Anar al contingut

Classificació estelar

De L'Enciclopèdia, la wikipedia en valencià
Classificació d'estreles d'O-M

Plantilla:Image label Plantilla:Image label Plantilla:Image label Plantilla:Image label Plantilla:Image label Plantilla:Image label Plantilla:Image label Plantilla:Image label Plantilla:Image label Plantilla:Image label Plantilla:Image label Plantilla:Image label Plantilla:Image label

Plantilla:Image label end

Referències

[editar còdic]


En astronomia, la classificació estelar és la classificació de les estrelas en funció de les seues característiques espectrals. La radiació electromagnètica procedent de l'estrela és analisada per mig de la seua divisió per un prisma o per una ret de difracció en un espectre, mostrant aixina el arcoíris de color (espectre electromagnètic visual) entremesclats en Llínea espectrallínees d'absorció. Cada llínea indica un ion d'un determinat element químic, junt en l'intensitat de la llínea que determina l'abundància d'eixe ion. L'abundància relativa dels diferents ions varia en la temperatura de la fotosfera. La classe espectral d'una estrela és un còdic curt que resumix l'estat d'ionisació, donant una mida objectiva de la temperatura de la fotosfera i l'estrela. La majoria de les estreles estan actualment classificades baix el sistema de Morgan–Keenan (MK), utilisant les lletres O, B, A, F, G, K, i M, una seqüència que comprén des de les més calentes (tipo O) a les més fredes (tipo M). Cada classe de lletra es subdivide usant un dígit numèric, en el 0 per a les estreles més calentes i 9 per a les més fredes (per eixemple: A8, A9, F0, F1 formen una seqüència de les més calentes a les més fredes). La seqüència ha segut ampliada en classes d'atres estreles i objectes semblats a estreles que no encaixen en el sistema clàssic, tal com la classe D per a nanes blanques i la classe C per a estreles de carbono. En el sistema MK, s'afig una classe de lluminositat a la classe espectral usant números romans. Açò es basa en l'ample de certes llínees d'absorció en l'espectre de l'estrela, que varien en la densitat de l'atmòsfera i per lo que es distinguixen les jagantes roges de les nanes. La classe de lluminositat 0 o les estreles Ia+ són hipergigantes, la classe d'estreles I per a les supergigantes, la classe II són jagantes lluentes, la classe III per a jagantes regulars, la classe IV són subgigantes, la classe V per a estreles de la seqüència principal, la classe VI són subenanas, i la classe VII per a nanes blanques. La classe espectral completa per al Sol és G2V, lo que indica que és una estrela de la seqüència principal en una temperatura aproximada de 5800 K.

Descripció convencional del color

[editar | editar còdic]
Artícul principal → Estrela verda (astronomia).
Just-saturated RGB-camera discs

La descripció convencional del color té en conte solament el pico de l'espectre estelar. En realitat, no obstant, les estreles irradian en totes les parts de l'espectre. Degut a que tots els colors espectrals combinats semblen blancs, els colors aparents reals que l'ull humà observaria són molt més clars de lo que sugerixen les descripcions de color convencionals. Esta característica de «llaugerea» indica que l'assignació simplificada de colors dins de l'espectre pot ser enganyosa. Excloent les ilusions de contrast de color en la llum tènue, no hi ha estreles verdes, índigo o violetas. Les nanes roges són d'un profunt to anaranjado, i les nanes marrons no semblen lliteralment marrons, pero hipotèticament semblarien d'un gris tènue per a un observador propenc.

Classificació moderna

[editar | editar còdic]
La classificació espectral Morgan-Keenan

El sistema de classificació modern es coneix com la classificació Morgan-Keenan (MK). A cada estrela se li assigna una classe espectral de l'antiga classificació espectral d'Harvard i una classe de lluminositat utilisant números romans com s'explica a continuació, formant el tipo espectral de l'estrela. Atres sistemes moderns sistema de classificació estelar, com el sistema UBV, es basen en índexs de colors—les diferències medides en tres o més magnituts de color. Estos números duen etiquetes com «O-V» o «B-V», que representen els colors que passen per dos filtres estàndar (per eixemple, Oltravioleta, Blue i Visual).

Sistema de classificació d'Harvard

[editar | editar còdic]

El sistema d'Harvard és un esquema de classificació unidimensional de l'astrònoma Annie Jump Cannon, qui reordenó i va simplificar un sistema alfabètic anterior. Les estreles s'agrupen segons les seues característiques espectrals per lletres individuals de l'alfabet, opcionalmente en subdivisions numèriques. Les estreles de la seqüència principal varien en temperatura superficial d'aproximadament 2000 a 50 000 K, mentres que les estreles més evolucionades poden tindre temperatures superiors a 100 000 K. Físicament, les classes indiquen la temperatura de l'atmòsfera de l'estrela i normalment es classifiquen de més calenta a més freda.

Classe Temperatura[1]
(Kelvin) 		Color convencional Color aparent[2][3][4] Massa[1]
(Massa solar) 		Ràdio[1]
(Ràdio solar) 		Lluminositat[1]
(bolométrica) 		Llínees de
hidrogen 		Fracció de la
Seqüència principal[5] 		Llínees d'absorció Eixemple
O ≥ 33 000 K blau blau ≥ 16 M☉ ≥ 6.6 R☉ ≥ 30 000 L☉ Dèbil-Mija 0.00003 % Nitrogen, carbono, heli i oxigen 48 Orionis
B 10 000‑33 000 K blau a blanc azulado blau a blanc azulado 2.1‑16 M☉ 1.8‑6.6 R☉ 25‑30 000 L☉ Mig 0.13 % Heli, hidrogen Rigel
A 7500‑10 000 K blanc blanc a blanc azulado 1.4‑2.1 M☉ 1.4‑1.8 R☉ 5‑25 L☉ Fort 0.6 % Heli, hidrogen Siri A
F 6000‑7500 K blanc groguenc blanc 1.04‑1.4 M☉ 1.15‑1.4 R☉ 1.5‑5 L☉ Mig 3 % Metals: ferro, titani, calcio, estronci i magnesi Canopus
G 5200‑6000 K groc blanc groguenc 0.8‑1.04 M☉ 0.96‑1.15 R☉ 0.6‑1.5 L☉ Dèbil 7.6 % Calcio, heli, hidrogen i metals Sol
K 3700‑5200 K taronja anaranjado 0.45‑0.8 M☉ 0.7‑0.96 R☉ 0.08‑0.6 L☉ Molt dèbil 12.1 % Metals i òxit de titani Albireo
M ≤ 3700 K roig roig anaranjado ≤ 0.45 M☉ ≤ 0.7 R☉ ≤ 0.08 L☉ Molt dèbil 76.45 % Metals i òxit de titani Pròxima Centauri
El diagrama d'Hertzsprung-Russell relaciona la classificació estelar en magnitut absoluta, lluminositat, i temperatura superficial

Les classes espectrals de l'O a la M, aixina com atres classes més especialisades de les que es parlarà més alvance, es subdividen en números aràbics. (0‑9), a on 0 denota les estreles més calentes d'una classe donada. Per eixemple, A0 denota les estreles més calentes de la classe A i A9 denota les més fredes. Es permeten número fraccionario; per eixemple, l'estrela Mu Normae es classifica com O9.7.[6] El Sol està classificat com a G2.[7]

Les descripcions de colors convencionals són tradicionals en astronomia, i representen colors relatius al color mig d'una estrela de classe A, que es considera blanc. Les descripcions aparents de color[2] són lo que l'observador voria si tractara de descriure les estreles baix un cel obscur sense ajuda per a l'ull, o en binoculares. No obstant, la majoria de les estreles en el cel, llevat les més lluentes, semblen blanques o azulades a simple vista perque són massa tènues per a que la visió en color funcione. Les supergigantes roges són més fredes i roges que les nanes del mateix tipo espectral, i les estreles en característiques espectrals particulars com les estreles de carbono poden ser molt més roges que qualsevol cos negre. El fet de que la classificació d'Harvard d'una estrela indicara la seua temperatura superficial o fotosférica (o més precisament, la seua temperatura efectiva) no es va comprendre completament fins al cap del seu desenroll, encara que per al moment en que es va formular el primer diagrama d'Hertzsprung-Russell (per a 1914), açò generalment es va sospitar que era cert.[8] En la década de 1920, el físic indi Meghnad Saha va derivar una teoria de l'ionisació en estendre idees ben conegudes en química física relacionades en la dissociació de molècules a l'ionisació d'àtoms. Primer ho va aplicar a la cromosfera solar, després als espectres estelars.[9]

L'astrònoma d'Harvard Cecilia Payne va demostrar llavors que la seqüència espectral O-B-A-F-G-K-M és en realitat una seqüència de temperatura.[10] Ya que la seqüència de classificació és anterior a la nostra comprensió de que es tracta d'una seqüència de temperatura, la colocació d'un espectre en un subtipo determinat, com a B3 o A7, depén de les estimacions (en gran mida subjectives) de l'intensitat de les característiques d'absorció dels espectres estelars. Com a resultat, estos subtipos no es dividixen uniformemente en cap tipo d'intervals matemàticament representables.

Classificació espectral de Yerkes

[editar | editar còdic]
Erro al crear miniatura:
Espectres per a nanes (classe de lluminositat V) per a tipos espectrals estàndart presos de Pickles (1998).[11] S'indiquen vàries llínees espectrals notables. Les llínees d'hidrogen són més forts per als tipos A i B, i l'espectre total alcança el seu punt màxim en llongituts d'ona més curtes per a les estreles més calentes.

