Este artículo es una continuación del [Clasificación de la Luminosidad Estelar: ¿Qué es el Ancho de Líneas de Absorción?].
Si deseas comprender profundamente la clasificación de luminosidad estelar, lee el siguiente artículo y luego continúa con el texto a continuación.
1. Clasificación de Yerkes (Clasificación M-K)
Morgan (William W. Morgan) y Keenan (Philip C. Keenan) del Observatorio de Yerkes utilizaron la temperatura estelar y el efecto de luminosidad para clasificar las estrellas bidimensionalmente en el diagrama H-R.
Determinaron la clase de luminosidad usando el ancho de líneas de absorción afectadas por la gravedad de la superficie.
Para decirlo más simplemente, significa que incluso si las estrellas tienen la misma temperatura, hay series de diferentes tamaños.
Esto se llama Clasificación M-K.
Las estrellas de gran volumen muestran las siguientes características en su espectro debido al efecto de luminosidad.
El ancho de las líneas de hidrógeno neutro de estrellas de alta temperatura se estrecha, y su intensidad se incrementa.
Debido a la baja densidad superficial, hay menos recombinaciones, lo que fortalece las líneas de elementos ionizados.
Siendo del mismo tipo espectral, la temperatura superficial de las estrellas de la secuencia principal es más alta que la de las gigantes.
2. Razones de las Diferencias de Apariencia de Estrellas en el Diagrama H-R
La razón por la cual las estrellas con temperatura superficial similar tienen diferentes categorías en el diagrama H-R es por la diferencia de tamaño.
Incluso si las estrellas tienen la misma temperatura, las más grandes parecen más brillantes.
Es como la diferencia entre ver una sola bombilla de 10w y 100 del mismo brillo juntas.
Vamos a entender esto cuantitativamente en el siguiente orden.
1) Según la Ley de Stefan-Boltzmann, la energía emitida por unidad de superficie a temperatura T es como sigue.
2) Dado que la forma de las estrellas es aproximadamente esférica con radio R, la energía total emitida (luminosidad, L) de una estrella se puede expresar de la siguiente manera: La luminosidad de una estrella es el producto de su superficie por la energía emitida por unidad de superficie.
3) Al reemplazar la ecuación en 1), obtenemos la siguiente fórmula.
4) La ecuación anterior implica que para un mismo tipo espectral (mismo T), una mayor luminosidad (L) significa un mayor radio (R).
En el currículo de educación secundaria, está bien pensar que la clase de luminosidad estelar simplemente se divide por la 'diferencia de tamaño'.
Sin embargo, los estudiantes de ciencias más serios pueden preguntarse qué relación tiene el ancho de líneas de absorción con el tamaño estelar.
3. Efecto de Luminosidad - Temperatura Estelar y Ancho de Líneas
Supongamos que observamos las líneas de absorción Balmer de dos estrellas con temperatura y composición química similar.
Si no hay un campo magnético inusualmente fuerte, podemos suponer que los factores 1), 2) y 4) para el aumento de ancho de línea son los mismos.
Entonces, solo el factor 3), es decir, el efecto Stark influye en la diferencia de ancho de línea.
El espectro que observamos de una estrella es la luz emitida desde el punto de profundidad óptica 1 (τ = 1), por lo que la diferencia de densidad superficial estelar se manifiesta como una diferencia de ancho de línea de absorción.
Cuando el hidrógeno del núcleo de una estrella se agota en el proceso de evolución estelar, comienza a quemar helio y su tamaño aumenta.
Esta etapa se llama fase de gigante, donde el tamaño de la estrella aumenta significativamente.
La gravedad en la superficie disminuye a medida que el tamaño estelar aumenta, reduciendo la presión y la densidad de la atmósfera superficial.
En consecuencia, el ancho de las líneas de absorción se estrecha.
Este efecto se llama efecto de luminosidad (o efecto de gravedad superficial, efecto de presión).
Incluso las estrellas de tipo A muestran diferentes líneas de absorción según su tamaño. Considera el siguiente orden.
1) Tamaño de la estrella: supergigante>estrella de secuencia principal>enana blanca
2) Gravedad superficial estelar (densidad): supergigante<estrella de secuencia principal<enana blanca
3) Ancho de líneas de absorción: supergigante<estrella de secuencia principal<enana blanca
La imagen de abajo muestra los espectros de estrellas en etapa de alta evolución.
En la imagen, se observa un ancho de línea amplio en enanas blancas en comparación con estrellas de la rama horizontal o la rama gigante asintótica.
4. Criterios para Clasificar la Luminosidad Estelar
Morgan y Keenan del Observatorio de Yerkes clasificaron las poblaciones estelares usando el efecto de luminosidad.
El efecto de luminosidad se refiere a los fenómenos que ocurren cuando el tamaño estelar es grande y la gravedad superficial es débil, reduciendo la densidad de la atmósfera.
La razón por la que las posiciones de las estrellas varían en el diagrama H-R es debido a su diferencia de tamaño.
La clase de luminosidad estelar indica que las estrellas pueden ser de diferentes tipos pese a tener la misma temperatura superficial.
En este artículo, hemos explorado en profundidad el método de clasificación de estrellas por su clase de luminosidad.
En el siguiente artículo, podría hablar sobre factores del aumento de ancho de línea o el diagrama H-R.
Espero que sea útil para tus estudios.
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