Clase O: son estrellas muy calientes y luminosas destacando en brillantes colores azules. Naos (en la constelación de Puppis) brilla con una potencia cercana a un millón de veces superior a la del Sol. Estas estrellas tienen líneas de helio ionizado y neutro muy prominentes y presentan líneas débiles de Balmer de hidrógeno. Emiten la mayor parte de su radiación en el ultravioleta.
Clase B: extremadamente luminosas, como Rigel en Orión, una supergigante azul. Los espectros de estas estrellas tienen líneas de helio neutral y líneas moderadas de hidrógeno. Como las estrellas O y B tienen tanta masa consumen su energía mucho más deprisa que otras estrellas más pequeñas liberando cantidades inmensas de energía y viviendo durante un corto periodo de tiempo de unos millones de años. En este tiempo no pueden alejarse demasiado de las regiones de formación estelar en las que nacen por lo que suelen presentarse en grupos de varias estrellas en lo que se conoce como asociaciones OB1, formadas en el interior de nubes moleculares gigantes. La asociación OB1 de Orión es el ejemplo más cercano.
Clase A: son las estrellas más comunes que observamos a simple vista. Deneb en el Cisne es una estrella de gran brillo mientras que Sirio, la estrella más brillante desde la Tierra es también una estrella de tipo A muy cercana pero no tan grande como Deneb. Las estrellas de clase A tienen pronunciadas líneas de Balmer de hidrógeno y poseen también líneas de metales ionizados.
Clase F: siguen siendo estrellas de gran masa y muy brillantes pero pertenecen ya a la secuencia principal. Como ejemplo podemos considerar Fomalhaut en Piscis Australis. Sus espectros se caracterizan por líneas de Balmer de hidrógeno débiles y metales ionizados. Son de color blanco con un ligero componente amarillo.
Clase G: son las mejor conocidas ya que nuestro Sol pertenece a esta clase siendo una estrella de tipo G2. Tienen líneas de hidrógeno aún más débiles que las F y cuentan con líneas de metales ionizados y neutros.
Clase K: estrellas naranja algo más frías que el Sol. Algunas de ellas son gigantes e incluso supergigantes como Antares, mientras que otras estrellas K como Alpha Centauri B pertenecen a la secuencia principal. Tienen líneas de hidrógeno muy débiles y en ocasiones algunas líneas correspondientes a metales neutros.
Clase M: es la más común de todas por el número de estrellas. Todas las enanas rojas pertenecen a esta clase y más del 90% de todas las estrellas son de este tipo como Próxima Centauri. La clase M también corresponde a la mayoría de las gigantes y a algunas supergigantes como Arcturus y Betelgeuse, así como a las variables Mira. El espectro de una estrella M tiene líneas moléculas y de metales neutros pero normalmente no muestra líneas de hidrógeno. El óxido de Titanio puede formar líneas intensas en las estrellas M.
- El tamaño de las estrellas es muy variable. Las estrellas más grandes se llaman SUPERGIGANTES y las más pequeñas, ENANAS. El sol es una estrella mediana de color amarillo (tipo G). Una supergigante, como la Betelgeuse, tiene 650 veces el diámetro del sol.
Según la luminosidad:
Las clases de luminosidad, tal cual las define el esquema de Yerkes, están relacionadas con la emisión de energía por unidad de superficie de las estrellas.
Dentro de una misma clase espectral (es decir, con una temperatura superficial y con un mismo color), las estrellas pueden presentar rasgos físicos diferentes, especialmente en cuanto a su tamaño. Por lo tanto, si bien dos estrellas que tengan la misma temperatura superficial emiten la misma cantidad de energía por unidad de superficie, es evidente que la totalidad de energía liberada dependerá del diámetro que tengan.
Este es el rasgo que toma el catálogo de Yerkes para clasificar a las estrellas, a las que divide en siete grupos, los que se expresan en números romanos.
Tipo I: Supergigantes: Son estrellas extremadamente masivas y luminosas, usualmente hacia el final de sus vidas. Son muy poco comunes: solamente una estrella de cada millón es una supergigante. Se las sub-clasifica en los tipos Ia y Ib, con Ia representado a las más luminosas. Si bien pueden ser de todos los colores, las más comunes son rojas. Ejemplos: Canopus (F0 Ib), que es la más cercana a nosotros, Rigel (B8 Ia), Betelgeuse (M2 Ib) y Antares (M1 Ib).
