Download Anexo:Estrellas brillantes más cercanas

GUIA MENZEL- TABLAS 7-8 (y 3)
0. INTRODUCCIÓN
La magnitud aparente y el color de las estrellas más brillantes son dos cualidades que han sido motivo de observación y curiosidad desde los primeros tiempos de la
astronomía. Para los antiguos astrólogos, la intensidad de su luz y su matiz cromático era una símbolo de su influencia sobre los acontecimientos de los indivíduos y las
sociedades. Estas estrellas recibieron la atención de los pueblos nómadas y navegantes de Oriente y Occidente. En Europa y Asia Central fueron los árabes quienes
difundieron la astronomía heredada del Mediterráneo y Oriente Medio. No se limitaron solamente a transmitir sinó que también elaboraron precisos catálogos estelares
avanzando enormemente en el conocimiento de los movimientos aparentes de los astros y su distribución en el cielo.
El sistema de constelaciones que actualmente utilizamos procede básicamente de las fuentes griegas ampliadas y refundidas por los árabes, añadiéndose a finales del siglo
XIX varias figuras celestes cercanas al polo austral, completando la lista de las 88 constelaciones admitidas por la UAI, cuyos límites geométricos se establecieron en el Atlas
de Delporte (1930).
Más allá de los mitos, leyendas y artes predictivas de la antigüedad, la utilidad para orientarse en las inmensidades de los desiertos o en el mar era la aplicación práctica
más importante. En el hemisferio norte el conjunto formado por Ursa Major-Ursa Minor-Cassiopeiae proporciona los mejores medios para determinar nuestra dirección y
posición. En los desiertos del norte de África he tenido la oportunidad de compartir con diferentes etnias su conocimiento del cielo, cuya transmisión oral se ha mantenido
durante siglos. Así, cerca del macizo del Akakus (Libia) pudimos orientarnos por Archernar (Eridanus) y Polaris (Ursa Minor), o por estrellas de la constelación de Grus (La
Grulla), que eran las mismas que se utilizaban para las caravanas que se dirigían a Argel o Tombuctú. Las Pleiades o Aldebaran (Taurus) y el Cinturón de Orion son también
referentes de primer orden. Cierta tradición tuareg parece dividir el cielo dividido en camellos, el más pequeño de los cuales coincide con nuestra constelación de
Camelopardalis (La Girafa), que realmente contemplada en los extraordinarios cielos oscuros de la Hamada el Homra (Libia) sugiere en efecto la silueta de este animal. A
medida que descendemos hacia el Ecuador, surgen estrellas nuevas, cobrando gran importancia Sirius (Canis Major) o Canopus (Carina, parte de Argus) que son la primera y
segunda más brillantes del firmamento, solo superadas por determinados planetas. Continuando hacia el hemisferio austral son las bellas estrellas de Centaurus y Crux las
referencias obligadas.
Los modernos sistemas de posicionamiento global, nos han hecho olvidar en buena parte que hasta hace pocas décadas, marcar una ruta o determinar las coordenadas
geográficas de un punto sobre la Tierra era un producto directo de la astronomía de posición. Véase a título de ejemplo el Atlas Brown (1867) que resuelve todas aquellas
cuestiones aplicadas a la navegación de forma manual, hoy innecesarias gracias al posicionamiento global (GPS). No obstante todavía se considera imprescindible que un
patrón o capitan de navío conozca la navegación astronómica, así como en otras facetas de formación de expedicionarios o militares. Cuando toda la tecnología falla, el
cielo sigue estando allí arriba. Hoy en día existen aplicaciones para ordenadores y telefonía móbil que permiten orientarse en el cielo con facilidad, aunque conozco muchos
fracasos directos en estos intentos cuando no se posee alguna ayuda humana cercana. Reconocer las constelaciones puede ser una tarea más larga de lo que se presupone,
sobre todo ahora que solo lo rápido e instantáneo parece ocupar un luguar destacado en la escala de valores. Observar el cielo debe poder ser una actividad no ligada al
estrés de la inmediatez, y quizás por ello me he planteado este pequeño manual para observar las estrellas más brillantes.
¿Qué entendemos por las estrellas más brillantes (E+B)?
Convencionalmente se admite que unas 6.000 estrellas pueden ser visibles sin ayuda óptica si pudiéramos ver a la vez todo el cielo, algo imposible. Para las ciudades
polucionadas este límite cae drásticament a unas pocas decenas, para ciudades medias se amplia algo y para los espacios oscuros se llega frecuentement a los verdaderos
límites del ojo humano. Las estrellas estan ordenadas por su brillo o magnitud aparente, que es una combinación de las características intrínsecas de las estrellas y la
distancia a la Tierra. Las más brillantes posee magnitudes cercanas a -1, 0, +1, las que se encuentran en la frontera de visibilidad rondan la magnitud +6. La escala es
logarítimica y cada orden de magnitud significa que una estrellas és 2,5 veces más brillante que la siguiente. En la antigüedad no había concenso y muchos catálogos
aplicaban escalas distintas lo que ha provocado confusiones de localización y denominación. Actualmente, Vega (Alfa Lyrae) se considera que tiene magnitud 0 (cero).
La determinación de las magnitudes se realiza hoy en día con sensibles dispositivos electrónicos, que permiten precisar hasta la milésima de magnitud. El ojo humano
puede con práctica establecer diferencias de 0.1 dependiendo del color de la estrella y su altura sobre el horizonte. Durante buena parte del siglo XIX y mediados del XX, el
método de comparación de Argelander fue empleado en trabajos de gran envergadura, como la Uranometria Argentina de Gould. Cada noche, con el lápiz y el cuaderno de
notas, los miembros del equipo del observatorio de La Plata (Córdoba, Argentina) establecían las diferencias de grado con estrellas patrón. Para una explicación detallada
del significado de las magnitudes aparentes y su interés en la estructura de nuestra galaxia puede consultarse Astronomía en Montaña: cómo observar la Vía Láctea (Tobal
2003)
Las tablas de estrellas brillantes suelen poner el límite en la magnitud +3 (Efemérides de la SAF), totalizando 89 estrellas de ambos hemisferios. La cifra puede variar
ligeramente al actualizarse nuevos datos. En este caso, he realizado la selección a partir de la Guía Menzel a la que ya he dedicado otros estudios analíticos. En el apartado
siguiente se dan los detalles metodológicos.
El objetivo de localizar y observar las estrellas más brillantes es triple: aproximarnos a las constelaciones de un modo sencillo, permitiendo orientarse por la totalidad del
cielo en ambos hemisferios, conocer algo sobre sus características físicas y finalmente, explorando su entorno inmediato a través de los prismáticos o pequeños telescopios
profundizar en las diferentes regiones de nuestra galaxia. Y por supuesto, podemos añadir un cuarto y no menos importante: disfrutar de un espectáculo a nuestro alcance
sin intermediarios ni cuotas mensulaes, recuperar algo del conocimiento tradicional y si con ello nos surge una nueva afición, tendremos todos los ingredientes para poner
algo de distancia a la tecnodepencia, por más que esto resulte ya prácticamente imposible.
1. LAS ESTRELLAS MÁS BRILLANTES EN LA GUÍA MENZEL
El color de las estrellas puede ya inferirse a simple vista, solo hay que comparar Arcturus (Bootes) con Spica (Virgo), Betelgeuse con Rigel (Orion), o Castor con Pollux
(Geminis) para darse cuenta que no son ni mucho menos iguales. La seqüencia és sutil y de hecho podemos pasar del extremo azul al rojo sin grandes sobresaltos. Unaz vez
más, la GMZ nos permite hacer esta interesante práctica observacional.
Aunque la observación a simple vista (SV) ya nos permite establecer los colores, cualquier ayuda óptica nos facilitará la labor. La expresión “muy baja potencia” empleada
por D.H.Menzel nos viene muy bien. Son preferibles los reflectores que los refractores, sobre todo si estos no estan bien corregidos cromáticamente. No olvidemos que la
calidad de los oculares juega también un papel fundamental. Para este trabajo he decidido utilizar varios modelos de prismáticos Super Zenith de 8x30mm y 7x50mm,
Cronos de 20x60mm y Helios de 11x80mm con diferentes prestaciones y campos aparentes. El uso del trípode y montura azimutal Polarex Unitron se ha empleado para
sostener los tipos más pesados. La calidad del cielo es también muy importante, la contaminación lumínica o química dificulta la percepción del color. Por el contrario los
cielos transparentes del desierto o la montaña facilitan las apreciación de los matices.
Como en muchas otras ocasiones, he iniciado este programa desde las sierras de la provincia de Ávila, a 1.300m de altitud con una nitidez excepcional. Para las estrellas
australes tomo los datos obtenidos desde el sur de Argelia, Libia y Kenya en diferentes expediciones (2005-2013). Los contrastes cromáticos se mostraban tan hermosos en
el campo de los prismáticos, que me indujeron a realizar esta serie de notas de campo. Nunca había prestado especial atención a los colores de las estrellas salvo en
aquellos casos que pertenecían a sistemas dobles y múltiples. Estas joyas celestes contempladas en su campo estelar refuerzan la sensación de profundidad, sobre todo en
noches sin Luna. No obstante, tampoco la iluminación lunar dificulta esta práctica. Es pues una observación fácil para cualquier aficionado.
En la serie de pequeños estudios sobre el contenido y planteamiento de la Guía Menzel (GMZ) o Menzel Catalogue (MB-1964) trato esta vez sobre las tablas 7-8 (y 3)
referidas a las estrellas más brillantes, todas ellas figuran en los 48 mapas celestes mensuales.
La Tabla 7 contiene un total de 86 estrellas entre las magnitudes aparentes -1.4 y +3.4.. Para cada una de ellas se da la designación de Bayer, el nombre tradicional, las
coordenadas ecuatorials AR/DEC referidas al equinoccio de 1950.0, la magnitud aparente, el tipo espectral y la distancia en años luz según figuraban en el Yale Catalogue of
Bright Stars de Schelesinger y Jenkis (1940). A fín de completar los dibujos de las constelaciones menos llamativas, se han incluído 22 estrellas más débiles de la 4ª
magnitud, que figuran en la Tabla 3. Dado que las he incluído también en este pequeño análisis , he optado por listarlas por orden decreciente de magnitud, siguiendo la
numeración iniciada con la Tabla 7. Queda claro que no hay continuidad entre las dos tablas, pero es útil a efectos observacionales. Estas estrellas pueden tener interés
para el observador para establecer el grado de dificultad de observarlas en lugares poco trasnparentes, y también para intentar observar los colores en estrellas más
débiles. Finalmente, la Tabla 8 contiene una clasificación espectral resumida en 7 clases, útil para las observaciones visuales. Estas tres tablas de la GMZ proporcionan los
datos básicos para introducirnos a la observación de las estrellas como objetos individualizados. Si comparamos la Tabla 7 con otros listados publicados de E+B advertimos
que no está completa hasta la magnitud 2.50, faltan 10 estrellas que he añadido sin alterar el número de orden, así pues, el total de estrellas que deberían figurar en la
Tabla 7 sería de 96 y el total de las incluídas en este análisis de 118, a la que podríamos también añadir nuestro Sol, de magnitud -26, sumando finalmente 119. Las estrellas
de la Tabla 3 pueden omitirse estrictament hablando en un análisis centrado en las estrellas más brillantes por lo que tendríamos 96 entradas.
2. REGISTRO DE OBSERVACIONES: ACTUALIZACIÓN 2014
Nº orden GMZ
Estrella
Época / Estación / Prismáticos
Colores observados
SOL
ALFA CMA
ALFA CAR
ALFA CEN
ALFA BOO
ALFA LYR
ALFA AUR
BETA ORI
ALFA CMI
ALFA ERI
BETA CEN
20140812 / NavP-ESP/ 11x80
20140418 / NavP-ESP/ 11x80
20131103 /Turkana-KEN/ 8x30
20131103 /Turkana-KEN/ 8x30
20140418 / NavP-ESP/ 11x80
20140418 / NavP-ESP/ 11x80
20140418 / NavP-ESP/ 11x80
20140418 / NavP-ESP/ 11x80
20140418 / NavP-ESP/ 11x80
20131103 /Turkana-KEN/ 8x30
20131103 /Turkana-KEN/ 8x30
11
12
13
14
15
16
17
18
19
20
21
22
23
ALFA AQL
ALFA ORI
ALFA TAU
ALFA CRU
ALFA VIR
ALFA SCO
BETA GEM
ALFA PSA
ALFA CYG
BETA CRU
ALFA LEO
ALFA GEM
GAMMA CRU
20140812 / NavP-ESP/ 11x80
20140418 / NavP-ESP/ 11x80
20140418 / NavP-ESP/ 11x80
20131103 /Turkana-KEN/ 8x30
20140418 / NavP-ESP/ 11x80
20140812 / NavP-ESP/ 11x80
20140418 / NavP-ESP/ 11x80
20140816 / NavP-ESP/ 11x80
20140812 / NavP-ESP/ 11x80
20131103 /Turkana-KEN/ 8x30
20140418 / NavP-ESP/ 11x80
20140418 / NavP-ESP/ 11x80
20131103 /Turkana-KEN/ 8x30
.
24
EPSILON CMA
25
