Oh, Be A Fine Girl/Guy, Kiss Me!

por | Oct 29, 2018 | Espectroscopía | 2 Comentarios

Tenía ganas de publicar este post, pues me esparaba incompleto “guardado en el cajón”. Después de un periodo, meses, sin poder dedicarle tiempo a la astronomía práctica y al blog, retomo la actividad. Así que allá vamos. En esta entrada veremos un ejemplo de cada uno de los tipos espectrales de la clasificación de Harvard, tomados con mi equipo (RC 8” + DADOS 200 l/mm -25 μm- + Atik 460ex mono).

Antes de continuar, os recomiendo la lectura de los dos primeros posts sobre espectroscopía: lanzando los DADOS hacia la luz I y lanzando los DADOS hacia la luz II. Si además os interesa conocer el flujo de procesado de los espectros aquí presentados, podéis visionar este vídeo tutorial.

Como introducción necesaria, vamos a conocer a los mensajeros maestros que nos traen la rica información de las estrellas… ¡los fotones! Sin influencia externa, tienen una existencia infinitamente larga. Un fotón siempre se mueve con la velocidad de la luz. Cada fotón tiene una frecuencia específica (o longitud de onda), que determina su energía: cuanto mayor sea la frecuencia, mayor será la energía del fotón. Su producción y destrucción tienen lugar en una variedad de procesos físicos.

Para la espectroscopía son relevantes las transiciones de electrones entre diferentes orbitales atómicos. La absorción ocurre sólo cuando el átomo es alcanzado por un fotón cuya energía coincide exactamente con una diferencia de nivel por la cual el electrón se eleva brevemente a un nivel superior (absorción de resonancia). La emisión se produce cuando el electrón vuelve a un nivel inferior, emitiendo un fotón, que corresponde exactamente a la diferencia de nivel de energía. Un grupo de transiciones de electrones entre un nivel de energía fijo y todos los niveles superiores se llama “serie de transición”.

Para los aficionados, destaca la serie del hidrógeno de Balmer, ya que las líneas están en el rango visible del espectro. Incluye todas las transiciones de electrones desde el segundo nivel de energía más bajo. Esta serie fue descubierta y descrita por el matemático y arquitecto suizo Johann Jakob Balmer (1825-1898).

Esto se relaciona con los espectros estelares de la siguiente manera, y cito texto de la primera entrada sobre espectroscopía:

“Los espectros de absorción son los que encontramos en la mayoría de estrellas: aquí la fuente de radiación es el núcleo de la propia estrella, y la luz tiene que atravesar una atmósfera de gas propia de la estrella en su camino hacia el observador. Pues bien, cuando el gas estelar contiene átomos capaces de captar fotones de la luz radiada desde el núcleo, de una determinada longitud de onda, excitando ese átomo y promocionando un electrón a un nivel energético mayor, los fotones captados dejan espacios oscuros en el espectro conocidos como líneas de absorción.

Con las líneas de emisión sucede lo contrario, un electrón de un átomo de un elemento presente en el gas desciende de nivel energético, emitiendo un fotón que se evidencia en el espectro a una longitud de onda dada (a groso modo). Estas líneas espectrales son típicas de nebulosas ionizadas por estrellas calientes cercanas, de nebulosas planetarias o de las propias estrellas calientes; es decir, cuerpos y formaciones con elevadas temperaturas que provocan que, o bien los electrones sean promocionados a niveles energéticos superiores y después decaigan, o incluso se produzca la ionización del átomo (perdiendo un electrón al abandonar el último nivel energético).”

Intercalaré, a continuación, una serie de datos históricos esenciales para avanzar en el entendimiento de la materia que nos ocupa, y poder dar sentido a la posterior presentación de los perfiles espectrales, calibrados y corregidos, por mí, en el continuo y con respuesta radiométrica, acompañados de una descripción de las principales propiedades de la clase espectral a la que pertenecen.

En 1802, el químico inglés William Hyde Wollaston (1766-1828) descubrió una colección de siete líneas oscuras en el espectro solar, instalando una rendija estrecha en la trayectoria de un rayo de luz. Una pena que no alcanzase a desentrañar las implicaciones de este fabuloso hallazgo.

El óptico bávaro Joseph Fraunhofer (1787-1826), utilizando una instrumentación mucho más sofisticada, descubriría, en 1814, unas 500 líneas oscuras en el espectro solar. Las más intensas las denotó con las letras A-K. En ese momento desconocía el contexto físico. Había estudiado las estrellas más brillantes con su espectroscopio, y ya reconoció que en el espectro de Sirius (Canis Major) dominaban líneas amplias y fuertes, y que Pollux (Géminis) mostraba un patrón similar al del sol. Además, apuntó que el espectro de Betelgeuse (Orión) apenas muestra líneas de absorción discretas, pero sí bandas de absorción amplias.

