Objetivos
El tipo espectral da cuenta de la temperatura efectiva de una estrella.
Principales características espectroscópicas de las clases espectrales
El tipo espectral de una estrella depende esencialmente de la temperatura efectiva y corresponde a las
caracteristicas genericas
tal como la
importancia
de algunas líneas espectrales.
Las principales
clases,
de O a M, cubren temperaturas efectivas de 50 000 a 3000 K. En 2000 dos nuevas
clases espectrales, L y T, fueron añadidas. Corresponden a espectros de estrellas muy
frías (temperatura efectiva entre 1000 y 2000 K) que contienen casi únicamente líneas
moleculares.
Las líneas del hidrógeno
Las características del espectro estelar utilizadas para establecer la clasificación espectral son
la presencia o la auscencia de las líneas de algunos elementos. La presencia o auscencia de esas
líneas no es debida a diferentes composiciones químicas de las atmósferas estelares, sino que
reflejan las diferencias de temperatura de las atmósferas.
El hidrógeno es el elemento más abundante del Universo. Su abundancia es más o menos
la misma en todas las estrellas. Sin embargo, sus líneas son predominantes para las
estrellas cuya temperatura efectiva es próxima de 10 000 K debido a condiciones de
excitación del átomo de hidrógeno a esta temperatura que favorecen la
formación de
líneas
en el dominio visible.
Estrellas calientes
Las estrellas de tipo O, las más calientes, tienen en su espectro líneas de Helio ionizado, pero
no tiene líneas de hidrogeno. Yendo del tipo B0 al tipo A0, la intensidad de la línea de Helio
decrece porque las condiciones de temperatura ya no son favorables a su formación, mientras
que la línea del hidrógeno aumenta progresivamente para alcanzar un máximo hacia el tipo A0.
La intensidad de la línea de hidrógeno decrece a continuación, mientras que las líneas debidas a
los metales van a aumentar para los tipos espectrales correspondientes a temperaturas efectivas
menos elevadas.
Estrellas frías
En el espectro de una estrella fría - de tipo K por ejemplo- los átomos de hidrógeno están en
estado neutro, casi todos en el nivel fundamental. Por lo tanto, el espectro de líneas producido
pertenece esencialmente al dominio del ultravioleta ; las líneas del hidrógeno observables en el
visible son muy débiles.
Para la estrellas frías, las líneas de metales neutros son cada vez más intensas y aparecen
bandas características de moléculas.