Significado de las letras en el diagrama de Hertzsprung-Russell (HR)

Cuando los astrónomos comenzaron a obtener espectros de estrellas y comenzaron a clasificarlos, la clasificación inicial se basó en la fuerza de las líneas de absorción de Balmer en los espectros. Las líneas de Balmer son creadas por electrones en átomos de hidrógeno que actualmente están en el segundo nivel de energía (N=2) absorbiendo energía y saltando a niveles más altos. Las estrellas con las líneas más fuertes recibieron una designación de A, la segunda B más fuerte, etc. en la línea.

Posteriormente se hizo la asociación con la temperatura y muchas de las clases se combinaron y reordenaron en función de la temperatura de la estrella. Sin embargo, las designaciones de letras principales se mantuvieron a pesar de que ahora estaban "fuera de servicio". Entonces, las letras en realidad corresponden a la fuerza relativa de las líneas de absorción de hidrógeno.

La razón por la que las estrellas O, que son las más calientes, están tan abajo en la escala es que son tan calientes que el hidrógeno está totalmente (o casi totalmente) ionizado. Si el átomo ha sido ionizado, por definición no tiene ningún electrón en el nivel N=2 ya que no tiene ningún electrón. Dado que no hay electrones en el nivel adecuado para formar la línea, la línea es débil ya que solo se crea cuando ocurre una recombinación fortuita.

Las estrellas M más frías, en el otro extremo de la secuencia principal, también muestran líneas de hidrógeno muy débiles. La razón de esto es que son demasiado fríos para excitar a los electrones lo suficiente como para alcanzar el estado de energía N=2. Si no hay electrones en N=2, no hay forma de que el electrón absorba energía y salte más alto y forme las líneas de Balmer. Las líneas de hidrógeno que se ven aquí se deben a los pocos átomos de mayor velocidad en la cola larga de la distribución de velocidades. Cuando chocan, tienen suficiente energía para que sus electrones lleguen a N=2.

A medida que aumenta la temperatura, también aumenta la energía disponible para excitar los átomos. A medida que avanza desde las estrellas de clase M, llega a los tipos espectrales K, G, F y luego A, cada uno de los cuales aumenta en la fuerza de las líneas. Las estrellas A, a unos 10.000 K, tienen la temperatura justa para empujar a casi todos los átomos de hidrógeno al estado superior N=2, donde luego pueden ser empujados más alto y producir la serie de Balmer. Como hay muchos electrones en N=2, obtienes líneas fuertes. La siguiente clase espectral es B, que tiene líneas más débiles porque en este punto ha comenzado a ionizar los átomos de hidrógeno y, por lo tanto, tiene menos átomos con electrones en el estado N=2. Y luego vienen las estrellas O, que están casi completamente ionizadas y, por lo tanto, son muy débiles en la serie de Balmer.

Las clases espectrales fueron desarrolladas originalmente por espectroscopistas, antes de que la astrofísica estelar estuviera casi tan desarrollada como lo está hoy. Por lo tanto, se basaron en la presencia, ausencia o fuerza relativa de las líneas espectrales, en lugar del espectro general del cuerpo negro, lo que tendría más sentido. Desafortunadamente, dado que la mayoría de las líneas primero se vuelven más prominentes y luego menos a medida que aumenta la temperatura, ordenar las clases espectrales en el orden de su fuerza produce un orden peculiar de temperaturas. El esquema original era bastante complicado, pero creo que la fuerza de la línea H-alfa fue primordial.

Además, con el tiempo, muchas de las clases espectrales se han combinado, dejándonos con OBAFGKM en la secuencia principal y algunas clases más de casi estrellas de secuencia secundaria.

PD La regla mnemotécnica estándar para recordar la orden es "¡Oh, sé una buena chica/chico/chica/estudiante graduado, bésame!"

Las letras utilizadas no son significativas ya que fueron asignadas arbitrariamente antes de que nadie supiera realmente nada sobre el tema. Consulte el artículo de Wikipedia aquí para obtener más información al respecto.