El curso posterior de la astronomía, a finales del siglo XIX y principios del XX, se benefició de avances impresionantes en química y física. Así, Robert Bunsen (1811-1899) y Gustav Kirchhoff (1824-1887) pudieron asignar las líneas espectrales a elementos químicos concretos.

El padre Angelo Secchi (1818-1878), del Observatorio Vaticano, y referido en muchas fuentes como el “padre de la astrofísica moderna”, subdividió los espectros estelares en cinco grupos según características específicas (I-V “Clases de Secchi”).

Apoyado en un gran número de espectros y trabajos preliminares de Henry Draper, Edward Pickering (1846-1919) refinó el sistema de Secchi, con letras mayúsculas de la A a la Q. – Como director del Observatorio de Harvard, sus aportaciones en este campo no se entenderían sin el trabajo de numerosas mujeres “colaboradoras”, verdaderas protagonistas de la historia. – Os recomiendo encarecidamente ampliar información al respecto, a modo de reconocimiento de las entonces denominadas “computadoras de Harvard” (a mí me suena especialmente mal, pues ni hace justicia a su verdadera labor y su envidiable talento, ni denota la magnitud de su trabajo) – . En este contexto y lugar, Annie Jump Cannon (1863-1941) desarrolló el Esquema de Clasificación de Harvard. Su estructura básica ha sobrevivido hasta hoy, describiendo las clases O, B, A, F, G, K, M. El título de este post es la regla mnemotécnica en inglés para recordar estas clases espectrales: Oh Be A Fine Girl/Guy, Kiss Me (Oh, sé un/a buen/a chic@, bésame).


El gif superior, con bandas sintéticas de las clases espectrales, proviene de espectros propios procesados 

Con este sistema, incluso todavía hoy, se pueden clasificar más del 99% de las estrellas. Esta secuencia de letras sigue la disminución de temperatura atmosférica de las estrellas clasificadas, comenzando desde los tipos O muy calientes, con varias decenas de miles de K, hasta los tipos M más fríos, con aproximadamente 2.400 – 3.500 K. Esto muestra que los espectros dependen principalmente de la temperatura atmosférica de la estrella y, en segundo lugar, de otros parámetros como composición química, densidad, velocidad de rotación, etc. Una de las hipótesis erróneas, en el largo camino hacia este sistema de clasificación, postuló que la secuencia espectral de O a M representa las etapas cronológicas de una estrella. Este error ha influido posteriormente en la terminología, cuando, todavía hoy, las clases O, B y A se llaman “tempranas”, las clases F y G “medias”, y K y M “tardías”. Esta sistemática también se aplica dentro de una clase, así que, por ejemplo, la subclase M0 se llama “temprana” y M8 es un tipo M “tardío”. Lógicamente M0 es anterior a M8.

Más adelante, el progreso en física nuclear y el conocimiento creciente de la evolución estelar demandaron una mayor adaptación y extensión del sistema. Fue reconocido, por ejemplo, que, dentro de la misma clase espectral, las estrellas pueden mostrar luminosidades absolutas totalmente diferentes, efecto causado por diferentes etapas del desarrollo estelar. En 1943, el sistema de clasificación fue ampliado con un número romano adicional, por Morgan, Keenan y Kellmann, del Observatorio Monte Wilson. Esta segunda dimensión de la clasificación especifica las llamadas “clases de luminosidad”:

Io: Super Gigantes Luminosas      

Ia-0, Ia, Iab, Ib: Subdivisión de las estrellas Super Gigantes según luminosidad decreciente

II: Gigantes Brillantes 

III: Gigantes normales

IV: Sub Gigantes

V: Enanas o estrellas de la secuencia principal

VI: Sub Enanas (rara vez se utiliza)

VII: Enanas blancas (rara vez se utiliza)

Este sistema clasifica al Sol como una estrella G2V, una enana común en la secuencia principal del diagrama de Hertzsprung-Russel.

El diagrama fue desarrollado en 1913 por Henry Russell, basado en el trabajo de Ejnar Hertzsprung. Es, probablemente, la herramienta más ilustrativa en astrofísica.

La clase espectral determina, inequívocamente, la posición de una estrella dentro del diagrama y viceversa. El efecto de la masa estelar inicial es crucial para su esperanza de vida, desde aproximadamente unos pocos millones de años para los primeros tipos O, hasta más de cien mil millones de años para las enanas rojas de la clase M (¡!). Esto se debe al hecho de que, con el aumento de masa, las estrellas agotan su “combustible” proporcionalmente más rápido.

