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class="vector-toc-link" href="#Sistema_de_clasificación_de_Harvard"> <div class="vector-toc-text"> 2.1 Sistema de clasificación de Harvard </div> </a> <ul id="toc-Sistema_de_clasificación_de_Harvard-sublist" class="vector-toc-list"> </ul> </li> <li id="toc-Clasificación_espectral_de_Yerkes" class="vector-toc-list-item vector-toc-level-2"> <a class="vector-toc-link" href="#Clasificación_espectral_de_Yerkes"> <div class="vector-toc-text"> 2.2 Clasificación espectral de Yerkes </div> </a> <ul id="toc-Clasificación_espectral_de_Yerkes-sublist" class="vector-toc-list"> </ul> </li> <li id="toc-Peculiaridades_espectrales" class="vector-toc-list-item vector-toc-level-2"> <a class="vector-toc-link" href="#Peculiaridades_espectrales"> <div class="vector-toc-text"> 2.3 Peculiaridades espectrales </div> </a> <ul id="toc-Peculiaridades_espectrales-sublist" class="vector-toc-list"> </ul> </li> </ul> </li> <li id="toc-Historia" class="vector-toc-list-item vector-toc-level-1"> <a class="vector-toc-link" href="#Historia"> <div class="vector-toc-text"> 3 Historia </div> </a> <button aria-controls="toc-Historia-sublist" class="cdx-button cdx-button--weight-quiet cdx-button--icon-only vector-toc-toggle"> Alternar subsección Historia </button> <ul id="toc-Historia-sublist" class="vector-toc-list"> <li id="toc-Clases_de_Secchi" class="vector-toc-list-item vector-toc-level-2"> <a class="vector-toc-link" href="#Clases_de_Secchi"> <div class="vector-toc-text"> 3.1 Clases de Secchi </div> </a> <ul id="toc-Clases_de_Secchi-sublist" class="vector-toc-list"> </ul> </li> <li id="toc-Sistema_Draper" class="vector-toc-list-item vector-toc-level-2"> <a class="vector-toc-link" href="#Sistema_Draper"> <div class="vector-toc-text"> 3.2 Sistema Draper </div> </a> <ul id="toc-Sistema_Draper-sublist" class="vector-toc-list"> </ul> </li> <li id="toc-Sistema_de_Harvard" class="vector-toc-list-item vector-toc-level-2"> <a class="vector-toc-link" href="#Sistema_de_Harvard"> <div class="vector-toc-text"> 3.3 Sistema de Harvard </div> </a> <ul id="toc-Sistema_de_Harvard-sublist" class="vector-toc-list"> </ul> </li> <li id="toc-Clases_de_Mount_WIlson" class="vector-toc-list-item vector-toc-level-2"> <a class="vector-toc-link" href="#Clases_de_Mount_WIlson"> <div class="vector-toc-text"> 3.4 Clases de Mount WIlson </div> </a> <ul id="toc-Clases_de_Mount_WIlson-sublist" class="vector-toc-list"> </ul> </li> </ul> </li> <li id="toc-Clasificación_gravitacional_de_estrellas" class="vector-toc-list-item vector-toc-level-1"> <a class="vector-toc-link" href="#Clasificación_gravitacional_de_estrellas"> <div class="vector-toc-text"> 4 Clasificación gravitacional de estrellas </div> </a> <button aria-controls="toc-Clasificación_gravitacional_de_estrellas-sublist" class="cdx-button cdx-button--weight-quiet cdx-button--icon-only vector-toc-toggle"> Alternar subsección Clasificación gravitacional de estrellas </button> <ul id="toc-Clasificación_gravitacional_de_estrellas-sublist" class="vector-toc-list"> <li id="toc-Clasificación_por_centro_gravitacional_estelar" class="vector-toc-list-item vector-toc-level-2"> <a class="vector-toc-link" href="#Clasificación_por_centro_gravitacional_estelar"> <div class="vector-toc-text"> 4.1 Clasificación por centro gravitacional estelar </div> </a> <ul id="toc-Clasificación_por_centro_gravitacional_estelar-sublist" class="vector-toc-list"> </ul> </li> <li id="toc-Clasificación_de_estrellas_sistémicas_por_posición" class="vector-toc-list-item vector-toc-level-2"> <a