Clasificación espectral

 Clasificación espectral
Héctor Zenil Chávez
Al igual que los biólogos recolectan plantas e insectos para clasificarlos
según las características que comparten, los astrónomos fotografían
estrellas con la misma finalidad. Para ello utilizan unos instrumentos
llamados espectroscopios que separan las distintas longitudes de onda
de la luz que emiten las estrellas.
A partir de las longitudes de onda a las que irradian las estrellas, se
puede saber qué elementos las componen. Las estrellas suelen estar
compuestas sobre todo de hidrógeno, H, de helio, He, y del resto de los
elementos, a los que se les nombra en forma general con la letra Z y a
los que los astrónomos suelen llamar metales. Estos pueden ser, por
ejemplo, carbono, nitrógeno y oxígeno. Nuestro sol, por ejemplo, tiene
73% de hidrógeno, 25% de helio y 2% de elementos Z.
A finales del siglo XIX, Edward Pickering clasificó las estrellas en grupos
a los que etiquetó con las letras del alfabeto, según las distintas líneas
de hidrógeno o de Balmer que aparecen en los espectros. Más tarde,
Anna Jump Cannon completó el estudio de 230 mil estrellas que están
distribuidas en todo el cielo. Luego se descubrió que sólo algunas de las
letras correspondían a tipos de estrellas realmente distintos. Finalmente
se usaron sólo siete de las letras, O, B, A, F, G, K y M, y a cada una se
le dio una escala que va del 0 al 9. El Sol, por ejemplo, pertenece al tipo
G2; la estrella Sirio, la más brillante del cielo nocturno es del tipo A0 y
Antares, la estrella principal de la constelación de Escorpión al M1. Igual
que al calentar una pieza de metal va cambiando de color con el cambio
de temperatura: al principio es roja, luego amarilla y después blanca, el
color de la estrella varía según su temperatura superficial. Las estrellas
más frías son las rojas y las más calientes son azules. Estos colores
pueden constatarse a simple vista; por ejemplo, Antares es de color rojo
y Rigel, en la constelación de Orión, es azul
En esta gráfica puede apreciarse que según la composición de las
estrellas, el color en que irradian la mayor parte de su luz es distinto y
con ello puede también determinarse su temperatura y así clasificarlas.
Las temperaturas de las estrellas varían de los 2000 grados Kelvin a los
50,000.
Las estrellas O son las más calientes, mientras que las M son las más
frías. Al mismo tiempo, las O y las M son estrellas azules y rojas
respectivamente, tal y como se pueden graficar en un diagrama HR.
El número que acompaña a la letra en la clasificación de la estrella es
una definición aún más precisa de la temperatura de la estrella. Según
esta segunda clasificación, una estrella con una gran intensidad
lumínica, es decir, muy caliente, sería una O9, y una de muy baja
intensidad o muy fría sería una M0.
La clasificación espectral completa del Sol es G2V, donde V es un cinco
romano que indica que el Sol es una estrella enana. La mayoría de las
estrellas son como el Sol, pues las más grandes consumen muy
rápidamente su combustible y mueren en menos de mil millones de
años. En cambio, el pronóstico de vida de nuestro sol es de 10 mil
millones de años, de los que han pasado ya la mitad. Por esta razón, el
Sol se halla en la zona del diagrama H-R conocida como secuencia
principal, que es la fase más duradera por la que pasa la estrella. Esta
clasificación, conocida como Morgan-Keenan (M-K) por sus autores, se
divide en:
Ia+: hipergigantes
I: supergigantes
II: gigantes brillantes
III: gigantes
IV: subgigantes
V: enanas
VI: subenanas
Una vez clasificada una estrella, se tendrá la suficiente información
sobre su temperatura composición y evolución.