La classificació espectral de Yerkes, també cridada el sistema MKK per les inicials dels autors, és un sistema de classificació espectral estelar introduït en 1943 per William Wilson Morgan, Philip C. Keenan, i Edith Kellman del Observatori Yerkes.[12] Este esquema de classificació bidimensional (temperatura i lluminositat) es basa en llínea espectrallínees espectrals sensibles a la temperatura estelar i a la gravetat superficial, lo que es relaciona en la lluminositat (mentres que la classificació d'Harvard es basa únicament en la temperatura superficial). Més tart, en 1953, despuix d'algunes revisions de la llista d'estreles estàndar i dels criteris de classificació, l'esquema es va denominar classificació Morgan-Keenan, o MK,[13] i este sistema seguix en us. Les estreles més denses en major gravetat superficial exhibixen major ampliació de la pressió de llínees espectrals. La gravetat, i per lo tant la pressió, en la superfície d'una estrela jaganta és molt menor que la d'una estrela nana perque el radi del jagant és molt major que el d'un nano de massa similar. Per lo tant, les diferències en l'espectre poden interpretar-se com a «efectes de lluminositat» i pot assignar-se una classe de lluminositat únicament a partir de l'examen de l'espectre. Es distinguixen vàries «classes de lluminositat» diferents, com s'indica en el quadro següent.[14]

Classes de lluminositat de Yerkes
Classe de lluminositat Descripció Eixemples
0o Ia+ hipergigantes o supergigantes extremadament lluminosos Cygnus OB2#12 – B3-4Ia+ [15]
Ia supergigantes lluminosos Eta Canis Majoris – B5Ia[16]
lab supergigantes lluminosos mijans Gamma Cygni] – F8Iab[17]
lb supergigantes menys lluminós. Zeta Persei – B1Ib[18]
II jagantes lluminoses Beta Leporis – G0II[19]
III jagantas normals Arcturus – K0III[20]
IV subgigantes Gamma Cassiopeiae – B0.5IVpe[21]
V estreles de la seqüència principal (nanes) Achernar – B6Vep[18]
sd (prefix) o VI subenanas HD 149382 – sdB5 or B5VI[22]
D (prefix) o VII nanes blanca[lower-alpha 1] van Maanen 2 – DZ8[23]

Es permeten casos marginals; per eixemple, una estrela pot ser una supergigante o un jagant lluent, o pot estar entre les classificacions de la subgigante i la de la seqüència principal. En estos casos, s'utilisen dos símbols especials:

  • Una barra oblicua (/) significa que una estrela és una classe o una atra.
  • Un guion (-) significa que l'estrela està entre les dos classes. Per eixemple, una estrela classificada com A3-4III/IV estaria entre els tipos espectrals A3 i A4, mentres que seria una estrela jaganta o una subgigante. També s'han utilisat classes de nanos: VI per a subenanas (estreles llaugerament menys lluminoses que la seqüència principal). La classe de lluminositat nominal VII (i a voltes números més alts) s'utilisa ara rarament per a les classes de nana blanca o «subenana calenta», ya que les lletres de temperatura de la seqüència principal i les estreles jagantesques ya no s'apliquen a les nanes blanques. Ocasionalment, les lletres a i b s'apliquen a classes de lluminositat distintes de les supergigantes; per eixemple, a una estrela jaganta llaugerament més lluminosa que la típica se li pot donar una classe de lluminositat d'IIIb.[24]

Una mostra d'estreles en V extremes en forta absorció en He II λ4686 llínees espectrals han rebut la designació Vz. Un eixemple d'estrela és HD 93129 B.[25]

Peculiaritats espectrals

[editar | editar còdic]

La nomenclatura adicional, en forma de lletres minúscules, pot seguir el tipo espectral per a indicar característiques peculiars de l'espectre.[26]

Còdic Particularitats espectrals de les estreles
: valor espectral incert[14]
... Existixen peculiaritats espectrals no descrites
! Particularitat especial
comp Espectre compost[27]
i Llínees d'emissió presents[27]
[i] Llínees d'emissió prohibides present
er El centre «invertit» de les llínees d'emissió és més dèbil que les vores
eq Llínees d'emissió en Cygni P
f emissió de N III i He II[14]
f les llínees de N IV λ4058Å són més fort que les llínees de N III λ4634Å, λ4640Å, & λ4642Å lines[28]
f+ emissions de Si Si IV λ4089Å & λ4116Å ademés de la llínea N III[28]
(f) emissió de N III, absència o absorció dèbil d'He II
(f+) [29]
((f)) Mostra una forta absorció d'He II acompanyada d'emissions dèbils de N III[30]
((f)) [29]
h estreles WR en llínees d'emissió degudes a l'hidrogen
ha estreles WR en emissions d'hidrogen que s'observen tant en l'absorció com en l'emissió
He wk Llínees d'heli dèbils
k Espectres en característiques d'absorció interestelar
m Característiques metàliques millorades[27]
n Àmplia («nebulosa») absorció per la rotació[27]
nn Característiques d'absorció molt àmplies[14]
neb L'espectre d'una nebulosa mesclat en[27]
p Peculiaritat no especificada, estrela peculiar[lower-alpha 2][27]
pq Espectre peculiar, similar a l'espectre de les novas
q Característiques de P Cygni
s Llínees d'absorció estretes («esmolades»)[27]
ss Llínees molt estretes
sh Característiques d'una estrela variable Gamma Cassiopeiae
var Característica espectral variable[27] (a voltes abreviada com a «v»)
wl Llínees dèbils[27] (també «w» i «wk»)
Símbol d'el
element 		Llínees espectrals anormalment fortes de l'element especificat[27]

Per eixemple, 59 Cygni apareix com a tipo espectral B1.5Vnne,[31] que indica un espectre en la classificació general B1.5V, aixina com llínees d'absorció molt àmplies i determinades llínees d'emissió.

Erro al crear miniatura:
Guia per a tipos espectrals Secchi ("152 Schjellerup" és I Canum Venaticorum)

Història

[editar | editar còdic]

La raó de l'estranya disposició de les lletres en la classificació d'Harvard és històrica, ya que ha evolucionat a partir de les classes anteriors de Secchi i s'ha modificat progressivament a mida que ha millorat la comprensió.

Classes de Secchi

[editar | editar còdic]

Durant les décades de 1860 i 1870, el pioner espectroscopista estelar Angelo Secchi va crear les «classes Secchi» per a classificar els espectres observats. Per a 1866, havia desenrollat tres classes d'espectres estelars, que es mostren en la següent taula.[32][33][34]

A finals de la década de 1890, esta classificació va començar a ser reemplaçada per la classificació d'Harvard, que es discutix en el restant d'este artícul.[35][36][37]

Número de classe Descripció de la classe Secchi
Secchi class I Estreles blanques i blaves en llínees d'hidrogen amples i pesades, com Vega i Altair. Açò inclou la classe moderna A i la classe primerenca F.
Secchi class I
(Orion subtipo)		 Un subtipo de Secchi class I en llínees estretes en lloc de bandes amples, com Rigel i Bellatrix. En térmens moderns, açò correspon a les primeres estreles de tipo B.
Secchi class II Estreles grogues; hidrogen menys fort, pero en llínees metàliques evidents, com el Sol, Arcturus, i Capella. Açò inclou les classes modernes G i K, aixina com la classe tardana F.
Secchi class III Estreles de color taronja a roig en espectres de banda complexos, com Betelgeuse i Antares. Açò correspon a la classe moderna M.
Secchi class IV En 1868, va descobrir estreles de carbono, que va posar en un grup distint:[38]
Estreles roges en bandes i llínees significatives de carbono, corresponents a les classes modernes C i S.
Secchi class V En 1877, va afegir una quinta classe:[39]
Estreles de Llínea espectrallínees d'emissió, tals com Gamma Cassiopeiae i Sheliak, que estan en la classe moderna.

Els números romans usats per a les classes Secchi no deuen ser confosos en els números romans sense relació alguna usats per a les classes de lluminositat de Yerkes.

Sistema Draper

[editar | editar còdic]
Classificacions en el Catàlec de Draper de Stellar Spectra[40][41]
Secchi Draper Comentari
I A, B, C, D Llínees d'hidrogen dominants.
II I, F, G, H, I, K, L
III M
IV N No va aparéixer en el catàlec.
V O Espectres de Wolf–Rayet en llínees lluentes.
V P Nebuloses planetàries.
  Q Atres espectres.
Les classes dutes al sistema MK estan en negreta.

En la década de 1880, l'astrònom Edward C. Pickering va començar a fer un estudi dels espectres estelars en el Observatori de l'Harvard College, utilisant el método del prisma objectiu. Un primer resultat d'este treball va ser el Catàlec Draper d'Espectres Estelars, publicat en 1890. Va classificar la majoria dels espectres en este catàlec. El catàlec utilisava un esquema en el que les classes Secchi utilisades anteriorment (I a IV) es subdividían en classes més específiques, en lletres de la A a la N. Ademés, s'utilisaven les lletres O, P i Q, per a estreles els espectres de les quals consistien principalment en llínees lluentes s'usava l'O, P per a nebuloses planetàries i Q per a estreles que no encaixaven en cap atra classe.[40][41]

Sistema d'Harvard

[editar | editar còdic]

En 1897, un atre obrer d'Harvard, Antonia Maury, va colocar el subtipo Orión de la classe Secchi I per davant del restant de la classe Secchi I, colocant aixina el tipo modern B per davant del tipo modern A. Ella va ser la primera en fer-ho, encara que no va utilisar tipos espectrals en lletres, sino una série de vintidós tipos numerats d'I a XXII.[42][43]

En 1901, Annie Jump Cannon va retornar als tipos en lletres, pero va deixar caure totes les lletres llevat O, B, A, F, G, K, i M, utilisades en eixe orde, aixina com P per a nebuloses planetàries i Q per a alguns espectres peculiars. També va usar tipos com a B5A per a estreles a mig camí entre els tipos B i A, F2G per a estreles a una quinta part del camí de F a G, i aixina successivament.[44][45] Finalment, en 1912, Cannon havia canviat els tipos B, A, B5A, F2G, etc. a B0, A0, B5, F2, etc.[46][47] Esta és essencialment la forma moderna del sistema de classificació d'Harvard. Un mnemotècnic comú per a recordar l'orde de les lletres de tipo espectral, de les més calentes a les més fredes, és «Oh, Be A Fine Guy/Girl, Kiss Em». Un atre és «Atres Bons Astrònoms Varen ser: Galeo, Kepler, Messier».

