Clasificación estelar
Sistema de clasificación estelar de Hiparco
En el año 134 a.C., el astrónomo griego Hiparco creó un sistema de clasificación de estrellas según su brillo. Para ello, Hiparco asignó la magnitud 1 a las estrellas que más brillaban. Luego magnitud 2 a las siguientes más débiles, y así fue asignando valores mayores a estrellas más débiles. Por último, asignó la magnitud 6 a estrellas que apenas eran visibles a simple vista. Más tarde, Ptolomeo adoptó este sistema y lo transmitió. Actualmente, este sistema de clasificación complementa a los de tipo espectral y de luminosidad.
Clases de Secchi
Entre los años 1860 y 1870, el italiano pionero en espectrometría estelar Angelo Secchi, estableció una clasificación conocida como Clases de Secchi, sin duda su trabajo más importante y base de posteriores clasificaciones estelares.
Comenzó con el estudio de las estrellas binarias y nebulosas, y aunque ya habían sido clasificadas con anterioridad, dividió las estrellas binarias en dos categorías: una en las que las estrellas giraban alrededor del baricentro, como proclamaba una de las leyes de Kepler, y otra las que aparentan ser dobles desde nuestro punto de visión, pero que en realidad son independientes y no influyen una en la otra. Su clasificación constaba de 3 grupos de estrellas, más tarde añadió un cuarto grupo y posteriormente un quinto grupo, siendo el primero en enunciar que el color de las estrellas guarda relación con su espectro y que su temperatura está también relacionada.
Sistema de clasificación estelar de Harvard o Catálogo Henry Draper
En el Observatorio de la Universidad de Harvard, Pickering y sus mujeres computadoras comenzaron a desarrollar en el año 1890 un arduo trabajo de clasificación estelar. Antonia Maury colocó el subtipo Orión en la clase Secchi I por delante del resto, colocando así el tipo moderno B por delante del A, aunque no utilizó letras, sino números romanos, del I al XXII. En 1901 fue perfeccionado por Annie Jump Cannon, quien volvió a los tipos con letras, aunque dejó caer todas las letras excepto las que se utilizan en la actualidad. Clasificaron los espectros de 225.300 estrellas, creando la Clasificación espectral de Harvard, un sistema que aún hoy es utilizado por los astrónomos. Su trabajo se publicó en nueve volúmenes iniciales que se conocen como el Catálogo Henry Draper, llamado así porque al morir este, su viuda donó al observatorio una importante cantidad de dinero que hizo posible continuar con los trabajos de clasificación. Este catálogo fue ampliado hasta las 359.000 estrellas por Annie Jump Cannon. Es frecuente identificar una estrella por su número en el catálogo Henry Draper o HD.
Diagrama H-R
De forma independiente, en 1912, el danés E. Hertzsprung y el norteamericano H. R. Russell, elaboraron, cada uno por separado, el diagrama que después sería conocido con las iniciales de sus apellidos o diagrama H-R. En este diagrama, las estrellas se clasifican según su tipo espectral y su luminosidad, comprobándose lo que ya habían enunciado Kirchhoff y Bunsen: que las estrellas se distribuyen en zonas muy concretas.
El hecho de que la clasificación de Harvard indicara su temperatura superficial no se comprendió hasta pasado un tiempo, aunque se sospechase ya para la época en que se realiza el primer diagrama de Hertzsprung-Russell. Esto fue demostrado más tarde por la astrónoma Cecilia Payne.
Por lo tanto, tras el descomunal esfuerzo llevado a cabo en Harvard para clasificar y analizar los espectros de miles de estrellas, se organizaron y dividieron en 7 tipos espectrales básicos, que fueron designados con las letras O, B, A, F, G, K y M, ordenadas de forma decreciente de temperatura superficial medida en grados Kelvin. Esta temperatura es conocida a partir de su color aparente. Posteriormente, se consideró subdividir cada tipo espectral en pasos intermedios del 0 al 9, donde el 0 se utiliza para las estrellas más calientes y el 9 para las más frías. Se permiten números fraccionarios.
Clasificación espectral de Yerkes
En 1943 se desarrolló un sistema de clasificación estelar en el Observatorio de Yerkes, conocido por las iniciales de los autores, MKK o Morgan, Keenan y Kellman. En este esquema se utilizan la temperatura efectiva y la luminosidad y está basado en líneas espectrales, mientras la clasificación de Harvard solo se basaba en la temperatura superficial. Más tarde, en 1953, después de algunas revisiones el esquema se clasificó como de Morgan-Keenan (MK) y es el sistema que sigue en uso, principalmente porque proporciona información totalmente empírica. Por lo tanto, de una estrella clasificada según el sistema MK podemos conocer su temperatura efectiva, así como su pertenencia a una clase de luminosidad nos permitirá también conocer su estado evolutivo.
