Determinar el tipo espectral de estrella a partir de sus propiedades.

No existen límites exactos en temperatura, luminosidad, gravedad superficial, etc. para las clases espectrales porque el sistema de clasificación funciona de manera diferente: es fundamentalmente un sistema empírico , con una clasificación basada únicamente en la aparición de características en los espectros.

El sistema Yerkes o Morgan-Keenan (MK) se basa únicamente en un conjunto de estrellas estándar y sus espectros, y el tipo de cualquier otra estrella determinada (que no sea uno de esos estándares) se basa únicamente en el lugar donde encajan las líneas espectrales de esa estrella. en la matriz bidimensional de estándares. La introducción de este artículo de las revisiones anuales de Morgan y Keenan explica el principio.

Por supuesto, esas líneas reflejan efectos físicos como la temperatura o la luminosidad (principalmente la gravedad de la superficie), pero esas propiedades físicas no son la base de la clasificación. Y hay otros factores que pueden cambiar las propiedades subyacentes mientras preservan la apariencia de las líneas espectrales. Por ejemplo, en la introducción de este documento , Gray analiza cómo las estrellas de la misma clase de luminosidad pueden tener diferentes luminosidades debido a la rotación.

Divorciar la clasificación de las propiedades físicas es un enfoque filosófico interesante, pero que ha resistido la prueba del tiempo incluso cuando nuestra comprensión de las estrellas y sus propiedades físicas ha mejorado en los últimos 70 años. Si tiene tiempo, lo animo a leer las primeras páginas del artículo de revisión vinculado anteriormente: creo que la cita de Dimitri Mihalas (quien fue un teórico líder en atmósferas estelares) es especialmente interesante.

Como se señaló en las otras respuestas aquí, la clasificación espectral es la clasificación del espectro del objeto, no sus propiedades físicas. Los enanos G5 y los gigantes G5 pueden tener temperaturas medias algo diferentes.

Un estudio de la relación entre las clases de luminosidad y la magnitud absoluta para las estrellas Hipparcos es Gómez et al. (1997) " La calibración de luminosidad del diagrama HR revisada por HIPPARCOS ". Discute principalmente el problema inverso de asignar una magnitud absoluta dada la clasificación MK, pero aún así debería ser bastante útil para ir en sentido contrario. Las Figuras 4 y 5 representan la magnitud absoluta frente al índice de color (BV) para las clases de luminosidad I–V.

Para las estrellas de tipo temprano, se encuentra con el problema de que las clases de luminosidad no están bien separadas, sin una distinción particular entre las clases de luminosidad III-V para los tipos espectrales F y anteriores, aunque las supergigantes como Rigel parecen ser más fáciles de distinguir de las III. –V estrellas.

Creé una versión combinada de las figuras 4 y 5 del documento, que indica las calibraciones (líneas gruesas) para la clase I (rojo), II (naranja), III (azul), IV (púrpura) y V (verde) . La escala horizontal de la figura 5 (clase de luminosidad V) está etiquetada de forma un tanto extraña, así que hice coincidir la posición de las isocronas (líneas rojas delgadas en el fondo). Como se señala en el documento, no hay muchos datos para gigantes (clase III) en el medio del rango, que se indica con la línea discontinua.

Los puntos en el fondo (más fáciles de ver en las figuras individuales del documento) indican una dispersión sustancial alrededor de los mejores ajustes calibrados:

Los resultados obtenidos muestran que la relación entre magnitud absoluta y clase de luminosidad tiene una gran dispersión intrínseca. En algunos casos el orden de las clases de luminosidad se invierte con respecto al orden en magnitud absoluta (enanas más brillantes que gigantes). Resultados similares fueron obtenidos por Jaschek & Gómez (1997) a partir del análisis de alrededor de cien estándares MK de tipo temprano con la ayuda de paralajes de Hipparcos. Además, las conclusiones no cambian si se separan los estándares de velocidad de rotación alta y baja.

Mirando a simple vista, parece que podría hacer una estimación aproximada de la clase de luminosidad dividiéndola en tres clases (supergigantes, gigantes, enanas), tomando un corte aproximadamente diagonal para dividir la secuencia principal (enanas), luego separando a los gigantes de los supergigantes en$M_\mathrm{V} \approx -2$.

Presumiblemente, Gaia será útil para una calibración actualizada, aunque la última publicación de datos (DR2) no tiene temperaturas particularmente confiables (y están restringidas al rango de 3000–10000 K, por lo que no incluye las enanas M más frías u objetos anteriores a tipo espectral A).

Por lo general, la clasificación espectral se realiza analizando los espectros de la estrella, medimos las profundidades de varias líneas clave y las comparamos, cada tipo espectral tiene sus propias intensidades relativas características, etc. No es un límite perfecto y algunas veces las estrellas rebotan de tipo para escribir según quién lo clasificó y qué datos están disponibles (no es lo mismo espectros de baja resolución que de alta resolución) para obtener información detallada, consulte Sota et al. 14 y artículos similares.