Classes de Mount Wilson

[editar | editar còdic]

Es va utilisar una classificació de lluminositat coneguda com el sistema Mount Wilson per a distinguir entre estreles de diferents lluminositat.[48][49][50] Este sistema de notació encara es veu a voltes en els espectres moderns.[51]

Classe Significat
sd Subenana
d Nana
sg Subgigante
g Jaganta
c Supergigante

Classificació gravitacional d'estreles

[editar | editar còdic]

La classificació gravitacional es realisa segons quatre criteris gravitacionals instaurats recentment per la Unió Astronòmica Internacional en 2006.

Classificació per centre gravitacional estelar

[editar | editar còdic]

El primer criteri és la presència o absència d'un centre de gravitació estelar, és dir si formen part d'un sistema estelar. Les estreles que formen part d'un sistema estelar (presència de centre gravitacional estelar) es denominen estreles sistémicas. Les estreles que no formen part d'un sistema estelar (absència de centre gravitacional estelar) es denominen estreles solitàries.

Classificació d'estreles sistémicas per posició

[editar | editar còdic]

Si una estrela és sistémica (forma part d'un sistema estelar) pot ser a la seua volta de dos tipos. Les estreles centrals són aquelles estreles sistémicas que actuen com a centre gravitacional d'atres estreles. Açò vol dir que atres estreles les orbitan. Les estreles sistémicas que orbitan a una estrela central es denominen estreles satèlits, les quals formen el segon tipo.

Classificació d'estreles per agrupació gravitacional

[editar | editar còdic]

Esta classificació d'estreles es basa en distinguir dos tipos d'estreles depenent de si estes s'agrupen en atres estreles per mig de forces d'atracció gravitacional. Esta classificació referix a dos tipos d'estreles (cumulares i independents) d'acort a si es troben o no unides a atres estreles i ademés esta unió no es deu a la presència d'un centre gravitacional estelar; és dir cap estrela gira al voltant d'una atra i no obstant es troben unides gravitacionalmente. Les estreles cumulares són aquelles que formen cúmuls estelars. Si el cúmul és globular, les estreles s'atrauen per gravetat (les estreles s'atrauen mútuament). Si el cúmul és obert, les estreles s'atrauen per gravitació en a on el centre gravitacional és el centre de massa del cúmul (les estreles orbitan un centre gravitacional en comú que les manté unides). Les estreles independents són aquelles que no formen cúmuls estelars en cap atra estrela. No obstant, hi ha estreles independents que sí formen part d'un sistema estelar puix orbitan alguna estrela o són centre d'unes atres. Est seria el cas d'estreles sistémicas-independents.

Classificació d'estreles por sistema planetari

[editar | editar còdic]

Les estreles que posseïxen un sistema planetari en a on elles són centre gravitacional i els demés cossos celests les orbitan es denominen estreles planetàries. Les estreles úniques són aquelles que no posseïxen un sistema planetari orbitante. Entenga's por sistema planetari qualsevol cos celest (planeta, asteroide, cometa) que orbita una estrela.

Classificació segons magnituts

[editar | editar còdic]

Este sistema de classificació prové originalment del astrònom grec Hiparco, quí en l'any 134 AC havia classificat les estreles en sis magnituts d'acort en la seua lluentor. Hiparco va assignar la magnitut 1 a les 20 estreles més lluentes del firmament i va ser assignant valors majors a estreles cada volta més dèbils fins a assignar la magnitut 6 a estreles a penes visibles a simple vista. Este esquema va ser adoptat posteriorment per l'astrònom egipcíac Ptolomeo i transmés en la tradició astronòmica occidental. Actualment la classificació per magnituts aparents és més be complementària als dos grans tipos de classificació: el de tipo espectral i el de classes de lluminositat.

Classificació per tipos espectrals

[editar | editar còdic]
Per a atres usos d'este terme vore Tipo espectral (desambiguació).

Coneguda també com a Classificació espectral d'Harvard, ya que ho va començar a esbossar Edward Charles Pickering de la Universitat Harvard en l'any 1890, i que va perfeccionar Annie Jump Cannon de la mateixa universitat en 1901. Esta classificació estelar és la més utilisada en astronomia.

Catàlec Henry Draper

[editar | editar còdic]

Esta classificació espectral va sorgir dels treballs iniciats al començament del XX per Henry Draper en el Harvard College Observatory. Draper pretenia establir una classificació estelar en tipos utilisant l'intensitat de les llínees de Balmer de l'hidrogen. Despuix de la seua mort, la seua viuda va conseguir reunir una important cantitat de diners que donó a l'observatori per a continuar els treballs de classificació. Estos varen ser realisats per Williamina Fleming (1857-1910) qui va classificar més de 10 000 estreles i va supervisar els treballs del personal femení de l'Observatori, dedicat a tal tasca. El catàlec va ser publicat finalment en 1918 i va rebre el nom de Catàlec Henry Draper. Un catàlec expandit i revisat va ser publicat en 1924 realisat per Annie Jump Cannon qui va classificar els espectres de més de 250 000 estreles i que incloïa estreles de fins a la 9ª magnitut.

Orde de la seqüència

[editar | editar còdic]

Pronte resulta evident l'orde curiós en el que es disponen els tipos espectrals. La classificació d'Harvard de tipos espectrals estava basada en l'intensitat de les llínees d'absorció de la série de Balmer que són sensibles a la temperatura de l'estrela. Estes llínees són les més prominents de l'espectre en la major part de les estreles visibles. A les estreles en llínees més intenses se'ls va donar el nom de classe espectral A, les següents en intensitat B i aixina fins a la P (llínees més dèbils). Atres llínees d'espècies neutrals i ionisades varen començar a ser estudiades (llínees H i K del calcio, llínees del sodi, etc.). Es va descobrir que partix de les classes utilisades en l'época estaven duplicades i estes classes varen ser retirades. Despuix es va descobrir que l'orde en el que s'havien establit les classes era erròneu i també que finalment era necessari incloure alguns dels tipos que havien segut retirats. Per un atre costat, la gravetat de l'estrela eixercita un paper menor en la formació d'estes llínees.

Nomenclatura «primerenca» i «tardana»

[editar | editar còdic]

Les estreles es denominen a sovint de tipo «primerenc» o «tardà». «Enjorn» és sinònim de «més calent», mentres que «tardà» és sinònim de «més fret». Depenent del context, «primerenc» i «tardà» poden ser térmens absoluts o relatius. «Enjorn» com un terme absolut es referiria, per lo tant, a O o B, i possiblement a estreles A. Com a referència relativa es relaciona en estreles més calentes que unes atres, tals com a «K primerenca» sent potser K0, K1, i K3. El terme «tardà» s'usa de la mateixa manera, en un us no qualificat del terme que indica estreles en tipos espectrals com a K i M, pero també es pot usar per a estreles que estan fredes en relació en atres estreles, com en el cas d'usar la «G tardana» per a referir-se a G7, G8, i G9. En el sentit relatiu, «enjorn» significa un número aràbic més baix que seguix a la lletra de la classe, i «vesprada» significa un número més alt. Esta terminologia obscura és una reserva d'un model d'evolució estelar de principis del XX, que suponia que les estreles eren impulsades per la contracció gravitacional a través del mecanisme Kelvin-Helmholtz, que ara se sap que no s'aplica a estreles de la seqüència principal. Si això fora cert, llavors les estreles començarien les seues vides com a estreles molt calentes de «tipo primerenc» i després gradualment es gelarien fins a convertir-se en estreles de «tipo tardà». Este mecanisme va proporcionar edats del Sol molt més chicotetes que les observades en el registre geològic, i es va tornar obsolet pel descobriment de que les estreles són impulsades per fusió nuclear.[52] Els térmens «primerenc» i «tardà» varen ser arrastrats, més allà de la desaparició del model en el que estaven basats.

Tipos espectrals clàssics

[editar | editar còdic]

Classe O

[editar | editar còdic]
Representació artística de Naos, una supergigante O4
Artícul principal → Estrela de tipo O.

Les estreles tipo O són molt calents i extremadament lluminoses, en la major part de la seua eixida radiada en el ranc ultravioleta. Estes són les més rares de totes les estreles de la seqüència principal. Aproximadament 1 de cada 3 000 000 (0.00003 %) de les estreles de la seqüència principal en el veïnat solar són estreles de tipo O.[lower-alpha 3][5] Algunes de les estreles més massives es troben dins d'esta classe espectral. Les estreles de tipo O freqüentment tenen entorns complicats que dificulten la medició dels seus espectres. Els espectres de tipo O es definien anteriorment per la relació entre la força del He II λ4541 i la d'He I λ4471, a on λ és la llongitut d'ona, mida en ángstroms. El tipo espectral O7 es va definir com el punt en el que les dos intensitat són iguals, en la llínea He I debilitant-se cap als tipos anteriors. El tipo O3 va ser, per definició, el punt en el que dita llínea desapareix per complet, encara que es pot vore molt débilmente en la tecnologia moderna. Per açò, la definició moderna utilisa la relació de la llínea N IV λ4058 a N III λλ4634-40-42.[53]

Les estreles de tipo O tenen llínees dominants d'absorció i a voltes d'emissió per a les llínees He] II, llínees ionisades prominents (Si IV, O III, N  III, i C III) i llínees d'heli neutral, que s'enfortixen d'O5 a O9, i d'hidrogen prominent llínees d'hidrogen, encara que degut a que són tan massives, les estreles de tipo O tenen núcleus molt calents i cremen a través del seu combustible d'hidrogen molt ràpidament, per lo que són les primeres estreles en eixir de la seqüència principal. Quan es va descriure per primera volta l'esquema de classificació MKK en 1943, els únics subtipos de classe O utilisats eren O5 a O9.5.[54] L'esquema MKK es va estendre a O9.7 en 1971[55] i O4 en 1978,[56] i posteriorment s'han introduït nous esquemes de classificació que afigen els tipos O2, O3 i O3.5.[57]

Estàndarts espectrals:[58]

Classe B

[editar | editar còdic]
Erro al crear miniatura:
Impressió artística d'Aludra, una supergigante B5 vista en Canis Majoris

