Es patente que las estrellas no tienen los mismos colores, pues hay estrellas rojizas, anaranjadas, amarillas, blancas o azuladas (parece que no existen estrellas verdes pero quizá nuestro ojo las perciba en otra tonalidad).
El color de una estrella se mide por el índice de color se toma a la alfa de Lyra la brillante Vega de color blanco, como índice 0. Las que tienen índices positivos son amarillas, anaranjadas o el caso extremo rojizas. Los valores negativos son estrellas blancoazuladas o azules. Así pues la supergigante roja Betelgeuse tiene un índice de color de +1.85, mientras que Spica blancozulada lo tiene de -0.23.
A parte del índice de color, cada estrella tiene una huella espectral típica. Un espectro estelar es el resultado de descomponer la luz de la estrella a través de un prisma. Es posible distinguir difentes lineas oscuras en forma de bandas de absorción. Esto sucede cuando los los gases periféricos de la estrella absorben electrones de una longitud de onda muy determinada, haciendo que un determinado electrón de un determinado átomo suba de nivel enérgetico a una órbita superior.
La manifestación de este fenómeno físico en el espectro es la presencia de un bosque de líneas oscuras que aportan gran información sobre la estrella y que es preciso saber interpretar. constituyen el equivalente a las huellas dactilares de las estrellas, y fueron descubiertas en el Sol por el alemán Fraunhofer en 1814, y a veces son llamadas como líneas de Fraunhofer.
Desde muy antiguo se advirtió los diferentes colores de las estrellas, y se hicieron algunos intentos para elaborar una clasificación de las estrellas con este criterio. El índice de color está intimamente ligado al tipo espectral. Pero es necesario tener en cuenta también el espectro de las estrellas, resultado de descomponer la luz de cada estrella y estudiar las líneas de absorción y en algún caso de emisión.
Después de varios intentos de clasificación, y de sucesivas modificaciones en la nomenclatura se admiten actualmente como válidos los siguientes tipos espectrales:
W: Estrellas muy azules con temperatura fotósferica en torno a 30000º Kelvin o más. No hay aquí líneas de absorción sino de emisión de hidrógeno o helio ionizado. Son muy contadas las estrellas conocidas con este tipo espectral y se las denomina estrellas de Wolf-Rayet.
O: Estrellas azules de entre 20000 y 25000º Kelvin
B: Estrellas blanco-azuladas de entre 15 a 20000º Kelvin
A: Estrellas blancas con temperatura fotosférica de 10 a 15000º Kelvin
F: Estrellas blanco-amarillentas de entre 7 a 10000º Kelvin
G: Estrellas amarillentas como nuestro Sol de entre 5 a 6000º Kelvin
K: Estrellas anaranjadas en torno a 4000º Kelvin
M: Estrellas rojizas de unos 3000º Kelvin. Bandas complejas, algunos compuestos como el óxido de Titanio.
C: Estrellas muy rojas con líneas de Carbono, compuestos carbonáceos, otros compuestos (aquí algunas bandas pueden atribuirse a la ionización de compuestos moleculares).
Existen 3 subtipos: R, N y S, con algunas peculiaridades.
El primer y último tipo, W y C se consideran secundarios, la inmensa mayoría de las estrellas varíam entre el O y el M.
Cuanto mayor es la temperatura aparecen con líneas de aquellos elementos más difíciles de ionizar como el hidrógeno y el helio con más intensidad que por otra parte son en general muy abundantes en cuanto a número. Por ello estas líneas tienden a desvanecerse en estrellas de temperatura más baja y aparecen en cambio compuestos moleculares ionizados o también elementos que pierden algún electrón con facilidad como puede ser el sodio (Na).
Para hilar aún más fino en 1943 se propuso subdividir cada tipo en diez subtipos con números entre el 0 y el 9. Asociando cada tipo a un subtipo por ejemplo: M3, G2, A5 o B8. De tal forma que si el tipo espectral del Sol es G2, le siguen al decrecer la temperatura G3, G4, G5... etc. Y de igual forma al tipo F9 le sigue el G0, G1...
Por lo general salvo algunas excepciones los tipos espectrales encontrados van desde el O3 al M8. No existiendo estrellas más débiles y frías que las M8, salvo algunas estrellas del tipo C, no consideramos aquí las enanas marrones que estrictamente hablando no pueden ser calificadas como estrellas.