EPSILON UMA
20140418 / NavP-ESP/ 11x80
26
GAMMA ORI
20140418 / NavP-ESP/ 11x80
NO GMZ
1
2
3
4
5
6
7
8
9
10
Mag GMZ
Mag RHP
AL
GMZ / SIMBAD
Amarillo
Blanco, azul
Blanco, amarillo
Amarillo, naranja
Naranja, rojo
Blanco, azul
Amarillo, blanco
Blanco, azul
Blanco, amarillo
Azul, blanco
Blanco
-1.42
-0.72
-0.27
-0.06
+0.04
+0.05
+0.14
+0.38
+0.51
+0.63
-26.74
-1.4
-0.9
+0.1
+0.2
+0.1
+0.2
+0.3
+0.5
+0.6
+0.9
Nd/0.000 016
8,7/ 8,6
230 / 310
4,3 /4,4
38 / 37
27 /25
46 / 42
500 / 860
11 / 11
73 / 140
190 / 350
Blanco, azul (verde)
Rojo
Rojo
Blanco
Azul
Rojo
Anaranjado, amarillo
Blanco, amariilo (verde)
Blanco, azul (verde)
Blanco
Blanco
Blanco, azul
Rojo
+0.77
Var
+0.86
+0.90
+0.91
+0.92
+1.16
+1.19
+1.26
+1.28
+1.36
+1.58
+1.61
+0.9
+0.5
+1.1
+1.1
+1.2
+1.2
+1.2
+1.3
+1.3
+1.5
+1.3
+1.6
+1.6
16 / 17
300 / 640
64 / 65
220 / 320
190 / 260
230 / 600
33 / 34
23 / 25
650 / 2600
500 / 350
78 / 77
47 / 52
ND / 88
+1.63
+1.6
330 / 430
Blanco (verde)
+1.68
+1.7
49 / 81
Blanco, amarillo
+1.70
+1.7
230 / 240
27
28
LAMDA SCO
EPSILON CAR
Blanco, amarillo (verde)
Rojo
+1.71
+1.74
+1.7
+1.7
200 / 700
330 / 630
EPSILON ORI
BETA TAU
20140813/ NavP-ESP/ 11x80
20131103 /Turkana-KEN/
8x3029
20140418 / NavP-ESP/ 11x80
20140418 / NavP-ESP/ 11x80
29
30
Blanco, azul
Blanco (verde)
+1.75
+1.78
+1.7
+1.8
ND/ 1300
130 / 130
31
32
33
34
35
36
37
BETA CAR
ALFA TRA
ALFA PER
ETA UMA
GAMMA VEL
GAMMA GEM
EPSILON SGR
20131103 /Turkana-KEN/ 8x30
20131103 /Turkana-KEN/ 8x30
20140418 / NavP-ESP/ 11x80
20140418 / NavP-ESP/ 11x80
20131103 /Turkana-KEN/ 8x30
20140418 / NavP-ESP/ 11x80
20140813 / NavP-ESP/ 11x80
+1.80
+1.88
+1.90
+1.91
+1.92
+1.92
+1.95
+1.8
+1.9
+1.9
+1.9
+2.1
+1.9
+1.9
Nd / 110
130 / 420
270 / 590
190 / 100
ND / 840
78 / 100
160 / 140
38
39
40
41
NO GMZ
42
43
44
45
46
47
48
49
50
51
52
53
54
55
ALFA UMA
DELTA CMA
BETA CMA
DELTA VEL
GAMMA LEO
THETA SCO
ZETA-1 ORI
BETA AUR
ALFA PAV
ALFA UMI
ALFA OPH
SIGMA SGR
ALFA AND
ZETA UMA
ALFA HYA
ALFA GRU
KAPPA ORI
LAMDA VEL
BETA PER
20140418 / NavP-ESP/ 11x80
Blanco, amarillo (verde)
Rojo
Blanco, amarillo
Blanco, amarillo
Azul
Blanco, amarillo (verde)
Blanco, amarillento
(verde)
Naranja
20131103 /Turkana-KEN/ 8x30
Blanco,amarillo (verde)
+1.9
+2.0
+2.0
+2.0
20140813 / NavP-ESP/ 11x80
20140418 / NavP-ESP/ 11x80
20140418 / NavP-ESP/ 11x80
20131103 /Turkana-KEN/ 8x30
20140418 / NavP-ESP/ 11x80
20140812 / NavP-ESP/ 11x80
20140813 / NavP-ESP/ 11x80
20140813 / NavP-ESP/ 11x80
20140418 / NavP-ESP/ 11x80
20140418 / NavP-ESP/ 11x80
20131103 /Turkana-KEN/ 8x30
20140418 / NavP-ESP/ 11x80
20131103 /Turkana-KEN/ 8x30
20140418 / NavP-ESP/ 11x80
+2.0
+1.9
+1.9
+2.1
+2.1
+2.1
+2.1
+2.1
+2.2
+2.2
+2.2
+2.2
+2.2
+2.3
105 / 120
650 / 1800
300 / 500
70 / 80
ND / 130
140 / 270
400 / 820
84 / ND
160 / 180
470 / 430
67 / 47
160 / 220
120 / 97
190 / 78
200 / 180
91 / 100
550 / 720
220 / 270
100 / 93
BETA LEO
ALFA ARI
BETA CET
20140418 / NavP-ESP/ 11x80
20140816 / NavP-ESP/ 11x80
20140816 / NavP-ESP/ 11x80
Blanco, amarillo
Blanco, azul
Blanco, amarillo (verde)
Blanco, azul
Blanco, amarillo
Blanco, amarillo
Blanco, azul
Blanca (verde)
Blanco, azul (verde)
Rojo
Blanco, amarillo
Blanco, azul
Anaranjado
Blanco, amarillo
(variable)
Blanco
Naranja, rojo
Naranja, rojo
+1.95
+1.98
+1.99
+2.01
+2.01
+2.04
+2.05
+2.07
+2.12
+2.12
+2.14
+2.14
+2.15
+2.16
+2.16
+2.16
+2.20
+2.22
+2.12
+2.23
+2.23
+2.24
+2.2
+2.2
+2.2
42 / 36
74 / 66
57 / 96
56
57
58
59
60
61
62
63
64
NO GMZ
65
20131103 /Turkana-KEN/ 8x30
20140418 / NavP-ESP/ 11x80
20140816 / NavP-ESP/ 11x80
20131103 /Turkana-KEN/ 8x30
Rojo
Rojo
Blanco, azul
Blanco
20140816 / NavP-ESP/ 11x80
Naranja, amarillo
NO GMZ
66
NO GMZ
NO GMZ
67
68
69
70
71
NO GMZ
72
NO GMZ
73
BETA GRU
BETA UMI
GAMMA CAS
IOTA CAR
THETA CEN
ZETA PUP
EPSILON CEN
GAMMA-1
AND
ALFA LUP
ALFA CRB
DELTA SCO
ETA CEN
GAMMA CYG
EPSILON SCO
BETA AND
GAMMA CEN
GAMMA DRA
EPSILON BOO
BETA CAS
BETA PEG
ETA CMA
NO GMZ
74
75
NO GMZ
76
77
78
79
+2.24
+2.24
Var
+2.25
+2.26
+2.27
+2.27
+2.28
+2.28
+2.31
+2.29
+2.32
+2.32
+2.36
+2.37
+2.38
+2.42
+2.39
+2.42
+2.42
+2.43
20140812 / NavP-ESP/ 11x80
20140816 / NavP-ESP/ 11x80
Blanco, amarillo (verde)
Blanco, verde
20140812 / NavP-ESP/ 11x80
20140813 / NavP-ESP/ 11x80
20140813 / NavP-ESP/ 11x80
Amarillo, blanco
Anaranjada, rojo
Anaranjada, rojo
20140813 / NavP-ESP/ 11x80
20140813 / NavP-ESP/ 11x80
20140813 / NavP-ESP/ 11x80
20140813 / NavP-ESP/ 11x80
20140418 / NavP-ESP/ 11x80
Anaranjada, rojo
Blanco, amarillo
Blanco, amarillo
Anaranjado, rojo
ALFA CEP
BETA UMA
ALFA PHE
KAPPA VEL
ALFA CAS
DELTA ORI
KAPPA SCO
EPSILON PEG
20140813 / NavP-ESP/ 11x80
20140418 / NavP-ESP/ 11x80
20131103 /Turkana-KEN/ 8x30
20131103 /Turkana-KEN/ 8x30
20140813 / NavP-ESP/ 11x80
20140418 / NavP-ESP/ 11x80
20140813 / NavP-ESP/ 11x80
20140813 / NavP-ESP/ 11x80
Blanco, amarillo
Blanco, amarillo (verde)
Rojo
Azul, blanco
Anaranjado, rojo
Blanco, azul
Rojo
+2.44
+2.44
+2.44
+2.46
Var
+2.48
+2.51
+2.54
80
NO GMZ
GAMMA UMA
BETA SCO
20140418 / NavP-ESP/ 11x80
20140813 / NavP-ESP/ 11x80
Blanco, amariilo (verde)
Blanco, azul
+2.54
+2.50
NO GMZ
EPSILON CYG
20140813 / NavP-ESP/ 11x80
Blanco, amarillo
+2.50
+2.2
+2.2
+2.3
+2.2
+2.3
+2.3
+2.2
+2.3
+2.3
+2.4
+2.4
+2.4
+2.4
+2.4
+2.4
+2.4
+2.4
+2.5
+2.5
+2.5
+2.5
+2.5
270 / 170
120 / 130
200 / 610
ND/ 690
56 / 61
800 / 1400
ND / 380
400 / 350
ND / 550
67 / 75
ND / 400
ND / 310
470 / 1500
69 / 65
76 / 200
130 / 130
150 / 150
ND / 202
45 / 54
ND / 200
270 / 2000
ND / 49
76 / 79
76 / 77
ND / 540
230 / 230
600 / 900
360 / 460
250 / 670
88 / 84
ND / 404
ND / 72
81
82
83
84
85
86
87
88
89
90
91
92
93
94
95
96
97
98
99
100
101
102
103
104
105
106
107
108
ALFA PEG
ETA OPH
GAMMA COR
ALFA CET
ALFA-2 LIB
THETA-1 ERI
APÉNDICE
TABLA 3
LAMDA GRU
SIGMA LUP
LAMBDA PSC
KAPPA LEO
XI-1 ORI
PI AQR
PSI PSC
C ORI
DELTA CRA
NU PSC
LAMDA CET
TAU PSC
XI-2 ORI
THETA-1 ORI
THETA CRT
ZETA CRT
ZETA CRA
KAPPA PSC
ETA UMI
EPSILON CRT
ETA CRT
SIGMA OCT
20140813 / NavP-ESP/ 11x80
20140816 / NavP-ESP/ 11x80
20140418 / NavP-ESP/ 11x80
20140816 / NavP-ESP/ 11x80
20140813 / NavP-ESP/ 11x80
Blanco, amarillo (verde)
Amarillo, verde
Blanco, azul
Rojo
Blanco, amariilo (verde)
+2.57
+2.63
+2.78
+2.82
+2.90
+3.42
20140817 / NavP-ESP/ 11x80
Blanco, amarillo (¿)
20140418 / NavP-ESP/ 11x80
Blancoazulado
+4.60
+4.60
+4.61
+4.61
+4.62
+4.64
+4.64
+4.65
+4.66
+4.67
+4.69
+4.70
+4.71
+4.76
+4.81
+4.90
+4.85
+4.94
+5.04
+5.07
+5.16
+5.48
+2.6
+2.6
+2.8
+2.8
+2.9
------
100 / 140
76 / 49
130 / ND
250 / ND
62 / ND
120 / ND
4. CLASES ESPECTRALES Y COLORES DE LAS ESTRELLAS (GMZ)
La Tabla 8 contiene una clasificación abreviada en 7 clases:
Tipo espectral
O
B
A
F
G0
G5-K
M,R,N,S,
Color
MUY AZUL
AZUL
VERDE
BLANCO
AMARILLO
ANARANJADO
ROJO
Símbolo del color
mAZ
Az
V
B
Am
An
R
Temperatura
50.000º
25.000º
11.000º
7.600º
6.000º
5.100º
3000-3.600º
5. Las estrellas más brillantes (wikipedia)
V Mag.
(m)
Bayer designation
0
−26.74
1
−1.46
2
−0.72
3
−0.27
4
−0.04 var
α Boo
5
0.03
6
7
Proper name
Distance (ly)
Spectral class
SIMBAD
(Sun)
0.000 016
G2 V
α CMa
Sirius
8.6
A1 V
Sirius A
α Car
Canopus
310
F0 Ia
Canopus
4.4
G2 V/K1 V
Alpha Centauri
Arcturus
37
K1.5 III
Arcturus
α Lyr
Vega
25
A0 V
Vega
0.08
α Aur
Capella
42
G8 III, G1 III
Capella A
0.12
β Ori
Rigel
860
B8 Iab
Rigel
α Cen AB (α1,2 Cen) Rigil Kent, Toliman[3][note 1]
V Mag.
(m)
Bayer designation
Proper name
Distance (ly)
Spectral class
SIMBAD
8
0.34
α CMi
Procyon
11
F5 IV-V
Procyon
9
0.42 var
α Ori
Betelgeuse
640
M2 Iab
Betelgeuse
10
0.50
α Eri
Achernar
140
B3 Vpe
Achernar
11
0.60
β Cen
Agena, Hadar
350
B1 III
Hadar (Agena)
12
0.77
α Aql
Altair
17
A7 V
Altair
13
0.77
α Cru
Acrux
320
B1 V
Acrux A
14
0.85 var
α Tau
Aldebaran
65
K5 III
Aldebaran
15
0.96
α2 Aur
Capella B
42
G1 III
Capella B
16
1.04
α Vir
Spica
260
B1 III-IV, B2 V
Spica
V Mag.
(m)
Bayer designation
Proper name
Distance (ly)
Spectral class
SIMBAD
17
1.09 var
α Sco
Antares
600
M1.5 Iab-b
Antares
18
1.15
β Gem
Pollux
34
K0 IIIb
Pollux
19
1.16
α PsA
Fomalhaut
25
A3 V
Fomalhaut
20
1.25
α Cyg
Deneb
2600
A2 Ia
Deneb
21
1.30
β Cru
Mimosa, Becrux[note 1]
350
B0.5 IV
Mimosa
22
1.35
α Leo
Regulus
77
B7 V
Regulus
23
1.51
ε CMa
Adara
430
B2 Iab
Adara
24
1.58
α Gem
Castor
52
A1 V, A2 Vm
Castor
25
1.62
λ Sco
Shaula
700
B1.5-2 IV+
Shaula
V Mag.
(m)
Bayer designation
Proper name
Distance (ly)
Spectral class
SIMBAD
26
1.63
γ Cru
Gacrux
88
M4III
Gacrux
27
1.64
γ Ori
Bellatrix
240
B2 III
Bellatrix
28
1.68
β Tau
El Nath
130
B7 III
El Nath
29
1.68
β Car
Miaplacidus
110
A2 IV
Miaplacidus
30
1.70
ε Ori
Alnilam
1300
B0 Iab
Alnilam
31
1.70
ζ Ori A
Alnitak
820
O9 Iab
Alnitak A
32
1.74
α Gru
Alnair
100
B7 IV
Al Na'ir
33
1.76
ε UMa
Alioth
81
A0pCr
Alioth
34
1.78
γ2 Vel
Suhail, Regor
840
WC8 + O7.5e
Gamma2 Velorum
V Mag.
(m)
Bayer designation
Proper name
Distance (ly)
Spectral class
SIMBAD
35
1.79
α UMa
Dubhe
120
K0 III, F0 V
Dubhe
36
1.80
ε Sgr
Kaus Australis
140
B9.5 III
Kaus Australis
37
1.82
α Per
Mirfak
590
F5 Ib
Mirfak
38
1.84
δ CMa
Wezen
1800
F8 Ia
Wezen
39
1.85
η UMa
Benetnasch, Alkaid
100
B3 V
Benetnasch (Alkaid)
40
1.86
θ Sco
Sargas
270
F1 II
Sargas
41
1.86
ε Car
Avior
630
K3 III, B2 Vp
Avior
42
1.90
γ Gem
Alhena
100
A0 IV
Alhena
43
1.91
α Pav
Peacock
180
B2 IV
Peacock
V Mag.
(m)
Bayer designation
Proper name
Distance (ly)
Spectral class
SIMBAD
44
1.92
α TrA
Atria
420
K2 IIb-IIIa
Atria
45
1.96
δ Vel
Koo She
80
A1 V, F2-F5
Delta Velorum
46
1.97 var
α UMi
Polaris
430
F7 Ib-II
Polaris
47
1.98
β CMa
Mirzam
500
B1 II-III
Murzim
48
1.98
α Hya
Alphard
180
K3 II-III
Alphard
49
2.00
α Ari
Hamal
66
K2IIICa-1
Hamal
50
2.01
γ1 Leo
Algieba
130
K0 IIIb, G7 IIICN
Algieba
51
2.04
β Cet
Deneb Kaitos, Diphda
96
K0 III
Deneb Kaitos
52
2.05
κ Ori
Saiph
720
B0.5Iavar
Saiph
V Mag.
(m)
Bayer designation
Proper name
Distance (ly)
Spectral class
SIMBAD
53
2.06
σ Sgr
Nunki, Sadira
220
B2.5 V
Nunki
54
2.06
θ Cen
Menkent
61
K0IIIb
Menkent
55
2.06
α And
Alpheratz, Sirrah
97
B8IV
Alpheratz
56
2.06
β And
Mirach
200
M0III
Mirach
57
2.08
β UMi
Kochab
130
K4 III
Kochab
58
2.10
α Oph
Rasalhague
47
A5V
Ras Alhague
59
2.12 var
β Per
Algol
93
B8V
Algol
60
2.13
β Gru
-
170
M5 III
Beta Gruis
61
2.14
β Leo
Denebola
36
A3 V
Denebola
V Mag.
(m)
Bayer designation
Proper name
Distance (ly)
Spectral class
SIMBAD
62
2.15
γ And
Almach
350
K3IIb, B9.5V
Almach
63
2.17
γ Cen
Muhlifain
130
A1IV, (A0III/A0III)
Muhlifain
64
2.21
ζ Pup
Naos, Suhail Hadar
1400
O5 Ia
Zeta Puppis
65
2.21
α CrB
Alphecca, Gemma
75
A0V, G5V
Alphecca
66
2.23
λ Vel
Suhail
570
K4.5 Ib-II
Lambda Velorum
67
2.23
γ Dra
Eltanin
150
K5 III
Etamin
68
2.23
ζ1 UMa
Mizar
78
A2 V
Mizar A
69
2.23
δ Ori
Mintaka
900
O9.5 II, B0.5III
Mintaka
70
2.24
γ Cyg
Sadr
1500
F8 Ib
Sadr
V Mag.
(m)
Bayer designation
Proper name
Distance (ly)
Spectral class
SIMBAD
71
2.25
α Cas
Schedar
230
K0 IIIa
Schedar
72
2.25
ι Car
Aspidiske, Turais
690
A8 Ib
Aspidiske
73
2.27
β Cas
Caph
54
F2 III-IV
Caph
74
2.27
ε Cen
-
380
B1III
Epsilon Centauri
75
2.28
α Lup
Men, Kakkab
550
B1.5 II
Alpha Lupi
76
2.29
δ Sco
Dschubba
400
B0.2 IV
Dschubba
77
2.29
ε Sco
Wei
65
K2 IIIb
Wei
78
2.32
η Cen
Marfikent
310
B1.5Vne
Eta Centauri
79
2.35
β UMa
Merak
79
A1V
Merak
V Mag.
(m)
Bayer designation
Proper name
Distance (ly)
Spectral class
SIMBAD
80
2.37
α Phe
Ankaa, Nair al Zaurak
77
K0 III
Ankaa
81
2.38
κ Sco
Girtab
460
B1.5 III
Girtab
82
2.39
γ Cas
Tsih, Navi
610
B0.5 IVe
Gamma Cassiopeiae
83
2.39
ε Boo
Izar
202
A0
Izar
84
2.40
ε Peg
Enif
670
K2 Ib
Enif
85
2.40
η CMa
Aludra
2000
B5 Ia
Aludra
86
2.42
β Peg
Scheat
200
M2.3 II-III
Scheat
87
2.43
γ UMa
Phecda
84
A0Ve SB
Phecda
88
2.43
η Oph
Sabik
49
A1 V, A3 V
Sabik
V Mag.
(m)
Bayer designation
Proper name
Distance (ly)
Spectral class
SIMBAD
89
2.44
α Cep
Alderamin
49
A7 IV
Alderamin
90
2.46
κ Vel
Markeb
540
B2 IV-V
Kappa Velorum
91
2.49
α Peg
Markab
140
B9 III
Markab
92
2.50
ε Cyg
Gienah
72
K0 II
Gienah
93
2.50
β Sco
Acrab
404
B1V+B2V
Acrab
6. Estrellas cercanas más brillantes (http://es.wikipedia.org/wiki/Anexo:Estrellas_brillantes_m%C3%A1s_cercanas)
Anexo:Estrellas brillantes más cercanas
La lista de estrellas brillantes más cercanas contiene las estrellas que se encuentran hasta 15 pársecs (unos 49 años luz) del Sol y tienen una magnitud
absoluta de hasta +8,5 (esto incluye aproximadamente a las estrellas más luminosas que las enanas rojas de secuencia principal). Las coordenadas de ascensión
recta y declinación son para el año 2000. Las medidas de distancia están basadas en el Catálogo Hipparcos y otras fuentes astrométricas. En el caso de las binarias
espectroscópicas, se dan en cursiva el tipo espectral y la magnitud absoluta combinadas.
La lista está ordenada de menor a mayor distancia.
Índice
[ocultar]