Les estreles tipo B són molt lluminoses i blaves. Els seus espectres tenen llínees d'heli neutre, que són més prominents en la subclasse B2, i llínees d'hidrogen moderades. Com les estreles de tipo O i B són tan enèrgiques, solament viuen per un temps relativament curt. Aixina, per la baixa provabilitat d'interacció cinemàtica durant la seua vida, són incapaces d'alluntar-se de l'àrea en la que es varen formar, a banda de les estreles fugitives. La transició de la classe O a la classe B es va definir originalment com el punt en el que desapareix el He II λ4541. No obstant, en un equip modern, la llínea encara és evident en les primeres estreles de tipo B. Hui en dia, per a les estreles de la seqüència principal, la classe B es definix per l'intensitat de l'espectre violeta He I, en l'intensitat màxima corresponent a la classe B2. Per als supergigantes, s'utilisen llínees de silici; les llínees de Si IV λ4089 i Si III λ4552 són indicatives d'una B primerenca. A mitat de B, l'intensitat d'esta última en relació en la de Si II λλ4128-30 és la característica definitoria, mentres que per a la B tardana, és l'intensitat de Mg II λ4481 en relació en la d'He I λ4471.[53]

Estes estreles tendixen a ser trobades en les seues associacions OB d'orige, les quals estan associades en núvols moleculars jagantesques. L'associació Orión OB1 ocupa una gran porció d'un braç en espiral de la Via Làctea i conté moltes de les estreles més lluentes de la constelació d'Orión. Aproximadament 1 en 800 (0.125 %) de les estreles de la seqüència principal en el veïnat solar són estreles de la seqüència principal tipo B.[lower-alpha 3][5]

Les entitats massives, pero no supergigantes conegudes com «Estreles Be», són estreles de la seqüència principal que tenen, o han tingut en algun moment, una o més llínees de Balmer en emissió, sent de particular interés la serie de radiació electromagnètica relacionada en el hidrogen proyectada per les estreles. Es creu que les estreles Be solen presentar vents estelars inusualment forts, altes temperatures superficials i un desgast significatiu de la massa estelar a mida que els objectes rotan a un ritme curiosament ràpit.[59] Els objectes coneguts com «B(i)» o Estreles «B(i)» posseïxen Llínea espectrallínees distintives d'emissió neutres o de baixa ionisació que es consideren que tenen «mecanismes prohibits», somesos a processos que normalment no estan permesos pels coneiximents actuals de la mecànica quàntica.

Estàndarts espectrals:[58]

Classe A

[editar | editar còdic]
Vore també: Introduïxca un artícul
Erro al crear miniatura:
Fomalhaut, una estrela de la seqüència principal A3
Erro al crear miniatura:
Representació d'una jaganta blanca

Les estreles de tipo As troben entre les més comunes a simple vista, i són blanques o de color blanc azulado. Tenen fortes llínees d'hidrogen, a un màxim de A0, i també llínees de metals ionizados (Fe II, Mg II, Si II) a un màxim de A5. La presència de les llínees de Ca II s'està enfortint notablement en este punt. Aproximadament 1 de cada 160 (0.625 %) de les estreles de la seqüència principal en el veïnat solar són estreles de tipo A.[lower-alpha 3][5][60]

Estàndarts espectrals:[58]

Classe F

[editar | editar còdic]
Canopus, un supergigante de tipo F i la segona estrela més lluenta del cel nocturn

Les estreles de tipo F tenen llínees espectrals de reforç H i K de Ca II. Els metals neutres (Fe I, Cr I) comencen a guanyar en les llínees de metal ionizado a finals de F. Els seus espectres es caracterisen per les llínees d'hidrogen més dèbils i els metals ionizados. El seu color és blanc. Aproximadament 1 de cada 33 (3.03 %) de les estreles de la seqüència principal en el veïnat solar són estreles de tipo F.[lower-alpha 3][5]

Estàndarts espectrals:[58]

Classe G

[editar | editar còdic]
El Sol, una estrela de la seqüència principal del tipo G2, en taques solars obscures

Les estreles de tipo G, incloent el Sol[7] tenen llínees espectrals prominents H i K de Ca II, que són més pronunciades en G2. Tenen llínees d'hidrogen encara més dèbils que F, pero junt en els metals ionizados, tenen metals neutres. Hi ha un pico prominent en la banda G de molècules CH. Les estreles de la classe G constituïxen al voltant del 7.5 %, casi una de cada tretze, de les estreles de la seqüència principal del veïnat solar.[lower-alpha 3][5]

G alberga el «Buit Evolutiu Groc» (Yellow Evolutionary Void en anglés).[61] Les estreles supergigantes a sovint oscilen entre O o B (blava) i K o M (roig). Mentres fan açò, no permaneixen molt temps en la classe de supergigante groga G, ya que este és un lloc extremadament inestable per a que hi haja una supergigante.

Estàndarts espectrals:[58]

Classe K

[editar | editar còdic]
Arcturus, un jagant de K1.5

Les estreles tipo K són estreles anaranjades que són llaugerament més fredes que el Sol. Constituïxen al voltant del 12 % de les estreles de la seqüència principal en el veïnat solar.[lower-alpha 3][5] També hi ha estreles jagantes del tipo K, que van des d'hipergigantes com RW Cephei, fins a jagantes i supergigantes, com Arcturus, mentres que les nanes taronges, com Alfa Centauri B, són estreles de la seqüència principal. Tenen llínees d'hidrogen extremadament dèbils, si és que estan presents, i en la seua majoria metals neutres (Mn I, Fe I, Si I). A finals de K, les bandes moleculars d'òxit de titani es fan presents. Hi ha una sugerència de que les estreles de l'espectre K poden aumentar potencialment les possibilitats de vida en planetes en òrbita que estan dins de la zona habitable.[62]

Estàndarts espectrals:[58]

Classe M

[editar | editar còdic]

Les estreles de classe M són, en molt, les més comunes. Al voltant del 76 % de les estreles de la seqüència principal en el veïnat solar són estreles de classe M.[lower-alpha 3][lower-alpha 4][5] No obstant, les estreles de la classe M de la seqüència principal (nanes roges) tenen una lluminositat tan baixa que cap és lo suficientment lluenta com per a ser vista a simple vista, a menos que es donen condicions excepcionals. L'estrela més lluenta coneguda de la classe M és M0V Lacaille 8760, en magnitut 6.6 (la magnitut llímit per a la visibilitat típica a simple vista en bones condicions se cita típicament com 6.5), i és extremadament improvable que es troben eixemples més lluents. Encara que la majoria de les estreles de classe M són nanes roges, la majoria de les estreles supergigantes més grans de la Via Làctea són estreles M. Tals com VY Canis Majoris, Antares i Betelgeuse també són estreles de classe M. Ademés, les nanes marrons més grans i calentes són de classe M tardana, generalment en el ranc de M6.5 a M9.5. L'espectre d'una estrela de classe M conté llínees d'òxit (en el espectre visible, especialment el Monòxit de titani) i tots els metals neutres, pero generalment no hi ha llínees d'absorció d'hidrogen. Les bandes de TiO poden ser fortes en estreles de classe M, dominant normalment el seu espectre visible en al voltant de M5. les bandes es fan presents a finals de M.

Estàndarts espectrals:[58]

Tipos espectrals estesos

[editar | editar còdic]

Un número de nous tipos espectrals han segut presos en us a partir dels nous tipos d'estreles descoberts.[63]

Classes d'estreles d'emissió blava càlit

[editar | editar còdic]
Erro al crear miniatura:
UGC 5797, una galàxia de llínea d'emissió a on es formen massives estreles blaves lluentes[64]

Els espectres d'algunes estreles molt calentes i blaves mostren llínees d'emissió marcades de carbono o nitrogen, o a voltes d'oxigen.

Classe W: Wolf–Rayet

[editar | editar còdic]
Artícul principal → Estrela de Wolf-Rayet.
Erro al crear miniatura:
Image del telescopi espacial Hubble de la nebulosa M1-67 i l'estrela Wolf-Rayet WR 124 en el centre

La classe W o WR representa les estreles de Wolf-Rayet, notable per espectres que carixen de llínees d'hidrogen. En canvi, els seus espectres estan dominats per àmplies llínees d'emissió d'heli, nitrogen, carbono i, a voltes, oxigen altament ionizados. Es creu que en la seua majoria són supergigantes moribunts en les seues capes d'hidrogen bufades pels vents estelars, exponent aixina directament les seues capes calentes d'heli. La classe W es dividix a la seua volta en subclasses segons l'intensitat relativa de les llínees d'emissió de nitrogen i carbono en els seus espectres (i capes externes).[65]

El ranc d'espectres de WR s'indica a continuació:[66][67]

  • WN[65] – espectre dominat per les llínees N III-V i He I-II
    • WNE (WN2 a WN5 en una miqueta de WN6) – més calent o més primerenc
    • WNL (WN7 a WN9 en una miqueta de WN6) – més fret o tardà
    • Classes WN10 i WN11 esteses que a voltes s'utilisen per a les estreles Ofpe/WN9[65]
    • h etiqueta utilisada (per eixemple, WN9h) per a WR en emissió d'hidrogen i ha (per eixemple, WN6ha) tant per a l'emissió com per a l'absorció d'hidrogen
  • WN/C – WN stars plus strong C IV lines, intermediate between WN and WC stars[65]
  • WC[65] – espectre en fortes llínees C II-IV
    • WCE (WC4 a WC6) – més calent o més primerenc
    • WCL (WC7 a WC9) – més fresc o tardà
  • WO (WO1 a WO4) – fortes llínees O VI, extremadament rares

Encara que les estreles centrals de la majoria de les nebuloses planetàries (CSPNe) mostren espectres de tipo O[68] al voltant del 10 % són deficients en hidrogen i mostren espectres de WR.[69] Estes són estreles de baixa massa i per a distinguir-les de les estreles massives Wolf-Rayet, els seus espectres estan tancats entre corchetes: i. g. [WC]. La majoria d'estos mostren espectres [WC], alguns [WO], i molt rarament [WN].

Les estreles «Slash»

[editar | editar còdic]
Artícul principal → Estrela Slash.

