Clases de luminosidad

Desde 1913, los trabajos de Hertzsprung y Russel permitieron demostrar que las diferentes anchuras de las líneas en una misma clase espectral corresponden a diferencias de luminosidades. Como las estrellas en una misma clase espectral tienen la misma temperatura efectiva, la diferencia en luminosidad refleja una diferencia de radio.
Una letra en prefijo : d o g, iniciales de las palabras inglesas "dwarf" (enana) y "giant" (gigante) fue añadida a la clasificación espectral de Havard. La luminosidad de una estrella de radio y temperatura efectiva viene dada por la relación :

Si dos estrellas tienen el mismo tipo espectral, sus temperaturas efectivas son iguales; la diferencia de luminosidad proviene de diferencias en los radios, lo que explica la terminología.
Independetamente de la intensidad y anchura de las líneas, se nota en el espectro de las estrellas "gigantes" la presencia de líneas de elementos ionizados ausentes en el espectro de estrellas enanas del mismo tipo espectral.

Las propiedades espectrales son la consecuencia de las condiciones físicas en la atmósfera de la estrella. Aunque la temperatura sea el factor preponderante en la determinación de las características de un espectro, otros parametros tienen una influencia no despreciable tal como la masa volumínica del gas. Por ejemplo, si la masa volumínica de la estrella es alta, las partículas están próximas las unas de las otras y por lo tanto se facilitan las recombinaciones entre iones y electrones . A un tiempo dado, el número de átomos ionizados es más pequeño que en un medio a la misma temperatura pero a densidad menor.

La masa volumínica de una gas es proporcional a la presión. La presión resulta del peso de la atmósfera, es decir del campo gravitacional en la atmósfera estelar. Ahora bien la gravitación es proporcionar a la masa de la estrella, pero inversamente proporcional al cuadrado del radio de la estrella. Los radios estelares varían en un dominio mucho mayor que el de las masas y es lo que crea toda la diferencia.
Una densidad elevada en la atmósfera tiene por efecto modificar la anchura de los niveles de energía de los átomos y por lo tanto modificar el intervalo de longitud de onda de fotones correspondientes a la transición entre dos niveles. Los niveles que están más cercanos en medios de baja densidad, resultan en este caso en líneas mas finas.
Para un mismo tipo espectral, las estrellas con un gran radio tienen líneas más intensas para los elementos ionizados.

Se han definido cinco clases de luminosidad, para un tipo espectral dado, esencialmente a la anchura de la línea. Las clases se denotan como I, II, III, IV y V.

• La clase V corresponde a las estrellas enanas, es decir, estrellas de la serie principal. Para un tipo espectral dado los espectros de clase V tienen las líneas más anchas.
• La clase I corresponde a estrellas supergigantes; está subdividida en una clase Ia, que agrupa las estrellas más luminosas, y Ib, Iab un poco menos luminosas. Los espectros de la clase I tienen líneas muy finas.
• Las clases de II a IV se reparten entre las clases I y V. Corresponden a diferentes fases de la evolución de una estrella. La clase III corresponde a las estrellas gigantes.