1 Estrellas a menos de 10 pársecs (32,6 años luz)

2 Estrellas entre 10 y 13 pársecs (entre 32,6 y 42,4 años luz)

3 Estrellas entre 13 y 15 pársecs (entre 42,4 y 48,9 años luz)

4 Véase también

5 Enlaces externos
Estrellas a menos de 10 pársecs (32,6 años luz)[editar]
Tipo
espectral
Magnitud aparente
Magnitud
absoluta
Ascensión
recta
(J2000)
Declinación (J2000)
Sol
G2V
−26,73
4,8
—
—
1,6 × 10-5
α Centauri A
G2V
−0,01
4,34
14h 39m 36,50s
−60° 50' 02,3"
4,39
α Centauri B
K0V
1,35
5,70
14h 39m 35,08s
−60° 50' 13,8"
4,39
Estrella
Distancia
(Años luz)
Sirius
A1V
−1,44
1,45
06h 45m 08,92s
−16° 42' 58,0"
8,60
ε Eridani
K2V
3,72
6,18
03h 32m 55,84s
−09° 27' 29,7"
10,5
61 Cygni A
K5,0V
5,20
7,49
21h 06m 53,94s
+38° 44' 57,9"
11,4
61 Cygni B
K7,0V
6,05
8,31
21h 06m 53,94s
+38° 44' 57,9"
11,4
Procyon A
F5V-IV
0,37
2,65
07h 39m 18,12s
+05° 13' 30,0"
11,4
ε Indi
K5Ve
4,69
6,89
22h 03m 21,66s
−56° 47' 09,5"
11,8
τ Ceti
G8Vp
3,49
5,68
01h 44m 04,08s
−15° 56' 14,9"
11,9
Groombridge 1618
K7,0V
6,60
8,16
10h 11m 22,14s
+49° 27' 15,3"
15,9
ο2 Eridani A
K1Ve
4,43
5,92
04h 15m 16,32s
−07° 39' 10,3"
16,5
70 Ophiuchi A
K1Ve
4,24
5,71
18h 05m 27,29s
+02° 30' 00,4"
16,6
70 Ophiuchi B
K5Ve
6,01
7,48
18h 05m 27,29s
+02° 30' 00,4"
16,6
A7IV-V
0,76
2,20
19h 50m 47,00s
+08° 52' 06,0"
16,8
σ Draconis
K0V
4,67
5,87
19h 32m 21,59s
+69° 39' 40,2"
18,8
HR 5568
K5Ve
5,72
6,86
14h 57m 28,00s
−21° 24' 55,7"
19,3
η Cassiopeiae A
G3V
3,46
4,59
00h 49m 06,29s
+57° 48' 54,7"
19,4
36 Ophiuchi A
K1Ve
5,07
6,18
17h 15m 20,98s
−26° 36' 10,2"
19,5
36 Ophiuchi B
K1Ve
5,11
6,22
17h 15m 20,98s
−26° 36' 10,2"
19,5
36 Ophiuchi C
K5Ve
6,33
7,45
17h 16m 13,36s
−26° 32' 46,1"
19,5
Altair
Gliese 783 A
K3V
5,32
6,41
20h 11m 11,94s
−36° 06' 04,4"
19,7
82 Eridani
G5V
4,26
5,35
03h 19m 55,65s
−43° 04' 11,2"
19,8
δ Pavonis
G8V
3,55
4,62
20h 08m 42,61s
−66° 10' 55,4"
19,9
Gliese 892
K3V
5,57
6,50
23h 13m 16,98s
+57° 10' 06,1"
21,3
ξ Boötis A
G8Ve
4,72
5,59
14h 51m 23,38s
+19° 06' 01,7"
21,9
ξ Boötis B
K4Ve
6,97
7,84
14h 51m 23,38s
+19° 06' 01,7"
21,9
Gliese 667 A
K3V
6,29
7,07
17h 18m 57,18s
−34° 59' 23,3"
22,7
Gliese 667 B
K5V
7,24
8,02
17h 18m 57,18s
−34° 59' 23,3"
22,7
HR 753 A
K3V
5,79
6,50
02h 36m 04,89s
+06° 53' 12,7"
23,5
Gliese 33
K2V
5,74
6,38
00h 48m 22,98s
+05° 16' 50,2"
24,3
β Hydri
G2IV
2,82
3,45
00h 25m 45,07s
−77° 15' 15,2"
24,4
107 Piscium
K1V
5,24
5,87
01h 42m 29,76s
+20° 16' 06,6"
24,4
μ Cassiopeiae A
G5VI
5,17
5,78
01h 08m 16,39s
+54° 55' 13,2"
24,6
TW Piscis Austrini
K5Ve
6,48
7,07
22h 56m 24,05s
−31° 33' 56,0"
24,9
Fomalhaut
A3V
1,17
1,74
22h 57m 39,05s
−29° 37' 20,1"
25,1
Gliese 673
K7V
7,54
8,10
17h 25m 45,23s
+02° 06' 41,1"
25,2
Vega
A0Va
0,03
0,58
18h 36m 56,34s
+38° 47' 01,3"
25,3
F6V
3,19
3,67
04h 49m 50,41s
+06° 57' 40,6"
26,2
Tabit A
χ Draconis A
F7Vvar
3,68
4,15
18h 21m 03,38s
+72° 43' 58,2"
26,3
χ Draconis B
K0V
5,67
6,14
18h 21m 03,38s
+72° 43' 58,2"
26,3
Gliese 884
K5
7,88
8,33
23h 00m 16,12s
−22° 31' 27,6"
26,6
p Eridani A
K2V
5,82
6,27
01h 39m 47,54s
−56° 11' 47,0"
26,6
p Eridani B
K3V
5,95
6,40
01h 39m 47,54s
−56° 11' 47,0"
26,6
Alula Australis A
G0V
4,41
4,25
11h 18m 11s
+31° 31' 45"
27,2
Alula Australis B
G5V
4,87
5,07
11h 18m 11s
+31° 31' 45"
27,2
β Canum Venaticorum
G0V
4,24
4,63
12h 33m 44,54s
+41° 21' 26,9"
27,3
μ Herculis
G5IV
3,42
3,80
17h 46m 27,53s
+27° 43' 14,4"
27,4
61 Virginis
G5V
4,74
5,09
13h 18m 24,31s
−18° 18' 40,3"
27,8
ζ Tucanae
F9V
4,23
4,56
00h 20m 04,26s
−64° 52' 29,2"
28,0
χ1 Orionis A
G0V
4,39
4,70
05h 54m 22,98s
+20° 16' 34,2"
28,3
Gliese 250 A
K3V
6,58
6,88
06h 52m 18,05s
−05° 10' 25,4"
28,4
41 Arae A
G8V
5,55
5,83
17h 19m 03,83s
−46° 38' 10,4"
28,7
HR 1614 A
K3V
6,22
6,49
05h 00m 49,00s
−05° 45' 13,2"
28,7
HR 7722
K3V
5,73
6,00
20h 15m 17,39s
−27° 01' 58,7"
28,8
γ Leporis A
F7V
3,59
3,83
05h 44m 27,79s
−22° 26' 54,2"
29,3
γ Leporis B
K2V
6,17
6,41
05h 44m 27,79s
−22° 26' 54,2"
29,3
δ Eridani
K0IV
3,52
3,74
03h 43m 14,90s
−09° 45' 48,2"
29,5
β Comae Berenices
G0V
4,23
4,42
13h 11m 52,39s
+27° 52' 41,5"
29,9
Groombridge 1830 A
G8VI
6,42
6,61
11h 52m 58,77s
+37° 43' 07,2"
29,9
κ1 Ceti
G5V
4,84
5,03
03h 19m 21,70s
+03° 22' 12,7"
29,9
γ Pavonis
F6V
4,21
4,39
21h 26m 26,61s
−65° 21' 58,3"
30,1
HR 4523 A
G3V
4,89
5,06
11h 46m 31,07s
−40° 30' 01,3"
30,1
61 Ursae Majoris
G8V
5,31
5,41
11h 41m 03,02s
+34° 12' 05,9"
31,1
HR 4458 A
K0V
5,96
6,06
11h 34m 29,49s
−32° 49' 52,8"
31,1
Gliese 638
K7V
8,10
8,15
16h 45m 06,35s
+33° 30' 33,2"
31,9
12 Ophiuchi
K2V
5,77
5,82
16h 36m 21,45s
−02° 19' 28,5"
31,9
HR 511
K0V
5,63
5,64
01h 47m 44,83s
+63° 51' 09,0"
32,5
Estrellas entre 10 y 13 pársecs (entre 32,6 y 42,4 años luz)[editar]
Tipo
espectral
Magnitud aparente
Magnitud
absoluta
Ascensión
recta
(J2000)
Declinación (J2000)
HR 5256
K3V
6,49
6,47
13h 57m 32,06s
+61° 29' 34,3"
33,0
α Mensae
G5V
5,08
5,05
06h 10m 13,93s
−74° 45' 11,0"
33,1
Gliese 453
K4V
6,99
6,95
11h 57m 57,63s
−27° 42' 25,4"
33,2
Estrella
Distancia
(Años luz)
Pólux
K0IIIb
1,16
1,09
07h 45m 18,95s
+28° 01' 34,3"
33,7
HR 857
K1V
6,05
5,97
02h 52m 31,65s
−12° 46' 11,0"
33,9
ι Persei
G0V
4,05
3,94
03h 09m 04,02s
+49° 36' 47,8"
34,4
Gliese 688
K3V
6,53
6,38
17h 39m 16,92s
+03° 33' 18,9"
34,9
Wolf 635
K7 V
7,70
7,54
17h 05m 04,47s
−05° 03' 59,4"
35,1
HR 9038 A
K3V
6,36
6,19
23h 52m 25,32s
+75° 32' 40,5"
35,2
ζ Herculis A
F9IV
2,91
2,74
16h 41m 17,16s
+31° 36' 09,8"
35,2
ζ Herculis B
G7V
5,43
5,26
16h 41m 17,16s
+31° 36' 09,8"
35,2
δ Trianguli
G0V
4,84
4,66
02h 17m 03,23s
+34° 13' 27,2"
35,4
Zavijava
F8V
3,59
3,40
11h 50m 41,72s
+01° 45' 53,0"
35,6
Gliese 86 A
K0V
6,12
5,93
02h 10m 22,07s
−50° 49' 25,4"
35,6
Denébola
A3Vvar
2,14
1,92
11h 49m 03,58s
+14° 34' 19,4"
36,2
HR 6806
K2V
6,38
6,15
18h 09m 37,42s
+38° 27' 28,0"
36,2
54 Piscium
K0V
5,88
5,65
00h 39m 21,81s
+21° 15' 01,7"
36,2
γ Serpentis
F6V
3,85
3,62
15h 56m 27,18s
+15° 39' 41,8s"
36,3
Gliese 320
K2V
6,58
6,35
08h 43m 18,48s
−38° 52' 56,6"
36,3
Gliese 370
K5V
7,67
7,43
09h 51m 06,31s
−43° 30' 10,0"
36,4
11 Leonis Minoris A
G8V
5,40
5,16
09h 35m 39,50s
+35° 48' 36,5"
36,5
Gliese 505 A
K2V
6,61
6,36
13h 16m 51,05s
+17° 01' 01,9"
36,6
θ Persei A
F7V
4,10
3,85
02h 44m 11,99s
+49° 13' 42,4"
36,6
Arcturus
K1,5III
−0,05
−0,31
14h 15m 39,67s
+19° 10' 56,7"
36,7
Mufrid A/B
G0IV
2,68
2,41
13h 54m 41,08s
+18° 23' 51,8"
37,0
Gliese 902
K3V
7,09
6,81
23h 39m 36,83s
−72° 43' 19,8"
37,2
Gliese 169
K7V
8,30
8,00
04h 29m 00,12s
+21° 55' 21,7"
37,4
DE Boötis A/B
K2V
6,00
5,69
14h 53m 23,77s
+19° 09' 10,1"
37,6
ζ Doradus
F7V
4,71
4,38
05h 05m 30,72s
−57° 28' 21,7"
38,0
λ Serpentis
G0Vvar
4,42
4,07
15h 46m 26,61s
+07° 21' 11,1"
38,3
ι Pegasi A/B
F5V
3,77
3,42
22h 07m 00,67s
+25° 20' 42,4"
38,3
Deneb Algedi A
A5IV
2,73-2,93
2,37
21h 47m 02,13s
−16° 07' 38,2"
38,6
Porrima A
F0V
3,46
3,10
12h 41m 40,36s
−01° 26' 57,7"
38,6
Porrima B
F0V
3,52
3,16
12h 41m 40,36s
−01° 26' 57,7"
38,6
Gliese 542
K3V
6,66
6,29
14h 19m 05,88s
−59° 22' 44,5"
38,6
ζ2 Reticuli
G1V
5,24
4,83
03h 18m 09,45s
−62° 30' 22,9"
39,4
ζ Trianguli Australis
F9V
4,91
4,50
16h 28m 27,46s
−70° 05' 03,8"
39,5
ζ1 Reticuli
G2V
5,53
5,11
03h 17m 42,77s
−62° 34' 31,2"
39,5
HR 3384
K0V
6,38
5,95
08h 32m 52,91s
−31° 30' 03,1"
39,7
HR 1925
K1Ve
6,21
5,77
05h 41m 20,33s
+53° 28' 51,8"
39,9
β Trianguli Australis A
F2III
2,83
2,38
15h 55m 08,92s
−63° 25' 50,6"
40,1
85 Pegasi A
G3V
5,81
5,34
00h 02m 10,10s
+27° 04' 56,1"
40,5
85 Pegasi B
K6V
8,88
8,41
00h 02m 10,10s
+27° 04' 56,1"
40,5
Gliese 435
K5V
7,77
7,28
11h 41m 03,55s
−44° 24' 18,7"
40,8
ρ1 Cancri A
G8V
5,96
5,47
08h 52m 35,85s
+28° 19' 50,9"
40,9
HR 3259
K0V
5,95
5,45
08h 18m 23,62s
−12° 37' 55,8"
41,0
HR 483 A
G2V
4,96
4,45
01h 41m 46,98s
+42° 36' 48,1"
41,2
λ Aurigae
G0V
4,69
4,18
05h 19m 08,38s
+40° 05' 56,6"
41,2
HR 683
G8V
6,33
5,81
02h 18m 58,77s
−25° 56' 44,5"
41,3
Gliese 349
K3V
7,20
6,68
09h 29m 54,83s
+05° 39' 18,5"
41,4
44 Boötis A
F9V
5,20
4,67
15h 03m 47,43s
+47° 39' 14,6"
41,6
44 Boötis B/C
G2 V
5,97
5,44
15h 03m 47,43s
+47° 39' 14,6"
41,6
HR 6518
K0V
6,44
5,90
17h 25m 00,59s
+67° 18' 24,1"
41,7
Gliese 2046
K3V
7,17
6,63
05h 54m 04,33s
−60° 01' 24,5"
41,8
36 Ursae Majoris A
F8V
4,82
4,28
10h 30m 37,66s
+55° 58' 49,9"
41,9
HR 6094 A
G3V
5,37
4,82
16h 24m 01,19s
-39° 11' 34,7"
42,0
Gliese 428 A
K7V
7,51
6,96
11h 24m 41,24s
−61° 38' 51,2"
42,0
Gliese 428 B
M0Ve
8,82
8,27
11h 24m 41,24s
−61° 38' 51,2"
42,0
HR 4587
K0IV
5,54
4,99
12h 00m 44,28s
−10° 26' 45,7"
42,1
Capella Aa
G5III
0,76
0,20
05h 16m 41,34s
+45° 59' 52,8"
42,2
Capella Ab
G1III
0,91
0,35
05h 16m 41,34s
+45° 59' 52,8"
42,2
HR 6998
G5V
5,85
5,28
18h 38m 53,49s
−21° 03' 06,7"
42,3
Estrellas entre 13 y 15 pársecs (entre 42,4 y 48,9 años luz)
Nótese que a unos 50 años luz, el Sol no sería visible a simple vista.
Tipo
espectral
Magnitud aparente
Magnitud
absoluta
Ascensión
recta
(J2000)
Declinación(J2000)
Gliese 707
K7V
8,23
7,65
18h 12m 21s
-43° 26' 41"
42,6
Gliese 204
K5V
8,23
7,65
05h 28m 26s
-03° 29' 58"
42,6
Gliese 167
K5V
7,62
7,03
04h 15m 57s
-53° 18' 35"
42,8
HD 170657
K1V
6,81
6,21
18h 31m 19s
-18° 54' 30"
43,0
HR 159 A
G7V
6,19
5,59
00h 37m 21s
-24° 46' 02"
43,0
HR 159 B
G8V
6,40
5,80
00h 37m 21s
-24° 46' 02"
43,0
Gliese 146
K5V
8,95
8,34
03h 35m 01s
-48° 25' 09"
43,1
Gliese 775
K4V
7,45
6,84
20h 02m 47s
+03° 19' 34"
43,1
Gliese 69
K5V
8,35
7,74
01h 43m 41s
+63° 49' 24"
43,1
Estrella
Distancia
(Años luz)
58 Eridani
G1V
5,63
5,01
04h 47m 36s
-16° 56' 04"
43,4
Gliese 528 A
K4 V
7,96
7,32
13h 49m 04s
+26° 58' 47"
43,7
Gliese 528 B
dK6
8,35
7,71
13h 49m 04s
+26° 58' 47"
43,7
SZ Crateris A
K4/5 V
8,6
8,0
11h 21m 27s
-20° 27' 14"
43,9
υ Andromedae
F7V
3,51
2,86
01h 36m 48s
+41° 24' 20"
43,9
Gliese 556
K3V
7,32
6,67
14h 33m 29s
+52° 54' 32"
44,0
θ Ursae Majoris
F6IV
3,02
2,37
09h 32m 52s
+51° 40' 43"
44,0
LHS 3508
K5V
7,91
7,24
20h 02m 35s
-50° 03' 06"
44,3
Gliese 174
K3V
8,03
7,36
04h 41m 19s
+20° 54' 05"
44,4
HR 8501
G1V
5,36
4,69
22h 18m 15s
-53° 37' 32"
44,4
Gliese 868
K5V
7,93
7,25
22h 40m 43s
-29° 40' 28"
44,5
HR 8
K0Ve
5,92
5,23
00h 06m 37s
+29° 01' 19"
44,7
Alshain
G8IV
3,75
3,06
19h 55m 19s
+06° 24' 29"
44,7
10 Tauri
F9V
4,29
3,60
03h 36m 53s
+00° 24' 10"
44,7
Gliese 656
K0V
7,28
6,58
17h 10m 10s
-60° 43' 44"
44,9
ι Piscium
F7V
4,06
3,36
23h 39m 57s
+05° 37' 38"
45,0
Errai A
K1IV
2,94
2,24
23h 39m 21s
+77° 37' 56"
45,0
Gliese 615
K0V
7,36
6,66
16h 13m 49s
-57° 34' 14"
45,1
Gliese 898
K5/M0 V
8,38
7,68
23h 32m 49s
-16° 50' 44"
45,1
BD -19° 733
K2V
7,1
6,4
03h 43m 56s
-19° 06' 42"
45,2
Gliese 394
K7 Ve
8,77
8,06
10h 30m 25s
+56° 00' 00"
45,2
τ1 Eridani A/B
F5/F6V
4,47
3,74
02h 45m 06s
-18° 34' 22"
45,5
18 Scorpii
G1V
5,50
4,76
16h 15m 37s
-08° 22' 06"
45,7
Gliese 529
K4/K5V
8,36
7,62
13h 49m 45s
-22° 06' 40"
45,9
Gliese 726
K5
8,91
8,17
18h 47m 27s
-03° 38' 23"
45,9
Gliese 282 A
K2V
7,26
6,52
07h 39m 59s
-03° 35' 51"
45,9
Gliese 282 B
K5
9,02
8,28
07h 39m 59s
-03° 35' 51"
45,9
G0V
5,03
4,29
10h 59m 28s
+40° 25' 48"
45,9
K5
8,99
8,24
13h 52m 00s
+49° 57' 03"
46,0
26 Draconis A
G0Va
5,06
4,31
17h 34m 60s
+61° 52' 30"
46,0
26 Draconis B
K3V
7,95
7,20
17h 34m 60s
+61° 52' 30"
46,0
Fornacis A
F7IV
3,80
3,05
03h 12m 04s
-28° 59' 21"
46,0
Fornacis B
G7V
6,73
5,98
03h 12m 04s
-28° 59' 21"
46,0
Gliese 42
K2V
7,48
6,72
00h 53m 01s
-30° 21' 25"
46,2
Gliese 611 A
G8V
6,71
5,94
16h 04m 57s
+39° 09' 23"
46,4
CD -38° 11173
K2V
7,39
6,62
16h 44m 14s
-38° 56' 36"
46,4
47 Ursae Majoris
Gliese 532
HR 7578
K3V
6,23
5,46
19h 54m 18s
-23° 56' 28"
46,4
π1 Ursae Majoris
G1V
5,63
4,86
08h 39m 12s
+65° 01' 15"
46,6
Ras Alhague
A5III
2,08
1,30
17h 34m 56s
+12° 33' 36"
46,7
η Cephei
K0IV
3,42
2,63
20h 45m 17s
+61° 50' 20"
46,8
HD 144628
K3V
7,12
6,33
16h 09m 43s
-56° 26' 46"
46,8
HD 144579
G8V
6,66
5,87
16h 04m 57s
+39° 09' 23"
46,8
72 Herculis
G0V
5,38
4,59
17h 20m 39s
+32° 28' 13"
46,9
Gliese 481
K2
7,86
7,07
12h 41m 06s
+15° 22' 36"
47,0
Gliese 546
K5V
8,37
7,57
14h 21m 57s
+29° 37' 47"
47,1
Gliese 420
dK5
8,06
7,26
11h 15m 12s
+73° 28' 31"
47,1
ν2 Lupi
G2V
5,66
4,84
15h 21m 48s
-48° 19' 04"
47,5
θ Boötis A
F7V
4,10
3,28
14h 25m 12s
+51° 51' 06"
47,5
Gliese 154
K5
9,67
8,85
03h 46m 20s
+26° 12' 58"
47,5
Gliese 269 A
K2V
8,08
7,26
07h 17m 30s
-46° 58' 45"
47,6
Gliese 833
K2V
7,31
6,48
21h 36m 41s
-50° 50' 43"
47,7
HR 7898
G8V
6,36
5,53
20h 40m 12s
-23° 46' 24"
47,7
Talitha Borealis A
A7V
3,23
2,40
08h 59m 13s
+48° 02' 32"
47,7
Gliese 259
K1V
6,88
6,05
07h 01m 14s
-25° 56' 55"
47,7
Gliese 201
dK5 e
7,83
7,00
05h 23m 38s
+17° 19' 27"
47,8
ψ Serpentis
G5V
5,86
5,03
15h 44m 02s
+02° 30' 55"
47,8
111 Tauri
F8V
5,00
4,17
05h 24m 25s
+17° 23' 00"
47,8
Gliese 604
K5V
8,05
7,22
15h 57m 41s
-42° 37' 27"
47,8
ψ Capricorni
F5V
4,14
3,30
20h 46m 06s
-25° 16' 14"
47,9
K2 V e
6,76
5,91
06h 26m 10s
+18° 45' 25"
48,2
F2V
4,02
3,17
12h 8m 25s
-24° 43' 44"
48,2
G3Va
5,40
4,50
10h 01m 01s
+31° 55' 25"
48,6
AB Doradus
K1 III(p)
7,82
6,95
05h 28m 45s
-65° 26' 55"
48,7
ν Phoenicis
F8V
4,57
3,70
01h 15m 11s
-45° 31' 54"
48,7
HR 209
G5V
5,80
4,93
00h 45m 45s
-47° 33' 06"
48,7
Gliese 52
K7V
8,98
8,10
01h 07m 09s
+63° 56' 30"
48,8
Gliese 1279
K5V
8,50
7,62
23h 09m 41s
-67° 44' 00"
48,8
Alderamin
A7IV-V
2,45
1,58
21h 18m 35s
+62° 35' 08"
48,8
HR 7162 A
G0V
6,22
5,34
18h 57m 02s
+32° 54' 05"
48,9
HR 7162 B
K1V
7,53
6,65
18h 57m 02s
+32° 54' 05"
48,9
Gliese 40 A
K5V
9,04
8,16
00h 51m 34s
-22° 54' 36"
49,0
Gliese 818
K5V
8,09
7,21
21h 05m 20s
+07° 04' 09"
49,0
Gliese 233
Alchiba
20 Leonis Minoris A
Enlaces externos[editar]