Les estreles slash són estreles de tipo O en llínees de tipo WN en els seus espectres. El nom «slash» ve del seu tipo espectral imprés que té una barra (per eixemple, «Of/WNL»[53]). Existix un grup secundari que es troba en este espectre, un grup més fret i «intermig» denominat «Ofpe/WN9».[53] Estes estreles també han segut referides com WN10 o WN11, pero que s'ha tornat menys popular en donar-se conte de la diferència evolutiva en atres estreles Wolf-Rayet. Descobriments recents d'estreles encara més rares han estés el ranc d'estreles de barra fins a O2-3.5If/WN5-7, les quals són encara més calents que les estreles «slash» originals.[70]

Classes de nanes roges i marrons fredes

[editar | editar còdic]
Artícul principal → Nana marró.

Els nous tipos espectrals L, T i I varen ser creats per a classificar els espectres infrarrojos de les estreles fredes. Açò inclou tant nanes roja com nanes marrons que són molt dèbils en el espectre visible.[71]

Les nanes marrons, l'energia de les quals prové únicament de l'atracció gravitacional, es gelen a mida que envellixen i aixina progressen a tipos espectrals posteriors. Les nanes marrons comencen les seues vides en espectres de tipo M i es gelaran a través de les classes espectrals L, T i I, més ràpit quant menys massives siguen; les nanes marrons de major massa no poden haver-se gelat a nanes I o inclús T dins de l'edat de l'univers. Perque açò du a un solapamiento irresoluble entre els tipos espectrals temperatura efectiva i lluminositat per a algunes masses i edats de diferents tipos de L-T-I, no es poden donar valors distints de temperatura o lluminositat.[72]

Classe L

[editar | editar còdic]
L'impressió de l'artiste d'una nana en L

Les nanes de la classe L reben la seua designació perque són més frets que les estreles M i L és la lletra que queda alfabéticamente més propenca a M. Alguns d'estos objectes tenen masses lo suficientment grans com per a soportar la fusió de l'hidrogen i per lo tant són estreles, pero la majoria són de massa subestelar i per lo tant són nanes marrons. Són de color roig molt obscur i més lluents en infrarrojo. El seu atmòsfera és lo suficientment frigga com per a permetre que els hidrur metàlics i els metals alcalinos siguen prominents en els seus espectres.[73][74][75]

Per la baixa gravetat superficial en estreles jagantes, els condensados que contenen TiO i VO mai es formen. Per lo tant, les estreles de tipo L més grans que les nanes mai poden formar-se en un ambient aïllat. No obstant, pot ser possible que estos supergigantes de tipo L es formen a través de colisions estelars, un eixemple de lo que és V838 Monocerotis mentres es troba en l'erupció del cim del seu Nova roja lluminosa. Nanes i planetes.[76]

Classe T : Nanes de metà

[editar | editar còdic]
Impressió artística d'una nana T

Les nanes de la classe T són fredes nanes marrons en temperatures superficials entre aproximadament 550 i 1300 K (277 i 1027 °C; 530 i 1880 °F). La seua emissió alcança el seu punt màxim en el infrarrojo. El metà és prominent en els seus espectres.[73][74]

Les classes T i L podrien ser més comunes que totes les atres classes combinades si les investigacions recents són exactes. Degut a que les nanes marrons persistixen durant tant temps —unes voltes l'edat de l'univers— en absència de colisions catastròfiques, estos cossos més chicotets solament poden aumentar en número. L'estudi del número de proplyds (discs protoplanetaris, cúmuls de gas en nebulosas a partir dels quals es formen les estreles i els sistemes planetaris) indica que el número d'estreles en la galàxia deuria ser varis órdens de magnitut més alt que lo que es conjeturaba anteriorment. S'ha teorizado que estos propulsors estan en una carrera entre sí. El primer en formar-se es convertirà en una protoestrella, que són objectes molt violents i que interrompran a atres propulsors en el veïnat, despullant-els del seu gas. Els propulsors de la víctima es convertiran llavors provablement en estreles de la seqüència principal o nanes marrons de les classes L i T, que són prou invisibles per a ser vista per nosatres.

Classe I

[editar | editar còdic]
Impressió artística d'una nana I

Les nanes marrons de classe espectral I són més fredes que les de classe espectral T i tenen espectres cualitativamente diferents d'elles. Un total de 17 objectes han segut colocats en la classe I fins a agost de 2013.[77] Encara que tals nanos han segut modelats.[78] i detectats dins dels quaranta anys-llum pel Wide-field Infrared Survey Explorer (WISE)[63][79][80][81][82] encara no hi ha una seqüència espectral ben definida ni prototips. No obstant, s'han propost varis objectes com a classes espectrals I0, I1, i I2.[76]

Els espectres d'estos objectes I prospectius mostren una absorció d'al voltant d'1.55 micrómetro.[83] han sugerit que esta característica es deu a l'absorció d'amoníac, i que açò deu prendre's com la característica indicativa per a la transició T-I.[83][84] De fet, esta característica d'absorció d'amoníac és el principal criteri que s'ha adoptat per a definir esta classe.[76] No obstant, esta característica és difícil de distinguir de l'absorció per aigua i metà,[83] i atres autors han declarat que l'assignació de la classe I0 és prematura.[85]

L'última nana marró proposta per al tipo espectral I, WISE 1828+2650, és una nana I2 en una temperatura efectiva estimada originalment entorn als 300 K, la temperatura del cos humà.[79][80][86] No obstant, les medicions de paralaje han demostrat que la seua lluminositat és inconsistente en el fet de que siga més fret que 400  K. El nano i més freda que es coneix actualment és WISE 0855-0714 en una temperatura aproximada de 250 K.[87]

El ranc de masses per als nanos I és de 9-25 masses de Júpiter, pero els objectes jóvens poden aplegar per baix d'una massa de Júpiter, lo que significa que els objectes de classe I se situen a horcajades sobre ellímit de fusió de 13 massa de Júpiter que marca la divisió actual entre nanes marrons i planetes.[76]

Classes d'estreles de carbono jagants

[editar | editar còdic]

Les estreles de carbono són estreles els espectres de les quals indiquen la producció de carbono, un subproducte de la fusió d'heli. En l'aument de l'abundància de carbono i certa producció parala d'elements pesats, els espectres d'estes estreles es desvien cada volta més de les classes espectrals tardanes habituals G, K i M. Les classes equivalents per a les estreles riques en carbono són S i C. Se supon que els jagants entre eixes estreles produïxen este carbono ells mateixos, pero algunes estreles d'esta classe són estreles dobles, l'estranya atmòsfera de les quals se sospita que ha segut transferida d'un companyer que ara és una nana blanca, quan el companyer era una estrela de carbono.

Classe C: estreles de carbono

[editar | editar còdic]
Artícul principal → Estrela de carbono.
Image de l'estrela de carbono R Sculptoris i la seua cridanera estructura espiral

Originalment classificades com estreles R i N, també són conegudes com a estreles de carbono. Estos són jagants rojos, prop del final de les seues vides, en els que hi ha un excés de carbono en l'atmòsfera. Les antigues classes R i N es varen desenrollar paralament al sistema de classificació normal, des d'aproximadament la mitat de G fins al final de M. Més recentment, estes classes s'han transformat en un classificador de carbono unificat C en N0 a partir d'aproximadament C6. Un atre subconjunt d'estreles de carbono fret són les estreles de tipo C-J, que es caracterisen per la forta presència de molècules de 13CCN en 12CN.[88] Es coneixen algunes estreles de carbono de la seqüència principal, pero la gran majoria de les estreles de carbono conegudes són jagants o supergigantes. Hi ha vàries subclasses:

  • C-R – Anteriorment la seua pròpia classe (R) que representava l'equivalent en estreles de carbono de les estreles de tipo G tardà a les estreles de tipo K primerenques.
  • C-N – Anteriorment la seua pròpia classe que representava l'equivalent en estreles de carbono de les estreles de tipo K a M dels últims temps.
  • C-J – Un subtipo d'estreles C fredes en un alt contingut de 13C.
  • C-H – Població II anàlecs de les estreles C-R.
  • C-Hd – Estreles de carbono en deficiència d'hidrogen, similars als supergigantes G tardans en bandes de CH i C2 afegides.

Classe S

[editar | editar còdic]
Artícul principal → Estrela de tipo S.

Les estreles de classe S formen un continu entre les estreles de classe M i les estreles de carbono. Les més paregudes a les estreles de classe M tenen fortes bandes espectrals de ZrO anàlogues a les bandes de TiO d'estreles de classe M, mentres que les més similars a les estreles de carbono tenen bandes de Llínees D de sodi forts i dèbils de C2.[89] Les estreles de classe S tenen cantitats excessives de zirconi i atres elements produïts pel processe-s, i tenen una major abundància de carbono i oxigen que les estreles de carbono o classe M. De la mateixa manera que les estreles de carbono, casi totes les estreles de classe conegudes són estreles de branca asintòtica jaganta. El tipo espectral està format per la lletra S i un número entre zero i dèu. Este número correspon a la temperatura de l'estrela i seguix aproximadament l'escala de temperatura utilisada per als jagants de la classe M. Els tipos més comuns són S3 a S5. La designació no estàndar S10 solament s'ha utilisat per a l'estrela Chi Cygni quan es troba en un mínim extrem. La classificació bàsica sol anar seguida d'una indicació d'abundància, seguint un de varis esquemes: S2.5; S2/5; S2 Zr4 Tu2; o S25. Un número despuix d'una menge és una escala entre 1 i 9 basada en la proporció de ZrO i TiO. Un número despuix d'una barra és un esquema més recent, pero menys comú, dissenyat per a representar la relació entre carbono i oxigen en una escala d'1 a 10, a on un 0 seria una estrela de la EM. Les intensitat de zirconi i titani poden indicar-se explícitament. També s'observa ocasionalment un número despuix d'un asterisc, que representa la força de les bandes ZrO en una escala de l'1 al 5.

