Loading...

Término del glosario: Tipo espectral

Descripción: Las estrellas se clasifican en tipos espectrales según las características que presentan sus espectros.

En la mayoría de las estrellas, el tipo espectral se basa principalmente en la temperatura de la superficie estelar y sigue una secuencia: O, B, A, F, G, K y M, ordenados de más calientes a más frías. Esta secuencia se ha ampliado recientemente a los tipos más fríos: L, T e Y. Estos tres representan en su mayoría enanas marrones, aunque algunos objetos con tipo espectral L son estrellas en lugar de enanas marrones.

También hay letras para clasificar clases especiales de estrellas. Las estrellas de carbono son estrellas con características espectrales marcadas procedentes de moléculas que contienen carbono. Estas se clasifican como de tipo C. Las estrellas de tipo S se sitúan a medio camino entre los tipos K o M y C, ya que las abundancias superficiales de oxígeno y carbono son casi iguales. Las enanas blancas se dividen en una serie de tipos diferentes según las características de sus espectros; todos estos tipos comienzan con la letra D (DA, DB, etc.). Las estrellas calientes y masivas con líneas de emisión anchas tienen una serie de tipos que comienzan con W (WN, WC, WO).

La notación actual es un legado del primer intento moderno de clasificación, llevado a cabo en el Observatorio del Harvard College. Las clases, designadas originalmente de la A a la Q por orden alfabético, se reordenaron posteriormente según una secuencia de temperaturas, lo que dio lugar a los tipos principales que aún se utilizan hoy en día. Las clases espectrales principales se subdividen y se designan con números del cero al nueve. El Sol es de tipo espectral G2. Las letras adicionales hacen referencia a características especiales (como la «e» para las estrellas con líneas de emisión brillantes), y también puede especificarse la clase de luminosidad, indicada mediante números romanos.

Términos relacionados:



Ver este término en otros idiomas

Estado del término y la definición: La definición original de este término en inglés ha sido aprobada por unastrónomo o astrónoma investigadora y un docente
La traducción de este término y su definición aún están pendientes de aprobación

El Glosario multilingüe de la OAE es un proyecto de la Oficina de Astronomía para la Educación de la UAI (OAE) en colaboración con la Oficina de Divulgación de Astronomía de la UAI (OAO). Los términos y definiciones fueron seleccionados, redactados y revisados gracias al esfuerzo colectivo de la OAE, los Centros y Nodos de la OAE, los Coordinadores Nacionales de Educación Astronómica (NAECs) y otros voluntarios. Puedes encontrar una lista completa de créditos aquí. Todos los términos del glosario y sus definiciones se publican bajo la licencia Creative Commons CC BY-4.0 y deben atribuirse a la "IAU OAE".

Si detectas algún error de contenido o de traducción en este término del glosario o en ladefinición, ponte en contacto con nosotros.

En otros idiomas

Diagramas relacionados


Siete líneas. El pico de cada línea va de longitudes de onda cortas en la línea superior hasta longitudes de onda más largas en la línea inferior.