«SIMBAD Astronomical Database». Centre de Données astronomiques de Strasbourg. «NStars database». NASA.

«Notable Nearby Stars». SolStation.

«What color are the stars?». Mitchell Charity.
7. ARTÍCULOS COMPLEMENTARIOS (CLASIFICACIÓN ESTELAR)
1. Wikipedia (http://es.wikipedia.org/wiki/Tipo_espectral_(estelar)
El tipo espectral estelar, conocido también como Clasificación espectral de Harvard, ya que lo comenzó a esbozar Edward Charles Pickering de la Universidad de Harvard en el
año 1890, y que perfeccionó Annie Jump Cannon de la misma universidad en 1901, es la clasificación estelar más utilizada en astronomía. Las diferentes clases se enumeran de las
más cálidas a frías. Son las siguientes:
Clase

Temperatura
Color Convencional Masa Radio Luminosidad
Líneas de absorción
Ejemplo
O
28 000 - 50 000 K Azul
60
15
140 000
Nitrógeno, carbono, helio y oxígeno
48 Orionis
B
9600 - 28 000 K
Blanco azulado
18
7
20 000
Helio, hidrógeno
Rigel
A
7100 - 9600 K
Blanco
3,1
2,1
80
Hidrógeno
Sirio A
F
5700 - 7100 K
Blanco amarillento
1,7
1,3
6
Metales: hierro, titanio, calcio, estroncio y magnesio Canopus
G
4600 - 5700 K
Amarillo
1,1
1,1
1,2
Calcio, helio, hidrógeno y metales
El Sol
K
3200 - 4600 K
Amarillo anaranjado 0,8
0,9
0,4
Metales y óxido de titanio
Albireo A
M
1700 - 3200 K
Rojo
0,4
0,04
Metales y óxido de titanio
Betelgeuse
0,3
Las magnitudes Masa, Radio y Luminosidad, en proporción respecto al Sol (Sol=1).
Las diferentes clases se dividen posteriormente siguiendo números arábicos del 0 al 9. A0 especifica las estrellas más calientes de la clase A, mientras que A9 se refiere a las más
frías. Por ejemplo, el Sol es una estrella de tipo G2. Esta clasificación se completa con los tipos R, N y S.
El diagrama Hertzsprung-Russell relaciona la clasificación espectral con la magnitud absoluta, luminosidad y temperatura superficial de las estrellas. Existe una regla
nemotécnica para recordar la secuencia, consistente en una frase en inglés cuyas palabras empiezan por esas letras: Oh Be A Fine Girl/Guy/Gay, Kiss Me Right Now Sweetly.
También existe una regla mnemotécnica en castellano: ¡Oh, Bienaventurados Aquellos Feligreses!, Gritó Krispín Mientras Regaba Nuestros Sauces.
Relación entre tipo espectral y tamaño de las estrellas
Tipos espectrales clásicos

Clase O: son estrellas muy calientes y luminosas destacando en brillantes colores azules. Naos (en la constelación de Puppis) brilla con una potencia cercana a un millón de
veces superior a la del Sol. Estas estrellas tienen líneas de helio ionizado y neutro muy prominentes y presentan líneas débiles de Balmer de hidrógeno. Emiten la mayor parte de
su radiación en el ultravioleta.

Clase B: extremadamente luminosas, como Rigel en Orión, una supergigante azul. Los espectros de estas estrellas tienen líneas de helio neutral y líneas moderadas de
hidrógeno. Como las estrellas O y B tienen tanta masa consumen su energía mucho más deprisa que otras estrellas más pequeñas liberando cantidades inmensas de energía y
viviendo durante un corto período de unos millones de años. En este tiempo no pueden alejarse demasiado de las regiones de formación estelar en las que nacen por lo que
suelen presentarse en grupos de varias estrellas en lo que se conoce como asociaciones OB1, formadas en el interior de nubes moleculares gigantes. La asociación OB1 de
Orión es el ejemplo más cercano.

Clase A: son las estrellas más comunes que observamos a simple vista. Deneb en el Cisne es una estrella de gran brillo mientras que Sirio, la estrella más brillante desde
la Tierra es también una estrella de tipo A muy cercana pero no tan grande como Deneb. Las estrellas de clase A tienen pronunciadas líneas de Balmer de hidrógeno y poseen
también líneas de metales ionizados.

Clase F: siguen siendo estrellas de gran masa y muy brillantes pero pertenecen ya a la secuencia principal. Como ejemplo podemos considerar Fomalhaut enPiscis Australis.
Sus espectros se caracterizan por líneas de Balmer de hidrógeno débiles y metales ionizados. Son de color blanco con un ligero componente amarillo.

Clase G: son las mejor conocidas ya que nuestro Sol pertenece a esta clase siendo una estrella de tipo G2. Tienen líneas de hidrógeno aún más débiles que las F y cuentan
con líneas de metales ionizados y neutros. A este tipo pertenecen también las gigantes y supergigantes amarillas (tipos de estrella poco común), como Wezen.

Clase K: estrellas naranja algo más frías que el Sol. Algunas de ellas son gigantes (como Arcturus o Aldebarán A) e incluso supergigantes como Ómicron1 Canis
Majoris o Miram, mientras que otras estrellas K como Alpha Centauri B pertenecen a la secuencia principal. Tienen líneas de hidrógeno muy débiles y en ocasiones algunas
líneas correspondientes a metales neutros.

Clase M: es la más común de todas por el número de estrellas. Todas las enanas rojas pertenecen a esta clase y más del 90% de todas las estrellas son de este tipo
como Próxima Centauri. La clase M también corresponde a la mayoría de las gigantes y a algunas supergigantes como Antares o Betelgeuse, así como a las variables Mira. El
espectro de una estrella M tiene líneas moléculas y de metales neutros pero normalmente no muestra líneas de hidrógeno. El óxido de titanio puede formar líneas intensas en las
estrellas M.
Nuevos tipos espectrales[editar]
Más recientemente la clasificación ha sido extendida con nuevos tipos espectrales resultando en la secuencia W O B A F G K M L T y R N C S donde W sonestrellas de Wolf-Rayet, L
y T representan estrellas extremadamente frías y de poca masa del tipo de las enanas marrones y R, N, C y S que son utilizadas para clasificar estrellas ricas en carbono.

W: más de 70.000 K - Estrellas de Wolf-Rayet. Estas estrellas superluminosas son muy distintas a otros tipos estelares por mostrar grandes cantidades de helio. Se
considera que son grandes supergigantes en el final de sus vidas con su capa de hidrógeno exterior expulsada por el fuerte viento estelar causado a tan altas temperaturas. Por
este motivo dejan expuesto su núcleo rico en helio.

L: 1.500 - 2.000 K - Estrellas con masa insuficiente para desarrollar reacciones nucleares. Son enanas marrones, estrellas de poca masa incapaces de producir reacciones
termonucleares de hidrógeno y que conservan intacto el litio que es destruido por reacciones termonucleares en estrellas mayores (L proviene de hecho del litio presente en
estas estrellas). Estas estrellas son tan frías que emiten en el infrarrojo cercano.

T: 1.000 K - Se trata de estrellas T Tauri, muy jóvenes y de baja masa, algunas a temperaturas tan frías como 600 K. Se trata muy probablemente de estrellas de baja masa
en proceso de formación y suelen estar rodeadas de discos de acreción.

C: estrellas de carbono. Se subdividen en los siguientes tipos: R, N y S. Se trata de gigantes rojas en el final de sus vidas.