Classes MS i SC: classes intermiges relacionades en el carbono

[editar | editar còdic]

Entre les classes M i S, els casos fronteriços es denominen estreles MS. De manera similar, els casos fronteriços entre les classes S i C-N es denominen SC o CS. La seqüència M → MS → S → SC → C-N és hipotètica per a ser una seqüència d'aument de l'abundància de carbono en l'edat per a estreles de carbono en branca jaganta asintòtica.

Classificacions de nanes blanques

[editar | editar còdic]
Sirius A i B (una nana blanca de tipo DONA2) resolta per Hubble
Artícul principal → Nana blancaClassificació de l'espectre de les nanes blanques.


La classe D (per a Degenerades) és la classificació moderna usada per a les nanes blanques - estreles de baixa massa que ya no estan sofrint fusió nuclear i que s'han reduït a un tamany planetari, gelant-se llentament. La classe D es dividix a la seua volta en els tipos espectrals DONA, DB, DC, DO, DQ, DX i DZ. Les lletres no estan relacionades en les lletres utilisades en la classificació d'atres estreles, sino que indiquen la composició de la capa exterior o atmòsfera visible de la nana blanca. Els tipos de nanes blanques són els següents:[90][91]

  • DONA – una atmòsfera o capa externa rica en hidrogen, Indicat per fortes llínees espectrals d'hidrogen Balmer.
  • DB – una atmòsfera rica en heli, indicat per llínees espectrals d'heli ionizado He I.
  • DO – una atmòsfera rica en heli, indicat per llínees espectrals d'heli ionizado He II.
  • DQ – una atmòsfera rica en carbono, indicada per llínees de carbono atòmic o molecular.
  • DZ – una atmòsfera rica en metal, indicada per llínees espectrals de metal (una fusió dels tipos espectrals de nanes blanques obsoletes, DG, DK i DM).
  • DC – no hi ha llínees espectrals fortes que indiquen una de les categories anteriors.
  • DX – les llínees espectrals no són lo suficientment clares per a classificar-les en una de les categories anteriors. Al tipo li seguix un número que indica la temperatura de la superfície de la nana blanca. Este número és una forma redonejada de 50400/Teff, a on Teff és la temperatura superficial efectiva, mida en kelvin. Originalment, este número va ser redonejat a un dels dígits de l'1 al 9, pero més recentment s'han escomençat a utilisar valors fraccionarios, aixina com valors per baix de l'1 i per damunt del 9.[90][92]

Dos o més de les lletres del tipo poden ser utilisades per a indicar una nana blanca que mostra més d'una de les característiques espectrals anteriors.[90]

Tipos espectrals de nanes blanques esteses:[90]

  • DAB – una nana blanca rica en hidrogen i heli que mostra llínees neutres d'heli.
  • DAO – una nana blanca rica en hidrogen i heli que mostra llínees d'heli ionizado.
  • DAZ – una nana blanca metàlica rica en hidrogen.
  • DBZ – una nana blanca metàlica rica en heli. S'utilisa un conjunt diferent de símbols de peculiaritat espectral per a les nanes blanques que per a atres tipos d'estreles:
Còdic Particularitats espectrals de les estreles
P Nana blanca magnètica en polarisació detectable
I Llínees d'emissió presents
H Nana blanca magnètica sense polarisació detectable
V Variable
PEC Existixen peculiaritats espectrals

Classificació per classes de lluminositat

[editar | editar còdic]
Classificació de Morgan-Keenan

En la década de 1940 es va iniciar un nou proyecte de classificació complementària en el Observatori Yerkes. Es tractava d'una classificació basada en llínees espectrals sensibles a la gravetat estelar i introduïda en l'any 1943 per William W. Morgan, Philip Childs Keenan i Edith Kellman, raó per la que en ocasions se li coneix també com a classificació de Morgan Keenan Kellman o simplement MKK. En utilisar-se llínees espectrals sensibles a la gravetat de la superfície s'obté informació sobre la densitat de les estreles. Com el radi d'una estrela jaganta és molt superior al d'una nana blanca de la mateixa massa, la gravetat és molt diferent, manifestant-se en l'intensitat i en la forma de les llínees espectrals. Esta classificació no substituïx a l'anterior sino que la complementa. De la mateixa manera, l'observatori Yerkes va propondre una subdivisió de la classificació d'Harvard utilisant subíndexs, per eixemple, de la A1 a la A9. D'esta manera i utilisant abdós sistemes de classificació és possible afinar en el tipo espectral. Es distinguixen les següents classes de lluminositat:

Classe Descripció
0 Hipergigantes
Ia Supergigantes molt lluminoses
Ib Supergigantes de menor lluïxc
II Jagantes lluminoses
III Jagantes
IV Subgigantes
V Estreles nanes de la seqüència principal
VI Subenanas (poc utilisada)
VII Nanes blanques (poc utilisada)

Les classes de lluminositat no es deuen confondre en les fases evolutives d'una estrela. Per eixemple, una estrela de massa i metalicidad similar al Sol passa per les fases successives de seqüència principal, subgigante, jaganta roja, apelotonamiento roig i branca asintòtica jaganta. En la primera d'eixes fases, l'estrela pertany a la classe de lluminositat V, en la segona a la de lluminositat IV i en les tres últimes a la de lluminositat III. Com es pot vore, en les dos primeres fases hi ha una correspondència entre els noms de les classes de lluminositat i els de les fases. No obstant, en les tres últimes l'estrela es manté com una jaganta (classe de lluminositat) a lo llarc de tres fases evolutives distintes. Ya que durant eixes tres fases la temperatura efectiva de l'estrela és baixa, el seu color és roig, per lo que no és infreqüent ni incorrecte dir que l'estrela és una «jaganta roja» (en el sentit de classe de lluminositat + color), pero és important aclarir que solament en la primera de les fases és una «jaganta roja» en el sentit evolutiu. En atres paraules, quan una estrela de massa i metalicidad solars passa per les fases evolutives del apelotonamiento roig i de la branca asintòtica jaganta, es pot dir que és una jaganta roja, encara que eixe no siga el seu estat evolutiu. Est és un cas en el que ellenguage és poc clar per motius històrics i pot induir a confusió. Atres eixemples de confusió entre la classe de lluminositat i la fase evolutiva es donen per a estreles de massa superior al Sol. Quan una estrela de 7 masses solars es convertix en una jaganta roja (fase evolutiva) la seua classe de lluminositat és II (jaganta lluminosa) i no III (jaganta). Una estrela de 30 masses solars adquirix una classe de lluminositat I (supergigante) mentres seguix cremant hidrogen en el seu núcleu, lo que és la definició de la fase evolutiva de seqüència principal.

Restants estelars

[editar | editar còdic]
Artícul principal → Estrela de neutrons.

Els restants estelars són objectes associats en la mort de les estreles. Incloses en la categoria estan les nanes blanques, i com pot vore's en l'esquema de classificació radicalment diferent per a la classe D, els objectes no estelars són difícils d'encaixar en el sistema MK. El diagrama d'Hertzsprung-Russell, en el que es basa el sistema MK, és de naturalea observacional, per lo que estos remanentes no es poden traçar fàcilment en el diagrama, o no es poden colocar en absolut. Les estreles de neutrons antigues són relativament chicotets i fredor, i caurien en l'extrem dret del diagrama. Les nebuloses planetàries són dinàmiques i tendixen a desvanir-se ràpidament en lluentor a mida que l'estrela progenitora passa a la branca de la nana blanca. Si es mostra, una nebulosa planetària seria traçada a la dreta del quadrant superior dret del diagrama. Un forat negre no emet llum visible pròpia, i, per lo tant, no apareix en el diagrama.[93]

S'ha propost un sistema de classificació per a les estreles de neutrons utilisant números romans: el tipo I per a les estreles de neutrons menys massives en baixes taxes de refredat, el tipo II per a les estreles de neutrons més massives en taxes de refredat més altes, i un propost tipo III per a les estreles de neutrons més massives (possibles candidates a ser estreles exòtiques) en taxes de refredat més altes.[94] Quant més massiva és una estrela de neutrons, major és el fluix de neutrís que transporta. Estos neutrins transporten tanta energia calòrica que despuix de només uns pocs anys la temperatura d'una estrela de neutrons aïllada cau de l'orde dels mils de millons a només al voltant d'un milló de Kelvin. Este sistema de classificació d'estreles de neutrons propost no deu confondre's en les anteriors classes espectrals Secchi i les classes de lluminositat Yerkes.

Classes espectrals reemplaçades

[editar | editar còdic]

Varis tipos espectrals, tots ells utilisats anteriorment per a estreles no estàndar a mitan del XX, han segut reemplaçats durant les revisions del sistema de classificació estelar. Encara es poden trobar en edicions antigues de catàlecs d'estreles: R i N s'han subsumido en la nova classe C com C-R i C-N.

