manual estrellas bri.. - Observatori Astronòmic del Garraf
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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 Referencias Bibliográficas 1814. Fraunhofer y las líneas oscuras del Sol. Rafael Bachiller. El Mundo 2.06. Clasificación Espectral: Secchi y Pickering. Universidad de Chile, Facultad de Ciencias Físicas y Matemáticas. Departamento de Astronomía. Curso EH28B, Prof. José Maza Sancho, 29 Agosto 2005 A Digital Spectral Classification Atlas . R. O. Gray . Dept. of Physics and Astronomy - Appalachian State University A Galactic O Star Catalog. Jesús Maíz-Apellániz 1, Nolan R. Walborn, Héctor Á. Galué, Lisa H. Wei A method of examining refractive and dispersive powers, by prismatic reflection. 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