Término del glosario: Estrella de tipo K
Descripción: Una estrella de tipo espectral «K». Los astrónomos identifican las estrellas de tipo K por la presencia de líneas de hidrógeno muy débiles, pero de líneas intensas de átomos de hierro y manganeso en sus espectros. Tienen temperaturas (efectivas) típicas de entre unos 3700 kelvin (K) y 5200 K. En comparación con otras estrellas, a simple vista parecen de color blanco anaranjado, a menos que el enrojecimiento interestelar o atmosférico sea significativo. Ejemplos de estrellas de tipo K son Aldebarán, en Tauro, y Pólux, en Géminis.
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En otros idiomas
- Árabe: النجم من النوع الطيفي K
- Alemán: K-Stern
- Inglés: K-type Star
- Francés: Étoile de type K
- Italiano: Stella di tipo K
- Japonés: K型星 (enlace externo)
- Portugués de Brasil: Estrela tipo K
- Chino simplificado: K 型星
- Chino tradicional: K 型星
Diagramas relacionados
Espectro de una estrella tipo K
Pie de foto: Espectro de la estrella tipo K 2MASS J19554455+4754531. El color de la línea entre 400 nm y 700 nm corresponde aproximadamente al color en que el ojo humano vería la luz de esa longitud de onda. Por debajo de 400 nm y por encima de 700 nm, donde el ojo humano puede ver poca o ninguna luz, las líneas son de color azul y rojo, respectivamente.
Las líneas negras muestran las líneas de absorción espectral causadas por átomos e iones de diferentes elementos de la atmósfera de la estrella. Estos átomos e iones absorben en longitudes de onda específicas, provocando líneas nítidas y oscuras en el espectro. La intensidad de estas líneas depende de la temperatura de la atmósfera de la estrella. Dos estrellas formadas por la misma mezcla de elementos pueden tener espectros con conjuntos de líneas muy diferentes si sus atmósferas tienen temperaturas distintas. En los espectros de las estrellas tipo K predominan los átomos metálicos, como los de hierro, sodio y calcio. Hay tantas líneas de átomos metálicos, demasiadas para marcarlas individualmente, que el espectro tiene un aspecto entrecortado y desigual. Las líneas de los átomos de hidrógeno y los iones de calcio son mucho más débiles que en las estrellas tipo G, más calientes.
Crédito: IAU OAE/SDSS/Niall Deacon
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