D: enanas blancas, por ejemplo Sirio B. La mayoría de las estrellas terminan sus vidas perteneciendo a este tipo.
Clasificación Estelar
Introducción
Al elevar la vista al cielo nocturno podemos observar cientos, miles de pequeñas luces que parecen colgar del firmamento. Una observación
más profunda nos revela que no todas ellas brillan con la misma intensidad e incluso podemos intuir diferencias de tonalidades que van desde el rojizo al
azulado. El presente trabajo tiene por objeto servir de introducción a los actuales sistemas de clasificación estelar, exponer sus fundamentos básicos, así como
su origen y evolución histórica. Vale advertir que no será un texto breve (aun cuando solo es introductorio y de hecho haya libros enteros dedicados al tema),
ni de ligera lectura, sin embargo creo que quien logre transitar hasta el final del mismo obtendrá no solo los rudimentos básicos para poder interpretar el
significado de frases como, por ejemplo, mag. 6,5 O9 Iab que solemos leer en los actuales catálogos estelares, sino que además tendrá una imagen del
contexto histórico que condujo finalmente a los distintos sistemas de clasificación estelar utilizados en el presente, y comprender como se complementan unos
con otros.
Imagen 1 – Cielo estrellado. Crédito: gentileza de G. Hüdepohl / ESO
¿Qué es una estrella?
Antes de poder clasificar a las estrellas, debemos comenzar por definirlas. Una estrella es una esfera de plasma que en alguna etapa de su existencia genera
energía mediante el proceso de fusión nuclear de Hidrógeno, el cual es convertido en Helio. Las estrellas se encuentran en un equilibrio hidrostático de fuerzas,
la gravedad que atrae a la materia hacia el centro de la estrella y la presión que ejerce el plasma hacia el exterior. Dicha presión depende de la temperatura
producida por las reacciones termonucleares. Debido a que el ritmo de producción de energía cambia a medida que el tiempo transcurre y el combustible
comienza a agotarse, las características físicas de la estrella también lo hacen tratando de encontrar un nuevo punto de equilibrio entre las mencionadas
fuerzas lo que determina la evolución de la estrella dentro de su ciclo estelar.
Imagen 2 – Estructura de una estrella. Crédito: gentileza de ESO. Traducción al español: CSEU
La masa de una estrella va desde un mínimo de 0,08 masas solares para las más pequeñas, a unas 120 masas solares para las más grandes. Las reacciones
nucleares de las estrellas no solo aportan luz y calor, sino que además generan elementos más pesados que los originados en la nucleosíntesis primordial, los
que en el caso de las supernovas son distribuidos por el Universo.
Dependiendo de los criterios empleados para este propósito, existen diversos sistemas de clasificación estelar.
A.- Clasificación fotométrica o por magnitudes
La fotometría es la rama de la Astronomía que se dedica a medir el brillo de los diferentes astros: estrellas, planetas, lunas, asteroides, cometas, etc.
La primera clasificación estelar de la que se tiene referencia fue realizada por Hiparco de Nicea, astrónomo y matemático griego, en el siglo II a.C. Al realizar su
catálogo estelar, en el que incluyó más de un millar de estrellas, Hiparcos las clasificó según su brillo.
Esta escala originalmente dividió a las estrellas visibles a ojo desnudo, aún faltarían siglos antes de la aparición del telescopio, en 6 magnitudes. Siendo las
estrellas de mayor brillo las de magnitud 1 y las de menor brillo, apenas visibles, de magnitud 6. En el año 1856 el astrónomo británico Norman Robert Pogson
formalizó esta clasificación al definir que una estrella de magnitud 1 es 100 veces más brillante que una estrella de magnitud 6. De esta manera una estrella de
primera magnitud es 2,512 veces más brillante que una de segunda magnitud y así sucesivamente, formando lo que se denomina una escala logarítmica. Se
utiliza a la estrella Vega como referencia de una estrella de magnitud 2 para determinar el resto de los valores de la escala.
Magnitud aparente (m): Es la medida que indica que tan brillante parece un objeto en el firmamento. Su valor depende tanto de su luminosidad intrínseca
como de la distancia que se encuentra al observador. El brillo aparente de un astro no es igual a su brillo real, por ejemplo, un objeto muy brillante puede tener
un valor de magnitud aparente alto si se encuentra muy lejano. La magnitud aparente no nos permite comparar brillos reales, para solucionar este
inconveniente es que surge el concepto de magnitud absoluta.
Magnitud absoluta (M): Se define como la magnitud aparente de un objeto, si fuera observada a una distancia de 10 parsecs (aproximadamente 32,62 años
luz). En este caso todos los objetos estelares se emparejan en distancia (claro está que mediante cálculos), pudiendo de esa manera comparar sus brillos
reales.
Estrella
Magnitud aparente
Magnitud absoluta
Sol
-26,72
+4,72
Sirio
-1,46
+1,42
Canopus
-0,72
-3,10
Vega
+0,04
+0,50
Rigel
+0,14
-7,1
Tabla 1 – Magnitudes aparentes y absolutas estelares
Magnitud bolométrica: Mientras que las magnitudes aparentes y absolutas dependen de la longitud de onda observada, la magnitud bolométrica mide el
brillo del objeto sobre todas las longitudes de onda, y no solo las visibles. Se designa como m(b subindice) si es magnitud bolométrica aparente y M(b
subindice) si es magnitud bolométrica absoluta.
Magnitud integrada: También denominada magnitud total, es la magnitud que tendría un objeto extenso, como por ejemplo una nebulosa o una galaxia, si
toda la luz estuviese concentrada en una fuente puntual.
Otros sistemas de clasificación fotométrica
Además de la clasificación de magnitudes creada por Hiparco de Nicea, que desarrollamos anteriormente, existen otros muchos sistemas de clasificación
fotométricos. Algunos ejemplos de ellos son:
I.- Sistemas de Banda Ancha
o
o
o
o
o
Sistema Johnson-Cousins UBVRI
Sistema Washington CMT1T2
Sistema Sloan Digital Sky Survey ugriz
Sistema Hipparcos-Tycho HpBTVT
Sistema HST WFP C2 160w, 336, 439, 450, 555, 675, 814
II.- Sistemas de Banda Intermedia
o
o
o
o
o
Sistema Stromgren 4 colores uvby
Sistema DDO 35, 38, 41, 42, 45, 48
Sistema Geneva (UBB1B2VV1G)
Sistema Vilnius (UPXYZVS)
Sistema Walraven WULBV
III.- Sistemas de Banda Angosta
o
o
Sistema Oke AB magnitudes
Sistema Wing 8 colores
IV.- Sistemas Infrarrojos
o
Sistema Johnson-Glass JHKLMN
o
o
Sistema MKO JHKL'M'
Sistema 2MASS JHK
o
Sistema DENIS iJK
Dada la diversidad de sistemas fotométricos existentes, solo describiremos algunos de los más utilizados y conocidos con el objeto de ilustrar como funcionan.
En líneas generales todos ellos se basan en realizar mediciones, haciendo uso de algún tipo de instrumento especializado, del brillo de un objeto estelar en
distintas longitudes de onda (colores) y comparándolos con un conjunto de estrellas de referencia determinar la magnitud y color del objeto en cuestión.
Sistema fotométrico UBV: También llamado Sistema Johnson o Sistema Johnson - Morgan fue desarrollado por los astrónomos Harold Lester Johnson y
William Wilson Morgan en el año 1953. El mismo es un sistema de banda ancha para clasificar estrellas según magnitudes y colores. Se hace uso de tres filtros
que permiten pasar únicamente una parte específica del espectro electromagnético. El filtro U (Ultravioleta) con un pico en los 360nm y un ancho de 70nm; el
filtro B (azul o blue en inglés) con un pico en los 440nm y un ancho de 100nm y el filtro V (visible) con un pico en los 550nm y un ancho de 90nm. Se mide el
brillo correspondiente a cada filtro y con los datos obtenidos se realizan los cálculos necesarios para obtener mediciones de magnitud muy precisas.
Sistema fotométrico UBVRI: Sobre el año 1973, el mejoramiento de la sensibilidad de los equipos astronómicos, permitió ampliar el sistema anterior a
agregar dos nuevos filtros, el rojo (R) con un pico en los 700nm y un ancho de 220nm y el infrarrojo (I) con un pico en los 900nm y un ancho de 240nm.
Sistema fotométrico Kron-Cousins: Este sistema es una mejora al sistema anterior que surge una vez como consecuencia de la mejoras del instrumental.
Los filtros rojo (R) para a tener su pico en los 650nm y un ancho de 100nm y el infrarrojo (I) un pico en los 800nm y un ancho de 150nm.
Como podemos apreciar, la mejora en los instrumentos astronómicos e incluso su emplazamiento en el espacio ha sido el motor de una continua evolución en
los sistemas fotométricos logrando mediciones de colores y magnitudes cada vez más precisas.
B.- Clasificación espectral
La espectroscopía astronómica es el uso de técnicas espectroscópicas para la obtención y posterior estudio de espectros de los cuerpos celestes. Es una
importante fuente de información, pilar de la Astrofísica, que es utilizada para averiguar propiedades de objetos astronómicos como asteroides, atmósferas
planetarias, estrellas y galaxias, permitiendo -según el caso- obtener datos de su composición química, temperatura y gravedad superficial, luminosidad,
tamaño, densidad, intensidad del campo magnético (efecto Zeeman), velocidad de rotación y velocidad radial, esto último gracias al efecto Doppler.
Antecedentes Históricos: Clasificaciones espectrales de Rutherfurd, Secchi, Vogel y Lockyer
En el año 1802 el físico y químico inglés William Hyde Wollaston perfeccionó el experimento de Newton de la descomposición de la luz solar adosando una
estrecha rendija en la trayectoria de un rayo solar. Al hacerlo, observó que el espectro de la luz solar no era una banda continua de colores, sino que descubrió
tenía unas siete líneas oscuras superpuestas al espectro solar, según consta en su paper “A method of examining refractive and dispersive powers by prismatic
reflection”. Sin embargo, su interpretación del fenómeno fue errónea, dado que pensó que solo se trataba de una simple separación arbitraria entre los colores
que conforman el arcoiris.
En el año 1814, el astrónomo y fisico alemán Joseph von Fraunhofer, utilizó un telescopio acoplado a un difractómetro diseñado por él mismo, para investigar
por primera vez con detalle las líneas de absorción en el espectro del Sol. Su trabajó culminó con la detallada enumeración de 574 líneas, que en su honor se
denominan líneas de Fraunhofer, designando las líneas más intensas con las letras de la A (rojo) a la K (violeta).
Imagen 3 - Líneas de Fraunhofer. Créditos Wikimedia Commons. Traducción al español: CSEU
El físico francés Alexandre Edmond Becquerel, fue un precursor en el uso de la fotografía para capturar el espectro solar. En 1842 logra con éxito su cometido,
no solo retratando en una placa las líneas de Fraunhofer, sino que además, quedan impresas líneas en el espectro ultravioleta nunca antes registradas.
Siguiendo la tradición de su predecesor, las bautiza con las letras I hasta P.
En 1859 mediante trabajo de laboratorio, el físico alemán Gustav Robert Kirchhoff junto al químico Robert Wilhem Bunsen, observaron que al calentar algunas
sustancias estas originaban líneas brillantes (de emisión) en el mismo lugar del espectro que las descriptas por Fraunhofer. Poco después, Kirchhoff demostró
que las líneas brillantes se convertían en oscuras (de absorción) cuando el gas se iluminaba por detrás con luz blanca, lo que le llevó a formular y publicar las
leyes del análisis espectral:
Leyes de Kirchhoff
o
o
Primera ley: Un sólido, un líquido o gas, denso y opaco, incandescente, emiten un espectro continuo.
Segunda ley: Un gas enrarecido al ser excitado por calor o una corriente eléctrica emite un espectro discreto de líneas características de cada sustancia química.
o
Tercera ley: Un gas enrarecido interpuesto entre una fuente continua y un observador absorberá del espectro continuo radiación de la longitud de onda que emite al ser
excitado.
Imagen 4 – Leyes de Kirchhoff: Espectro continuo, de emisión y de absorción. Créditos: Comunidad Simplemente El Universo (Agradecimiento gentileza ESO
imagen de fondo)
Estas leyes sentarían las bases de la espectroscopía estelar y con ella el nacimiento de la Astrofísica. Cada uno de los gases estudiados -Sodio, Litio, Potasio,
Calcio, etc.- presentaban una serie de líneas de emisión características que permitían una identificación inequívoca de los mismos. En base a ello, en 1861
Kirchhoff y Bunsen trabajaron estudiando el espectro proveniente de las capas superiores de la atmósfera del Sol y fueron capaces de identificar varios
elementos químicos conocidos en la Tierra. En el curso de sus investigaciones descubrieron además el Cesio y el Rubidio. Esto evidenció que los elementos que
conformaban nuestro planeta eran los mismos que formaban el resto del Universo y que por medio de la espectroscopía podríamos estudiarlos.
La observación del espectro solar denota líneas de Fraunhofer propias de la superficie de la atmósfera solar como la C y F que implican la presencia de
Hidrógeno, la D de Sodio, la E de Hierro, la G de Calcio, entre otras, pero también hay líneas de absorción que son provocadas por elementos de nuestra
atmósfera como la A y B que están ocasionadas por el Oxígeno molecular en ella.
Línea de Fraunhofer
Longitud onda en nm
Elemento Químico
A
759,37
Oxígeno molecular
B
686,72
Oxígeno molecular
C
656,28
Hidrógeno alfa
D1
589,59
Sodio neutro
D2
589,00
Sodio neutro
E
526,96
Hierro neutro
F
486,13
Hidrógeno beta
G
431,42
Molécula CH
H
396,85
Calcio ionizado
I
393,37
Calcio ionizado
Tabla 2 - Denominación original de Fraunhofer de las líneas de absorción del espectro solar.
En 1860, el astrónomo italiano Giovanni Battista Donati, combina un espectroscopio con un telescopio y lleva a cabo estudios en quince estrellas. En 1862
publica “Intorno Alle Sine Degli Spettri Stellar”, en el que sugiere por primera vez que una clasificación física de las estrellas en base a sus espectros es posible.
En 1863 Lewis Rutherfurd Morris, abogado, astrónomo y pionero en la astrofotografía estadounidense, intenta por primera vez agrupar los espectros estelares
según cierto criterio. Para ello los divide en tres grupos:
I.- Espectros que tienen muchas líneas y bandas, y se asemejan al solar. Estrellas de color amarillo a rojo. Se corresponderían a las subclases superiores de la
clase espectral G del sistema MKK. Ejemplos: Capella, alfa Orionis, Aldeberan y Arcturus.
II.- Espectros totalmente diferentes al solar. Estrellas blancas. Se corresponderían a las clases espectrales B, en sus subclases superiores, hasta la clase F del
sistema MKK. Ejemplo: Sirio.
III.- Espectros sin líneas. Estrellas blancas. Se corresponderían a la clase espectral B, en sus primeras subclases del sistema MKK. Ejemplos: alfa Virginis y
Rigel.
El astrónomo italiano jesuíta padre Angelo Secchi sería quien tomaría la posta y daría el siguiente paso. Entre los años 1863 y 1867 observó visualmente el
espectro de más de 4000 estrellas confeccionando un catálogo que utilizó un año más tarde, en 1868, para realizar su propio sistema de clasificación.
Históricamente, este es considerado el primer intento serio de clasificación espectral estelar.
Según el mismo las estrellas se dividían en 4 grandes grupos:
Tipo I.- Estrellas Azules o Blancas: También llamadas “tipo Sirio” con 4 líneas de Hidrógeno: una en el rojo, otra en el verde y dos en el azul-violeta. Se
observan además unas pocas líneas débiles. Se corresponden a las clases espectrales A y primeras subclases F del sistema MKK. Ejemplos: Sirio, Vega, Altair.
Tipo I – Subtipo Orión: Es una subdivisión del tipo I que se diferencia por tener líneas estrechas en vez de bandas anchas. Corresponde a la clase B del
sistema MKK. Ejemplos: Rigel y Bellatrix.
Tipo II.- Estrellas Amarillas: También llamadas “tipo Solar” con muchas líneas angostas similares al espectro de Fraunhofer. Líneas de absorción de Hidrógeno,
metales ionizados y metales neutros. En este caso corresponderían a las clases espectrales F, G y K del sistema MKK. Ejemplos: Sol, Arcturus, Capella.
Tipo III.- Estrellas Naranjas y Rojas: Espectros con bandas anchas, que se superponen en un espectro que se hace más débil hacia el azul. Equivalente a la
clase espectral M del sistema MKK. Ejemplos: Betelgeuse, Antares.
Tipo IV.- Estrellas Rojas, parecidas a las del tipo anterior pero casi sin luz en el azul: Bandas oscuras, diferentes a las de Tipo III. Muestran bandas que se
debilitan hacia el violeta. Son muy poco abundantes. Similar a las clases espectrales R y N del sistema MKK. La mayoría de ellas son lo que hoy se conoce como
estrellas de Carbono. Ejemplos: R Leporis (R Lep / HD 31996 / HR 1607), La Superba (Y Canum Venaticorum / Y Cvn).
Los primeros tres grupos son los más numerosos, siendo el último el más escaso. El mismo Secchi cayó en la cuenta que esta clasificación estaba
estrechamente relacionada con la temperatura de las estrellas.
Posteriormente en 1877, por sugerencia de Edward Charles Pickering, se agregaría un nuevo grupo: Tipo V, que incluía espectros con líneas inusualmente