Se llama secuencia principal a la fase en que la estrella fusiona hidrógeno, produciendo helio. La mayor parte de las estrellas pasan el 90% de su vida, aproximadamente, en la secuencia principal del diagrama de Hertzsprung-Russel (veremos, en entradas venideras de espectroscopía, qué sucede con las estrellas que/cuando se desvían de la secuencia principal).

Ahora sí, entramos en faena con las clases espectrales:

Cada tipo irá acompañado de un gráfico con el perfil calibrado y corregido -continuo- de un espectro de esa clase (todo, incluyendo la captación, realizado por un servidor).

Clase O

Los espectros de la clase O están dominados por absorciones intensas, relativamente bajas, de elementos ionizados. Las impresionantes altas temperaturas causan, además de helio neutro (He I), líneas de helio ionizado (He II). En las primeras subclases O también puede aparecer He II como línea de emisión. Asimismo, tenemos metales ionizados, como C III, N III, O III y Si IV. Debido a estas exageradas temperaturas, el grado de ionización es elevado en la serie H-Balmer, y la intensidad de sus líneas, por lo tanto, es débil.

Masa (/Sol): 60 – 20
t en secuencia principal (años): 1 M – 10 M
Tª fotosfera (K): 50.000 – 25.000
Radio (/Sol): 15 – 9
Luminosidad (/Sol): 800.000 – 90.000

Clase B

Esta clase se caracteriza por las líneas de absorción de helio neutro (He I), alcanzando su intensidad máxima en, aproximadamente, la subclase B2, y debilitándose hacia B9. Además, dominan las líneas espectrales de metales ionizados: O II, Si II, Mg II. En las subclases más “tardías”, la línea Fraunhofer K de Ca II se hace débilmente visible y la serie H-Balmer se vuelve significativamente más fuerte. Dadas las temperaturas inferiores respecto a la clase O, disminuye el grado de ionización, y el He II solo es visible en la subclase superior B0 (se limita aquí a las estrellas de la secuencia principal de la luminosidad V).

Masa (/Sol): 18 – 3
t en secuencia principal (años): 10 M – 400 M
Tª fotosfera (K): 25.000 – 10.500
Radio (/Sol): 8,4 – 3,0
Luminosidad (/Sol): 52.000 – 95

Clase A

Desde los albores de la espectroscopía en el siglo XIX, esta clase ha fascinado por sus marcadas líneas de absorción del hidrógeno. Angelo Secchi clasificó estos espectros a mediados del siglo XIX como “Tipo I”, y Edward Pickering los etiquetó en su sistema ulterior como “Tipo A”. Estos espectros distintivos y claros se adaptan muy bien como introducción didáctica a la espectroscopía práctica. El patrón de las fuertes líneas H-Balmer gana intensidad desde la clase B tardía, y alcanza su máximo en el tipo A2. De ahí en adelante, las subclases A posteriores se caracterizan por una pérdida gradual de intensidad de la serie H-Balmer. Por el contrario, las dos líneas Fraunhofer H + K de Ca II se presentan notoriamente más fuertes. En las primeras subclases, algunas líneas He I aún aparecen, pero muy débilmente.

Masa (/Sol): 3 – 2
t en secuencia principal (años): 440 M – 3.000 M
Tª fotosfera (K): 10.000 – 7.500
Radio (/Sol): 2,7 – 1,7
Luminosidad (/Sol): 55 – 8

Clase F

Las líneas H-Balmer ahora son mucho más débiles y las líneas de Fraunhofer H + K (Ca II) se convierten en la característica dominante, de modo que la absorción de Fraunhofer H desplaza claramente la línea de Hε. Hacia las últimas subclases, los elementos neutros, por ejemplo, Fe l, Cr l, sustituyen progresivamente la absorción de los ionizados. La línea Ca I en λ 4227 se intensifica, así como la banda G (CH molecular). El triplete de magnesio (λ 5168–83) se hace más evidente.

Masa (/Sol): 1,6 – 1,1
t en secuencia principal (años): 3.000 M – 7.000 M
Tª fotosfera (K): 7.200 – 6.000
Radio (/Sol): 1,6 – 1,2
Luminosidad (/Sol): 6,5 – 2,0

Clase G

Las líneas de Fraunhofer H + K de Ca II ionizado se tornan marcadamente fuertes, logrando, teóricamente, la intensidad máxima en las subclases finales de G. La serie de Balmer se debilita claramente, por lo que estas líneas ahora son superadas por diversas absorciones de metales. La intensidad del triplete de magnesio (λ 5169-83) aumenta respecto a la clase F (etiquetado como “b” dentro del conjunto de Fraunhofer). Sucede lo mismo con la línea Ca l (λ 4227, “g” de Fraunhofer). La temperatura desciende a un nivel en el que las moléculas diatómicas son viables (banda G de Fraunhofer de la molécula CH). También son destacables las fuertes bandas de absorción de CN y CH en el área violeta.

