Los espectros estelares
Durante mucho tiempo, hasta el siglo XIX, se pensaba que nunca se iba a
poder conocer la composición química de los astros
.
En esa epoca comenzaron los primeros experimentos para descomponer la luz
de un manera mas tecnica, y se dieron cuenta que analizando la luz que
atravesaba un prisma (y mas recientemente redes de difraccion), se podia
obtener mucha informacion del objeto emisor de luz. Por ejemplo, podia
saberse su composicion quimica, su velocidad de alejamiento o acercamiento
(efecto Doppler), densidad, campo magnetico, campo electrico, etc.
Asi, analizando la luz de las estrellas se comenzo a tener una idea sobre como
funcionan, y su composicion.
Con un proceso más o menos sofisticado, los astrónomos de Harvard, durante
principios del siglo XX, lograron ordenar las estrellas por medio de sus
espectros, que asociaron a letras (la clasificación espectral), que
posteriormente, lograron relacionar con sus colores y temperaturas.
Clasificación espectral
Temperaturas (º K)
O B A F G K M
30000
6000
3000
En el listado que sigue puede verse la clasificación de Harvard con los
espectros, temperaturas, y composición química aproximada de cada una. Note
que cuanto más baja es la temperatura, comienzan a existir más moléculas que
átomos sueltos.
Inicialmente parece poco práctica la división en letras de esta manera (¿porque
no hacer A, B, C, etc?). En Harvard trataron de hacerlo así, pero al avanzar la
investigación se dieron cuenta que estrellas clasificadas de distinta manera en
realidad era la misma, y al combinarlas quedo la clasificación actual.
Hay una regla mnemotécnica en ingles:
Para hombres:
Oh Be A Fine Girl. Kiss Me Right Now. Smack!
Para mujeres
Oh Be A Fine Guy. Kiss Me Right Now. Smack!
Las ultimas letras (R, N y S) son clasificación espectral también, pero
extendida.
Hay alguna reglas mnemotecnicas en castellano, pero son realmente feas!
¡Oh Bendita Agua Fresca Genera Kilos Mientras Riegas Nuestras
Semillas!
No me miren a mi...... fue sugerida por el Prof. Hebert Piston, de Uruguay! Hay
mas pero no voy a hacerlos sufrir mas de lo necesario.
La clasificación
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Tipo: O
Color azul V-B: <-0.2
Temperaturas: de 25000 a 40000º K
Características espectrales:
Líneas fuertes de helio ionizado (He) y metales altamente ionizados; débiles
líneas de hidrogeno (H). Fuerte ultravioleta contínuo.
Ejemplos: Zeta Puppis, 10 Lacertae
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Tipo: B
Color azul V-B -0.2 - 0.0
Temperatura: de 11000 a 25000º K
Características espectrales:
Líneas prominentes de He neutro; lineas H mas fuertes que en tipo O.
Ejemplos: Spica, Rigel
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Tipo: A
Color azul/blanco V-B 0.0 - 0.3
Temperaturas de 7500 a 11000º K
Características espectrales:
Fuertes líneas de H, calcio ionizado (Ca) y otros metales ionizados; débiles
líneas He.
Ejemplos: Vega, Sirius
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Tipo: F
Color blanco V-B 0.3 - 0.6
Temperaturas: de 6000 a 7500º K
Características espectrales:
Líneas H mas débiles que en tipo A; Ca ionizado fuerte, líneas de metales
neutros mas prominentes.
Ejemplos: Canopus, Polaris
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Tipo: G
Color blanco/amarillentas V-B 0.6 - 1.5
Temperaturas de 5000 a 6000º K
Características espectrales:
Numerosas líneas fuertes de Ca ionizado y otros metales neutros e ionizados;
líneas H mas débiles.
Ejemplos: Eta Bootis, Sol
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Tipo: K
color naranja/rojo V-B 1.1 - 1.5
Temperaturas de 3500 a 5000º K
Características Espectrales
Líneas fuertes y numerosas de metales neutros.
Ejemplos: Arcturus, Aldebaran
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Tipo: M
color rojo V-B > 1.5
Temperaturas de 3000 a 3500º K
Características Espectrales:
Líneas fuertes y numerosas de metales neutros; fuertes bandas moleculares,
principalmente oxido de titanio (TiO).
Ejemplos: Antares, Betelgeuse
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Existen también estrellas ultracalientes, tipo WR (Wolf-Rayet) y frías R, N y S,
pero sin ellas se considera más del 95% de las estrellas.
Abajo se pueden ver los espectros correspondientes.
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