Classificació estelar, habitabilitat, i la busca de vida

[editar | editar còdic]

Els humans poden eventualment ser capaços de colonisar qualsevol tipo d'hàbitat estelar, esta secció tractarà la provabilitat de que sorgixca vida al voltant d'atres estreles. L'estabilitat, la lluminositat i la duració de la vida són factors que influïxen en l'habitabilitat estelar. Solament coneixem una estrela que alberga vida, i eixa és la nostra, una estrela de classe G en abundància d'elements pesats i baixa variabilitat en lluentor. També es diferencia de molts sistemes estelars en que només té una estrela (vore Habitabilitat planetària, baix la secció de sistemes binaris). Treballant a partir d'estes llimitacions i els problemes de tindre una mostra empírica d'un sol conjunt d'estreles, la gama d'estreles que es prediu que seran capaces de soportar la vida tal com la coneixem està llimitada per uns pocs factors. Dels tipos d'estreles de la seqüència principal, les estreles més massives que 1.5 voltes la del Sol (tipos espectrals O, B i A) envellixen massa ràpit per a que la vida alvançada es desenrolle (usant la Terra com a guia). En l'atre extrem, els nanos de menys de la mitat de la massa del nostre Sol (tipo espectral M) són propensos a fixar planetes dins de la seua zona habitable, junt en atres problemes (vore Habitabilitat en sistemes de nanes roges).[95] Encara que hi ha molts problemes que enfronta la vida en les nanes roges, pel seu gran número i longevitat, molts astrònoms continuen modelant estos sistemes. Per estes raons, la Missió Kepler de la NASA està buscant planetes habitables en les estreles de seqüència principal propenques que són menys massives que les del tipo espectral A, pero més massives que les del tipo M —fent que les estreles més provables alberguen estreles nanes de vida dels tipos F, G, i K—.[95]

Vore també

[editar | editar còdic]