brillantes, como las estrellas Wolf-Rayet y nebulosas planetarias. Ejemplos: Gamma Cassiopeiae y Sheliak.
Entre 1873 y 1874, el astrónomo alemán Hermann Carl Vogel desarrolla su propio sistema de clasificación espectral estelar. A grandes rasgos este era muy
similar al de Ángelo Secchi, sin embargo cabe destacar como innovación, que el mismo es un temprano intento de esquematizar la evolución estelar en base a
la temperatura de las estrellas (según su color). Un proyecto más que ambicioso si tenemos en cuenta que en aquella época no se tenía una clara comprensión
de los procesos involucrados en la evolución estelar. Vogel reemplaza el término “tipo”, utilizado por Secchi, por el de “clase”.
Clase I.- Estrellas muy calientes con líneas de absorción débiles de vapores metálicos, se trata de estrellas blancas. Se dividen a su vez en 3 subclases:
(a) Líneas
de
Hidrógeno
y
metálicas
débiles
visibles.
(b) Líneas
metálicas
apenas
visibles
o
ausentes;
líneas
de
Hidrógeno
débiles.
(c) Estrellas con líneas de emisión de Hidrógeno.
Clase
II.- Estrellas
similares
al
Sol
con
líneas
de
absorción
fuertes.
Se
dividen
en
2
subclases:
(a) Estrellas con numerosas líneas metálicas fácilmente reconocibles, ya sea con fuertes líneas de Hidrógeno o con débiles líneas Hidrógeno.
(b) Espectros con bandas débiles y aquellos con una serie de líneas brillantes. Esta segunda subclase incluye estrellas Wolf-Rayet, novas y variables Mira.
Clase III.- Estrellas frías caracterizadas por líneas oscuras y numerosas bandas de absorción anchas. Se dividen en 2 subclases:
(a) Bandas oscuras que son más fuertes en el rango violeta del espectro donde terminan bruscamente y se debilitan en longitudes de onda más largas.
(b) Se define por tener el comportamiento opuesto, las líneas son más fuertes en el rojo y debilitan hacia la parte violeta del espectro.
Hermann Carl Vogel confiaba en haber creado un sistema de clasificación duradero, sin embargo, el descubrimiento del Helio le obliga a revisar el mismo en
1899. La subclase Ia se divide en 3 nuevas sub-subclases, todas con líneas fuertes de Hidrógeno, sin líneas de Helio, y con líneas fuertes metálicas que van de
menor a mayor en las distintas sub-subclases. La subclase Ib se modifica para incluir las estrellas de Helio, observadas sobre todo en la nebulosa de Orión denominadas por tal motivo estrellas Orión- con líneas de absorción de Helio. Finalmente la subclase Ic se divide en 2 nuevas sub-subclases, la primera
solamente con líneas de emisión de Hidrógeno y la segunda con líneas de emisión de Hidrógeno y otros elementos.
Sir Joseph Norman Lockyer, astrónomo y científico inglés, es recordado, junto al francés Pierre Janssen, como descubridor del Helio y fundador de la prestigiosa
publicación Nature. Pero además, al igual que Vogel, también fue pionero en su intento de formular un sistema de clasificación de estrellas en este caso basado
en su teoría de formación y evolución estelar. En 1890 publica “The Meteoritic Hypothesis: A Statement of the Results of a Spectroscopic Inquiry Into the Origin
of Cosmical Systems”, donde desarrolla la hipótesis de que el Universo tiene en su haber una inconmensurable cantidad de meteoritos que al chocar entre ellos
se convierten en gas. Este gas se condensa y forma las estrellas jóvenes, que obtienen su temperatura debido a la contracción de su masa. Una vez la
radiación de la estrella detiene la contracción de la misma, esta ha alcanzado su máxima temperatura y comienza su proceso de enfriamiento. Como
explicamos anteriormente, la Astronomía aun no había alcanzado el grado de madurez necesario como para comprender plenamente los procesos estelares, ello
queda en evidencia en esta ingeniosa pero inocente idea.
Basándose en la misma, entre 1899 y 1903, Lockyer argumenta que las estrellas pueden clasificarse según estuvieran en la rama que incrementaba o en la que
decrecía su temperatura. Su esquema tenia dos dimensiones, uno de temperaturas, y el otro evolutivo, que indicaba si la estrella estaba en la rama ascendente
o decreciente. Cada rama estaba subdividida en 7 partes, más una división pico donde la estrella logra su máxima temperatura. Cada una de estas divisiones
lleva el nombre de la estrella prototipo que la caracteriza; a la rama ascendente le corresponden: Antares, Aldebarán, Polaris, alfa Cygni, Rigel, dseda Tau y
beta Crucis. En la cima están alfa Orionis, y gamma Velorum, mientras que a la rama descendente le representan Achernar, Algol, Markab, Sirio, Proción,
Arcturus y 19 Piscium. Cabe destacar que, además del precedente histórico sentado por Lockyer, en su trabajo quedaron definidos en la rama ascendente los
espectros de estrellas gigantes / supergigantes y en la rama descendente los espectros de estrellas enanas.
Todas estás clasificaciones espectrales finalmente cayeron en desuso, siendo utilizadas actualmente solamente la Clasificación espectral de Harvard y la de
Yerkes, que en gran medida se basa en la primera pero que la amplía en una dimensión, como veremos en las próximas dos secciones.
Clasificación espectral de Harvard
Denominada también clasificación por tipos espectrales, o sistema Draper en algunas fuentes, debe su nombre al lugar donde se originó. A finales del siglo XIX,
principios del XX, el astrónomo Edward Charles Pickering, por ese entonces Director del Harvard College Observatory, utiliza y amplia una enorme colección de
espectros estelares obtenidos por Henry Draper, y con la ayuda de un numeroso equipo de laboriosas mujeres (Williamina Fleming, Antonia Maury, Annie
Cannon, Henrieta Swan Leavitt entre otras) -conocidas risueñamente bajo en nombre de “el harem de Pickering”- comienza el monumental trabajo de
catalogación de varios miles de espectros, publicado posteriormente como el Henry Draper Catalogue (1918 y 1924 versión ampliada), un compendio de
doscientas veinticinco mil trescientas estrellas, todas ellas clasificadas según el esquema de Harvard. Este trabajo sentaría las bases para esta clasificación. En
un principio se utilizaron las letras del alfabeto A, B, C, … para su organización, pero a medida que avanzó el trabajo varios de estos tipos originales
desaparecieron, otros se unificaron y nuevos fueron añadidos. Finalmente los tipos espectrales fueron reorganizados según la secuencia O, B, A, F, G, K, M, tal
como los conocemos en la actualidad, y que daría lugar a la conocida regla mnemotécnica: "Oh, Be A Fine Girl, Kiss Me" que traducida al español sería “Oh, se
una buena chica, bésame” (en nuestro idioma puede recordarse por esta otra: “Otros Buenos Astrónomos Fueron Galileo, Kepler, Messier”). Fue la astrónoma
Annie Jump Cannon, parte de este equipo, a quien le debemos en gran medida la autoría de la Clasificación de Harvard. Durante la década de 1920 fue cuando
quedó clara la razón física de esta clasificación: la secuencia espectral era resultado de una secuencia de temperaturas superficiales de las estrellas. A este
respecto, inicialmente podríamos pensar que las diferencias en los espectros estelares están dadas en función a la composición química de cada estrella, sin
embargo, en casi todos los casos -salvo algunas excepciones como las estrellas tipo R, N y S por ejemplo- son debidas a su temperatura superficial. Una vez
que una estrella se ha formado su superficie se mantiene prácticamente inalterada, debido a que es en su núcleo donde se llevan a cabo los procesos de fusión
y los cambios en la composición química de la estrella, pero el material del mismo raramente se mezcla con el de la atmósfera estelar.
Imagen 5 – Gráfico relación líneas y tipos espectrales. Créditos: Comunidad Simplemente El Universo (Basado en el gráfico Abell, Morrison, Wolf “Realm of the
Universe” 4º Ed. Saunders 1988)
Posteriormente se dividió cada tipo espectral en 10 subtipos numerados del 0 al 9, por ejemplo O0, O1, O2... por razones prácticas. Además se agregaron
nuevas letras ampliándolo (W, L, T, Y, C y S) para estrellas y objetos subestelares de menor temperatura (excepto tipo W que son estrellas supercalientes) y
otros espectros menos comunes. Finalmente, el tipo D se anexó para estrellas exóticas o degeneradas y los tipos Q y P se agregaron para identificar nebulosas
planetarias y novas, actualmente estos dos últimos están prácticamente en desuso.
Debido a que utilizaremos al Sol como unidad de medida para comparar la masa, radio y luminosidad de las estrellas y objetos subestelares, definiremos sus
valores antes de continuar:
Masa Solar: 1,9891 x 1030 kg.
Radio Solar: 6,96 x 108 m.
Luminosidad Bolométrica Solar: 3,826 x 1026 W.
Y teniendo en cuenta es normal en Astronomía que las temperaturas estén referenciadas en grados Kelvin, y nosotros utilizamos comúnmente grados Celsius,
es que definiremos su relación de escala.
0 ºK = −273,15 ºC
ºC = ºK – 273,15
Finalmente, como explicamos anteriormente, la clasificación espectral de Harvard se basa en las características de los espectros estelares para determinar las
temperaturas superficiales de las estrellas de cada tipo espectral. Los valores de masas y radios solares que fueron incluidos en los siguientes párrafos
corresponden a estrellas dentro la denominada secuencia principal (clase V de la clasificación espectral de Yerkes descripta en la siguiente sección). Sin
embargo, la clasificación espectral de Harvard no determina masa y radio estelar, pudiendo haber estrellas que comparten el mismo tipo espectral pero que
difieran notablemente en estos aspectos, de allí la necesidad de una clasificación espectral que incluya esta nueva dimensión y la complemente.
Imagen 6 – Espectros característicos de los tipos espectrales. Créditos: R. Bell, University of Maryland y M. Briley, University of Wisconsin, Oshkosh
Color
Temperatura
superficial
(ºK)
Masa
(Masas
solares)
Radio
(Radios
solares)
Luminosidad
bolométrica
(Luminosidades
solares)
Indice
de
color
B-V
Tipo
Descripción
W
Wolf-Rayet
30.000–
200.000
≥ 20
10 – 15
≥ 100.000
-0.25
O
Super
masivas
≥ 30.000
18 – 150
≥ 6,6
53.000 – 1.000.000
-0.45
B
Super
masivas
10.000 –
30.000
2.9 – 18
1,8 – 6,6
54.000 – 52.500
-0,17
A
Masiva
7.300 – 10.000
1,6 – 2,9
1,4 – 1,8
6,5 – 54
0,16
F
Tipo solar
6.000 – 7.300
1,05 – 1,6
1,15 – 1,4
1,5 – 6,5
0,45
G
Tipo solar
5.300 – 6.000
0,8 – 1,05
0,96 –
1,15
0,4 – 1,5
0,70
K
Tipo solar
3.800 – 5.300
0,5 – 0,8
0,7 – 0,96
0,08 – 0,4
1,11
M
Sub solar
2.500 – 3.800
0,07 – 0,5
≤ 0,7
0,0003 – 0,08
1,61
S
Sub estrella
de Carbono
2.400 – 3.500
≤ 0,8
≤ 0,7
≤ 0,001
> 2,2
C
Estrella de
Carbono
2.400 – 3.200
≤ 1,1
220 – 550
≤ 0,001
> 3,0
L
Enanas
marrones
calientes
1.300 – 2.100
0,075 –
0,45
≤ 0,2
0,00004 – 0,0002
---
T
Enanas
marrones frías
600 – 1.300
0,012 –
0,075
≤ 0,2
0,000006 – 0,00003
---
Y
Gigante
gaseoso
< 600
≤ 0,012
≤ 0,15
< 0,000006
---
D
Enanas
blancas
≤ 100.000
0,17 – 1,3
0,008 –
0,02
< 0,0004 - 100
---
Q
Nova
---
---
---
---
---
P
Nebulosa
planetaria
---
---
---
---
---
---
---
Tabla 3 – Resumen de Tipos Espectrales (basado en Spectral Classification of Stars)
Nota: La presente tabla se aplica a estrellas dentro de la secuencia principal (clase V), no describe las temperaturas superficiales, radios y luminosidad de
estrellas fuera de secuencia (gigantes y supergigantes).
Tipo W
Estrellas de Wolf-Rayet (abreviadas frecuentemente como WR). Deben este nombre a sus descubridores, los astrónomos franceses Charles Wolf y Georges
Rayet (1867). Este tipo no pertenece a la clasificación original, sino que fue agregado posteriormente para dar cabida a los espectros de estas inusuales
estrellas. Las WR son estrellas muy masivas, con masas superiores a 20 masas solares; temperaturas superficiales altas, que van desde los 30.000 a los
200.000 ºK; de gran tamaño, con un radio de 10 a 15 radios solares y muy brillantes y azules.
Sus espectros muestran bandas de emisión brillantes correspondientes a Hidrógeno o Helio ionizado, además de Carbono, Nitrógeno y Oxígeno. La anchura de
las líneas de emisión está causada por un intenso efecto Doppler producido en los fuertes vientos de eyección. Debido a estos vientos estelares las estrellas WR
sufren grandes pérdidas de masa, encontrándose muchas de ellas rodeadas de nebulosas de gas creadas presumiblemente a partir del material eyectado.
También es común que formen parte de sistemas binarios junto a otras estrellas masivas.
Son muy poco comunes, en la Vía Láctea según el Catalog of Galactic Wolf-Rayet Stars (versión 2001) existen catalogadas unas 227 estrellas WR, de las cuales
27 están en un radio menor a 30 pársecs del centro galáctico.
Imagen 7 – Ejemplos espectros tipo W. Créditos: NASA/IPAC Extragalactic Database
Las estrellas WR se subdividen en los siguientes grupos:
WN: Espectros dominados por líneas de Nitrógeno y Helio, con algo de Carbono. En el espectro óptico se observan líneas de emisión de H, N III, N IV, N V, He
I, HeI I y C IV. En el espectro UV, fuerte emisión en N II, N III, N IV, N V, C III, C IV, He II, O IV, O V y Si V. Se subdividen en tipos WN2 a WN9. La letra “h”
(por ejemplo WR4 (HD 96548) tipo WN8h) se utiliza para señalar líneas de emisión de Hidrógeno y “ha” (por ejemplo WR43a (HD 97950-A1) tipo WN6ha) para
líneas de absorción y emisión de Hidrógeno.
WN/C: Estrellas WN con líneas fuertes en Carbono IV, están entre las estrellas WN y las WC.
WC: Espectros con líneas fuertes en Carbono y ausencia de líneas de Nitrógeno. En el espectro óptico se observan líneas de emisión de H, C II, C III, C IV, O V,
He I y He II. En el espectro UV, se observa una fuerte emisión de C II, C III, C IV, O IV, O V, Si IV, He II, Fe III, Fe IV y Fe V. Se subdividen en tipos WC4 a
WC9.
WO: Espectros con líneas fuertes en Oxígeno VI, con una relación C/O menor a 1. Son extremadamente raras. Se subdividen en tipos WO1 a WO4.
Algunos ejemplos de estrellas tipo W son: WR 7 (HD 56925) tipo WN4; WR 136 (V1770 Cygni) tipo WN6; WR124 (QR Sagittae) tipo WN8; WR 17 (HD 88500)
tipo WC5; WR 57 (HD 119078) tipo WC 8; WR 102 (Sand 4) tipo WO2.
Tipo O
Son estrellas supermasivas con masas que oscilan entre las 18 y 150 masas solares; muy calientes, con temperaturas superficiales superiores a los 30.000 ºK;
con un radio superior a 6,6 radios solares; muy brillantes de color azulado, emiten la mayor parte de su radiación en el ultravioleta..
Sus espectros presentan líneas débiles de Balmer de Hidrógeno (H), y líneas de Helio neutro (He I) e ionizado (He II) muy marcadas. También aparecen líneas
débiles de Nitrógeno doblemente (N III) y triplemente (N IV) ionizado, así como Silicio doblemente ionizado (Si III). Los vientos estelares son mayores a
subtipos menores.
Imagen 8 – Ejemplos espectros tipo O4 – O9 (clase V). Créditos: NASA/IPAC Extragalactic Database
Se subdividen en tipos O2 a O9. Algunos ejemplos de estrellas clase O son: HD 93129A tipo O2; Naos (HD 66811) tipo O5; HD 199579 tipo O6; HD46149 tipo
O8.
Tipo B
Son estrellas supermasivas con masas que oscilan entre las 2,9 y 18 masas solares; muy calientes, con temperaturas superficiales entre los 10.000 y los
30.000 ºK; con un radio que va desde 1,8 hasta los 6,6 radios solares; muy brillantes de color azulado.
Sus espectros se caracterizan por fuertes líneas de Helio neutro (He I) y de Hidrógeno (H), además de Ca II, C II, C III, N II, N III, O II, Si II, Si IV y Mg II.
Las estrellas B que tienen al menos una línea de Balmer de Hidrógeno en emisión se definen como estrellas Be y son muy comunes. Estas estrellas cuentan con
un disco y/o una envoltura circunestelar, además de rotar rápidamente. El material circunestelar puede deberse a la pérdida de masa de la propia estrella o a la
acumulación de gas de una estrella compañera. Los espectros de las estrellas Be muestran una amplia absorción He I, y complejos perfiles de líneas de Balmer
de Hidrógeno. Una subclase de las estrellas Be son las estrellas de envoltura (shell), que son las estrellas Be orientadas de modo que desde nuestra perspectiva
vemos un disco circunestelar de canto.
Las estrellas de tipo espectral O y B por ser muy masivas tienen una vida muy corta (en relación a otros tipos espectrales) por su voraz consumo de energía. Es
debido a ello que no tienen tiempo suficiente para alejarse del seno de su nube molecular progenitora y es muy común encontrarlas en grupos de varias
estrellas que se denominan asociaciones OB1, como por ejemplo la asociación OB1 de Orión.
Imagen 9 – Ejemplos espectros tipo O9 – B5 (clase V). Créditos: NASA/IPAC Extragalactic Database
Se subdividen en tipos B0 a B9. Algunos ejemplos de estrellas clase B son: Mimosa o Becrux (HD 111123) tipo B0; Hadar (HD 122451) tipo B1, Achenar (HD
10144) tipo B3; Rigel (HD 34085) tipo B8.
Tipo A
Son estrellas masivas con masas que oscilan entre las 1,6 y 2,9 masas solares; con temperaturas superficiales entre los 7.300 y los 10.000 ºK; con un radio
que va desde 1,4 hasta los 1,8 radios solares; brillantes de color blanco a blanco azulado.