El color de una estrella se mide por el índice de color se toma a la alfa de Lyra la brillante Vega de color blanco, como índice 0. Las que tienen índices positivos son amarillas, anaranjadas o el caso extremo rojizas. Los valores negativos son estrellas blancoazuladas o azules. Así pues la supergigante roja Betelgeuse tiene un índice de color de +1.85, mientras que Spica blancozulada lo tiene de -0.23.
A parte del índice de color, cada estrella tiene una huella espectral típica. Un espectro estelar es el resultado de descomponer la luz de la estrella a través de un prisma. Es posible distinguir difentes lineas oscuras en forma de bandas de absorción. Esto sucede cuando los los gases periféricos de la estrella absorben electrones de una longitud de onda muy determinada, haciendo que un determinado electrón de un determinado átomo suba de nivel enérgetico a una órbita superior.
La manifestación de este fenómeno físico en el espectro es la presencia de un bosque de líneas oscuras que aportan gran información sobre la estrella y que es preciso saber interpretar. constituyen el equivalente a las huellas dactilares de las estrellas, y fueron descubiertas en el Sol por el alemán Fraunhofer en 1814, y a veces son llamadas como líneas de Fraunhofer.
Desde muy antiguo se advirtió los diferentes colores de las estrellas, y se hicieron algunos intentos para elaborar una clasificación de las estrellas con este criterio. El índice de color está intimamente ligado al tipo espectral. Pero es necesario tener en cuenta también el espectro de las estrellas, resultado de descomponer la luz de cada estrella y estudiar las líneas de absorción y en algún caso de emisión.
Después de varios intentos de clasificación, y de sucesivas modificaciones en la nomenclatura se admiten actualmente como válidos los siguientes tipos espectrales:
W: Estrellas muy azules con temperatura fotósferica en torno a 30000º Kelvin o más. No hay aquí líneas de absorción sino de emisión de hidrógeno o helio ionizado. Son muy contadas las estrellas conocidas con este tipo espectral y se las denomina estrellas de Wolf-Rayet.
O: Estrellas azules de entre 20000 y 25000º Kelvin
B: Estrellas blanco-azuladas de entre 15 a 20000º Kelvin
A: Estrellas blancas con temperatura fotosférica de 10 a 15000º Kelvin
F: Estrellas blanco-amarillentas de entre 7 a 10000º Kelvin
G: Estrellas amarillentas como nuestro Sol de entre 5 a 6000º Kelvin
K: Estrellas anaranjadas en torno a 4000º Kelvin
M: Estrellas rojizas de unos 3000º Kelvin. Bandas complejas, algunos compuestos como el óxido de Titanio.
C: Estrellas muy rojas con líneas de Carbono, compuestos carbonáceos, otros compuestos (aquí algunas bandas pueden atribuirse a la ionización de compuestos moleculares).
Existen 3 subtipos: R, N y S, con algunas peculiaridades.
El primer y último tipo, W y C se consideran secundarios, la inmensa mayoría de las estrellas varíam entre el O y el M.
Cuanto mayor es la temperatura aparecen con líneas de aquellos elementos más difíciles de ionizar como el hidrógeno y el helio con más intensidad que por otra parte son en general muy abundantes en cuanto a número. Por ello estas líneas tienden a desvanecerse en estrellas de temperatura más baja y aparecen en cambio compuestos moleculares ionizados o también elementos que pierden algún electrón con facilidad como puede ser el sodio (Na).Para hilar aún más fino en 1943 se propuso subdividir cada tipo en diez subtipos con números entre el 0 y el 9. Asociando cada tipo a un subtipo por ejemplo: M3, G2, A5 o B8. De tal forma que si el tipo espectral del Sol es G2, le siguen al decrecer la temperatura G3, G4, G5... etc. Y de igual forma al tipo F9 le sigue el G0, G1...
Por lo general salvo algunas excepciones los tipos espectrales encontrados van desde el O3 al M8. No existiendo estrellas más débiles y frías que las M8, salvo algunas estrellas del tipo C, no consideramos aquí las enanas marrones que estrictamente hablando no pueden ser calificadas como estrellas.
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