class="vector-toc-link" href="#Clasificación_de_estrellas_sistémicas_por_posición"> <div class="vector-toc-text"> 4.2 Clasificación de estrellas sistémicas por posición </div> </a> <ul id="toc-Clasificación_de_estrellas_sistémicas_por_posición-sublist" class="vector-toc-list"> </ul> </li> <li id="toc-Clasificación_de_estrellas_por_agrupación_gravitacional" class="vector-toc-list-item vector-toc-level-2"> <a class="vector-toc-link" href="#Clasificación_de_estrellas_por_agrupación_gravitacional"> <div class="vector-toc-text"> 4.3 Clasificación de estrellas por agrupación gravitacional </div> </a> <ul id="toc-Clasificación_de_estrellas_por_agrupación_gravitacional-sublist" class="vector-toc-list"> </ul> </li> <li id="toc-Clasificación_de_estrellas_por_sistema_planetario" class="vector-toc-list-item vector-toc-level-2"> <a class="vector-toc-link" href="#Clasificación_de_estrellas_por_sistema_planetario"> <div class="vector-toc-text"> 4.4 Clasificación de estrellas por sistema planetario </div> </a> <ul id="toc-Clasificación_de_estrellas_por_sistema_planetario-sublist" class="vector-toc-list"> </ul> </li> </ul> </li> <li id="toc-Clasificación_según_magnitudes" class="vector-toc-list-item vector-toc-level-1"> <a class="vector-toc-link" href="#Clasificación_según_magnitudes"> <div class="vector-toc-text"> 5 Clasificación según magnitudes </div> </a> <ul id="toc-Clasificación_según_magnitudes-sublist" class="vector-toc-list"> </ul> </li> <li id="toc-Clasificación_por_tipos_espectrales" class="vector-toc-list-item vector-toc-level-1"> <a class="vector-toc-link" href="#Clasificación_por_tipos_espectrales"> <div class="vector-toc-text"> 6 Clasificación por tipos espectrales </div> </a> <button aria-controls="toc-Clasificación_por_tipos_espectrales-sublist" class="cdx-button cdx-button--weight-quiet cdx-button--icon-only vector-toc-toggle"> Alternar subsección Clasificación por tipos espectrales </button> <ul id="toc-Clasificación_por_tipos_espectrales-sublist" class="vector-toc-list"> <li id="toc-Catálogo_Henry_Draper" class="vector-toc-list-item vector-toc-level-2"> <a class="vector-toc-link" href="#Catálogo_Henry_Draper"> <div class="vector-toc-text"> 6.1 Catálogo Henry Draper </div> </a> <ul id="toc-Catálogo_Henry_Draper-sublist" class="vector-toc-list"> </ul> </li> <li id="toc-Orden_de_la_secuencia" class="vector-toc-list-item vector-toc-level-2"> <a class="vector-toc-link" href="#Orden_de_la_secuencia"> <div class="vector-toc-text"> 6.2 Orden de la secuencia </div> </a> <ul id="toc-Orden_de_la_secuencia-sublist" class="vector-toc-list"> </ul> </li> <li id="toc-Nomenclatura_«temprana»_y_«tardía»" class="vector-toc-list-item vector-toc-level-2"> <a class="vector-toc-link" href="#Nomenclatura_«temprana»_y_«tardía»"> <div class="vector-toc-text"> 6.3 Nomenclatura «temprana» y «tardía» </div> </a> <ul id="toc-Nomenclatura_«temprana»_y_«tardía»-sublist" class="vector-toc-list"> </ul> </li> </ul> </li> <li id="toc-Tipos_espectrales_clásicos" class="vector-toc-list-item vector-toc-level-1"> <a class="vector-toc-link" href="#Tipos_espectrales_clásicos"> <div class="vector-toc-text"> 7 Tipos espectrales clásicos </div> </a> <button aria-controls="toc-Tipos_espectrales_clásicos-sublist" class="cdx-button cdx-button--weight-quiet cdx-button--icon-only vector-toc-toggle"> Alternar subsección Tipos espectrales clásicos </button> <ul id="toc-Tipos_espectrales_clásicos-sublist" class="vector-toc-list"> <li id="toc-Clase_O" class="vector-toc-list-item vector-toc-level-2"> <a class="vector-toc-link" href="#Clase_O"> <div