Sus espectros se caracterizan por fuertes líneas de Balmer de Hidrógeno, así como la aparición de líneas de metales ionizados (Fe II, Mg II y Si II) y de Ca II.
Imagen 10 – Ejemplos espectros tipo B5 – A5 (clase V). Créditos: NASA/IPAC Extragalactic Database
La mayoría de las estrellas que observamos a simple vista son de este tipo espectral. Se subdividen en tipos A0 a A9. Algunos ejemplos de estrellas tipo A son:
Vega (HD 172167) tipo A0; Sirio A (HD 48915) tipo A1; Deneb (HD 197345) tipo A2; Menkalinan (HD 40183) tipo A2; Altair (HD 187642) tipo A7.
Tipo F
Son estrellas aun con masas superiores a la de nuestra estrella que oscilan entre las 1,05 y 1,6 masas solares; con temperaturas superficiales entre los 6.000 y
los 7.300 ºK; su radio que va desde 1,15 a 1,4 radios solares; de color blanco amarillento.
Sus espectros se caracterizan por líneas de Balmer de Hidrógeno débiles y metales ionizados (Fe, Ca, Cr) y la aparición de las primeras moléculas, en especial
CH.
Imagen 11 – Ejemplos espectros tipo A5 – G0 (clase V). Créditos: NASA/IPAC Extragalactic Database
Se subdividen en tipos F0 a F9. Algunas estrellas tipo F son: Canopus (HD 45348) tipo F0; Arrakis (HD 154906) tipo F5; Procyon (HD 61421) tipo F5; Polaris
(HD 8890) tipo F8.
Tipo G
Dentro de este tipo espectral encontramos a nuestro Sol, el cual es tipo G2. Son estrellas con masas entre 0,8 y 1,05 masas solares; temperaturas superficiales
que van desde los 5.300 hasta los 6.000 ºK; su radio varía entre 0,96 a 1,15 radios solares y son de color amarillo.
Sus espectros se caracterizan por líneas de Balmer de Hidrógeno más débiles que las tipo F, predominando las líneas de metales ionizados y neutros (Fe, Ca II,
Na).
Imagen 12 – Ejemplos espectros tipo G0 – K5 (clase V). Créditos: NASA/IPAC Extragalactic Database
Se subdividen en tipos G0 a G9. Además de nuestro Sol, otros ejemplos de estrellas tipo G son: Alfa Centauri A (HD 128620) tipo G0; Kappa1 Ceti (HD 20630)
tipo G5; 61 Ursae Majoris (HD 101501) tipo G8.
Tipo K
Son estrellas más pequeñas y frías que nuestro Sol, con masas entre 0,5 y 0,8 masas solares; temperaturas superficiales que van desde los 3.800 a los 5.300
ºK; con un radio entre 0,7 y 0,96 radios solares; de color naranja.
Sus espectros se caracterizan por líneas de Hidrógeno muy débiles y en ocasiones algunas líneas correspondientes a metales neutros (Mn I, Fe I, Si I). Estas
estrellas son lo suficientemente frías como para que algunas bandas moleculares comiencen a ser prominentes CH y MgH principalmente.
Imagen 13 – Ejemplos espectros tipo K5 – M4,5 (clase V). Créditos: NASA/IPAC Extragalactic Database
Se subdividen en tipos K0 a K7. Algunos ejemplos de estrellas tipo K son: Alfa Centauri B (HD 128621) tipo K1; Epsilon Eridani (HD 22049) tipo K2; Aldebaran
(HD 29139) tipo K5; 61 Cygni B (HD 201092) tipo K7.
Tipo M
Son estrellas subsolares con masas que oscilan entre las 0,07 y 0,5 masas solares; temperaturas superficiales entre los 2.500 y los 3.800 ºK; su radio es
menor o igual a 0,7 radios solares; de color rojo. Son las estrellas más comunes en el Universo, pero debido a su baja luminosidad no hay enanas rojas clase M
que puedan ser observadas a simple vista.
Sus espectros se caracterizan por carecer prácticamente de líneas de Hidrógeno, siendo comunes líneas de moléculas y metales neutros. El óxido de Titanio
(TiO) puede formar bandas intensas en esta clase de estrellas.
Se subdividen en tipos M0 a M9. Son ejemplos de estrellas tipo M: Lacaille 8760 tipo M0; Lalande 21185 tipo M2; GJ 402 tipo M4; Wolf 359 tipo M6; LHS 2924
tipo M9.
Tipo L
Exceptuando el tipo espectral W, el resto de los tipos que describimos hasta el momento son los originales, también denominados “clásicos”, de este sistema de
clasificación. El tipo L, junto a el ya descripto W que por razones de temperatura y tamaño encabeza esta secuencia, así como el resto de los tipos que veremos
a continuación son tipos espectrales que se han añadido posteriormente.
También denominadas enanas marrones calientes tienen masas que oscilan entre 0,075 y 0,45 masas solares; temperaturas superficiales bajas entre 1.300 y
2.100 ºK; radio menor o igual a 0,2 radios solares; son oscuras, de color marrón, brillan principalmente en el infrarrojo. Omitimos llamarlas “estrellas” debido a
que algunas de ellas son objetos subestelares, es decir por su baja masa no alcanzan a fusionar Hidrógeno en sus interiores.
Sus espectros se caracterizan por líneas de óxido de Titanio (TiO) y óxido de Vanadio (VO) débiles; bandas de hidruros metálicos FeH, CrH, CaH y de Na, K, Cs,
Rb y Li.
Se dividen en tipos L0 a L9. Son ejemplos de tipo L: VW-HYI tipo L0; HD 130948B tipo L4; 2MASS0920+3517 tipo L5; 2MASS0850+1057 tipo L6.
Tipo T
Son enanas con masas aun menores a las de tipo L entre 0,012 y 0,075 masas solares; temperaturas superficiales muy bajas entre 600 y 1.300 ºK; radio
menor o igual a 0,2 radios solares; oscuras, de color marrón. Suelen denominarse también como enanas marrones frías en contraposición a las enanas
marrones de la clase anterior.
Sus espectros infrarrojos se caracterizan por estar dominados por fuertes líneas de moléculas de Metano (CH4), agua (H2O) e Hidrógeno molecular (H2). En su
espectro óptico, dominan líneas de K y Na; así como de líneas débiles de H2O y CH4 al final del rojo óptico.
Se dividen en tipos T0 a T9. Son algunos ejemplos de enanas T: 2M0559-14 tipo T5; GL229B tipo T6; HD 42581 tipo T6.5.
Tipo Y
Algunos textos proponen e incluyen al tipo Y para clasificar a hipotéticas enanas marrones aun más frías que las de tipo T con temperaturas superficiales
inferiores a 600 ºK. Debido a ser extremadamente frías son muy difíciles de detectar. La componente secundaria de CFBDSIR 1458+10 tiene una temperatura
superficial de 370 ºK y WISE 1828+2650 de tan solo 300 ºK (27 ºC) y muestran líneas de absorción presumiblemente de amoníaco lo que ha suscitado una
discusión si deberían ser clasificadas como Y0, sin embargo aun no es una cuestión cerrada.
Tipo S
Son estrellas con una masa menor o igual a 0,8 masas solares; con temperaturas superficiales entre 2.400 y 3.500 ºK; radio menor o igual a 0,7 radios
solares; color rojo. Sus espectros se caracterizan por sus bandas de óxido de Circonio (ZrO) y de óxido de Titanio (TiO). Este tipo se encuentra entre las
estrellas de tipo M y las de tipo C.
Imagen 14 – Ejemplos espectros tipo S. Créditos: NASA/IPAC Extragalactic Database
Se dividen en tipos S1 a S10 pero además se les añade un número para señalar la abundancia de ZrO y TiO. Algunos ejemplos de tipo S son: HD 35155 tipo S3
Zr2 Ti3; HD 216672 tipo S4 Zr1.5 Ti4; HD 64332 tipo S4,5 Zr2 Ti4.
En algunas fuentes utilizan también los tipos MS (ej. RR Carinae) y SC (ej. HD 115236 tipo SC5 Zr1 Ti0) para tipos intermedios entre los tipos S y M y los tipos
S y C respectivamente.
Tipo C
Estas estrellas también denominadas estrellas de Carbono, ahora bajo la clasificación C, incluyen los antiguos tipos R y N. Son estrellas con una masa menor o
igual a 1,1 masas solares; con temperaturas superficiales entre 2.400 y 3.200 ºK; pero con radios observados muy grandes; color rojo.
Las estrellas tipo C se superponen en la mayoría de los aspectos con estrellas clase G, K y M, pero se diferencian en su composición, típicamente por una
concentración inusualmente elevada de Carbono. Sus espectros se caracterizan por bandas de C2 que dominan el espectro óptico y líneas fuertes de C3, CN,
CH, SiC2, Ca II y NaD.
Imagen 15 – Ejemplos espectros tipo C. Créditos: NASA/IPAC Extragalactic Database
El tipo espectral C se divide actualmente en:
C-R: Antiguo tipo R, se subdividen en tipos C-R0 a C-R6, ejemplo: BD-15 115.
C-N: Antiguo tipo N, se subdividen en tipos C-N1 a C-N9, ejemplo: IC 1644.
C-J: Fuertes bandas isotópicas de C2 y CN, ejemplo: Y Cvn.
C-H: Fuerte absorción de CH, se subdividen en tipos C-H0 a C-H6, ejemplo:V Ari.
C-Hd: Líneas de Hidrógeno y bandas CH débiles o ausentes, ejemplo: HD 137613.
Tipo D
También denominadas enanas blancas, son el núcleo colapsado de una estrella que ha llegado al fin de su ciclo y ha perdido una gran parte de su masa
original, alrededor de un 20%, en una explosión de supernova; debido a los vientos estelares o a la formación de nebulosas planetarias. Dado que ya no se
producen reacciones de fusión nuclear en las mismas, la presión ejercida por esta fuente termal, que mantenía a la estrella en equilibrio oponiéndose a la
fuerza de gravedad, se ve fuertemente reducida lo que deriva en un colapso gravitacional.
Las enanas blancas son objetos postestelares muy densos, con masas de 0,17 a 1,3 masas solares contenidas en un radio muy pequeño, del orden 0,008 a
0,02 radios solares. Su temperatura superficial se debe al calor residual del núcleo de materia degenerada, puede superar los 100.000 ºK inicialmente, y tardar
varios millones de años en enfriarse. Su color varia a medida que su temperatura disminuye, siendo al principio blancas, de allí su denominación.
El tipo D se divide en los siguientes tipos espectrales:
DA: Su espectro característico presenta fuertes líneas de absorción de Balmer de Hidrógeno solamente, careciendo de líneas de Helio o metales.
DB: Su espectro presenta fuertes líneas de absorción de Helio I (neutro) solamente, careciendo de líneas de Hidrógeno o metales.
DC: Espectro continuo (cuerpo negro), sin líneas de absorción más profundas que el 5% en todo el espectro electromagnético.
DO: Fuertes líneas de Helio II (ionizado) con Hidrógeno molecular o Helio presente en su espectro.
DQ: Líneas de absorción de Carbono atómico o molecular, en distintas partes del espectro.
DZ: Líneas de absorción de metales (elementos más pesados que el Helio) en ausencia de lineas de Hidrógeno y Helio.
Además pueden ir acompañadas de los siguientes símbolos:
o
P: Enanas blancas magnéticas con polarización detectable.
o
H: Enanas blancas magnéticas sin polarización detectable.
X: Espectro peculiar o inclasificable.
E: Líneas de emisión de cualquier elemento presentes.
?, :: Clasificación dudosa o incierta.
V: Luminosidad variable.
o
o
o
o
o
o
d: Polvo circunestelar.
C I, C II, O I, O II entre paréntesis indica la presencia de estos elementos en enanas blancas DQ.
Actualmente es práctica usual añadir a las enanas blancas indicadores de temperatura superficial y gravedad separadas por un guión bajo ( _ ). La temperatura
se referencia dividiendo la temperatura superficial efectiva sobre 50.400 (redondeando a un décimo). La gravedad, que es determinada por el ancho de las
líneas espectrales dominantes según cada subtipo, es un valor que oscila entre 7 y 9.
El catálogo de Enanas Blancas de la Universidad de Villanova tiene unos 14.235 objetos al 17/08/2012, algunos ejemplos de ellos son: 1RXS J; AC+58 43662;
BPM92960; ESO445-271 y L1405-040B.
Tipo Q
Este tipo está prácticamente en desuso actualmente, son espectros de novas. Ejemplos de este tipo son: RS Ophiuchi; T Coronae Borealis; T Pyxidis; U Scorpii.
Imagen 16 – Ejemplos espectros tipo Q y tipo Be. Créditos: NASA/IPAC Extragalactic Database
Tipo P
Al igual que el tipo Q está en desuso actualmente, son espectros de nebulosas planetarias. Algunos ejemplos de tipo P son: NGC 2392 conocida como Nebulosa
Esquimal; M57 o Nebulosa del Anillo; NGC 6543 o Nebulosa Ojo de Gato; NGC 7293 o Nebulosa de la Hélice.
Los tipos espectrales en general, pueden además ir acompañados de los siguientes símbolos:
o
o
: : Valor espectral incierto y/o mezclado.
… : Existen peculiaridades no descriptas.
o
! : Peculiaridad especial.
o
Comp : Espectro compuesto.
e : Presentan líneas de emisión.
o
o
o
o
o
[E] : Presentan líneas de emisión “prohibidas”.
er : Líneas de emisión con centro invertido (más débil que los bordes).
ep : Líneas de emisión con particularidad.
o
eq : Líneas de emisión con perfil P Cygni.
ev : Emisión espectral exhibe variabilidad.
o
k : Espectro con características de absorción interestelar.
o
m : Características metálicas mejoradas. Se las acompaña normalmente con el o los símbolo de elementos químicos que presentan líneas fuertes (Ba, Ca, Cr, Eu, He, Hg,
Mn, Si, Sr, Tc).
o
o
o
o
n : Absorción nebulosa.
nn : Características de absorción muy amplias debido a girar muy rapidamente.
neb : Espectro mezclado con nebulosa.
o
p : Peculiaridad específica.
pq : Espectro similar a el de estrellas nova.
s : Líneas de absorción “afiladas”.
o
ss : Lineas muy estrechas.
o
SH : Características de estrellas “shell”.
o
v : Característica espectral variable (también var).
w : Líneas débiles.
o
o
Clasificación espectral de Yerkes
Denominada también clasificación por clases de luminosidad; sistema MKK o MK. En la década de 1940 en el Observatorio de Yerkes se trabajaba en un nuevo
sistema de clasificación espectral complementario al de Harvard, uno que se basaba en líneas espectrales especialmente sensibles a la gravedad estelar. En
1943 se publica el “An Atlas of Stellar Spectra, with an Outline of Spectral Classifications” o Atlas MKK, siendo sus autores los astrónomos norteamericanos
Willians Wilson Morgan, Philip Childs Keenan y la Sra. Edith Marie Kellman, quien se desempeñaba como asistente de fotografía astronómica en el Observatorio
de Yerkes. Este atlas comprende 55 platos, cada uno con 4 o más espectros ultravioletas tomados mediante el espectrómetro del telescopio refractor Yerkes de
40 pulgadas, que ilustra las diferencias tanto en el tipo espectral y en la luminosidad. El sistema de clasificación espectral de Yerkes se denomina a veces como
sistema MKK, utilizando las iniciales de los tres autores, sin embargo, es más común referirse al mismo como sistema MK, debido a las mejoras que Willians W.
Morgan y Philip C. Keenan le introdujeron en 1973 y posteriormente.
En la introducción histórica del sistema de clasificación de Harvard hicimos mención a la importante labor desempeñada en el mismo por la astrónoma Annie
Jump Cannon, principal responsable del orden de los tipos espectrales que actualmente utilizamos. Ahora ha llegado el turno de reconocer el trabajo de Antonia
Maury, sobrina de Henry Draper, quien luego de culminar sus estudios en astronomía y física, en 1888 se integra al “harem” de Pickering. Este le asigna el
trabajo de catalogar unas 4800 placas de espectros con el fin de hacer un estudio detallado de las estrellas más brillantes. Maury considera que el sistema
monodimensional ideado por Fleming y Pickering era demasiado simple para catalogar la complejidad observada en las líneas espectrales estelares. Para ello
ideó un sistema de clasificación propio -sin solicitar la aprobación de Pickering- más amplio y completo. Creó 22 grupos estelares y dividió a cada grupo en tres
subtipos: “a” (líneas espectrales anchas y bien definidas), “b” (líneas espectrales confusas pero de la misma intensidad que las tipo a) y “c” (las líneas de
Hidrógeno y Helio estrechas y bien definidas, y de Calcio más intensas). Pickering nunca reconoció su sistema de catalogación, las diferencias entre ellos
determinó que Maury abandonara el Observatorio de Harvard en 1989. Aunque volvió a trabajar en 1893 y 1895. En 1918 Maury se reincorporó bajo la
dirección de Harlow Shapley, y permaneció allí hasta 1948.
En 1897 es publicado el trabajo de Antonia Maury bajo el título "Spectra of Bright Stars Photographed with the 11-inch Draper Telescope as part of the Henry
Draper Memorial", sin embargo, su sistema de clasificación no ganó popularidad. Deberían pasar años antes que esta obtuviera su merecido crédito. El
astrónomo danés Ejnar Hertzsprung fue uno de los responsables al observar la importancia de las subdivisiones espectrales de este sistema, que permiten
determinar diversas características estelares y así poder diferenciar, por ejemplo, estrellas supergigantes de estrellas normales del mismo tipo espectral. Esta
sería la base del famoso Diagrama de Hertzsprung-Russell que muestra gráficamente la relación existente entre la magnitud absoluta de una estrella y tipo
espectral, y que es utilizado en astrofísica para diferenciar tipos de estrellas y estudiar la evolución estelar.
Cuando en 1943 William W. Morgan, Philip C. Keenan y Edith M. Kellman publican el sistema MKK también adoptan la idea de clasificación en subdivisiones de
Maury. Ese mismo año, la American Astronomical Society concede a Antonia Maury el premio Annie J. Cannon por su sistema de clasificación estelar.
En 1953 el astrónomo Harold Lester Johnson junto a Willians W. Morgan publican el “Fundamental stellar photometry for standards of spectral type on the
revised system of the Yerkes spectral atlas”, que daría origen al sistema fotométrico UBV brevemente descripto un apartado anterior.
Si el sistema de Harvard clasifica las estrellas según su temperatura superficial (color), el sistema de Yerkes lo hace por su luminosidad (magnitud absoluta).