Notes

[editar | editar còdic]
  1. ↑ 1,0 1,1 1,2 1,3 Tables VII, VIII, Empirical bolometric corrections for the main-sequence, G. M. H. J. Habets and J. R. W. Heinze, Astronomy and Astrophysics Supplement Séries 46 (November 1981), pp. 193–237, Plantilla:Bibcode. Luminosities llaure derived from Mbol figures, using Mbol(☉)=4.75.
  2. ↑ 2,0 2,1 The Guinness book of astronomy facts & feats, Patrick Moore, 1992, 0-900424-76-1
  3. ↑  — Explains the reason for the difference in color perception.
  4. ↑ What color llaure the stars?, Mitchell Charity. Accessed online March 19, 2008.
  5. ↑ 5,0 5,1 5,2 5,3 5,4 5,5 5,6 5,7 Ledrew, Glenn. “The Real Starry Sky”. Journal of the Royal Astronomical Society of Canada 95. Bibcode: 2001JRASC..95...32L.
  6. ↑ “The Galactic O-Star Spectroscopic Survey (GOSSS). II. Bright Southern Stars” . The Astrophysical Journal Supplement Séries 211 (1). doi:10.1088/0067-0049/211/1/10. Bibcode: 2014ApJS..211...10S.
  7. ↑ 7,0 7,1 Phillips, Kenneth J. H.. Guide to the Sun, Cambridge University Press, pp. 47–53. ISBN 978-0-521-39788-9.
  8. ↑ «Relations Between the Spectra and Other Characteristics of the Stars».22
    275–294.
  9. ↑ Saha, M. N.. “On a Physical Theory of Stellar Spectra”. Proceedings of the Royal Society of London. Séries A 99 (697): 135–153. doi:10.1098/rspa.1921.0029. Bibcode: 1921RSPSA..99..135S.
  10. ↑ «Stellar Atmospheres; a Contribution to the Observational Study of High Temperature in the Reversing Layers of Stars».Radcliffe College.
  11. ↑ Pickles, A. J.. “A Stellar Spectral Flux Library: 1150-25000 Å”. Publications of the Astronomical Society of the Pacific 110 (749): 863–878. doi:10.1086/316197. Bibcode: 1998PASP..110..863P.
  12. ↑ An atles of stellar spectra, with an outline of spectral classification, The University of Chicago Press. OCLC 1806249.
  13. ↑ “Spectral Classification” . Annual Review of Astronomy and Astrophysics 11: 29–50. doi:10.1146/annurev. aa.11.090173.000333. Bibcode: 1973LLAURA&A..11...29M.
  14. ↑ 14,0 14,1 14,2 14,3 «A note on the spectral atles and spectral classification». Centre de données astronomiques de Strasbourg. Consultat el 2 de giner de 2015.
  15. ↑ “A High Angular Resolution Survey of Massive Stars in Cygnus OB2: Results from the Hubble Space Telescope Fine Guidance Sensors” . The Astronomical Journal 147 (2). doi:10.1088/0004-6256/147/2/40. Bibcode: 2014AJ....147...40C.
  16. ↑ “Signature of wide-spread clumping in B supergiant winds” . Astronomy and Astrophysics 521. doi:10.1051/0004-6361/201015252. Bibcode: 2010A&A...521L..55P.
  17. ↑ “Photospheric Variations of the Supergiant γ Cyg” . The Astronomical Journal 140 (5): 1329–1336. doi:10.1088/0004-6256/140/5/1329. Bibcode: 2010AJ....140.1329G.
  18. ↑ 18,0 18,1 “Hot stars observed by XMM-Newton. I. The catalog and the properties of OB stars” . Astronomy and Astrophysics 506 (2): 1055–1064. doi:10.1051/0004-6361/200912659. Bibcode: 2009A&A...506.1055N.
  19. ↑ “Accurate fonamental parameters for A-, F- and G-type Supergiants in the solar neighbourhood” . Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 402 (2): 1369–1379. doi:10.1111/j.1365-2966.2009.15979. x. Bibcode: 2010MNRAS.402.1369L.
  20. ↑ “Contributions to the Nearby Stars (NStars) Project: Spectroscopy of Stars Earlier than M0 within 40 Parsecs: The Northern Sample. I” . The Astronomical Journal 126 (4): 2048–2059. doi:10.1086/378365. Bibcode: 2003AJ....126.2048G.
  21. ↑ “Search for and study of hot circumstellar dust envelopes” . Astronomy Reports 55: 31–81. doi:10.1134/S1063772911010070. Bibcode: 2011ARep...55...31S.
  22. ↑ “Medium-resolution Isaac Newton Telescope library of empirical spectra - II. The stellar atmospheric parameters” . Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 374 (2): 664–690. doi:10.1111/j.1365-2966.2006.11196. x. Bibcode: 2007MNRAS.374..664C.
  23. ↑ “The White Dwarfs Within 20 Parsecs of the Sun: Kinematics and Statistics” . The Astronomical Journal 138 (6): 1681–1689. doi:10.1088/0004-6256/138/6/1681. Bibcode: 2009AJ....138.1681S.
  24. ↑ arXiv:{{{arxiv}}}
  25. ↑ “Spectral Classification and Properties of the OVz Stars in the Galactic O Star Spectroscopic Survey (GOSSS)” . The Astronomical Journal 152 (2). doi:10.3847/0004-6256/152/2/31. Bibcode: 2016AJ....152...31A.
  26. ↑ MacRobert, Alan. «The Spectral Types of Stars». Sky & Telescope.
  27. ↑ 27,00 27,01 27,02 27,03 27,04 27,05 27,06 27,07 27,08 27,09 «The Classification of Stellar Spectra». Consultat el 1 de giner de 2014.
  28. ↑ 28,0 28,1 “Pismis 24-1: The Stellar Upper Mass Limit Preserved” (2007). The Astrophysical Journal 660 (2): 1480–1485. doi:10.1086/513098. Bibcode: 2007ApJ...660.1480M.
  29. ↑ 29,0 29,1 “Spectroscopic Study of the N159/N160 Complex in the Large Magellanic Cloud” (2009). The Astronomical Journal 138 (2): 510–516. doi:10.1088/0004-6256/138/2/510. Bibcode: 2009AJ....138..510F.
  30. ↑ “Early-type stars in the core of the young open cluster Westerlund 2” (2007). Astronomy and Astrophysics 463 (3): 981–991. doi:10.1051/0004-6361:20066495. Bibcode: 2007A&A...463..981R.
  31. ↑ “The Kinematics of the Gould Belt: An Expanding Group?” (1968). The Astrophysical Journal Supplement Séries 17: 371. doi:10.1086/190179. Bibcode: 1968ApJS...17..371L.
  32. ↑ table Analyse spectrale de la lumière de quelques étoiles, et nouvelles observations sur els taches solaires, P. Secchi, Comptes Rendus dones Séances de l'Académie dones Sciences 63 (July–December 1866), pp. 364–368.
  33. ↑ table Nouvelles recherches sur l'analyse spectrale de la lumière dones étoiles, P. Secchi, Comptes Rendus dones Séances de l'Académie dones Sciences 63 (July–December 1866), pp. 621–628.
  34. ↑ Hearnshaw, J. B.. The Analysis of Starlight: One Hundred and Fifty Years of Astronomical Spectroscopy, Cambridge, UK: Cambridge University Press, pp. 60, 134. ISBN 0-521-25548-1.
  35. ↑ week5 Classification of Stellar Spectra: Some History
  36. ↑ Kaler, James B.. Stars and Their Spectra: An Introduction to the Spectral Sequence, Cambridge: Cambridge University Press, pp. 62–63. ISBN 0-521-58570-8.
  37. ↑ p. 60–63, Hearnshaw 1986; pp. 623–625, Secchi 1866.
  38. ↑ pp. 62-63, Hearnshaw 1986.
  39. ↑ p. 60, Hearnshaw 1986.
  40. ↑ 40,0 40,1 “The Draper Catalogue of stellar spectra photographed with the 8-inch Clot telescope as a part of the Henry Draper memorial” (1890). Annals of Harvard College Observatory 27: 1. Bibcode: 1890AnHar..27....1P.
  41. ↑ 41,0 41,1 pp. 106–108, Hearnshaw 1986.
  42. ↑ pp. 111–112, Hearnshaw 1986.
  43. ↑ “Spectra of bright stars photographed with the 11 inch Draper Telescope as part of the Henry Draper Memorial” (1897). Annals of Harvard College Observatory 28: 1. Bibcode: 1897AnHar..28....1M.
  44. ↑ “Spectra of bright southern stars photographed with the 13 inch Boyden telescope as part of the Henry Draper Memorial” (1901). Annals of Harvard College Observatory 28: 129. Bibcode: 1901AnHar..28..129C.
  45. ↑ pp. 117–119, Hearnshaw 1986.
  46. ↑ “Classification of 1688 southern stars by means of their spectra” (1912). Annals of the Astronomical Observatory of Harvard College 56: 115. Bibcode: 1912AnHar..56..115C.
  47. ↑ pp. 121–122, Hearnshaw 1986.
  48. ↑ “Spectra of BD Stars Within Five Degrees of the North Pole” . Astrophysical Journal 103. doi:10.1086/144796. Bibcode: 1946ApJ...103..117N.
  49. ↑ FitzGerald, M. Pim. “Comparison Between Spectraluminosity Classes on the Mount Wilson and Morgan-Keenan Systems of Classification”. Journal of the Royal Astronomical Society of Canada 63. Bibcode: 1969JRASC..63..251P.
  50. ↑ Sandage, A.. “New subdwarfs. II. Radial velocities, photometry, and preliminary space motions for 112 stars with large proper motion”. Astrophysical Journal 158. doi:10.1086/150271. Bibcode: 1969ApJ...158.1115S.
  51. ↑ “Senar-detection of the Putative Substellar Companion to HD 149382” . The Astrophysical Journal 743 (1). doi:10.1088/0004-637X/743/1/88. Bibcode: 2011ApJ...743...88N.
  52. ↑ Darling, David. «clapix-type star». The Internet Encyclopedia of Science. Consultat el 14 d'octubre de 2007.
  53. ↑ 53,0 53,1 53,2 53,3 “Multiwavelength Systematics of OB Spectra” (2008). Massive Stars: Fonamental Parameters and Circumstellar Interactions (Eds. P. Benaglia 33: 5. Bibcode: 2008RMxAC..33....5W.
  54. ↑ An atles of stellar spectra, with an outline of spectral classification, W. W. Morgan, P. C. Keenan i I. Kellman, Chicago: The University of Chicago Press, 1943.
  55. ↑ “Algunes característiques espectroscópicas de les estreles OB: Una Investigació de la Distribució Espacial de Certes Estreles OB i el Marc de Referència de la Classificació” (1971) 23: 257. doi:10.1086/190239. Bibcode: 1971ApJS..23..257W.
  56. ↑ “Revised MK Spectral Atles for stars earlier than the sun” (1978). Williams Bay: Observatori Yerkes. Bibcode: book..... M 1978rmsa. book..... M.
  57. ↑ “A New Spectral Classification System for the Earliest O Stars: Definition of Type O2” (2002). The Astronomical Journal 123 (5): 2754–2771. doi:10.1086/339831. Bibcode: 2002AJ....123.2754W.
  58. ↑ 58,0 58,1 58,2 58,3 58,4 58,5 58,6 “A Hierarchy of Standards for the MK Process” . Astronomical Society of the Pacific 60: 3. Bibcode: 1994ASPC...60....3G.
  59. ↑ Slettebak, Arne. “The Be Stars”. Publications of the Astronomical Society of the Pacific 100: 770–784. doi:10.1086/132234. Bibcode: 1988PASP..100..770S.
  60. ↑ «SIMBAD Object query : CCDM J02319+8915». SIMBAD. Centre de Données astronomiques de Strasbourg. Archivat des d'el original, el 8 d'agost de 2014. Consultat el 10 de juny de 2010.
  61. ↑ “Checking the yellow evolutionary void. Three evolutionary critical Hypergiants: HD 33579, HR 8752 & IRC +10420” (2000). Astronomy and Astrophysics 353: 163. Bibcode: 2000A&A...353..163N.
  62. ↑ «On a cosmological timescale, The Earth's period of habitability is nearly over | International Space Fellowship». Spacefellowship. com. Archivat des d'el original, el 12 de decembre de 2009. Consultat el 22 May 2012.
  63. ↑ 63,0 63,1 «Stars as Cool as the Human Body». Archivat des d'el original, el 7 d'octubre de 2011. Consultat el 5 de decembre de 2018.
  64. ↑ «Galactic refurbishment». EIXA/Hubble. Consultat el 29 d'abril de 2015.
  65. ↑ 65,0 65,1 65,2 65,3 65,4 “Physical Properties of Wolf-Rayet Stars” (2007). Annual Review of Astronomy & Astrophysics 45: 177–219. doi:10.1146/annurev. astre.45.051806.110615. Bibcode: 2007LLAURA&A..45..177C.
  66. ↑ “AK‐Band Spectral Atles of Wolf‐Rayet Stars” (1997). The Astrophysical Journal 486: 420–434. doi:10.1086/304488. Bibcode: 1997ApJ...486..420F.
  67. ↑ “Properties of the WO Wolf-Rayet stars” (1995). Astronomy and Astrophysics 295: 75. Bibcode: 1995A&A...295...75K.
  68. ↑ “Mass-loss rates of H-rich central stars of planetary nebulae as distance indicators?” (2002). Astronomy and Astrophysics 384 (3): 987–998. doi:10.1051/0004-6361:20020061. Bibcode: 2002A&A...384..987T.
  69. ↑ “IC 4663: The first unambiguous [WN] Wolf-Rayet central star of a planetary nebula” (2012). Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 423: 934–947. doi:10.1111/j.1365-2966.2012.20929. x. Bibcode: 2012MNRAS.423..934M.
  70. ↑ “Spectral classification of O2-3.5 If/WN5-7 stars” (2011). Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 416 (2): 1311–1323. doi:10.1111/j.1365-2966.2011.19129. x. Bibcode: 2011MNRAS.416.1311C.
  71. ↑ “Outstanding Issues in Our Understanding of L, T, and I Dwarfs” (2008). 14th Cambridge Workshop on Cool Stars 384: 85. Bibcode: 2008ASPC..384...85K.
  72. ↑ “Evolutionary models for cool brown dwarfs and extrasolar giant planets. The case of HD 209458” . Astronomy and Astrophysics 402 (2): 701–712. doi:10.1051/0004-6361:20030252. Bibcode: 2003A&A...402..701B.
  73. ↑ 73,0 73,1 “Dwarfs Cooler than M: the Definition of Spectral Type L Using Discovery from the 2-µ ALL-SKY Survey (2MASS)” . The Astrophysical Journal 519 (2): 802–833. doi:10.1086/307414. Bibcode: 1999ApJ...519..802K.
  74. ↑ 74,0 74,1 Kirkpatrick, J. Davy. “New Spectral Types L and T”. Annual Review of Astronomy and Astrophysics 43 (1): 195–246. doi:10.1146/annurev. astre.42.053102.134017. Bibcode: 2005LLAURA&A..43..195K.
  75. ↑ “Discovery of a Very Young Field L Dwarf, 2MASS J01415823−4633574” (2006). The Astrophysical Journal 639 (2): 1120–1128. doi:10.1086/499622. Bibcode: 2006ApJ...639.1120K.
  76. ↑ 76,0 76,1 76,2 76,3 “Distances, Luminosities, and Temperatures of the Coldest Known Substellar Objects” (2013). Science 341 (6153): 1492–5. doi:10.1126/science.1241917. PMID 24009359. Bibcode: 2013Sci...341.1492D.
  77. ↑ “Discovery of the I1 Dwarf WISE J064723.23-623235.5” (2013). The Astrophysical Journal 776 (2): 128. doi:10.1088/0004-637X/776/2/128. Bibcode: 2013ApJ...776..128K.
  78. ↑ I-Spectral class for Ultra-Cool Dwarfs, N. R. Deacon and N. C. Hambly, 2006
  79. ↑ 79,0 79,1 Wehner, Mike. «NASA espots chilled-out stars cooler than the human body | Technology News Blog – Yahoo! News Canada». Ca. news. yahoo. com. Consultat el 22 May 2012.
  80. ↑ 80,0 80,1 NASA espots chilled-out stars cooler than the human body
  81. ↑ «NASA'S Wise Mission Discovers Coolest Class of Stars». Archivat des d'el original, el 10 de giner de 2016. Consultat el 5 de decembre de 2018.
  82. ↑ “The minimum Jeans mass, brown dwarf companion IMF, and predictions for detection of I-type dwarfs” (2009). Astronomy and Astrophysics 493 (3): 1149–1154. doi:10.1051/0004-6361:200810038. Bibcode: 2009A&A...493.1149Z.
  83. ↑ 83,0 83,1 83,2 “The Physical Properties of Four ∼600 K T Dwarfs” (2009). The Astrophysical Journal 695 (2): 1517–1526. doi:10.1088/0004-637X/695/2/1517. Bibcode: 2009ApJ...695.1517L.
  84. ↑ “CFBDS J005910.90-011401.3: Reaching the T-I brown dwarf transition?” (2008). Astronomy and Astrophysics 482 (3): 961–971. doi:10.1051/0004-6361:20079317. Bibcode: 2008A&A...482..961D.
  85. ↑ “Exploring the substellar temperature regime down to ∼550 K” (2008). Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 391: 320–333. doi:10.1111/j.1365-2966.2008.13885. x. Bibcode: 2008MNRAS.391..320B.
  86. ↑ European Southern Observatory. «A Very Cool Pair of Brown Dwarfs», 23 Març 2011
  87. ↑ “The Spectral Energy Distribution of the Coldest Known Brown Dwarf” . The Astronomical Journal 152 (3). doi:10.3847/0004-6256/152/3/78. Bibcode: 2016AJ....152...78L.
  88. ↑ Bouigue, R. (1954). Annals d'Astrophysique, Vol. 17, p. 104
  89. ↑ Keenan, P. C. (1954). Astrophysical Journal, vol. 120, p. 484
  90. ↑ 90,0 90,1 90,2 90,3 “A proposed new white dwarf spectral classification system” (1983). Astrophysical Journal 269: 253. doi:10.1086/161036. Bibcode: 1983ApJ...269..253S.
  91. ↑ “The rate of period change in pulsating DB-white dwarf stars” (2004). Astronomy and Astrophysics 428: 159–170. doi:10.1051/0004-6361:20041372. Bibcode: 2004A&A...428..159C.
  92. ↑ “A Catalog of Spectroscopically Identified White Dwarfs” (1999). The Astrophysical Journal Supplement Séries 121: 1–130. doi:10.1086/313186. Bibcode: 1999ApJS..121....1M.
  93. ↑ «Pulsating Variable Stars and the Hertzsprung-Russell (H-R) Diagram». Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics. Consultat el 23 de juliol de 2016.
  94. ↑ “The cooling neutron star in 3C 58” (2002). Astronomy & Astrophysics 389: L24–L27. doi:10.1051/0004-6361:20020699. Bibcode: 2002A&A...389L..24I.
  95. ↑ 95,0 95,1 «Stars and Habitable Planets».

Referències

[editar | editar còdic]

Enllaços externs

[editar | editar còdic]

Referències

[editar | editar còdic]



Erro en la cita: Existixen etiquetes <ref> per a un grup nomenat "lower-alpha", pero no es trobà una etiqueta <references group="lower-alpha"/>

Obtingut de «https://lenciclopedia.org/w/index.php?title=Classificació_estelar&oldid=1376014»