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Primer entregable, Clasificacion Estelar
Atmosferas Estelares
Bonaque. S y Pineda. J
December 21, 2015
Abstract
El espectro estelar es muy rico en elementos y en informacion para
catalogar las estrellas, esta diversidad permite determinar un amplio rango
de fenomenos fısicos que ocurren en la estrella. En los espectros se estudian
los parametros de temperatura y presion del gas. Cuando se estudia la
estructura de las estrellas es importante medir la intensidad de la radiacion,
ası como la distribucion en funcion de la longitud de onda. En otras palabras,
con el espectro de las estrellas se puede deducir su temperatura superficial,
composicion quımica, velocidad radial, densidad, presion y la intensidad
del campo magnetico. En sıntesis, es una de las tecnicas mas adecuadas
para entender la estructura de las estrellas y asimilar los fen omenos que en
ocurren en estos objetos. Usando las lıneas espectrales se hace la clasificacionde tres estrellas prueba, comparandolas con unas librerias, para obtener
informacion acerca de las propiedades de la estrella.
key words: longitud de onda, clase de luminosidad e intensidad.
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Introduccion
El espectro es un registro de la radiacion estelar, en funcion de la longitud
de onda. Al tener la informacion por medio de una placa fotograf ıca con un
telescopio, se encuentra una banda continua, interrumpida por ciertas franjas tambien
denominadas ”lıneas espectrales”. Estas lıneas espectrales, reflejan las condiciones
f ısicas de una parte de la atmosfera estelar, donde fueron formadas. Ası, que el
perfil de la lınea depende de ciertos factores, tales como: la temperatura, presion
de los electrones entre otros. Y por otro lado los factores que afectan las mismas:
la rotacion estelar, binariedad y los campos magneticos. El sistema de Harvard [4]
que es un tipo de clasificacion estelar el cual se considera unidimensional, porque
relaciona el tipo espectral con la temperatura y divide el espectro en unas clases
simbolizadas con letras mayusculas, en orden alfabetico, quedando finalmente:
O B A F G K M
Donde las estrellas O son las mas calientes y las M las mas frıas, es decir
que esta lectura precisamente es una secuencia de la temperatura para una estrella,
siendo de importancia, debido a que a partir de la temperatura se pueden determinar
propiedades de una estrella. Esta secuencia por ahora es general, ademas se deben
tener en cuenta otros parametros de los espectros. Con los fotones emitidos por las
estrellas y debido a sus reacciones internas se obtiene cierta informacion, esta setraduce en unas franjas de emision y absorcion. Estos datos se reflejan en las lıneas
del espectro, donde se puede deducir que las lıneas varıan con la luminosidad, ası
que las lıneas son mas anchas o estrechas dependiendo de la luminosidad de las
estrellas [1] y las estrellas con mayor luminosidad presentan lıneas mas estrechas
para un tipo espectral dado.
La distribucion de energıa se representa con el flujo normalizado y la longitud
de onda. Esta clasificacion se refleja en los espectrogramas, que son examinados
visualmente con la ayuda de diferentes herramientas, y ademas con la comparacion
de otros espectros obtenidos de las distintas librerias de estrellas. La mayorıa
de las veces, debido al camino que recorre la luz, o cuando se encuentra con la
atmosfera terrestre, se requiere de un analisis detallado del espectro obtenido. Uno
de los rasgos mas general en estos espectros son las lıneas de Balmer H β, H γ , H δy su intensidad o su anchura permitiran mas adelante dar otras caracterısticas a los
espectros[4].
Cada uno de los diferentes tipos espectrales tienen un subtipo espectral, tal
como se estudiara mas adelante. Debido a que un solo criterio no es suficiente
para clasificar una estrella se necesitan varios criterios, tales como: relaci on entre
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lıneas y ausencia e intensidad de las lıneas[1]. El segundo parametro que se
introduce para la clasificacion espectral, se desarrolla por Morgan y Keenan[1]y es conocido como el sistema de Yerkes[1] para el cual la luminosidad de la
estrella es representada en terminos de numeros romanos desde I a VII (siendo I
las supergigantes, II gigante brillante, III gigante, IV subgigante, V las enanas, VI
subenanas y VII enananas blancas)[1] y a su vez cada uno de esos tipos tienen sus
propias subdivisiones en numeros romanos y acompanados de letras minusculas,
dependiendo de la clase de luminosidad (por ejemplo: IIIa). En algunos casos se
planteara la luminosidad positiva, que se encuentra cuando las caracterısticas del
espectro se hacen mas fuertes a medida que aumenta la luminosidad (V, III, I) y la
negativa es la recıproca. Finalmente el sistema de Yerkes clasifica la luminosidad,
como se presenta a continuacion[2]:
• Ia Supergigantes luminosas
• Ib Supergigantes menos luminosas
• II Gigantes luminosas
• III Gigantes normales
• IV Subgigantes
• V Secuencia principal
• VI subenanas
• VII enanas blancas
El tercer parametro, para el estudio espectral es el relacionado con el subtipo
espectral, que para cada tipo tiene su correspondientes asignacion numerica, el
subtipo en gran medida esta sujeto al comportamiento de las lıneas de Balmer y las
de otros elementos que surgen mientras cambia la temperatura de la estrella. Uno
de los primeros metales que se presenta, es el CaII apareciendo en las tipo B. Lacatalogacion de las estrellas se relaciona con la intensidad de ciertas lıneas y con
la anchura de banda para las mismas. Ademas, dependiendo el tipo, se establecen
precisamente analizando las lıneas de los distintos elementos que componen cada
espectro, por ejemplo las tipo O que son las mas calientes, se caracterizan por
las lıneas de absorcion de HeII y HeI y tambien la de la serie de Balmer del H [2], para el caso de las B, figura 1, su espectro esta dominado por las lıneas de
HeI . En el caso de las A que no presentan HeI ni HeII siendo H muy fuerte
al principio del tipo y MgII junto con SiII se hacen intensas. Por otro lado, F
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y G son un poco dif ıciles de identificar puesto que en ambas la lınea de CaII
es muy fuerte y las lıneas de H se hacen mas debiles[2], aunque en estos tipos,aparecen diferentes tipos de metales y moleculas que permiten diferenciarlos entre
sı. Finalmente para las de tipo M aparecen moleculas como T iO[1], aunque ya se
aprecia un bosque de lıneas que hace la labor mas ardua, permaneciendo intensas
las lıneas de CaI .
1 Descripcion y clasificacion de las estrellas problema
1.1 Estrella 1, Tipo B7IVEste tipo de estrellas las cuales fueron estudiadas por Garrison´s 1 en cumulos
abiertos, donde determino la edad y distancias en los cumulos [1]. Las estrellas
de tipo B figura. 1 se caracterizan por la presencia de lıneas de Helio neutro
(HeI ,λ4471, 4121, 4387, 4009 y 4026, )[2] las lıneas de Balmer para la lınea
media anchura aumentan hacia las B tardıas y decrece para las de HeI despues del
maximo en B2. En este tipo espectral el HeI − λ4026 y el H δ tienen tendencias
opuestas mientras uno crece el otro decrece en funcion del subtipo espectral.
Ademas de estas dos lıneas, se tienen en cuenta: MgII − 4481, SiII − 4128,
CaII −3934 [2] y las correspondientes al HeI , teniendo en cuenta que una de las
caracterısticas importantes es la ausencia de la del HeII y la serie de Balmer muypronunciada, por esta razon se cataloga de tipo B. Teniendo en cuenta el siguiente
criterio:
• rango B2-B8 4128SiII/4121HeI y 4471HeI/4481Mg
El cual establece que la lınea deSiII aumenta mientras que la deHeI disminuye
y por otro lado la de HeI aumenta y la de Mg disminuye, que se puede observar
en la figura 1. conluyendo que puede ser B7
Por otro lado para la luminosidad, las proporciones de las l ıneas sensibles a lapresion electronica [1], por ejemplo las lıneas de elementos similares en diferentes
etapas de ionizacion pueden ser usadas como indicadores para la luminosidad. En
este caso, se considera el ancho de banda para la serie de Balmer, comparandolas
con los espectros de las estrellas referencia figura 2. Para las tipo B, se evidencia
por lo tanto una equivalencia entre el ancho de banda y la luminosidad. Porque
1”Spectroscopic criteria for the classification of peculiar B type stars with colour spectrum
discrepances” R.F Garrison Spectral classification and multicolour photometry, Reidel publishig
company pp 13-21
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Figure 1: Espectro de la estrella de prueba 1, tipo B7IV. Principalmente se
caracterıza por las lıneas de HeI , la ausencia de HeII y la serie de Balmer
pronunciada. Identificando con flechas rojas las longitudes relevantes y mostrando
cada emision en el espectro por las lıneas azules
para las tempranas es angosto y las tardıas mas ancho, que se evidencia en la figura
2 para las que tienen subtipo I con respecto a las de tipo V observando las lıneas
de Balmer.
En la figura2, se puede apreciar que para encontrar el subtipo espectral, se
tienen cuatro estrellas de la libreria cada una en la secuencia principal, es decir de
luminosidad V teniendo ası una temprana y una tardıa, de la misma manera para
la clase de luminosidad I, estableciendo una clase de luminosidad III comparando
el ancho de la serie de balmer, en el caso de las tempranas (I ) la anchura a media
altura es estrecha conrespecto de las clases de luminosidad V , ası que la estrella
problema se puede aproximar a una de este tipo, por ende se le asocia una clase
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de luminosidad IV.
Figure 2: Espectro de las estrellas referencia, donde se representan las longitudes
de onda generales para las estrellas de tipo B, y en la cual se puede encontrar una
relacion entre el ancho de las lıneas de Balmer entre B8I y B8V para el subtipo
espectral, y de la misma manera se busca una relacion entre la intensidad de las
longitudes de onda para la serie de Balmer, MgII 4481, entre otros valores
Finalmente por los parametros establecidos se justifica que la estrella problema
es: B7IV
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1.2 Estrella 2, Tipo G4II
Figure 3: Espectro de la estrella, tipo G. Se reconoce por las lıneas de CaII muy fuertes, las de Hidrogeno debil y la aparicion de otros metales. Aunque sus
rasgos mas distintivos son la aparicion de bandas. En rojo se marcan las lıneas
mas representativas para este tipo.
Las lıneas de emision para estrellas estan presentes en enanas GK , debido a laactividad que se presenta en la cromosfera de estas, que tambien se ve en la
pre-secuencia principal de las estrellas, al igual que las supergigantes al ir perdiendo
masa en su epoca tardıa, algunas de las peculiaridades quımicas se deben a la
mezcla de productos por nucleosıntesis [3]. Para su clasificacion espectral, estas
estrellas se caracterızan principalmente, porque las lıneas del CaII se hacen
mas fuertes con respecto a las de tipo F, mientras que las del Hidrogeno se
hacen debiles. Aunque es similar a la descripcion que se puede hacer para las
de tipo K. Se diferencian por las lıneas moleculares CNλ4300 que se puede
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presenta mas fuerte en las K entre otros tipos de bandas. En la figura. 3 se
aprecian las lıneas representativas que permiten distinguir este tipo, tales como:Gbandλ4300,CaIIλ4226, FeIλ4046, 4260, 4144, 4326, CrIλ4254, 4290 yCaIIλ3934
Con Respecto al tipo espectral asociado, teniendo en cuenta los siguientes
rangos:
• F2-G5λ4300BandaG/λ4340Hγ ,λ4045FeI/λ4101Hδ y λ4226CaI/4340Hγ
• λ4300BandaG, λ4226CaII y λ4144FeI/λ4101Hγ
• λ4045, 4144FeI/λ4101Hδ , λ4144FeI/λ4101Hγ y λ4481MgI
Con estos rangos [3],[2] se identifica que es una estrella tipo G, en la figura.3
se evidencia precisamente como la BandaG aumenta con respecto a Hγ , al igual
que FeIλ4045 lo hace con Hδ y CaIλ4226 aumenta para el Hγ , con esto se
adjudica un tipo G temprano. Al comparar con las figuras (4),(5) mientras que
la BandaGλ4300 para las tempranas se ve menos intesa que para las tardıas, al
usar este razonamiento y el empleado anteriormente que es de subtipo espectral
4, ası que hasta ahora con los dos criterios evaluados, se tiene G4. En el caso de
la clase de luminosidad, para el tipo de luminosidad se compara con el intensidad
de las lıneas del CaIIλ3934, cuando se tiene una clase de Luminosidad (II )
en menos intensa que para la (V ), relacionando esta lınea con su respectiva enlas figuras.(4),(5) la estrella problema se aproxima a una clase luminosidad I II .Finalmente se infiere que la estrella problema, se etiqueta: G4II .
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Figure 4: Espectro tipo G comparando el mismo subtipo ”temprano” y distinta
clase de luminosidad. Ademas se presentan las lıneas respectivas para este tipo de
estrellas.
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Figure 5: Lıneas de emision para el tipo G del tipo tardıo 6 y diferente clase de
luminosidad. Usadas para encontrar el subtipo y la clase de luminosidad para la
estrella problema.
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1.3 Estrella 3, Tipo F5VI
Figure 6:
Los rangos de temperaturas en los que estan las estrellas de este tipo, son importantes
para los distintos procesos que ocurren en la atmosfera estelar. Por otro lado son
muy importantes en el estudio de discos jovenes, discos gruesos y poblaciones de
halos [3]. Las estrellas tipo F figura.6 se caracterizan por una lınea fuerte para elCaII y las lıneas de Hidrogeno para la serie de Balmer se empiezan a debilitar.
Para estimar el tipo espectral a partir de la longitud de onda, se usan los siguientes
criterios [2]:
• A2-F5 λ3934CaII y λ4226CaI
• F2-G5λ4300BandaG/λ4340Hγ ,λ4045FeI/λ4101Hδ y λ4226CaI/4340Hγ
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de estos, el primero es el adecuado debido a que el CaII y el CaI , como
se menciono en un principio son muy fuertes. Por otro lado la Gband empiezaa aparecer pero no aumenta con respecto a la l ınea de Hγ , ası que se puede
decir que es de tipo F5 este resultado es obtenido al comparar con las estrellas
referencia, figuras 7 y 8, de la misma manera se encuentra la clase de luminosidad
comparando con la figura6 se identifica con la anchura media altura para: λ4226CaI ,λ4045FeI , λ4077SrI y λ4077SrII , al relacionar la estrella prueba con las referencia,
para las lıneas en especial la del Calcio se identifica un cambio de I I y V en el
ancho, las lıneas de F e tienen fuerte dependencia con la luminosidad. Con este
razonamiento se determina que la estrella problema 3 es de tipo espectral F5VI
Figure 7: Espectro de referencia tipo G en donde se compara el mismo subtipo
espectral pero distinta clase de luminosidad. Para la lınea del Calcio λ3934 se
tiene mayor intensidad en la clase de luminosidad V
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Figure 8: En el caso de estas estrellas de referencia tempranas, se usa para hallar
la clase de luminosidad para poder comparalo con la estrella prueba
Conclusiones
La clasificacion estelar es una herramienta importante en la astrof ısica puesto que
da medidas empıricas de los parametros fundamentales de las estrellas, tales como
temperatura y luminosidad, en algunos casos se estimara la metalicidad.
La clasificacion,que se establecio para este trabajo, para las distintas lıneas
comparando los espectros con distintas referencias, se encuentra el subtipo y la
clase luminosidad. Encontrando la siguiente clasificacion:
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Estrella Tipo Subtipo Luminosidad Tipo de estrella
1 B 7 IV Subgigante2 G 4 II Gigante Luminosa
3 F 5 VI Subenana
La clasificacion espectral para las estrellas es importante, porque con esta
catalogacion, se puede determinar el proceso evolutivo de cada estrella.
References
[1] C. Jaschek and M. Jaschek. The classification of stars. Cambridge University
Press, 1990.
[2] A. Herrero. Notas de clase Atmosferas Estelares. ULL, 2014.
[3] S. Giridhar. Advances in spectral classification. preprint http://arxiv.
org/abs/1004.1294v1
[4] R. Gray and C. Corbally. Stellar Spectral classification. Princenton
University Press, 2009.
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