entre B y A. Por otro lado, muchos astrónomos advierten que ineficaz realizar una división tan diversificada.

Recientemente se han añadido más tipos espectrales, como W, C (primitivamente dividida en R y N), S, P y Q. Pero estos se tratan normalmente como tipos espectrales paralelos.

Secuencia Harvard

Como por lo general la composición de las atmósferas de las estrellas son similares, los espectros presentarán grandes diferencias cuando tienen temperaturas distintas. Por eso se utiliza lo que se conoce como la secuencia Harvard que es la sistematización de los tipos espectrales en orden decreciente de temperaturas. De esta forma, la secuencia queda así: O, B, A, F, G, K, M siendo las O las más calientes y las M las más frías.

A pesar de que, como ya se dijo, se han agregado más tipos espectrales debido a que son tipos espectrales paralelos, la secuencia Harvard no ha variado aunque si bien se puede encontrar con las letras restantes.

Clasificación MKK

La forma de clasificar a las estrellas más reciente, y actualmente en uso, es el sistema MKK. Este no reemplaza al anterior, sino que lo complementa porque a la letra con que se etiquetaba a una estrella que correspondía al tipo espectral, también se le agrega un número romano indicando su clase de luminosidad. Además de saber la temperatura y composición de una estrella mediante el tipo espectral, también se conoce su tamaño, densidad y masa por la clase de luminosidad. Estrellas muy grandes tienen una densidad relativamente muy baja en las regiones externas, de dónde el espectro proviene; por esta razón, cuanto más luminosidad tiene una estrella, las líneas de absorción del espectro son más angostas.

A mediados del siglo XX, los científicos Morgan, Keenan y Kellman notaron que algunas estrellas que caían dentro de una mismo tipo espectral, tenían líneas de absorción de diferente longitud. Por esto, desarrollaron el sistema MKK que incluía, además de la letra correspondiente al tipo espectral, un número romano (del I al VII) que aumenta cuanto más ancha es la línea de absorción.

Tipos de estrellas definidas en la clasificación MKK

N°	Descripción
I	Supergigantes
II	Gigantes brillantes
III	Gigantes
IV	Sub-gigantes
V	Enanas de la secuencia principal (del diagrama HR)
VI	Sub-enanas
VII	Enanas blancas

Algunas clases, especialmente la I, se subdividen en a, b, y ab para especificar algunas particularidades Por ejemplo, Ia es una supergigante más brillante que Ib. El Sol pertenece a las enanas de la secuencia principal siendo, según este sistema de clasificación, una estrella G2V.