Como explicamos anteriormente, para ello se vale de líneas espectrales sensibles a la gravedad, lo que permite obtener información sobre la luminosidad,
densidad y radio de una estrella. La gravedad de una estrella gigante es mucho menor en su superficie que en una enana blanca aun con masas similares,
debido a que g = G M / R2, siendo el radio de una gigante, por mucho, mayor que el de una enana blanca. Debido a esta diferencia en la gravedad superficial
de una estrella, es que la presión y densidad de los gases en las gigantes es menor que en las enanas. Son estas diferencias las que quedan reflejadas en el
ancho e intensidad de las líneas espectrales sensibles a la gravedad y que pueden ser medidas con precisión. Así, un grupo de estrellas con similar temperatura
-mismo tipo espectral de Harvard- puede ser diferenciado mediante las clases de luminosidad según sus tamaños, agregando una nueva dimensión a la
clasificación (temperatura - luminosidad).
Imagen 17 – Diagrama tipos y clases espectrales. Créditos: Comunidad Simplemente El Universo (basado en Wikimedia Commons)
Esta clasificación no reemplaza a la de Harvard sino que en realidad la complementa. De hecho es en la clasificación de Yerkes donde se introducen los subtipos
que vimos anteriormente en el sistema de Harvard (por ejemplo, A1, A2, A3 …) otorgándole una definición observacional más precisa a cada tipo, pero además,
suma a este sistema de clasificación las siguientes clases de luminosidad:
Clase I – Supergigantes: Comprende estrellas que tienen un gran volumen, masa y luminosidad. Sus rango de temperaturas superficial es muy extenso,
abarcando prácticamente a todos los tipos espectrales, desde los más calientes a los más fríos. La Clase I, se subdivide a su vez en la subclase Ia, estrellas con
una luminosidad de entre 104 y 105veces la del Sol, y magnitudes absolutas entre -5 y -8. Una subclase aun superior se ha agregado para estrellas con una
luminosidad mayor a 105 veces la del Sol y magnitudes absolutas que rondan -10, es la denominada Ia-0 o simplemente clase 0. La subclase Ib engloba a
estrellas de menor luminosidad que las subclases anteriores; sus valores oscilan entre 5x103 y 104 veces la del Sol, y magnitudes absolutas del orden de -4 a 5. Entre los límites de las subclases Ia y Ib encontramos a la subclase Iab con estrellas con valores del orden a 104 veces la luminosidad del Sol y magnitud
absoluta -5.
Ia-0 – Hipergigantes o supergigantes extremadamente luminosos. Ejemplos HD 269651 (A5 0-Ia), HD 100261 (G3 0-Ia), HD 212466 (K2 0-Ia)
Ia – Supergigantes luminosos. Ejemplos HD 148546 (O9 Ia), HD 269050 (B0 Ia), HD 21389 (A0 Ia), HD 161471 (F2 Ia), HD 179821 (G5 Ia), HD 165782 (K0
Ia), HD206936 (M2 Ia)
Iab – Supergigantes. Ejemplos HD 210809 (O9 Iab), HD 96248 (B1 Iab), HD 172324 (A0 Iab), HD 236433 (F2 Iab), HD 136739 (G2 Iab), HD 50877 (K2 Iab),
HD 60414 (M2 Iab)
Ib – Supergigantes menos luminosos. Ejemplos HD 8906 (F3 Ib), HD 4362 (G0 Ib), HD 9366 (K3 Ib)
Clase II – Gigantes luminosos: Son estrellas de tamaño medio, pero aun muy superiores a la del Sol. Sus temperaturas, como en la clase anterior, oscilan
desde los tipos espectrales O a M. Sin embargo, son más comunes las Gigantes luminosas con temperaturas más bajas, es decir de la gama cromática del rojo.
Su luminosidad abarca un rango que va desde 500 a 5x103 veces la del Sol y magnitudes absolutas que oscilan entre -2 y -4. Se las subdivide en IIa para las
más luminosas, IIb para las menos y IIab las intermedias.
IIa – Ejemplo HD 85622 (G6 IIa)
IIab – Ejemplos HD 23475 (M2 IIab), HD 172380 (M5 IIab)
IIb – Ejemplos HD 31767 (K2 IIb), HD 40239 (M3 IIb)
Clase III – Gigantes: Esta clase es una de las más pobladas del Universo. Sus estrellas son mayoritariamente del tipo G, K y M, por ello se las identifica con
los colores amarillo y rojo. Su luminosidad abarca el rango de 10 a 500 veces la del Sol, con magnitudes absolutas entre -2 y +2. Como en las clases
anteriores, se las subdivide en IIIa para las más luminosas, IIIb para las menos y IIIab para los casos intermedios a los dos grupos anteriores.
IIIa – Ejemplos HD 90277 (A9 IIIa), HD 89025 (F0 IIIa), HD 163917 (G9 IIIa), HD 57669 (K0.5 IIIa)
IIIab – Ejemplos HD 76827 (M3 IIIab), HD 1013 (M2 IIIab)
IIIb – Ejemplos HD 43039 (G8.5 IIIb), HD 12929 (K1 IIIb), HD 25025 (M1 IIIb)
Clase IV – Subgigantes: Son estrellas con masas y luminosidad levemente superiores al Sol. Mayoritariamente de clase G, se las identifica cromáticamente
como amarillas. Son estrellas que se encaminan a convertirse en gigantes rojas, pero que aun no han alcanzado su máxima expansión. Su luminosidad es de 3
a 10 veces la del Sol y su magnitud absoluta entre +2 y +4. Se las subdividen en IVa para las más luminosas y IVb para las menos, e infrecuentemente pueden
encontrarse referencias en catálogos a IVab para clases intermedias.
IVa – Ejemplo HD 175225 (G9 IVa)
IVab – Ejemplos HD 82328 (F7 IVab), HD 11443 (F7 IVab)
IVb – Ejemplos HD 198084 (G0 IVb), HD 150680 (G0 IVb w)
Clase V – Enanas (Estrellas de la secuencia principal): Es el grupo de estrellas más importante y numeroso, incluye estrellas de la masa de nuestro Sol y
levemente inferiores a ella. Tiene la más amplia variación de luminosidad abarcando estrellas de 3 a 0,001 veces la luminosidad solar, y lo mismo sucede con
sus magnitudes absolutas, que oscilan de +4 a +15. Abarca principalmente los tipos espectrales G, M y K por lo que se las suele denominar enanas rojas o
enanas amarillas. Las subclases Vab y Vz son poco utilizadas.
Va – Enanas extremadamente luminosas. Ejemplo HD 9132 (A1 Va)
Vab – Enanas Luminosas. Ejemplo HD 142860 (F7 Vab w)
Vb – Enanas normales. Ejemplo HD 30422 (A3 Vb lambda Boo) Vz – Ejemplo LH10:3102 (O7 Vz)
Clase VI – Enanas sub secuencia principal o sub enanas (en inglés subdwarfs): es una clase poco común -al igual que la Clase VII- y se las clasifica
según la siguiente subdivisión:
sd – Sub enanas (subdwarfs). Ejemplos LHS 1703 (sd K7), LSR J1447+6148 (sd M5)
esd – Sub enanas extremas (extreme subdwarf). Ejemplos LHS 3276 (esd K7), LHS 2405 (esd M5)
usd – Ultra sub enanas (ultrasubdwarfs). Ejemplos LHS 1454 (usd K7), LHS 2500 (usd M5)
Imagen 18 – Ejemplos espectros clase VI. Créditos: NASA/IPAC Extragalactic Database
Es un grupo reducido de estrellas muy similares en todos los sentidos a la clase V con excepción de su tamaño, que es considerablemente menor, por lo que a
iguales temperaturas menor luminosidad. Son principalmente de tipo espectral K y su magnitud absoluta oscila entre 5 y 10.
Clase VII – Enanas blancas: más comúnmente referenciadas como sW o SW. Ejemplos PG 1047+003 (sdO9 VII He6), PG 0856+121 (sdB3 VII He0). Es un
grupo estelar reducido, su temperatura es el más alto entre las enanas, siendo principalmente de las clases espectrales B, A y F de allí que se las denomine
enanas blancas. Su luminosidad es muy baja, de tan solo 0,01 a 0,0001 veces las solar, debido a su reducido tamaño tienen magnitudes absolutas muy altas,
siendo de los objetos estelares más oscuros obviando, claro está, a las enanas marrones y restos estelares fríos.
Según los catálogos estelares que se consulten, es común que las subdivisiones de luminosidad no sean utilizadas (en especial las de Clase II y subsiguientes)
siendo en esos casos referenciadas las clases sin más, por ejemplo, A5 V o G0 IV. No todas estas clases estaban en la clasificación de Yerkes original, sino que
fueron agregadas según fueron necesarias.
Las clases de luminosidad pueden estar acompañadas de los siguientes símbolos:
o
– : Significa “entre”, por ejemplo, G2 I-II, es una estrella que está entre supergigante y gigante luminosa.
o
+ : Significa “más”, por ejemplo, O9.5 Ia+, es una estrella Hipergigante.
/ : Significa “o”, por ejemplo, M2 IV/V, es una estrella que es subgigante o enana.
o
El Sistema de Clasificación Espectral de Yerkes ha sido actualizado en reiteradas ocasiones posteriormente a su creación con el fin de ajustarlo a los nuevos
conocimientos. Tanto William W. Morgan como Philip C. Keenan han publicado entre 1943 y hasta su muerte (1994 y 2000 respectivamente) varios artículos al
respecto:
o
o
o
o
Morgan, W.W. & Nancy G. Roman, “Revised Standards for Supergiants on the System of the Yerkes Spectral Atlas,” (1950)
Johnson, H.L. & W.W. Morgan, “Fundamental Stellar Photometry for Standards of Spectral Type in the Revised System of the Yerkes Spectral Atlas” (1953)
Morgan, W.W. & P.C. Keenan. “Spectral Classification,” (1973)
Morgan, W.W., H.A. Abt, & J.W. Tapschott, Revised MK Spectral Atlas for Stars Earlier than the Sun (Yerkes Obs. & Kitt Peak Nat. Obs., Williams Bay, WI & Tucson, AZ)
(1978)
o
o
Keenan, P. C. & Pitts, R. E. “Revised MK spectral types for G, K, and M stars” (1980)
Morgan, W.W., “The MK System and the MK Process,” (University of Toronto, Toronto) (1984)
Keenan, P. C. “Revised MK Spectral Classification of the Red Carbon Stars” (1993)
o
Keenan, P. C. & Cecilia Barnbaum “Revision and Calibration of MK Luminosity Classes for Cool Giants by Hipparcos Parallaxes” (1999)
o
C.- Clasificación gravitacional
En 2006, año en que se realizó su XXVI Asamblea General en Praga, República Checa, la Unión Astronómica Internacional (IAU) instaura un sistema de
clasificación estelar basado en cuatro criterios gravitacionales.
Clasificación por centro gravitacional estelar
Las estrellas se clasifican según forman o no parte de un sistema estelar, es decir de un centro gravitacional estelar. Según este criterio tenemos dos grupos
posibles:
Imagen 19 – Estrella binaria: Sirio A y B. Créditos: NASA/SAO/CXC
o
Estrellas sistémicas: Forman parte de un sistema estelar (estrellas binarias, terciarias o múltiples).
o
Estrellas solitarias: No forman parte de un sistema estelar, es decir no se encuentran acompañadas de otros objetos estelares.
Clasificación de estrellas sistémicas por posición
Las estrellas sistémicas, es decir aquellas que forman parte de un sistema estelar, se dividen según este criterio nuevamente en dos grupos:
o
o
Estrellas centrales: Son aquellas estrellas sistémicas que actúan como centro de gravedad de otras estrellas. El resto de las estrellas parte de este sistema estelar la orbitan.
Estrellas satélites: Son aquellas estrellas sistémicas que orbitan a la estrella central del sistema estelar.
Clasificación de estrellas por agrupación gravitacional
Considerando este criterio las estrellas se dividen según formen o no parte de un cúmulo estelar:
o
Estrellas cumulares: Son aquellas que forman parte de cúmulos estelares. Las estrellas cumulares pueden ser parte de un cúmulo cerrado, es decir, las estrellas se atraen
por gravedad o lo que es lo mismo mutuamente; o ser parte de un cúmulo abierto, en cuyo caso, las estrellas se atraen por gravitación en donde el centro gravitacional que orbitan
es el centro de masa del cúmulo.
Imagen 20 – Cúmulo estelar globular Omega Centauri. Créditos: ESO/INAF-VST/OmegaCAM. Acknowledgement: A. Grado/INAF-Capodimonte Observatory
o
Estrellas independientes: Son aquellas estrellas que no forman parte de un cúmulo estelar. Además de las estrellas solitarias, encontramos estrellas que no forman parte
de un cúmulo estelar pero si de un sistema estelar, en ese caso se las denomina sistémicas-independientes.
Clasificación de estrellas por sistema planetario
Teniendo en cuenta este último criterio, las estrellas se clasifican según tengan o no un sistema planetario que las orbite.
o
Estrellas únicas: Son aquellas que no tienen un sistema planetario que las circunde.
Imagen 21 – Estrellas planetarias: Impresión artística del sistema planetario alrededor de la enana roja Gliese 581. Créditos: ESO
o
Estrellas planetarias: Son aquellas que poseen un sistema planetario (cualquier cuerpo celeste no estelar, por ejemplo, planetas, asteroides, cometas) del cual ellas son
centro gravitacional.
D.- Clasificación por población
Esta clasificación estelar se debe al astrónomo alemán Wilhelm Heinrich Walter Baade. En la década de 1940 estudiaba con el telescopio de Monte Wilson
(California, Estados Unidos) la galaxia de Andrómeda cuando descubrió que las estrellas del bulbo galáctico eran rojas mientras que la de los brazos eran
azules. Bautizó a estas últimas como de Población I y las del bulbo como Población II.
Esta clasificación estelar se basa en ciertas características físicas como su ubicación dentro de la galaxia, sus órbitas respecto a la misma y el contenido de
elementos pesados.
Población I: Son aquellas estrellas que se encuentran en el disco de la galaxia y siguen órbitas aproximadamente circulares respecto a su centro. Son ricas en
elementos pesados que fueron diseminados en las nubes estelares que le dan origen por la explosión de supernovas de la Población II.
Población II: Estas estrellas son las que se encuentran en el bulbo y halo de la galaxia. Aquellas que forman el halo, incluyendo los cúmulos globulares,
suelen tener órbitas muy elípticas y apartados del plano galáctico. Otra característica de estas estrellas es su bajo contenido de elementos pesados en
comparación a las de la Población I, principalmente las que conforman el halo. Estas estrellas son más antiguas que las de Población I.
Población III: Si bien aun no se han observado estrellas de este tipo, se cree que básicamente por motivos técnicos (actualmente no poseemos telescopios lo
suficientemente potentes para observar estrellas tan antiguas y por lo tanto alejadas de nosotros), estas serían la primera generación de estrellas que
surgieron tras el Big Bang. Debido a que el gas en las que se formaron no contenía más que pequeñas trazas de elementos apenas más pesados que el Helio,
su contenido de elementos pesados original era nulo.
Así las estrellas de Población I, II y III se formaron en épocas cada vez más tempranas respectivamente. Cabe finalmente aclarar que esta clasificación ha
sufrido posteriormente nuevas subdivisiones y ajustes en un intento de readaptarla a un modelo más realista de la evolución galáctica.
Algunas consideraciones finales
En el presente artículo se ha referenciado los principales sistemas de clasificación estelar, los criterios sobre los que se basan, y la historia que hay detrás de
ellos. El ingenio humano nos ha llevado de clasificar las estrellas simplemente según su brillo, a crear toda una ciencia -la Astrofísica- gracias a la
espectroscopia, que ha logrado librar aquel escollo aparentemente insuperable que sobre 1830, y en palabras del filósofo positivista francés Augusto Comte, se
manifestaba de forma tajante: “jamás sabremos de qué están hechas las estrellas”, por lo que la ciencia debería eliminar de sus objetivos “algo que las
enormes distancias nos impedirán saber jamás”.
Este texto a demandado una ingente cantidad de tiempo y trabajo de investigación antes de poder ver la luz, y si bien pienso cumple con el propósito con que
fue concebido, es preciso aclarar que al compararlo con otros similares es posible puedan apreciarse sutiles diferencias, las cuales son debidas principalmente a
ambigüedades que en ocasiones existen en las diversas fuentes consultadas. Solo para citar algunos ejemplos que ofrezcan claridad sobre este asunto, en
distintos catálogos estelares es posible obtener una clasificación espectral diferente para una misma estrella, también sucede que según la fuente consultada
los límites de temperatura, masa, radio, etc. para los tipos espectrales pueden variar de unas a otras, y eso solo por citar un par.
La cantidad de protagonistas históricos que participaron en la creación de sistemas de clasificación estelares es tan amplia, que es prácticamente imposible
nombrarlos a todos así como a sus aportes, pudiendo el lector disentir con quien escribe dada la ausencia de alguno de ellos que considere que por su
importancia no debiera haber sido omitido.
Aquellos más avezados en estos temas, pueden que hayan notado que si bien se nombran como precedentes históricos los sistemas de clasificación de Vogel y
Lockyer basados en la evolución estelar, solo se hace una mención muy somera del Diagrama de Hertzsprung-Russell, sin embargo este hecho tiene una razón
de ser: debido a su importancia y extensión pienso que es merecedor de un artículo exclusivo que to tenga como eje y esté dedicado a describir el ciclo vital de
las estrellas.
Mucho hemos ganado en conocimientos desde Hiparco de Nicea hasta la actualidad, pero también es cierto, que lejos estamos del final del sendero y mucho
queda aun por aprender. Simplemente el Universo es un lugar asombroso y te invitamos a seguir investigando de la mano de la ciencia sus apasionantes
secretos.
© Silvio Oreste Topa
para Simplemente... El Universo
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2.06. Clasificación Espectral: Secchi y Pickering. Universidad de Chile, Facultad de Ciencias Físicas y Matemáticas. Departamento de Astronomía. Curso EH28B, Prof. José
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