4.

Clasificación de los espectros estelares

El estudio fotográfico de los espectros estelares lo inició en 1885 el astrónomo estadounidense Edward Pickering en el observatorio del Harvard College y lo concluyó su colega Annie J. Cannon. Esta investigación condujo al importante descubrimiento de que los espectros estelares pueden estar dispuestos en una secuencia continua según la intensidad relativa de ciertas líneas de absorción. Las variaciones observadas dentro de la secuencia proporcionan datos de las edades de las diferentes estrellas y de sus grados de desarrollo.

Las diversas etapas en la secuencia de los espectros, designadas con las letras O, B, A, F, G, K y M, se caracterizan sobre todo por las variaciones en la intensidad de las líneas del hidrógeno que se dan por toda la secuencia. Además, las líneas de otros elementos llegan a ser notables en diferentes etapas. Los subíndices del 0 al 9 se utilizan para indicar las sucesiones en el modelo dentro de cada clase.

1.

Clase O

Este grupo se caracteriza en primer lugar por las líneas del helio, el oxígeno y el nitrógeno, además de las del hidrógeno. Comprende estrellas muy calientes, e incluye tanto las que muestran espectros de línea brillante del hidrógeno y el helio como las que muestran líneas oscuras de los mismos elementos.

2.

Clase B

En este grupo las líneas del helio alcanzan la máxima intensidad en la subdivisión B₂ y palidecen progresivamente en subdivisiones más altas. La intensidad de las líneas del hidrógeno aumenta de forma constante en todas las subdivisiones. Este grupo está representado por la estrella Epsilon (e) Orionis.

3.

Clase A

Este grupo comprende las llamadas estrellas de hidrógeno con espectros dominados por las líneas de absorción del hidrógeno. Una estrella típica de este grupo es Sirio.

4.

Clase F

En este grupo son fuertes las llamadas líneas H y K del calcio y las líneas características del hidrógeno. Una estrella notable en esta categoría es Delta (δ) Aquilae.

5.

Clase G

Este grupo comprende estrellas con fuertes líneas H y K del calcio y líneas del hidrógeno menos fuertes. También están presentes los espectros de muchos metales, en especial el del hierro. El Sol pertenece a este grupo y por ello a las estrellas G se les denomina con frecuencia estrellas de tipo solar.

6.

Clase K

A este grupo pertenecen las estrellas que tienen fuertes líneas del calcio y líneas que indican la presencia de otros metales. La luz violeta del espectro es menos intensa (en comparación con la luz roja) que en las clases antes mencionadas. Este grupo está tipificado por Arturo.

7.

Clase M

Este grupo comprende estrellas con espectros dominados por bandas que resultan de la presencia de moléculas de óxidos metálicos, sobre todo las del óxido de titanio. El final violeta del espectro es menos intenso que el de las estrellas K. La estrella Betelgeuse, Alpha Orionis, es típica de este grupo.

Estas características son compatibles con la conclusión de que las estrellas de estas clases son todas de similar composición química y están organizadas en un orden de temperatura de más caliente a más frío. Las temperaturas de la superficie de los distintos grupos son aproximadamente las siguientes: O, 22.200 °C; B, 13.900 °C; A, 10.000 °C; F, 6.600 °C; G, 5.500 °C; K, 3.800 °C; M, 1.700 °C. La temperatura en el centro de una estrella media es de unos 20.000.000 °C.