Clasificación espectral. Diagrama HR. Dr. Lorenzo Olguín R. Universidad de Sonora

Transcripción

1 Clasificación espectral. Diagrama HR. Dr. Lorenzo Olguín R. Universidad de Sonora

2 Espectro estelar La mayor parte de la información 4sica de las estrellas viene en mayor o menor medida dada por el espectro. Espectro: Distribución del flujo de energía con respecto a la longitud de onda. Es decir, es una medida de cuántos fotones le tocan a cada intervalo de energía.

3 Espectro del Sol

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5 Clasificación de Harvard La clasificación espectral actualmente en uso, fue desarrollado en el Observatorio Harvard (EEUU) a principios del siglo XX. El trabajo lo comenzó Henry Draper. En honor a él se nombró un extenso catálogo estelar ( ): Catálogo Henry Draper (estrellas con nombre HD) El catálogo consene la clasificación de 225,000 estrellas hasta magnitud 9. La clasificación se basa principalmente en líneas sensibles a temperatura: líneas de Balmer, de helio neutro, de hierro, dobletes H y K del calcio, etc.

6 A los tipos espectrales se le asignaron letras letras del alfabeto: A, B, C, D... Con el tiempo se vio que podían relacionarse con la temperatura efectiva Teff. En orden decreciente de Teff son: O B A F G K M Adicionalmente: Q Nova P Nebulosa Planetaria W Wolf-Rayet C Clase temprana de tipos R y N C-S Son ramas paralelas a G-M, sólo difieren en la composición química de la superficie. C S

7 Memorizar la clasificación espectral de Harvard puede ser un poco complicado, por lo que se han inventado nemotecnias que faciliten este proceso. A consnuación se muestra una de las más populares: O Oh B Be A A F Fine G Girl (Guy) K Kiss M Me

8 Clase Color Tef Características de las líneas O Azul 20,000 35,000 Líneas de átomos ionizados muchas veces: He II, C III, N III, O III, Si IV Se observa He I Líneas de H I débiles B Azul-blanco 15,000 Se observa O II, Si II, Mg II He I (4030) más fuerte en B2 luego se vuelve débil y desaparece en B9. Línea Ca II K se vuelve visible en B3. H I se vuelve más intenso. A Blanco 9,000 H I muy intensas en A0 y dominan el espectro, luego se vuelven más débiles. Las líneas H y K del Ca II se vuelven más intensas. He I invisible. Comienzan a aparecer líneas de metales neutros. F Blancoamarillo 7,000 H I se vuelve débil. H y K del Ca II fuertes. Líneas de muchos otros metales parecen más claras e intensas: Fe I, Fe II, Cr II, Ti II G Amarillo 5,500 H I líneas débiles H y K fuertes en G0. Metales se vuelven fuertes. Se observa claramente la banda G. Se observan líneas de CN en estrellas gigantes. K Amarillonaranja 4,000 Dominado por líneas de muchos metales. H I insignificantes. Ca I 4227 visible claramente. H, K, G fuertes. TiO se vuelven visibles en K5. M C Rojas 3,000 Muchas líneas de metales neutros. Muy roja (estrellas de C) 3,000 Bandas moleculares fuertes: C 2,CN,CH,TiO Ca I 4227 muy fuerte Líneas como en K y M. Clase Color Tef Características de las líneas TiO se vuelven fuertes.

9 SubSpos espectrales Aunque la clasificación de Harvard inicial incorporaba elementos 4sicos de las estrellas, aún no era lo suficientemente fina como para señalar aspectos más específicos de algunas estrellas. Por eso se introdujeron los sub+pos Cada Spo espectral se subdividió en 10 sub+pos. De esta manera, se Sene O O 0, O 1, O 2,..., O 8, O 9 B B 0, B 1, B 2,..., B 8, B 9... M M0, M1, M2,..., M8, M9 La temperatura disminuye al aumentar el valor del subspo

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11 Clasificación de Yerkes La clasificación de Harvard toma en cuenta la temperatura, pero para tener una mejor clasificación debemos tomar en cuenta la luminosidad de las estrellas. La clasificación bidimensional (T,L) fue propuesto por W. W. Morgan, P.C. Keenan y E. Kellman del observatorio de Yerkes (se le conoce como sistema MKK o clasificación de Yerkes). La versión modificada posterior de este sistema se conoce como MK.

12 Clases de Luminosidad Además de los Spos espectrales de Harvard, se definen seis clases de luminosidad: Ia supergigantes más luminosas Ib supergigantes menos luminosas II gigantes luminosas III gigantes normales IV subgigantes V estrellas de secuencia principal

13 La clase de luminosidad se define a partir de líneas espectrales que dependen fuertemente de la gravedad superficial estelar, que está fuertemente relacionada con la luminosidad. La aceleración gravitacional de estrellas de la misma masa, es mayor en una estrella enana que en una gigante: g = GM/R 2

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15 Estrellas con espectros peculiares Wolf- Rayet (WR): Estrellas masivas con vientos de alta velocidad Be : estrellas con líneas en emisión P Cygni : perfiles de línea peculiares Am : A magnéscas Ap : A peculiares espectro muestra líneas de Serras raras y elementos pesados Ba : B con bario, estroncio y Serras raras

16 Ejercicio Ordene las siguientes estrellas de acuerdo a su temperatura efecsva (Teff), desde la más fría a la más caliente: HD A9V HD M2V SAO G5V BD M7III SAO F4V HD K5I Cuál es la estrella más brillante? Cuál es la más débil?

17 Respuesta Ordenadas por Teff (menor a mayor): M7III, M2V, K5I, G5V, F5V, A9V La más brillantes: HD K5I La más débil: HD M2V

18 Diagrama Hertzprung- Russell (o simplemente diagrama HR)

19 Otra cantidad física Luminosidad Temperatura Una cantidad física

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21 Estrellas conocidas en el diagrama HR

22 Evolución en el HR Luminosidad t 6 t 5 t 4 t 3 t 2 t? t 1 Temperatura

23 Evolución futura del Sol

24 Se encienden las reacciones nucleares

25 Dirección de contacto: astro.uson.mx Página Web del curso: hrp://