La secuencia espectral y la temperatura

Clasificación de información astronómica

A los humanos les encanta organizar las cosas en categorías ordenadas, como en una biblioteca, donde tenemos libros de historia en una sección, thrillers en otra y drama en otro pasillo. Dicha organización o clasificación, en muchos campos diferentes, nos permite comparar y contrastar categorías o recordar información mucho mejor. Los astrónomos también clasifican las estrellas en función de sus propiedades, con algo conocido como secuencia espectral.

En esta lección, discutiremos la secuencia espectral, junto con un vistazo a las clases y tipos espectrales.

Cómo se forman los espectros de estrellas

Otra lección le describe cómo se forman los espectros de estrellas. Un espectro de líneas de absorción se refiere a líneas espectrales oscuras intercaladas en un espectro continuo. Un espectro continuo es como un arco iris.

La razón por la que se forma este tipo de espectro es porque la atmósfera inferior de una estrella, donde sus gases son calientes y densos, produce un espectro continuo (un arco iris) cuando su luz pasa a través de un prisma. A medida que esta luz flota hacia la atmósfera superior de la estrella, donde el gas es frío, los átomos de estas capas de gas más frías y delgadas absorben longitudes de onda específicas de luz.

Esto significa que nuestra luz, una que sale de la atmósfera superior hacia el espacio, ahora carece de ciertas longitudes de onda que se encontraban originalmente en el espectro continuo, dejando atrás líneas negras vacías.

Algunos espectros de estrellas tienen líneas de hidrógeno prominentes que apuntan al hidrógeno en su atmósfera. Otros espectros de estrellas tienen líneas prominentes que indican elementos más pesados, como calcio o sodio. Más aún, algunos otros espectros estelares tienen amplias líneas oscuras, lo que indica que los elementos se han combinado en moléculas.

Estas líneas espectrales también dependen de las temperaturas involucradas, no solo de los elementos de la atmósfera. Esto se debe a que algunas líneas simplemente no se mostrarán muy bien si no hace suficiente calor para excitar los átomos a niveles de energía que producirán líneas espectrales. Lo contrario es cierto, como si estuviera demasiado caliente, entonces el electrón de un átomo (como el del hidrógeno) puede ser arrancado, deshabilitando la capacidad de ese átomo para producir una línea de absorción porque estas líneas dependen de los electrones de un átomo que se mueven hacia arriba y hacia abajo en ciertos niveles de energía. .

Clases espectrales y secuencia

Dado que existen tantas variedades de espectros estelares, los astrónomos han agrupado espectros similares en clases espectrales. Una clase espectral es la posición de la estrella en un esquema de clasificación de temperatura basado en la aparición de líneas de absorción en su espectro. La disposición de las clases espectrales basada en la temperatura se conoce como secuencia espectral .

La secuencia espectral, compuesta por las clases espectrales, está ordenada de más caliente a más fría de la siguiente manera:

