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Clasificación espectral.
Diagrama HR.
Dr. Lorenzo Olguín R.
Universidad de Sonora
Espectro estelar l 
La mayor parte de la información 4sica de las estrellas viene en mayor o menor medida dada por el espectro. l 
Espectro: Distribución del flujo de energía con respecto a la longitud de onda. Es decir, es una medida de cuántos fotones le tocan a cada intervalo de energía. Espectro del Sol
Clasificación de Harvard l 
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La clasificación espectral actualmente en uso, fue desarrollado en el Observatorio Harvard (EEUU) a principios del siglo XX. El trabajo lo comenzó Henry Draper. En honor a él se nombró un extenso catálogo estelar (1918-­‐1924): Catálogo Henry Draper (estrellas con nombre HD) El catálogo conSene la clasificación de 225,000 estrellas hasta magnitud 9. La clasificación se basa principalmente en líneas sensibles a temperatura: líneas de Balmer, de helio neutro, de hierro, dobletes H y K del calcio, etc. A los tipos espectrales se le asignaron letras letras del
alfabeto: A, B, C, D...
Con el tiempo se vio que podían relacionarse con la
temperatura efectiva Teff. En orden decreciente de Teff son:
C
O
B
A
F
G
K
M
S
Adicionalmente:
Q Nova
P Nebulosa Planetaria
W Wolf-Rayet
C Clase temprana de tipos R y N
C-S Son ramas paralelas a G-M, sólo difieren en la
composición química de la superficie.
Memorizar la clasificación espectral de Harvard puede ser un poco complicado, por lo que se han inventado nemotecnias que faciliten este proceso. A conSnuación se muestra una de las más populares: O Oh B Be A A F Fine G Girl (Guy) K Kiss M Me Clase
Color
Tef
Azul
20,000
35,000
Líneas de átomos
ionizados muchas
veces: He II, C III, N
III, O III, Si IV
Se observa He I
Líneas de H I débiles
Azul-blanco
15,000
Se observa O II, Si
II, Mg II
He I (4030) más fuerte en B2
luego se vuelve débil y
desaparece en B9.
Línea Ca II K se vuelve
visible en B3. H I se vuelve
más intenso.
Blanco
9,000
H I muy intensas en A0 y
dominan el espectro,
luego se vuelven más
débiles.
Las líneas H y K del Ca II se
vuelven más intensas.
He I invisible. Comienzan a
aparecer líneas de metales
neutros.
Blancoamarillo
7,000
H I se vuelve débil.
H y K del Ca II fuertes.
Líneas de muchos otros
metales parecen más claras
e intensas: Fe I, Fe II, Cr II,
Ti II
Amarillo
5,500
H I líneas débiles
H y K fuertes en G0.
Metales se vuelven fuertes.
Se observa claramente la
banda G.
Se observan líneas de CN
en estrellas gigantes.
Amarillonaranja
4,000
Dominado por líneas de
muchos metales.
H I insignificantes.
Ca I 4227 visible claramente.
H, K, G fuertes.
TiO se vuelven visibles en
K5.
Rojas
3,000
Muchas líneas de
metales neutros.
Ca I 4227 muy fuerte
TiO se vuelven fuertes.
Muy roja
(estrellas de
C)
3,000
Bandas moleculares
fuertes: C2,CN,CH,TiO
Líneas como en K y M.
O
B
A
F
G
K
M
C
Clase
Características de las líneas
Color
Tef
Características de las líneas
SubSpos espectrales l 
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Aunque la clasificación de Harvard inicial incorporaba elementos 4sicos de las estrellas, aún no era lo suficientemente fina como para señalar aspectos más específicos de algunas estrellas. Por eso se introdujeron los sub+pos Cada Spo espectral se subdividió en 10 sub+pos. De esta manera, se Sene O → O 0, O 1, O 2, ..., O 8, O 9 B → B 0, B 1, B 2, ..., B 8, B 9 ... M → M0, M1, M2, ..., M8, M9 l 
La temperatura disminuye al aumentar el valor del subSpo Clasificación de Yerkes l 
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La clasificación de Harvard toma en cuenta la temperatura, pero para tener una mejor clasificación debemos tomar en cuenta la luminosidad de las estrellas. La clasificación bidimensional (T,L) fue propuesto por W. W. Morgan, P.C. Keenan y E. Kellman del observatorio de Yerkes (se le conoce como sistema MKK o clasificación de Yerkes). La versión modificada posterior de este sistema se conoce como MK. Clases de Luminosidad Además de los Spos espectrales de Harvard, se definen seis clases de luminosidad: Ia supergigantes más luminosas Ib supergigantes menos luminosas II gigantes luminosas III gigantes normales IV subgigantes V estrellas de secuencia principal • 
• 
La clase de luminosidad se define a partir de líneas
espectrales que dependen fuertemente de la gravedad
superficial estelar, que está fuertemente relacionada
con la luminosidad.
La aceleración gravitacional de estrellas de la misma
masa, es mayor en una estrella enana que en una
gigante:
g = GM/R2
Estrellas con espectros peculiares l 
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Wolf-­‐Rayet (WR): Estrellas masivas con vientos de alta velocidad Be : estrellas con líneas en emisión P Cygni : perfiles de línea peculiares Am : A magnéScas Ap : A peculiares – espectro muestra líneas de Serras raras y elementos pesados Ba : B con bario, estroncio y Serras raras Ejercicio l 
Ordene las siguientes estrellas de acuerdo a su temperatura efecSva (Teff), desde la más fría a la más caliente: – 
– 
– 
– 
– 
– 
l 
HD 201578 A9V HD 435627 M2V SAO 16279 G5V BD+23 1635 M7III SAO 11728 F4V HD 12345 K5I ¿Cuál es la estrella más brillante? ¿Cuál es la más débil? Respuesta l 
Ordenadas por Teff (menor a mayor): M7III, M2V, K5I, G5V, F5V, A9V l 
La más brillantes: HD 12345 K5I l 
La más débil: HD 435627 M2V Diagrama Hertzprung-­‐Russell (o simplemente diagrama HR) Temperatura
Una cantidad física
Luminosidad
Otra cantidad física
Primer diagrama
Tipo espectral vs
Magnitud absoluta
H.N. Russell,
Nature, 93, 252, 1914.
Estrellas
conocidas en el
diagrama HR
Luminosidad
Evolución de una estrella en el HR
t4
t6
t5
t3
t2
t?
t1
Temperatura
Evolución futura del Sol
Se encienden las
reacciones nucleares
Dirección de contacto: lorenzo @ astro.uson.mx l 
Página Web del curso: www.astrosen.unam.mx/~lorenzo/Cursos/Intro_Astronomia l