Continuación del taller
Continuación del taller
de fotometría de las
de fotometría de las
estrellas del cúmulo
estrellas del cúmulo
estrellas del cúmulo
estrellas del cúmulo
de las Pléyades
de las Pléyades
Tarea 2
Tarea 2
M45
M45
Tarea 2
Tarea 2
Índice de color B
Índice de color B--V y M
V y M
V
V
M
VB-V
Tipo espectral -5.8 -0.35 O5 -4.1 -0.31 B0 -1.1 -0.16 B5 -0.7 0.00 A0 2.0 0.13 A5 2.6 0.27 F0 3.4 0.42 F5 4.4 0.58 G0 5.1 0.70 G5 5.9 0.89 K0 7.3 1.18 K5 9.0 1.45 M0 11.8 1.63 M5 16.0 1.80 M8 *#9 B-V=0.65 MV=4.8Tarea 2
Tarea 2
Tarea 2
Tarea 2
m – M = 5 log(D) – 5m – M = 5 log(D) – 5
5 log(D) = (m–M) + 5
log(D) =
(m–M) + 5
log(D) =
(m–M) + 5
5
D = 10
(m–M) + 5 5Preguntas a contestar:
Preguntas a contestar:
¿Cuál es la estrella más caliente? ¿y fría?
¿Cuál es la estrella más caliente? ¿y fría?
¿Cuál es la estrella más brillante? ¿y menos
¿Cuál es la estrella más brillante? ¿y menos
luminosa?
luminosa?
Localiza las estrellas candidatas a gigantes rojas.
Localiza las estrellas candidatas a gigantes rojas.
Localiza la estrella candidata a enana blanca.
Localiza la estrella candidata a enana blanca.
¿Cuál es el valor que obtuviste de m
¿Cuál es el valor que obtuviste de m--M?
M?
¿Cuál es el valor que deduces para la distancia a
¿Cuál es el valor que deduces para la distancia a
las Pléyades?
las Pléyades?
Tarea
Tarea 22
14 17 16 13 Alcyone 2 Maia 12 15 12 22
¿Cuál es la estrella más caliente?
¿Cuál es la estrella más caliente?
Estrella 2
Estrella 2
¿y fría?
¿y fría?
Estrella 17
Estrella 17
¿Cuál es la estrella más brillante?
¿Cuál es la estrella más brillante?
Estrella 13
Estrella 13
¿y menos luminosa?
¿y menos luminosa?
Estrella 15
Estrella 15
Localiza las estrellas candidatas a gigantes rojas.
Localiza las estrellas candidatas a gigantes rojas.
Estrellas 14, 16 y 17
Estrellas 14, 16 y 17
Localiza la estrella candidata a enana blanca.
Localiza la estrella candidata a enana blanca.
Localiza la estrella candidata a enana blanca.
Localiza la estrella candidata a enana blanca.
Estrella 15
Estrella 15
¿Cuál es el valor que obtuviste de m
¿Cuál es el valor que obtuviste de m--M?
M?
~5.6
~5.6
¿Cuál es el valor que deduces para la distancia a
¿Cuál es el valor que deduces para la distancia a
las Pléyades?
Las pléyades
Las pléyades
Spitzer Spitzer -- InfrarrojoInfrarrojoM45
NGC 7089
óptico óptico
Tipo: Cúmulo abierto
Distancia: 440 años luz (135 pc) Magnitud aparente mV= +1.6
Tamaño aparente 110 minutos de arco Constelación: Tauro
Número de estrellas: 500
Edad aprox.: 100 millones de años
Estrellas más brillantes: Taygeta Pleione Merope Maia Electra Celaeno Atlas Alcyone
M45
Más Preguntas:
Más Preguntas:
Durante tus observaciones se avería
Durante tus observaciones se avería
el motor de guiado del telescopio
el motor de guiado del telescopio
¿cómo notamos esta falla mientras
¿cómo notamos esta falla mientras
observamos a través del telescopio?
observamos a través del telescopio?
¿qué parámetros medimos y
¿qué parámetros medimos y
determinamos para estimar la
determinamos para estimar la
distancia al cúmulo de las
distancia al cúmulo de las
Pléyades?
Pléyades?
Pléyades?
Pléyades?
¿Por qué los astrónomos usan
¿Por qué los astrónomos usan
filtros de diferentes colores en sus
filtros de diferentes colores en sus
observaciones de estrellas
¿Por qué es más difícil medir la
¿Por qué es más difícil medir la
magnitud aparente de una
magnitud aparente de una
estrella débil que la de una
estrella débil que la de una
estrella brillante?
estrella brillante?
estrella brillante?
estrella brillante?
¿Qué instrumento se usa para
¿Qué instrumento se usa para
medir las magnitudes aparentes
medir las magnitudes aparentes
de las estrellas?
Dos estrellas en el cielo parecen
Dos estrellas en el cielo parecen
tener el mismo brillo.
tener el mismo brillo.
Entonces tienen la misma:
Entonces tienen la misma:
distancia
distancia
distancia
distancia
magnitud absoluta
magnitud absoluta
luminosidad
luminosidad
Propiedades físicas
Propiedades físicas
de las estrellas
de las estrellas
Distancias a las estrellas
Distancias a las estrellas
Enero Julio
2ππππ
r =
1
ππππ
[r] pc[ππππ] ”Sol
Sol →
→ grano de arena
grano de arena
α
α Centauri
Centauri →
→ 270 km
270 km ππ=0.75”
=0.75”
estrella de Barnard
estrella de Barnard →
→ 373 km
373 km ππ=0.55”
=0.55”
Distancias a estrellas de la
Distancias a estrellas de la
vecindad solar
vecindad solar
Ross 614
Ross 614 →
→ 824 km
824 km ππ=0.25”
=0.25”
Altair (
Altair (α
α Aql)
Aql) →
→ 1047 km
1047 km ππ=0.20”
=0.20”
r ↑
↑
↑ ⇒
↑
⇒
⇒
⇒
ππππ ↓
↓
↓
↓
Paralajes espectroscópicas
Paralajes espectroscópicas
Para estrellas binarias eclipsantes espectroscópicas.
a sen i
a semieje mayor i inclinación Tamaño proyectado de la órbita acercándose alejándose Espectro referencia del periodo y vr D = R* θ* R* radio estrella θ* diámetro angular Curva de luzDistancias a estrellas cercanas
Distancias a estrellas cercanas
Distancias a las estrellas
Distancias a las estrellas
Magnitudes
Magnitudes
LL
EE= 4×10
33erg/s
m
m -- M
M = 5 log r - 5
LL = 4 π r
2F
LL = 4 π r
2F
Mbol -MbolE= -2.5 log L L$
Cuerpo Negro
Cuerpo Negro
El color de un objeto depende del tipo de luz
con el que se ilumine.
Un objeto refleja parte de la luz que recibe y
absorbe otra parte de luz que luego reemite.
Cuerpo Negro
Cuerpo Negro
Cuando un objeto está a
temperatura constante y
absorbe toda la luz que
recibe, sin reflejar nada,
recibe, sin reflejar nada,
la luz que emite sólo
depende de su
Radiación de cuerpo negro
Radiación de cuerpo negro
Un cuerpo negro es ideal, es un emisor de
energía perfecto y al mismo tiempo un
absorbedor de energía perfecto.
I
12,000 K
Radiación de cuerpo negro
Radiación de cuerpo negro
Espectro contínuo Ley de Wien
λ
máx[cm]= 0.29/T [K]
Ley de Steffan-BoltzmannF = σ T
4λλλλ
9,000 K 6,000 KF = σ T
4L = 4 π R
2F
L = 4 π σ R
2T
4 integrandoRadiación térmica
Radiación térmica
Filtros para fotometría
Filtros para fotometría
U ultravioleta B azul
V visual R rojo
Índices de color
Índices de color
B - V
A0
B-V=0 U-B=0
A0
B-V=0 U-B=0
B VTemperatura
Temperatura -- Índice de color
Índice de color
B-V
B-V T colorPara estrellas:
Sol B-V=0.62 T=5,800 K
< 0 >10,000 K azul 0 10,000 K blanco > 0 <10,000 K amarillo-rojoespectrógrafo
espectrógrafo
Rejillas diferentes líneas/mm más líneas mayor resolución Resolución: alta(décimas Å), intermedia 1-3 Å; baja <4 Å
espectrógrafo
espectrógrafo
E
N
5’
Se hace pasar por el espectrógrafo la luz que pasa a través de una rendija delgada (1 o 2 arcsec)
Formación de líneas espectrales
Formación de líneas espectrales
rendija
dispersor Espectro emisión Gas Caliente emitiendo Fuente de luz continua Gas tenue Espectro absorción
Espectros
Espectros
Átomo de hidrógeno
Átomo de hidrógeno
Es el más sencillo de todos los átomos: un
protón y un electrón
Las partículas con carga (+ ó -) que se aceleran emiten radiación electromagnética y pierden energía. El electrón cae hacia el núcleo del átomo. energía. El electrón cae hacia el núcleo del átomo. Los electrones “saltan” entre niveles de diferente
energía y tienden a estar en el estado de menor energía llamado estado base.
Se
rie
s d
el
hid
ró
ge
no
n
eu
tro
Se
rie
s d
el
hid
ró
ge
no
n
eu
tro
n 4 ∞∞∞∞ 3 5 6 E e V -0 .3 7 -0 .5 4 -0 .8 5 -1 .5 1 0 B ra ck e tt Pa sc h e n Pf un d 656.28 nm 486.13 434.05 364.71 α α αα 1875.1 nm β βββ 1281.8 820.59 4.05 µµµµm 2.63 1.46 7.46 µµµµm 2.28 µµµµm 2 1 -3 .3 9 -1 3 .6 L y m a n B a lm e r α α α α 121.57 nm β βββ 102.58 97.25 91.81 α α α α 656.28 nm β βββ 486.13 γγγγ 434.05Series del Helio una vez ionizado
Series del Helio una vez ionizado
Serie de Pickering en rojo (nivel 4), se observa en estrellas muy calientes
Transiciones entre niveles de E
Transiciones entre niveles de E
E
ligado-ligado ligado-libre
Estados excitados
0
absorción emisión ionización recombinación
libre-libre Estado
base excitados
Grados de ionización
Grados de ionización
Neutro una vez 2 veces 3 veces 4 veces ionizado ionizado ionizado ionizado
HI H
+HII
HeI He
+HeII He
2+HeIII
OI O OII O OIII O OIV O OV
OI O
+OII O
2+OIII O
3+OIV O
4+OV
C C
+CII C
2+CIII C
3+CIV C
4+CV
FeI FeII FeIII
Líneas permitidas y prohibidas
Líneas permitidas y prohibidas
La probabilidad de la transición indica si son líneas prohibidas o permitidas.
Las permitidas tienen alta probabilidad de transición.
Las prohibidas tienen muy baja probabilidad de trancisión. Las prohibidas tienen muy baja probabilidad de trancisión. Ocurren las líneas prohibidas y se indican con []:
[OIII]λ5007, 4959, 4363; [SII]λ 6717,6731; [OI]λ6300 Líneas permitidas las de HI, HeI y HeII, algunas de Ca y C
Espectroscopía rendija larga
Espectroscopía rendija larga
d ir e c c ió n e s p a c ia l estrellas estrellas Hα [NII] [NII] [SII] HeI HeI [OI] d ir e c c ió n e s p a c ia l longitud de onda longitud de onda rojo
rojo azulazul
Nebulosa Nebulosa planetaria planetaria
líneas espectrales de estrellas
líneas espectrales de estrellas
Longitud de onda [nm]
Clasificación espectral
Clasificación espectral
La primera clasificación con líneas de Balmer
Muchos tipos de la A a la P. Las primeras tienen las
líneas de Balmer muy intensas.
Siglo XIX Clasificación de Harvard: 7 tipos
Oh Be A Fine Girl Kiss Me
Oh Bella Amada Fíjate Ganamos Kilos de Masa
O – Estrellas azules, Tef [20,000-30,000 K] Líneas de átomos ionizados: HeII, CIII, NII, OIII, SiV, HeI. HI se ven débiles
B – Estrellas blanco-azules, Tef ~50,000 K Las líneas de HeII desaparecen, las de HeI son más intensas en B2.
HI más intensas.
Se observan líneas de OII, SiII MgII Se observan líneas de OII, SiII MgII A – Estrellas blancas, Tef ~9,000 K
Las líneas de HI dominan el espectro y son más intensas en AO.
No se observan líneas de HeI.
Se hacen visibles líneas de metales neutros.
In te ns id ad re la tiv a
Clasificación
de
Harvard
In te ns id ad re la tiv a Longitud de ondaF – Estrellas amarillo-blancas, Tef ~7,000 K
Las líneas de HI se ven más débiles,
mientras que las de Ca II se hacen más intensas.Líneas de Fe I, Fe II, Cr II y Ti II son más intensas.
G – Estrellas amarillas, G – Estrellas amarillas, Tef ~5,500 K
Las líneas de HI más débiles aún. desaparecen, las de Ca II son más intensas en G0.
Intensidad relativa Intensidad relativa Lo ng itu d de o nd a
K – Estrellas amarillo-naranjas, Tef ~ 4,000 K
Espectro domminado por líneas de
metales. Las líneas de CaI se hacen más intensas.
Las bandas de TiO se hacen visibles desde K5.
M – Estrellas rojas, Tef ~3,000 K M – Estrellas rojas, Tef ~3,000 K
Las bandas de TiO son muy prominentes. Ca I en 423 nm muy intensa.
Muchas líneas de metales neutros. Para estrellas más frías que M4 las bandas de TiO son tan intensas que
dificultan determinar el nivel de emisión de contínuo.
Intensidad relativa Intensidad relativa Lo ng itu d de o nd a
Radios Estelares
Radios Estelares
Aún con los telescopios más potentes las estrellas son puntuales.
Para medir directamente su tamaño, en algunos (muy pocos) casos se usa interferometría speckle.
pocos) casos se usa interferometría speckle. Para todas las demás estrellas se usa:
L = 4 π σ R
2
T
4
Radios Estelares
Radios Estelares
Luminosidad Temperatura
Temperatura
Radios Estelares
Radios Estelares
Ejemplos: Betelgeuse L= 10,000 LE T= 3,000 K R=(
6000)
2 (10,000)½ = 400 RE R=(
6000 2 (10,000)½ = 400 RE 3000)
Radios Estelares
Radios Estelares
Ejemplos: Betelgeuse L= 10,000 LE T= 3,000 K R=(
6000)
2 (10,000)½ = 400 RE R=(
6000 2 (10,000)½ = 400 RE 3000)
R= 2.6×1011 m= 371 R ERadios Estelares
Radios Estelares
Ejemplos: Betelgeuse L= 10,000 LE T= 3,000 K R=(
6000)
2 (10,000)½ = 400 RE R=(
6000 2 (10,000)½ = 400 RE 3000)
R= 2.6×1011 m= 371 R E R=(
5800 2 (10,000)½ = 374 RE 3000)
Tamaños estelares
Gigantes 10 – 100 R
EGigantes Rojas
Super gigantes hasta 1000 R
Super gigantes hasta 1000 R
ESuper Gigantes azules
Enanas > 1 R
ERadios Estelares
Radios Estelares
Tamaños estelares
Gigantes Rojas:
Mira, Aldebaran, Arturus...
Super Gigantes azules:
Deneb, Rigel...
Super gigantes rojas:
Betelgeuse, Antares
Super gigantes rojas:
Betelgeuse, Antares
Enanas blancas:
Sirius B, Procyon B
Enanas rojas:
Estrella de Barnard, proxima
Sol
Sirio
Arturo
Jupiter tiene 1 pixel
Antares es la 15ava estrella mas brillante en el cielo. Está a más de 1000 años luz
Sol – 1 pixel Jupiter es invisible en
Masas Estelares
Masas Estelares
Método directo: estrellas binarias
Método indirecto: relación masa-luminosidad
40% -60% estrellas binarias • binarias ópticas (estrellas no relacionadas)• Binarias visuales (separación > 1”)
• Binarias astrométricas (componente invisible, movimiento propio)
• Binarias espectroscópicas (descubiertas por espectros) • Binarias fotométricas o eclipsantes
Estrellas binarias visuales
Estrellas binarias visuales
Krüger 60
Krüger 60
Periodo: 44.5 años
Estrellas binarias visuales
Estrellas binarias visuales
Parámetros típicos para sistemas binarios:
Separación:
decenas a cientos de UA Periodos orbitales:
decenas a cientos de años
Binarias muy cercanas entre sí:
Separación: ~ 1 UA (casi el radio de las estrellas) Periodos orbitales: horas a algunos años
Órbitas proyectadas: sen i
con tamaños que dependen de rMasas estelares
M
1+ M
2=
a
p
32Semi eje major [UA]
Periodo 3a. Ley de Kepler
p
2 Periodo [años]{
Masa de todo el sistema [ME]a1
a2
a
1M
2a
2=
M
1 Semieje major de laa = a
1+ a
2Ejemplo:
Un sistema binario está a 10 pc. La separación
angular máxima de las componentes del sistema
es 7” y la mínima es de 1”. Su periodo orbital es
de 100 años. Suponemos que el plano orbital del
sistema coincide con el plano del cielo.
Ejemplo:
Un sistema binario está a 10 pc. La separación
angular máxima de las componentes del sistema
es 7” y la mínima es de 1”. Su periodo orbital es
de 100 años. Suponemos que el plano orbital del
sistema coincide con el plano del cielo.
sistema coincide con el plano del cielo.
Calculamos el semieje mayor:
a = a
1+ a
2= (7” + 1”)/2 =
A la distancia de 10 pc a =
Ejemplo:
Un sistema binario está a 10 pc. La separación
angular máxima de las componentes del sistema
es 7” y la mínima es de 1”. Su periodo orbital es
de 100 años. Suponemos que el plano orbital del
sistema coincide con el plano del cielo.
sistema coincide con el plano del cielo.
Calculamos el semieje mayor:
a = a
1+ a
2= (7” + 1”)/2 = 8”/2 = 4”
Ejemplo:
Con p = 100 años y a = 40 UA usamos la 3a. Ley de Kepler:
M1 + M2 = a3/p2 = 403/1002 M
E= 6.4 ME
Suponiendo que los semiejes mayores de las componentes Suponiendo que los semiejes mayores de las componentes son a1=3” y a2=1”, podemos saber las masas individuales:
M1 a1= M2 a2 M1 = (a2/a1) M2 M1 = M2/3 M1 + M2 = 6.4 ME = M2/3 + M2 = 4/3 M2
Binarias Visuales
nombre componente a [”] P [años] M [ME] Sirio A 7.50 50.1 2.28 B 0.98 Procyon A 4.50 40.4 1.69 Procyon A 4.50 40.4 1.69 B 0.60 α Centauri A 17.52 79.9 1.08 B 0.88 Krüger 60 A 2.41 44.6 0.27 B 0.16 ~850 binarias visualesRelación Masa
Relación Masa--Luminosidad
Luminosidad
Para secuencia principal: A mayor luminosidad mayor masa
L ∝ M
4 10 ME → 104 LEMasas Estelares
Masas Estelares
Estrellas binarias astrométricas
Estrellas binarias astrométricas
Si averiguamos por métodos indirectos (relación masa-luminosidad) la masa de la componente visible,
Las binarias astrométricas tienen movimientos propios ondulados.
luminosidad) la masa de la componente visible, podemos estimar la masa de la estrella invisible.
Sirio es una binaria astrométrica, su compañera Sirio B es una enana blanca.
Binarias Espectroscópicas
Binarias Espectroscópicas
Estado 1 Centro de masa Estado 2 Estado 3 Estado 4
A la Tierra A la Tierra A la Tierra A la Tierra
1 E s ta d o 3 E s ta d o 1 E s ta d o 2 E s ta d o E s ta d o 4 Tiempo (días) V e lo c id a d R a d ia l (k m / s ) A p ro x im á n d o s e A le já n d o s e
Dos estrellas del mismo tipo espectral
HD 171978
v
rλ-λ
0c
=
λ
0Corrimiento Dopler
Corrimiento de las líneas ∝ vr
Periodo variación líneas → periodo orbital
v
r= v
0sen i
inclinación Velocidad real
Velocidad real suponiendo órbitas circulares:
M
23sen
3i
v
13
P
Si sólo se ven las líneas de una componente (binaria de una sola línea) sólo se puede tener la función de masa. Si tenemos también v2 (binaria de dos líneas):
y
v
1a
1v
2=
a
2M
1M
2v
2v
1=
2con la función de masa podemos determinar M1 sen3i y M
2 sen3i, pero necesitamos i
Curvas de luz Tipo:
• Algol • β Lyrae
Diagrama H
Diagrama H--R
R
L Principios del siglo XX:
Ejnar Hertzprung M vs B-V ~ 10 años después: MV Tef ~ 10 años después: Henrry N. Russell M vs índice espectral B-V O B A F G K M aumenta
Diagrama H
Diagrama H--R:
R:
Estrellas muy conocidas
Estrellas muy conocidas
L U M IN OS ID A D ( U N ID A D E S S OL A R E S ) TEMPERATURA SUPERFICIAL TIPO ESPECTRAL L U M IN OS ID A D ( U N ID A D E S S OL A R E S )
Diagrama H
Diagrama H--R:
R:
Estrellas vecindad solar
Estrellas vecindad solar
(5 pc del Sol)
~80 estrellas Secuencia principal L U M IN OS ID A D ( U N ID A D E S S OL A R E S ) Región Enanas Blancas Enanas Rojas TEMPERATURA SUPERFICIAL TIPO ESPECTRAL L U M IN OS ID A D ( U N ID A D E S S OL A R E S ) Enanas marronesDiagrama H
Diagrama H--R:
R:
Estrellas vecindad solar
Estrellas vecindad solar
(5 pc del Sol)
~80 estrellas Secuencia principal L U M IN OS ID A D ( U N ID A D E S S OL A R E S ) Región Enanas Blancas Enanas Rojas TEMPERATURA SUPERFICIAL TIPO ESPECTRAL L U M IN OS ID A D ( U N ID A D E S S OL A R E S ) Líneas de radio constante La mayoría son estrellas enanas de secuancia principalRadios Estelares
Radios Estelares
Diagrama H
Diagrama H--R:
R:
100
100 estrellas más brillantes
estrellas más brillantes
(con distancia conocida) Gigantes azules
Gigantes rojas
Estrellas con R > RE
No hay estrellas enanas porque hay sesgo por brillo.
Diagrama H
Diagrama H--R
R
Las estrellas se localizan en grupos definidos.
Para una T no puede tener cualquier L
L
MV Observacional
Teórico tener cualquier L
Las zonas se relacionan con la fase evolutiva en la que se encuantran las estrellas. Tef B-V O B A F G K M aumenta Teórico
Diagrama H
Diagrama H--R:
R:
estrellas Hiparcos (
estrellas Hiparcos (1000
1000 pc)
pc)
Secuencia Principal:
Banda diagonal, desde estrellas brillantes calientes hasta
débiles y frías:
Tef= Tsup [30,000-3,000 k] factor 10
2000 estrellas m<12
La mayoría de las estrellas en el cielo. Luminosidad: 10-4 - 104 L E Radios: 0.1 – 10 RE 8 órdenes de magnitud 2 órdenes de magnitud
Diagrama H
Diagrama H--R:
R:
estrellas Hiparcos
estrellas Hiparcos
Secuencia Principal:
Banda diagonal, desde estrellas brillantes calientes hasta
débiles y frías:
Tef= Tsup [30,000-3,000 k] factor 10
raras
comunes
La mayoría de las estrellas en el cielo.
Luminosidad: 10-4 - 104 L E
Diagrama H
Diagrama H--R: Masas
R: Masas
Enanas Gigantes azules Sp M [ME] R [RE] O3 120.0 15 O5 60.0 12 B0 17.5 7.4 B5 5.9 3.9 A0 2.9 2.4 Enanas rojas A0 2.9 2.4 F0 1.6 1.5 G0 1.05 1.3 K0 0.79 0.85 M0 0.51 0.60 M8 0.06 0.10 Secuencia principal
Diagrama H
Diagrama H--R
R
Gigantes Rojas:estrellas frías, grandes y luminosas. Tef= Tsup [4,000-3,000 k] Luminosidad: 102 - 103 L E Radios: 10 – 40 RE Masas: 1 – 1.2 ME
Super Gigantes Rojas:
Tef= Tsup [6,000-3,000 k] Luminosidad: 103 - 105 L E
Diagrama H
Diagrama H--R
R
Enanas Blancas:estrellas calientes, muy
pequeñas y poco luminosas. Tef= Tsup [35,000-6,000 k] Luminosidad: 0.1-10-4 L E Masas: 0.17 – 1.33 ME (0.6ME) Radios: 0.008 -0.02 RE R⊕ ~ 0.009 RE
Clases
Clases de
de luminosidad
luminosidad
I – Super gigantes Ia – luminosas Ib – menos luminosas II – gigantes brillantes III – gigantes IV – Subgigantes V – Enanas Secuencia principal
MV Hiper gigantes Super gigantes Gigantes SubGigantes Secuencia Principal Gigantes Luminosas MV Tipo espectral Enanas cafés Enanas blancas Enanas rojas Sub enanas enanas Secuencia Principal