Glossary term: Tipo espectral
Description: 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.
Related Terms:
- Estrella tipo A
- Estrella de tipo B
- Estrella de tipo F
- Estrella de tipo K
- Espectro
- Estrella
- Sol
- Estrella de tipo G
- Estrella tipo M
- Estrella de tipo O
- Clase de luminosidad
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Term and definition status: The original definition of this term in English have been approved by a research astronomer and a teacher The translation of this term and its definition is still awaiting approval
The OAE Multilingual Glossary is a project of the IAU Office of Astronomy for Education (OAE) in collaboration with the IAU Office of Astronomy Outreach (OAO). The terms and definitions were chosen, written and reviewed by a collective effort from the OAE, the OAE Centers and Nodes, the OAE National Astronomy Education Coordinators (NAECs) and other volunteers. You can find a full list of credits here. All glossary terms and their definitions are released under a Creative Commons CC BY-4.0 license and should be credited to "IAU OAE".
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In Other Languages
- Árabe: النوع الطيفي
- Alemán: Spektralklasse
- Inglés: Spectral Type
- Francés: Type spectral
- Italiano: Tipo spettrale
- Japonés: スペクトル型（星の） (external link)
- Portugués de Brasil: Tipo espectral
- Chino simplificado: 光谱类型
- Chino tradicional: 光譜類型
Related Diagrams
Tipos espectrales estelares
Caption: 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.
Credit: IAU OAE/SDSS/Niall Deacon
License: CC-BY-4.0 Creative Commons Reconocimiento 4.0 Internacional (CC BY 4.0) icons
Tipos espectrales estelares - bandas
Caption: 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.
Credit: IAU OAE/SDSS/Niall Deacon
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