• Las estrellas de tipo O oscilan entre 30.000 y 60.000 K. La mayoría de estas estrellas son relativamente raras ya que tienen una vida útil corta. Tienen líneas de helio ionizado en sus espectros particulares, algo que solo es posible a temperaturas tan altas. Las estrellas más calientes, estrellas tipo O, aparecen de color azul.
• Las estrellas de tipo B oscilan entre 10.000 y 30.000 K. Junto al helio neutro aparecen fuertes líneas espectrales de hidrógeno, llamadas líneas de Balmer. Estas estrellas aparecen de color blanco azulado.
• Las estrellas tipo A tienen una temperatura de 7.500-10.000 K. Las líneas de Balmer son las más fuertes en esta clase y se pueden ver elementos ionizados de cosas, como calcio y magnesio. Las estrellas de tipo A son estrellas blancas.
• Las estrellas de tipo F oscilan entre 6.000 y 7.500 K. Esta clase tiene líneas de Balmer de hidrógeno más débiles y las líneas de calcio ionizado se vuelven más obvias. Las estrellas de tipo F son estrellas de color blanco amarillento.
• Las estrellas de tipo G oscilan entre 5.000 y 6.000 K. Nuestro sol es un tipo específico de estrella de tipo G, una estrella G2 (más sobre esto más adelante). Tiene una temperatura superficial de 5800 K. No es sorprendente que, según lo que se sabe sobre nuestro sol, las estrellas de tipo G son estrellas amarillas.
• Las estrellas de tipo K tienen una temperatura de entre 3500 y 5000 K. Muchas líneas espectrales de esta clase provienen principalmente de metales neutros como el hierro. Estas estrellas aparecen de color amarillo anaranjado.
• Las estrellas de tipo M tienen una temperatura inferior a 3500 K y son las estrellas más frías. Debido a temperaturas tan bajas, pueden existir en la atmósfera de la estrella moléculas como el óxido de titanio (TiO), a diferencia de los átomos individuales. Por lo tanto, sus espectros muestran muchas líneas moleculares. Esto se debe a que, a diferencia de la temperatura de las estrellas de tipo M, las temperaturas más altas de otras clases hacen que los átomos reboten como locos por el calor, lo que inhabilita su capacidad para adherirse entre sí para formar moléculas. Las estrellas tipo M son rojas.

Puede ayudar a recordar la secuencia espectral, en orden de la más caliente a la más fría, usando la letra de cada clase espectral en un mnemónico muy famoso: Oh, Be A Fine Girl (Guy), Kiss Me.

Cada clase espectral se divide en décimas, o tipos espectrales, agregando un número del 0 al 9 después de cada letra. Un tipo espectral G0 es más caliente que un G9. Entonces, nuestro sol es un tipo espectral G2. Esto significa que está hacia el extremo más caliente de su clase espectral (G). Esto tiene sentido ya que las estrellas de tipo G oscilan entre 5.000 y 6.000 K y nuestro sol es de 5.800 K.

La mayoría de estrellas son estrellas de tipo M. De hecho, cuanto más caliente está la estrella, más rara es.

Resumen de la lección

Un espectro de líneas de absorción se refiere a líneas espectrales oscuras intercaladas en un espectro continuo. El espectro que emite una estrella depende de los elementos de su atmósfera y de su temperatura. Los astrónomos han agrupado espectros estelares similares en clases espectrales.

Una clase espectral es la posición de la estrella en un esquema de clasificación de temperatura basado en la aparición de líneas de absorción en su espectro. La disposición de las clases espectrales basada en la temperatura se conoce como secuencia espectral .

La secuencia espectral, ordenada de más caliente a más fría, es la siguiente:

• Las estrellas de tipo O oscilan entre 30.000 y 60.000 K
• Rango de estrellas tipo B de 10,000-30,000 K
• Las estrellas tipo A tienen una temperatura de 7500-10 000 K
• Las estrellas de tipo F oscilan entre 6.000 y 7.500 K
• Las estrellas de tipo G oscilan entre 5.000 y 6.000 K
• Las estrellas de tipo K tienen una temperatura de entre 3500 y 5000 K
• Las estrellas de tipo M tienen una temperatura inferior a 3500 K y son las estrellas más frías

Puede ayudar a recordar la secuencia espectral, en orden de la más caliente a la más fría, usando este mnemónico: ‘Oh, sé una buena chica (chico), bésame’. Cada clase espectral se divide en décimas, no lo olvides; también se conocen como tipos espectrales, al adjuntar un número del 0 al 9 después de cada letra. Cuanto menor sea el número, más caliente será la estrella. Un tipo espectral F0 es más caliente que un F9.

Los resultados del aprendizaje

Mientras observa cada parte de esta lección, puede prepararse para:

• Discutir el espectro de líneas de absorción y su formación por estrellas.
• Nombra las clases espectrales en la secuencia espectral
• Reconocer la importancia de la temperatura en relación con los tipos espectrales.

Rodrigo Ricardo Editor y fundador