Masa (/Sol): 1,05 – 0,9
t en secuencia principal (años): 7.000 M – 15.000 M
Tª fotosfera (K): 6.000 – 5.500
Radio (/Sol): 1,1 – 0,85
Luminosidad (/Sol): 1,5 – 0,66

Clase K

Las líneas espectrales son causadas principalmente por átomos neutros o por moléculas diatómicas. La intensidad de los metales neutros sigue aumentando. La banda G se va debilitando en las subclases tardías. La serie H-Balmer es ahora muy débil y difícil de identificar, excepto en las líneas Hα y Hβ, considerablemente reducida. El triplete de magnesio es aún prominente. En los espectros de las últimas subclases K se produce una ruptura notable, y la similitud con el espectro solar se va desvaneciendo. En la subclase K5 y posteriores, particularmente en el rango rojo del espectro, aparecen bandas de óxido de titanio (TiO).

Masa (/Sol): 0,8 – 0,6
t en secuencia principal (años): > 20.000 M
Tª fotosfera (K): 5.250 – 4.000
Radio (/Sol): 0,80 – 0,65
Luminosidad (/Sol): 0,42 – 0,10

Clase M

Las líneas de Fraunhofer H + K siguen siendo sorprendentes en toda la clase M. Además de la línea Hα, el calcio neutro Ca l en λ 4227 y la línea doble de sodio en λ 5890/95, son las absorciones discretas dominantes. La intensidad de las bandas de absorción de óxido de titanio (TiO) aumenta ampliamente hacia las últimas subclases, constituyendo la inconfundible marca de la categoría M. Mucho menos frecuentes, y con menor intensidad, encontramos algunas bandas de absorción de CaH (hidruro de calcio) y moléculas de MgH (hidruro de magnesio). En las últimas subclases M, la temperatura más baja permite incluso la formación de otras moléculas diatómicas como el óxido de vanadio (VO) e hidrógeno molecular (H2). Las longitudes de onda de las bandas de absorción están definidas por “bordes más distintivos”, resultando una curva en forma de dientes de sierra.

Masa (/Sol): 0,5 – 0,08
t en secuencia principal (años): > 100.000 M
Tª fotosfera (K): 3.850 – 2.600
Radio (/Sol): 0,63 – 0,17
Luminosidad (/Sol): 0,08 – 0,001


A continuación tenemos una galería con estos mismos espectros, calibrados y corregidos con respuesta radiométrica (instrumental), pudiendo pasar de unos a otros en orden de tipo espectral
:

El siguiente gráfico reúne todos los perfiles, calibrados pero sin ninguna corrección:

Clases O y B: teóricamente, las intensidades máximas de las estrellas estarían muy a la izquierda, fuera del diagrama, en el rango UV.

Clase A: la intensidad máxima del continuo real se mueve al borde “azul” de onda corta del espectro visible.

Clase F: la intensidad máxima está claramente ubicada dentro del rango visible del espectro.

Clase G: la intensidad máxima se desplaza a la parte verde del espectro visible (por eso, la evolución ha optimizado nuestros ojos para este dominio de longitud de onda).

Clase K: la intensidad máxima del continuo real recae en la región roja del rango visible.

Clase M: la intensidad máxima se encuentra en el rango infrarrojo del espectro, fuera, nuevamente, de nuestro alcance.

La principal causa de esta “ceguera” en los extremos infrarrojo y ultravioleta es la selectividad espectral del chip de la CCD.

Como apuntes finales:

La corrección del continuo en los perfiles los lleva a un recorrido horizontal, normalizado a intensidad 1 en el eje y, ajustando la intensidad de las líneas en función de su valor Ic inicial, facilitando el análisis de los mismos.

La respuesta radiométrica “acerca” el perfil al de una estrella tipo de la misma clase espectral que la que estemos estudiando y procesando, de forma semejante a como aparecen en multitud de base de datos.

Las líneas y bandas de absorción telúrica que observáis en los gráficos están propiciadas por las moléculas de O2 y H2O de nuestra atmósfera.

Estos últimos conceptos se mencionan en el vídeo que enlazo al comienzo de este post.

Y en este punto cerramos. La elaboración de todos los contenidos ha sido un trabajo arduo, pero muy satisfactorio. He intentado que esta entrada del blog fuese lo más organizada posible, y que recogiese los aprendizajes de mis primeras andanzas por el camino de la luz estelar. Espero haberme acercado a esta pretensión.

Fuentes:

 

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