En breve dispondremos en el observatorio el filtro star analyser, el cual nos va a permitir analizar los espectros estelares. Pero… ¿esto de que nos va a servir? Para responder a esta pregunta haré una pequeña introducción sobre espectrometría estelar.
Los espectros estelares muestran un continuo sobre el cual aparecen numerosas rayas de absorción y, en casos mas raros, rayas de emisión. Sin embargo, hay diferencias que en su momento condujeron a una clasificación.
Los fundamentos de las clases espectrales que hoy en día se manejan, tienen su origen en los estudios del observatorio de Harvard. Para una división mas fina se desglosan las clases B a K en otras diez subclases, los otros tipos W, O, R, N y S son muy raros.
Ya, pero, ¿que significa esto? Para empezar pondremos una imagen con los espectros tipo de las distintas clases y seguidamente, procederemos a describirlos:
La Clase W que no aparece en la gráfica, sobre un continuo muy brillante se observarán grandes bandas de emisión de hidrógeno así como de helio neutro y ionizado (estrellas de Wolf-Rayet). Estas estrellas están rodeadas de envolturas gaseosas en expansión y son por lo general componentes de las binarias espectroscópicas.
La clase O sobre un continuo brillante, aparecen rayas de absorción de helio neutro, hidrógeno y oxigeno ionizado.
En la clase B se observan sobre el continuo, principalmente de helio neutro hasta la clase B9 en las que se debilitan, las rayas correspondientes al hidrogeno aparecen más fuertes.
Clase A: el espectro está dominado por las rayas del hidrógeno aunque hacia la A9 se debilitan. Aparecen rayas de metales tales como las del calcio ionizado.
Clase F: las rayas del hidrógeno están aún más débiles, aparecen reforzadas las del calcio así como las correspondientes a elementos tales como hierro y titanio.
Clase G: las rayas del hidrógeno aparecen aun más debiles y aparecen multitud de rayas correspondientes a metales, hacia la clase G9, pueden ser mas grandes las rayas del hierro que las del propio hidrógeno. El sol pertenece a la clase G2.
Clase K: el continuo se debilita notablemente en el azul, es decir, en las ondas cortas. Las rayas del hidrógeno son apenas visibles y aparecen rayas correspodientes al oxido de titanio.
Clase M: las bandas del oxido de titano son aún mas fuertes, la banda final del espectro aparece disgregada en multitud de rayas sueltas, hasta el punto que el extremo azul del continuo casi ha desaparecido.
Clase R: predomino de las bandas del monóxido de carbono y cianógeno (CN).
Clase N: muy similar al R desaparece el contino en la zona de los 4500 amstrongs, esto es debido a la gran presencia de carbono, por lo que se denominan también estrellas de Carbono.
Clase S: parecido a M y N con la particularidad de la presencia de Oxido de Circonio.
De todo esto podemos deducir que la espectrografía nos permite conocer a distancia la composición de las estrellas, y que la clasificación espectral va de menor a mayor metalicidad, esto es a medida que avanzamos en la escala aparecen elementos más pesados, lo que nos permite deducir que a mayor cantidad de dichos elementos la estrella o bien es mas vieja, o bien es una estrella de segunda generación, esto es, que la nube que le dió origen procedía de los restos de una estrella anterior.
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