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El tipo espectral de una estrella depende esencialmente de la temperatura efectiva y corresponde a las caracteristicas genericas tal como la importancia de algunas líneas espectrales.  Las principales clases, de O a M, cubren temperaturas efectivas de 50 000 a 3000 K. En 2000 dos nuevas clases espectrales, L y T, fueron añadidas. Corresponden a espectros de estrellas muy frías (temperatura efectiva entre 1000 y 2000 K) que contienen casi únicamente líneas moleculares. 

Las líneas del hidrógeno

Las características del espectro estelar utilizadas para establecer la clasificación espectral son la presencia o la auscencia de las líneas de algunos elementos. La presencia o auscencia de esas líneas no es debida a diferentes composiciones químicas de las atmósferas estelares, sino que reflejan las diferencias de temperatura de las atmósferas.  El hidrógeno es el elemento más abundante del Universo. Su abundancia es más o menos la misma en todas las estrellas. Sin embargo, sus líneas son predominantes para las estrellas cuya temperatura efectiva es próxima de 10 000 K debido a condiciones de excitación del átomo de hidrógeno a esta temperatura que favorecen la formación de líneas en el dominio visible. 

Estrellas calientes

Las estrellas de tipo O, las más calientes, tienen en su espectro líneas de Helio ionizado, pero no tiene líneas de hidrogeno. Yendo del tipo B0 al tipo A0, la intensidad de la línea de Helio decrece porque las condiciones de temperatura ya no son favorables a su formación, mientras que la línea del hidrógeno aumenta progresivamente para alcanzar un máximo hacia el tipo A0. La intensidad de la línea de hidrógeno decrece a continuación, mientras que las líneas debidas a los metales van a aumentar para los tipos espectrales correspondientes a temperaturas efectivas menos elevadas. 

Estrellas frías

En el espectro de una estrella fría - de tipo K por ejemplo- los átomos de hidrógeno están en estado neutro, casi todos en el nivel fundamental. Por lo tanto, el espectro de líneas producido pertenece esencialmente al dominio del ultravioleta ; las líneas del hidrógeno observables en el visible son muy débiles.  Para la estrellas frías, las líneas de metales neutros son cada vez más intensas y aparecen bandas características de moléculas. [1]

Referencias

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