Tipus espectral

De Viquipèdia

Nota: L'article necessita algunes millores en el contingut o l'estil:

falta definir què és el "tipus espectral"

Els estels es poden classificar usant la llei de Desplaçament de Wien; però això posa dificultats pels estels distants. L'espectroscòpia estel·lar ofereix una manera de classificar estels segons les seves línies d'absorció; algunes línies d'absorció particulars només es poden observar en cert rang de temperatures ja que només en aquest rang els nivells atòmics que intervenen estan poblats. Un esquema primerenc (del s. XIX) classificava els estels de A - P; les classes modernes són:

[edita] Tipus espectrals segons la temperatura superficial

O: 30.000 – 60.000 K Estels Blaus
B: 10.000 – 30.000 K Estels Blaus-Blancs
A: 7.500 – 10.000 K Estels Blancs
F: 6.000 – 7.500 K Estels Grocs-blancs
G: 5.000 – 6.000 K Estels Grocs (com el Sol)
K: 3.500 – 5000K Estels Grocs-taronges
M: < 3,500 K Estels vermells

Una regla mnemotècnica en anglès per a recordar l'ordre és: is Oh Be A Fine Girl, Kiss Me ("sigues bona noia, fes-me un petó").

Aquest esquema modern es va desenvolupar els anys 1900, per Cannon i el Harvard College Observatory. El diagrama Hertzsprung-Russell relaciona la classificació estelar amb la magnitud absoluta, la lluminositat, i la temperatura superficial.

La raó d'aquest estrany ordenament de lletres és històrica. Quan es va començar a prendre espectres d'estels, es va veure que tenien línies espectrals d'hidrogen de potències molt diferents, i així van classificar els estels en base a la potència de les línies de la sèrie balmer d'hidrogen des de A (més forta) fins a Q (més dèbil). Altres línies de elements neutrals i ionitzats llavors entren en joc (línies H&K de calci, sodi, línies D etc). Després es va trobar que algunes classes eren en realitat duplicats i aquelles classes es van eliminar. Molt més tard es descobrir que la potència de la línia d'hidrogen estava relacionada amb la temperatura superficial de l'estrella. El treball bàsic el van dur a terme les "nenes" del Harvard College Observatory, principalment Annie J. Cannon i Antonia Maury, basant-se en la feina de Williamina Fleming. Aquestes classes es poden subdividir en més classes usant els nombres aràbics (0-9). A0 denota els estels més calents de la classe A i A9 els més freds.

Més recentment, la classificació es va estendre a O B A F G K M L T, on L i T són estels extremadament freds o nanes marrons.

Els estels de Classe O són molt calents i brillants, i blaus de color. Naos (a Puppis) brilla amb una potència aproximada a un milió de Sols. Aquests estels tenen línies d'heli ionitzat i neutral prominents i només línies d'hidrogen. Els estels de Classe O emeten la major part de la seva radiació en ultraviolat.

Els estels B també són extremadament lluminosos, Rigel (a la Orió) és un estel prominent de classe B blava supergegant. Els seus espectres tenen línies d'heli poc temps. No es mouen gaire de l'àrea on es van formar ja que no tenen temps. Llavors, tendeixen a ajuntar-se en les anomenades associacions OB1, que es relacionen amb núvols moleculars gegants. L'associació d'Orió OB1 és un braç espiral sencer de la nostra Galaxia (els estels més brillants fan que els braços de l'espiral semblin més brillants, no és que existeixin més estels allà) i conté tota la constel·lació d'Orió. Els estels de classe A estan entre les més comuns que es poden veure a ull nu. Deneb a Cygnus és un altre estel de formidable poder, mentre que Sírius és també un estel de classe A, però no tan potent. Totes les estrelles de classe A són blanques. Moltes nanes blanques també són A. Tenen línies d'hidrogen potents i també de metalls ionitzats.

Els estels F també són bastant poderosos però tendeixen a ser de la seqüència principal, com Fomalhaut a Pisces Australis. El seu espectre es caracteritza per les línies d'hidrogen i metalls ionitzats més febles, el seu color és blanc amb una pinzellada de groc.

Els estels de classe G són probablement els que millor es coneixen ja que el nostre Sol és d'aquesta classe. Tenen línies d'hidrogen encara més febles que els F però al costat de metalls ionitzats, també tenen metalls neutrals. Els estels Supergegants sovint oscil·len entre O o B (blau) i K o M (vermell). Quan fan això, no estan gaire temps a la classificació G ja que aquest és un punt extremadament inestable per a una supergegant.

La classe K és lleugerament més freda que el Sol, són estels taronges. Alguns estels K són gegants i supergegants, com Antares quan altres com Alpha Centauri B són estels de seqüència principal. Tenen línies d'hidrogen extremadament febles, si és que estan presents, i principalment metalls neutrals.

La classe M és de molt la classe més comú si mires el nombre d'estels. Totes les nanes vermelles van aquí i n'hi ha moltes, més del 90 % dels estels són nanes vermelles, com Proxima Centauri. M també inclou la majoria de les gegants i algunes supergegants com Arcturus i Betelgeuse, també les variables de Mira. L'espectre d'un estel M mostra línies pertanyents a molècules, metalls neutrals... l'hidrogen està absent normalment. l'òxid de Titani pot ser fort als estels M .

La nova classe L són estels d'un color vermell molt fosc, són més brillants en infraroig. El seu gas és prou fred per permetre que els compostos d'hidrogen i metalls i metalls alcalins siguin prominents en el seu espectre.

Al final de l'escala hi ha les tipus T. Són estrelles tan petites que gairebé no es poden considerar estrelles i altres són subestel·lars, essent de la varietat nana marró. Són negres i no emeten llum visible (o gairebé no), però emeten més en infraroig. La temperatura de la seva superfície és un contrast comparada amb els 50.000ºC o més de les estrelles O, essent d'uns 700 graus Celsius. Es poden formar molècules complexes, com evidencien les fortes línies de metà del seu espectre.

T i L podrien ser més comuns que la resta de classes combinades, si les investigacions recents són exactes. La seva vida és molt llarga de manera que cap estrella per sota de 0.8 masses solars ha mort a la història de la galàxia; així, aquestes petites estrelles s'acumulen amb el temps.

També s'usen ocasionalment les classificacions estel·lars R, N i S. Les R i N són estels de carbó (és a dir, gegants) que són parelles al sistema de classificació normal que va de mig G al final de M. S'han agrupat recentment dins un classificador de carbó unificat C.

En realitat la relació entre aquests estels i la seqüència principal tradicional suggereix abundància de carbó i explorada completament afegiria una altra dimensió al sistema de classificació estel·lar.

[edita] La classificació espectral de Yerkes

La classificació espectral de Yerkes, també anomenada sistema MKK , és un sistema de classificació estel·lar espectral introduït el 1943 per William W. Morgen, Phillip C. Keenan i Edith Kellman del Observatori Yerkes .

Aquesta classificació es basa en la sensitivitat de les línies espectrals a la gravetat a la superfície que està relacionada amb la lluminositat, oposada a la classificació de Harvard que es basa en la temperatura superficial . Donat que el radi d'un estel gegant és molt més gran que el d'un estel nan, mentre que les seves masses són comparables aproximadament, la gravetat i també la densitat i pressió del gas a la superfície d'un estel gegant és molt més petita que a una nana. Aquestes diferències es manifesten en la forma d'efectes lluminosos que afecten a l'amplada i intensitat espectral de línies que llavors es poden mesurar.

Es distingeixen Sis classes diferents de lluminositat: