Fundamentos del sistema MK de clasificación de espectros estelares

La clasificación estelar es una etapa fundamental en el proceso de investigación en Astrofísica. Después de observar las estrellas utilizando telescopios terrestres y/o espaciales y de obtener los espectros utilizando los espectrógrafos y detectores adecuados, es preciso reducir los datos de cada objeto observado eliminando efectos instrumentales y calibrando su distribución en flujo y en longitud de onda. A partir de ese momento, el estudio de los espectros recogidos posibilita tanto la determinación de los elementos químicos que for- man la fotosfera de las estrellas como la obtención de algunos de sus parámetros físicos característicos (temperatura superficial, presión, velocidad radial, densidad, etcétera). Ac- tualmente el análisis detallado de los espectros descansa en el uso de programas de síntesis espectral basados en modelos matemáticos complejos de la atmósfera estelar. No obstante, es todavía práctica habitual recurrir a la clasificación de los espectros estelares en grupos empíricos establecidos previamente, con el objetivo de obtener una información básica sobre el tipo de estrella del que se trata evitando al mismo tiempo el paso por un modelo matemático; además, el estudio sistemático de la distribución de los diferentes tipos de es- pectros en una selección uniforme y representativa de estrellas, permite a los astrónomos establecer conjeturas sobre las etapas que caracterizan su proceso evolutivo.

Sin embargo, aun siendo una fase esencial, la clasificación espectral precede el análi- sis de los datos y no intenta reemplazar dicho análisis. Los grandes avances tecnológicos experimentados durante las últimas décadas en el ámbito de la instrumentación astronómi- ca han hecho posible la observación programada y casi automática de multitud de objetos, de forma que hoy en día están disponibles para la comunidad científica grandes bases de datos observacionales, que si bien permiten estudios globales más detallados y consistentes, hacen casi impracticable el análisis detallado de cada espectro individual, tal y como se ha venido realizando durante años. La idea básica vigente es estudiar un conjunto reducido de espectros que sea representativo del conjunto global, lo cual no implica un ejercicio mera- mente taxonómico sino que tiene implicaciones fundamentales en Cosmología, evolución estelar o elaboración de modelos estelares.

La sistematización del estudio, propia de las disciplinas científicas, requiere la defi- nición de una serie de grupos o categorías bien establecidas en los que se pueda englobar a todos o casi todos los objetos de investigación. En Astronomía el primer paso en este sen- tido fue dado por Hiparco de Nicea, quien definió una serie de magnitudes que dependen críticamente de la distancia que separa la estrella del observador. Con el desarrollo posterior del telescopio, sería por fin posible definir clases de estrellas libres de efectos debidos a la distancia, el brillo o la posición.

En el siglo XIX el espectroscopio abrió un nuevo nivel de comprensión de la estre- llas, posibilitando la determinación de su composición y de forma indirecta de algunas de sus propiedades físicas. Al principio la gran variedad de los espectros estelares, caracteriza- dos por una elevada cantidad de líneas de absorción y emisión visibles, complicó un poco el proceso de identificación y clasificación, puesto que solamente unas cuantas de esas líneas podían asignarse a elementos conocidos. Con el paso del tiempo, los archivos de los prin- cipales observatorios fueron disponiendo de decenas de miles de espectros y se pudo co- menzar a realizar estudios sistemáticos de las propiedades espectrales con el objetivo de taxonomizar las estrellas.

En esta línea, el espectroscopista italiano Angelo Secchi desarrolló en 1866 una cla- sificación basada inicialmente en tres clases de espectros estelares: la clase I para estrellas con líneas fuertes y anchas de hidrógeno, como por ejemplo Vega (dentro de este tipo de espectros definió un subtipo para recoger los espectros con líneas de hidrógeno fuertes pero más estrechas, como por ejemplo el de la estrella Orión); la clase II para estrellas con líneas de hidrógeno débiles y abundancia de líneas metálicas, tales como Capella o Arctu- rus; y finalmente la clase III para recoger estrellas cuyo espectro presenta bandas molecula- res complejas, como por ejemplo el de Betelgeuse o Antares. En 1868 completó estas tres clases añadiendo la clase IV para las estrellas con bandas fuertes de carbono, introduciendo finalmente en 1877 una última clase (V) para las que presentan líneas de emisión, como γ

Cassiopeiae o β Lyrae [Secchi 1866].

A finales del siglo XIX las clases de Sechi comenzaron a ser sustituidas por la de- nominada clasificación de Harvard, la cual sentaría las bases para el actual sistema de clasi- ficación estelar. En este sentido, uno de los trabajos pioneros y más conocidos en el campo de la clasificación estelar masiva fue el de E. C. Pickering, astrónomo y director del Harvard College Observatory durante más de 40 años, quien distribuyó las estrellas en diecisiete tipos diferentes [Pickering 1890]. Su clasificación era puramente empírica, los espectros estelares se ordenaron de acuerdo a la intensidad de las líneas de absorción correspondientes al hidrógeno y a cada tipo o clase espectral se le asignó una letra en orden alfabético: A para las estrellas con líneas muy intensas de hidrógeno, B para estrellas con líneas algo más débi- les, y así sucesivamente hasta la Q. Pickering identificó asimismo un cierto número de es- trellas que podían actuar como representantes de cada categoría, de forma que si el espec- tro no clasificado de una estrella era similar al de una de las estrellas patrón elegidas se le asignaba uno de los diecisiete tipos.

Este esquema de clasificación se utilizó como referencia estándar durante algunos años hasta que, durante la compilación del catálogo Henry Draper, el meticuloso y sistemáti- co trabajo realizado en su mayor parte por tres astrónomas, Williamina P. Fleming, Antonia

C. Maury y Annie J. Cannon, mejoró notablemente el proceso de clasificación reduciendo el número de tipos de diecisiete hasta diez [Maury 1897] [Cannon 1901].

En los inicios de la espectroscopia la formación de los espectros estelares era un proceso bastante mal conocido, lo cual impidió su correcta interpretación hasta que a me- diados de la segunda década del siglo XX se explicó de forma satisfactoria la ionización de los átomos en las atmósferas estelares. Se descubrió entonces que la formación del espectro dependía en gran medida de la temperatura del gas emitido y, en segundo término, de su densidad. Con esta nueva teoría se hizo patente que cada tipo espectral predeterminado correspondía a estrellas con una determinada temperatura superficial: las líneas de hidróge- no son muy intensas en estrellas que tienen cierta temperatura en su atmósfera, y si la tem- peratura es más alta o más baja estas líneas serán consecuentemente más débiles. A la luz de estos nuevos descubrimientos, se ordenó la lista de los diecisiete tipos espectrales pro- puesta originalmente por Pickering en función de temperaturas decrecientes y, naturalmen- te, ya no quedó en orden alfabético. No obstante, se decidió mantener la misma nomencla- tura si bien se reconstruyó el orden de los tipos eliminando varios de ellos; después de su- cesivas modificaciones, en su versión final se estableció la secuencia definitiva de tipos es- pectrales en O B A F G K M R N S (desde las estrellas más calientes a las más frías), utili- zándose letras adicionales para designar novas y tipos de estrellas menos comunes. Con algunas pequeñas variaciones, esta clasificación continúa vigente hoy en día, aunque los tipos R y N se han unificado en uno solo, el tipo C, que está formado por estrellas en cuyo espectro se detectan bandas de absorción molecular de compuestos del carbono.

Aunque antes de 1915 Annie Cannon ya había clasificado los 225.300 espectros es- telares del catálogo Henry Draper, el primer volumen de sus trabajos no se publicó hasta 1918, ya que cada estrella tuvo que ser identificada y su posición y magnitud verificadas correctamente a partir de otros catálogos de la época, lo cual supuso algunos años de traba- jo adicionales [Cannon 1918]. De hecho, el noveno y último volumen no estuvo disponible hasta 1924. Cannon prosiguió con este trabajo el resto de su vida, hasta que el catálogo contuvo unas 400.000 estrellas clasificadas según este nuevo esquema de 10 grupos o tipos espectrales [Cannon 1925] [Cannon 1949b].

Gracias al profundo conocimiento derivado del estudio de tan gran número de es- pectros catalogados, pronto se hizo patente la necesidad de subdividir cada uno de estos tipos iniciales en varias subcategorías; es obvio que las estrellas no pertenecen exactamente a un tipo u a otro, sino que existe una gradación de sus propiedades que las sitúa en algún punto intermedio. Para no complicar más la nomenclatura, se decidió que cada tipo se sub- dividiera en subtipos identificados con un número entre el 0 y el 9, aplicando números más altos a estrellas más frías de forma que, por ejemplo, una estrella F9 sería muy similar a una

estrella G0. Este esquema final se designó como el sistema Harvard para la clasificación de los espectros estelares.

En 1943 tres astrónomos americanos pertenecientes al Observatorio Yerkes, Wi- lliam Morgan, Philip Keenan y Edith Kellman, adoptaron la idea de clasificación en subdi- visiones de Harvard en una versión revisada del catálogo Henry Draper, contemplando al mismo tiempo la luminosidad estelar. Con la publicación del primer atlas de clasificación espectral fotográfica [Morgan 1943], estos autores sentaron las bases del nuevo esquema, conocido como sistema Yerkes, sistema MKK, o simplemente MK (siguiendo las iniciales de los apellidos de los autores), en el que se agrega a la nomenclatura ordinaria de cada tipo espectral de la secuencia de Harvard una cifra romana, que puede variar entre I y V e indica la clase de luminosidad de la estrella en relación con el diagrama Hertzsprung-Russell [Rus- sell 1914].

El sistema MK es un esquema empírico de clasificación espectral que utiliza para el proceso de clasificación solamente aquellas características morfológicas observables direc- tamente en los espectros. En él se definen un conjunto de estrellas estándares y la clasifica- ción se lleva a cabo comparando el espectro de cada estrella susceptible de ser clasificada con los de las estrellas estándares, teniendo en cuenta todas las peculiaridades presentes en el espectro. El uso de estándares es de suma importancia, pues ayuda a mantener la auto- nomía del sistema, asegurando además que diferentes observadores clasifiquen las estrellas de forma similar. Gracias a la definición de este esquema formal de clasificación, Morgan logró demostrar la existencia de los brazos espirales de nuestra Galaxia sin prácticamente ningún tipo de argumentación teórica [Morgan 1966].

El sistema MK original propuesto en 1943, con pequeñas modificaciones sucesivas, es el que se utiliza aún en la actualidad para acometer la clasificación taxonómica de las estrellas basada en sus espectros de la región visible. En él las estrellas se ordenan en un esquema bidimensional según sus temperaturas efectivas y sus niveles de luminosidad.

O B A F G K M

30000 K<Teff 30000-10000 K 10000-7500 K 7500-6000 K 6000-5000 K 5000-3500 K 3500 K>Teff

De esta forma, respecto a la temperatura las estrellas se dividen en grupos, denomi- nados tipos espectrales, siguiendo la secuencia de temperaturas decrecientes de Harvard O B A F G K M, cuyas diferencias morfológicas en el espectro se encuentran fundamental- mente en la intensidad de las líneas de absorción de hidrógeno y helio, y en la presencia o ausencia de determinados metales y bandas moleculares (Ca, Mg, Fe, bandas de carbono, titanio, etcétera).

Los tipos O, B, y A se denominan primeros tipos, estrellas calientes o estrellas tem- pranas (nomenclatura esta última que, al contrario de lo que cabría suponer, no tiene nada que ver con la edad de las estrellas). Las estrellas K y M se conocen como estrellas de los últimos tipos, estrellas frías o tardías. Consecuentemente, los tipos F y G corresponden a tipos medios o estrellas intermedias. La secuencia original Harvard de tipos espectrales se ha ido modificando a lo largo de los años con los descubrimientos de estrellas peculiares, de forma que actualmente se completaría con el tipo W para estrellas Wolf-Rayet, C para estrellas de carbono (antiguos tipos R y N), S para estrellas frías caracterizadas por la absor-

ción de óxido de zirconio, L, T, e Y para diferentes clases de enanas marrones y D para las enanas blancas; las clases C y S representan ramas paralelas a los tipos G-M, siendo su composición química superficial diferente. Notaciones adicionales para objetos no estelares serían Q para novas y P para nebulosas planetarias.

Las estrellas azuladas y brillantes de tipo O se caracterizan por ser las más jóvenes y las que presentan mayor temperatura superficial, entre 60000 y 30000 kelvin, por lo que hay suficiente energía en su superficie para arrancar los electrones más exteriores de los átomos y el hidrógeno se encuentra casi todo ionizado; así, las líneas espectrales correspondientes al hidrógeno son débiles o inexistentes, ya que hay poco hidrógeno atómico presente que no esté ionizado. Aparecen líneas correspondientes al helio, tanto neutro (He I) como ioniza- do (He II) y a otros elementos, como el silicio y el nitrógeno, también ionizados. Las estre- llas Meissa y Mintaka, pertenecientes a la constelación de Orión, presentarían espectros característicos de este tipo espectral.

Las estrellas de tipo B son también estrellas brillantes, de color blanco azulado, pe- ro algo más frías ya que su temperatura superficial varía entre 30000 K y 10000 K. Las lí- neas de hidrógeno son más intensas que en el tipo anterior y aparecen líneas de helio neu- tro (He I) que se hacen muy intensas en B2 y que van decreciendo hasta prácticamente desaparecer en el subtipo B9; las del hidrógeno aumentan su intensidad según se avanza desde el tipo B0 al B9. También presentan otros metales ionizados como magnesio (Mg II) o silicio (Si II). Rigel o Spica constituyen ejemplos típicos de estrellas de este tipo.

En el tipo espectral A las estrellas son de color blanco o blanco azuladas y presen- tan temperaturas superficiales del orden de 10000 a 7500 kelvin. Las líneas de hidrógeno alcanzan en esta clase su máxima intensidad (A0) y empiezan a aparecer líneas correspon- dientes a elementos metálicos ionizados como el magnesio (Mg II), el calcio (Ca II) o el hierro (Fe II). Dentro de las que se puede observar a simple vista son las estrellas más co- munes, siendo Sirio y Vega dos representantes clásicas de este tipo de espectros.

En las estrellas de color blanco amarillento de tipo F, la temperatura desciende has- ta encontrarse entre 6000 K y 7500 K. El hidrógeno se va debilitando con respecto a la clase anterior, pero en cambio la intensidad de los metales ionizados (hierro, titanio, etc.) va aumentando. Además las líneas de calcio ionizado son ya notables, en concreto dos de ellas denominadas H y K que son particularmente intensas y fáciles de reconocer en el espectro. Arrakis o la Estrella Polar (Polaris) pertenecería a este tipo espectral intermedio.

El tipo espectral G, al que pertenece nuestro Sol o la estrella Alpha Centauri A, abarca las estrellas de color amarillo con una temperatura superficial entre 6000 y 5000 kel- vin. Las líneas del hidrógeno son visibles pero muy débiles, dominando las líneas de los

metales en estado neutro. Aparecen ya algunas bandas debidas sobre todo a moléculas sen- cillas (p. ej. CH).

Las estrellas de tipo espectral K son de color naranja y relativamente frías, de 5000 K a 3500 K. En contraste con las estrellas calientes, el espectro está ahora cubierto por muchas líneas que corresponden a metales no ionizados (Mn I, Fe I, etc.), apareciendo ya algunas bandas moleculares (TiO o CN), sobre todo en los subtipos más tardíos. Además, las líneas de hidrógeno prácticamente desaparecen. Arcturus y Aldebarán son ejemplos de estrellas pertenecientes a este tipo espectral.

Dentro de las estrellas estándares del sistema MK, las M son las más frías con tem- peraturas inferiores a 3500 kelvin. Sus atmósferas son tan frías que abundan las moléculas que no se disocian en sus átomos constituyentes, por lo que el espectro muestra muchas bandas moleculares, siendo en particular intensas las de la molécula del óxido de titanio (TiO). Su color característico es el rojo y ejemplos típicos de este tipo espectral serían Be- telgeuse o Antares.

Cada uno de los tipos espectrales anteriores se divide a su vez siguiendo un sistema decimal en subclases numeradas desde el 0 (para las más calientes del tipo) hasta el 9.5 (las más frías). Por ejemplo, en las estrellas de tipo F las más calientes son las F0, seguidas con menor temperatura por F1, F2, y así sucesivamente hasta el tipo F9 al que le seguiría el G0. En algunos tipos espectrales todavía es necesario afinar más, así existe por ejemplo la clase B0.5 que significa estrellas con una temperatura intermedia entre las de tipo B0 y B1.

Además de los tipos espectrales estándares descritos, existen otras estrellas que pre- sentan particularidades en su espectro cuyo origen se debe a diferentes causas. Entre las más comunes están las estrellas de tipos O y B en las que aparecen líneas de emisión cuyo origen se supone relacionado con atmósferas poco densas y muy calientes. Cabe asimismo destacar las estrellas denominadas A magnéticas, como por ejemplo Alioth (quinta estrella

Tipo Teff Color Características principales Ejemplo

O >30000 K Azul Líneas de H ionizado, He neutro e ionizado Meissa B 10000-30000 K Azul-blanco Líneas de He e H neutro Rigel

A 7500-10000 K Blanco Líneas fuertes de H Sirius

F 6000-7500 K Blanco-Amarillo Aparecen líneas metálicas. Calcio ionizado Polaris G 5000-6000 K Amarillo Líneas de metales neutros intensas Sol K 3500-5000 K Naranja Líneas metálicas fuertes y algunas bandas moleculares Arcturus M <3500 K Rojo Bandas moleculares de TiO considerables Antares

de la Osa Mayor), cuyos espectros presentan el desdoblamiento de las líneas espectrales, fenómeno conocido como efecto Zeeman: existen estrellas que muestran desdoblamientos de tal magnitud que se ha de suponer necesariamente la existencia de campos magnéticos muy intensos, llegando incluso a alcanzar una fuerza de 30000 gauss [Zeeman 1897].

Las estrellas de los tipos espectrales R, N y S son también estrellas frías, con una temperatura superficial similar a las de tipo M, aunque las líneas de sus espectros corres- ponden a diferentes átomos y moléculas. Las estrellas de tipos R y N se denominan tam- bién de carbono por presentar una gran abundancia de este elemento, agrupándose en la actualidad dentro del grupo C. Los espectros de tipo S se caracterizan por la intensidad de las líneas de la molécula de óxido de circonio (ZrO), predominando también las bandas de óxido de lantano y de itrio (LaO e YO, respectivamente).

Otro tipo de estrellas poco frecuentes en los catálogos estelares son las enanas blancas (también denominadas estrellas de tipo D), que serían los restos latentes tras la evolución de estrellas cuya masa es inferior a unas ocho veces la del Sol. La materia de es- tos objetos se halla extremadamente comprimida (1 cm3 _{de la misma puede llegar a pesar}

varias toneladas). Debido a que la materia degenerada es buena conductora del calor, las enanas blancas poseen la misma temperatura en todos sus puntos y, dado que la envoltura gaseosa que poseen forma una capa aislante, las pérdidas de calor se producen lentamente volviéndose poco a poco más frías y débiles. La primera estrella enana blanca que se des- cubrió fue Sirio B, la pequeña compañera de Sirio, observada por primera vez por el astró- nomo americano Alvan Graham Clark en 1862. Su posterior estudio mostró que tiene una masa comparable a la de nuestro Sol contenida en un volumen como el de la Tierra, lo cual significa que cada centímetro cúbico de materia de Sirio B pesa unas tres toneladas. Aunque este hecho sorprendió a la mayor parte de los astrónomos, para cuando se produjo los avances en el desarrollo de la Mecánica Cuántica ya podían explicar la existencia de este tipo de estrellas.