Tipos espectrales estelares

Pie de foto: Espectros de siete estrellas ordenados por tipo espectral, desde las más calientes (tipo O) hasta las más frías (tipo M). El eje x muestra la longitud de onda de la luz y el eje y es una medida del flujo de luz recibida en esa longitud de onda. Cada espectro está normalizado (el flujo en cada longitud de onda se divide por el flujo máximo en ese espectro) y los espectros están desplazados entre sí a lo largo del eje y para facilitar la visualización del gráfico. El color de las líneas 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 estrellas más calientes tienen más flujo en el extremo azul del espectro y las estrellas más frías tienen más flujo en el extremo rojo. Sin embargo, la cantidad total de flujo que emite una estrella depende de su tamaño y temperatura. Debido a esto, una estrella caliente emitirá más luz roja que una estrella fría del mismo tamaño, incluso si la estrella fría emite casi toda su luz en luz roja, pero esto no es visible en este gráfico debido a la normalización mencionada anteriormente. Las caídas agudas y estrechas en los espectros son líneas de absorción causadas por átomos e iones en las atmósferas de las estrellas. La intensidad de una línea espectral depende de la temperatura de la atmósfera de la estrella. Tomemos como ejemplo la línea de hidrógeno a 656,5 nm. Todas las estrellas de este gráfico están formadas principalmente por hidrógeno, sin embargo, la línea de hidrógeno a 656,5 nm es débil en las estrellas más calientes y más frías, pero más fuerte en los tipos espectrales A y F. Esto se debe a que el hidrógeno absorbe más luz a 656,5 nm a las temperaturas de las atmósferas de las estrellas A y F que en las estrellas más calientes o más frías. La estrella más fría aquí, la de tipo M, tiene bandas de absorción anchas en su espectro. Esto se debe a que esta estrella es lo suficientemente fría como para tener compuestos como el óxido de titanio en su atmósfera. Estos compuestos, a menudo llamados moléculas en astronomía, producen características de absorción espectral más amplias que los átomos o los iones.
Crédito: IAU OAE/SDSS/Niall Deacon

License: CC-BY-4.0 Creative Commons Reconocimiento 4.0 Internacional (CC BY 4.0) íconos


Siete bandas con manchas brillantes y oscuras. La parte más brillante de la banda pasa del azul en la banda superior al rojo en la inferior

Tipos espectrales estelares - bandas

Pie de foto: Espectros de siete estrellas ordenados por tipo espectral, desde las más calientes (tipo O) hasta las más frías (tipo M). El eje x muestra la longitud de onda de la luz, mientras que el brillo o la oscuridad en cada longitud de onda corresponde al flujo de luz recibido de la estrella en esa longitud de onda, teniendo las zonas más oscuras menos flujo y las más brillantes más. Cada espectro está normalizado (el flujo en cada longitud de onda se divide por el flujo máximo para ese espectro) de modo que el flujo máximo aparece con el mismo brillo en todos los espectros. El color trazado 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 estrellas más calientes tienen más flujo en el extremo azul del espectro y las estrellas más frías tienen más flujo en el extremo rojo. Sin embargo, la cantidad total de flujo que emite una estrella depende de su tamaño y temperatura. Debido a esto, una estrella caliente emitirá más luz roja que una estrella fría del mismo tamaño, incluso si la estrella fría emite casi toda su luz en luz roja, pero esto no es visible en este gráfico debido a la normalización mencionada anteriormente. Las manchas oscuras y estrechas en los espectros son líneas de absorción causadas por átomos e iones en las atmósferas de las estrellas. La intensidad de una línea espectral depende de la temperatura de la atmósfera de la estrella. Tomemos como ejemplo la línea de hidrógeno a 656,5 nm. Todas las estrellas de este gráfico están formadas principalmente por hidrógeno, sin embargo, la línea de hidrógeno a 656,5 nm es débil en las estrellas más calientes y más frías, pero más fuerte en los tipos espectrales A y F. Esto se debe a que el hidrógeno absorbe más luz a 656,5 nm a las temperaturas de las atmósferas de las estrellas A y F que en las estrellas más calientes o más frías. La estrella más fría aquí, la de tipo M, tiene bandas de absorción anchas en su espectro. Esto se debe a que esta estrella es lo suficientemente fría como para tener compuestos como el óxido de titanio en su atmósfera. Estos compuestos, a menudo llamados moléculas en astronomía, producen características de absorción espectral más amplias que los átomos o los iones.
Crédito: IAU OAE/SDSS/Niall Deacon

License: CC-BY-4.0 Creative Commons Reconocimiento 4.0 Internacional (CC BY 4.0) íconos

La Oficina de Astronomía para la Educación tiene su sede en la Haus der Astronomie en el campus del Instituto Max Planck de Astronomía en Heidelberg. La Oficina de Astronomía para la Educación es una oficina de la Unión Astronómica Internacional, y cuenta con una importante financiación de la Fundación Klaus Tschira y de la Fundación Carl Zeiss. Los talleres Shaw-IAU sobre Astronomía para la Educación están financiados por la Fundación del Premio Shaw.