Tipo II: Gigantes luminosas: Un grupo relativamente poco común de estrellas gigantes que no se encuentran en la secuencia principal y que brillan unas 1000 veces más que el Sol. Ejemplos: Adara (B2 II), Sargas (F1 II) y Kraz (G5 II).
Tipo III: Gigantes normales: Típicamente, son unas 100 veces más luminosas que el Sol. Estas estrellas gigantes no continúan fusionando hidrógeno para formar helio en sus núcleos En su lugar, la fusión se realiza fuera de sus núcleos, o comienza a realizar otros tipos de fusiones, o ambas cosas a la vez. Son el producto de la evolución de estrellas que tienen menos de ocho veces la masa del Sol. La mayor parte de estas gigantes son amarillas (G), naranjas (K) o rojas (M). Ejemplos: Arturo (K2 III), Agena (B1 III) y Aldebarán (K5 III).
Tipo IV: Sub-Gigantes: Aunque todavía son más masivas y luminosas que el Sol, son mucho más pequeñas que las verdaderas gigantes. Son estrellas que han comenzado a evolucionar hacia los estados de gigante o supergigante. Entre ellas se incluyen Acrux (B0,5 IV), Shaula (B1,5 IV) y Miaplacidus (A2 IV). Proción, por ejemplo, está entrando en esta categoría, por lo cual se la clasifica como (F5 IV-V).
Tipo V: Enanas: Una clase muy numerosa de estrellas de la secuencia principal, cuyas masas y luminosidades son en general comparables con las del Sol (G2 V) y que, como éste, consumen hidrógeno en forma normal. Ejemplos: Sirio (A0 V), Alfa Centauro (G2 V) y Vega (A0 V).
Tipo VI: Sub-Enanas: Actualmente, esta clase no se utiliza mucho. Se incluye para completar la clasificación original. Incluye a las enanas marrones, estrellas con una masa demasiado pequeña (menos de 0,8 masas solares) como para que comience en ellas la fusión. Cuando son jóvenes brillan en el rojo al convertir la energía gravitatoria en calor. Cuando envejecen, se hacen más débiles, se enfrían, y se convierten en enanas negras.
Tipo VII: Enanas Blancas: Actualmente, esta clase no se utiliza mucho. Se incluye para completar la clasificación original. Son estrellas de la secuencia principal que tienen un tamaño similar al de la Tierra, con una masa de aproximadamente 0,6 masas solares. Representan la etapa final de una estrella que al nacer tuvo menos de 8 masas solares. Luego de dejar la secuencia principal, evoluciona hacia una gigante roja, expulsa luego sus capas exteriores formando una nebulosa planetaria y deja expuesto su núcleo caliente, que es entonces la enana blanca en sí.
Diagrama Hertzprung-Russell
El diagrama Hertzprung-Russell es una representación estadística en la cual se clasifican las estrellas de acuerdo a su temperatura y a su luminosidad, ubicando estas propiedades en un plano de coordenadas.
La luminosidad (magnitud absoluta) se dispone en el eje vertical, en sentido creciente de abajo hacia arriba, y la temperatura superficial (y por lo tanto, su color) se coloca en el eje horizontal, en sentido decreciente de izquierda a derecha. Muchas veces, el eje horizontal se expresa en clases espectrales (de izquierda a derecha: O, B, A, F, G, K, M). Al proceder de esta manera, se observa que la mayor parte de las estrellas ocupan una zona diagonal del diagrama, la secuencia principal. Desde el punto de vista evolutivo, es la zona en las estrellas pasan la mayor parte de su vida (aproximadamente el 90% de ella), y allí permanecen mientras en su núcleo continúe la fusión de hidrógeno en helio. Las estrellas azules, de gran masa y luminosidad, se encuentran arriba y a la izquierda. Las amarillas, con luminosidad y temperatura medias (como nuestro Sol) se ubican en el centro, y las más rojas y pequeñas se posicionan abajo y a la derecha. Además de la secuencia principal, el diagrama muestra otras dos zonas principales, una rama arriba y a la derecha, donde se encuentran las gigantes y supergigantes rojas de poca luminosidad, y otra rama abajo y hacia la izquierda del centro, donde se ubican las enanas blancas de alta luminosidad.
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