Actualmente, la mayoría de las estrellas están clasificadas según el sistema MK, con la ya explicada secuencia de letras de la antigua clasificación de Harvard, subdivididas en dígitos y una ampliación para estrellas que no encajan en el sistema, como son la letra D para las enanas blancas y la C para las estrellas de carbono. Además, se usan números romanos para añadir la luminosidad a la clase espectral.
| Clase de luminosidad | Descripción | Ejemplo |
|---|---|---|
| Clase 0o Ia+ | Hipergigantes | Son las más grandes conocidas. Proyectan mucha luz y calor que ninguna otra. Se piensa que pueden llegar a vivir más de 3 millones de años |
| Clase Ia | Supergigantes muy luminosas | Pueden llegar a ser de tamaño superior a 30 masas solares. Proyectan muchísima luminosidad. Mueren pronto ya que consumen su energía muy rápidamente |
| Clase Ib | Supergigantes de menor brillo | Cuanto más grandes son las estrellas, mayor cantidad de luz irradia, pero disminuye notablemente su temperatura |
| Clase II | Gigantes brillantes | Están entre las gigantes y las supergigantes. A pesar de tener poca masa, brillan muy intensamente |
| Clase III | Gigantes regulares | Superan las 4 masas solares. Dependiendo de la rapidez con que consuma su energía o si se expande a gran velocidad, se convertirá en una gigante o una supergigante |
| Clase IV | Subgigantes | Estas estrellas han comenzado a expandirse sin haber terminado de formarse |
| Clase V | Estrellas de la secuencia principal | Están en un estadio inicial de desarrollo, pero proyectan bastante calor |
| Clase VI | Subenanas | Se piensan que pueden ser del mismo tamaño que la Tierra, aunque no se ha podido saber si se han formado como parte de la desintegración de la estrella o si se han formado con residuos de la nebulosa por la fuerza de gravedad |
| Clase VII | Enanas blancas | Debido a su pequeño tamaño no tiene una elevada temperatura y su luz es poca |
Por ejemplo, para el Sol utilizaríamos la clase G2V, que nos indicaría que es una estrella de la secuencia principal con una temperatura de unos 5.800ºK y es una enana amarilla. Si miramos el diagrama H-R, vemos que se encuentra en el centro.
Cada uno de estos 7 tipos está dividido a su vez en 10 subtipos del 0 al 9. Así, O puede ser desde O0 al O9, B igualmente puede ir de B0 al B9, etc.
Hace unos años, los científicos añadieron 3 nuevos tipos espectrales a esta lista. Son los grupos L, T y Y. Todas son mucho más frías que todas las anteriores, y corresponden a enanas marrones.
Existen otros sistemas modernos de clasificación estelar, como el sistema UBV, que se basa en índices de colores. Se utilizan las letras U-V o B-V, que son los colores que pasan por dos filtros estándar, como por ejemplo, ultravioleta, blue y visual.
Clasificación por criterios gravitacionales
Si atendemos a sus criterios gravitacionales, podemos clasificarlas:
- Por centro gravitacional estelar. El criterio utilizado es la presencia o no de un centro gravitacional estelar, es decir, si forman parte de un sistema estelar. Si forman parte de un sistema estelar se llaman estrellas sistémicas. Las que no forman parte de un sistema estelar se llaman estrellas solitarias.
- Estrellas sistémicas por posición. Si una estrella forma parte de un sistema estelar, es decir, si es una estrella sistémica, puede a su vez ser de dos tipos. El primer tipo, pueden ser centrales, quiere decir que forman el centro gravitacional de otra estrella, o sea, que otras estrellas las orbitan. El segundo tipo, son las estrellas satélites, es decir, las estrellas sistémicas que orbitan alrededor de una estrella central.
- Estrellas por agrupación gravitacional. Las hay de dos tipos, dependiendo de si se agrupan con otras estrellas por atracción gravitacional o no. Pueden ser cumulares, si se encuentran unidas a otras estrellas y no es debido a la presencia de un centro gravitacional estelar. Es decir, son estrellas que se encuentran unidas gravitacionalmente, pero ninguna gira alrededor de otra. Las estrellas cumulares forman cúmulos que, en caso de ser globulares, se atraen por gravedad. Si son cúmulos abiertos, las estrellas se atraen por gravitación. En este caso, el centro gravitacional será el centro de masa del cúmulo. También hay estrellas independientes que no forman cúmulos con ninguna estrella. Cuando la estrella es independiente y forma parte de un sistema estelar orbitando alguna estrella o siendo centro de ella, se llaman estrellas sistémicas-independientes.
- Estrellas por sistema planetario. Cuando la estrella es el centro gravitacional y los demás cuerpos las orbitan, se llaman estrellas planetarias. El mejor ejemplo para entenderlo es nuestro Sol. Las estrellas únicas no poseen un sistema planetario orbitante. Este sistema planetario podría estar formado por planetas, asteroides, cometas, orbitando a una estrella.