class="vector-toc-text"> 7.1 Clase O </div> </a> <ul id="toc-Clase_O-sublist" class="vector-toc-list"> </ul> </li> <li id="toc-Clase_B" class="vector-toc-list-item vector-toc-level-2"> <a class="vector-toc-link" href="#Clase_B"> <div class="vector-toc-text"> 7.2 Clase B </div> </a> <ul id="toc-Clase_B-sublist" class="vector-toc-list"> </ul> </li> <li id="toc-Clase_A" class="vector-toc-list-item vector-toc-level-2"> <a class="vector-toc-link" href="#Clase_A"> <div class="vector-toc-text"> 7.3 Clase A </div> </a> <ul id="toc-Clase_A-sublist" class="vector-toc-list"> </ul> </li> <li id="toc-Clase_F" class="vector-toc-list-item vector-toc-level-2"> <a class="vector-toc-link" href="#Clase_F"> <div class="vector-toc-text"> 7.4 Clase F </div> </a> <ul id="toc-Clase_F-sublist" class="vector-toc-list"> </ul> </li> <li id="toc-Clase_G" class="vector-toc-list-item vector-toc-level-2"> <a class="vector-toc-link" href="#Clase_G"> <div class="vector-toc-text"> 7.5 Clase G </div> </a> <ul id="toc-Clase_G-sublist" class="vector-toc-list"> </ul> </li> <li id="toc-Clase_K" class="vector-toc-list-item vector-toc-level-2"> <a class="vector-toc-link" href="#Clase_K"> <div class="vector-toc-text"> 7.6 Clase K </div> </a> <ul id="toc-Clase_K-sublist" class="vector-toc-list"> </ul> </li> <li id="toc-Clase_M" class="vector-toc-list-item vector-toc-level-2"> <a class="vector-toc-link" href="#Clase_M"> <div class="vector-toc-text"> 7.7 Clase M </div> </a> <ul id="toc-Clase_M-sublist" class="vector-toc-list"> </ul> </li> </ul> </li> <li id="toc-Tipos_espectrales_extendidos" class="vector-toc-list-item vector-toc-level-1"> <a class="vector-toc-link" href="#Tipos_espectrales_extendidos"> <div class="vector-toc-text"> 8 Tipos espectrales extendidos </div> </a> <button aria-controls="toc-Tipos_espectrales_extendidos-sublist" class="cdx-button cdx-button--weight-quiet cdx-button--icon-only vector-toc-toggle"> Alternar subsección Tipos espectrales extendidos </button> <ul id="toc-Tipos_espectrales_extendidos-sublist" class="vector-toc-list"> <li id="toc-Clases_de_estrellas_de_emisión_azul_cálido" class="vector-toc-list-item vector-toc-level-2"> <a class="vector-toc-link" href="#Clases_de_estrellas_de_emisión_azul_cálido"> <div class="vector-toc-text"> 8.1 Clases de estrellas de emisión azul cálido </div> </a> <ul id="toc-Clases_de_estrellas_de_emisión_azul_cálido-sublist" class="vector-toc-list"> <li id="toc-Clase_W:_Wolf–Rayet" class="vector-toc-list-item vector-toc-level-3"> <a class="vector-toc-link" href="#Clase_W:_Wolf–Rayet"> <div class="vector-toc-text"> 8.1.1 Clase W: Wolf–Rayet </div> </a> <ul id="toc-Clase_W:_Wolf–Rayet-sublist" class="vector-toc-list"> </ul> </li> <li id="toc-Las_estrellas_«Slash»" class="vector-toc-list-item vector-toc-level-3"> <a class="vector-toc-link" href="#Las_estrellas_«Slash»"> <div class="vector-toc-text"> 8.1.2 Las estrellas «Slash» </div> </a> <ul id="toc-Las_estrellas_«Slash»-sublist" class="vector-toc-list"> </ul> </li> </ul> </li> <li id="toc-Clases_de_enanas_rojas_y_marrones_frías" class="vector-toc-list-item vector-toc-level-2"> <a class="vector-toc-link" href="#Clases_de_enanas_rojas_y_marrones_frías"> <div class="vector-toc-text"> 8.2 Clases de enanas rojas y marrones frías </div> </a> <ul id="toc-Clases_de_enanas_rojas_y_marrones_frías-sublist" class="vector-toc-list"> <li id="toc-Clase_L" class="vector-toc-list-item vector-toc-level-3"> <a class="vector-toc-link" href="#Clase_L"> <div class="vector-toc-text"> 8.2.1 Clase L </div> </a> <ul id="toc-Clase_L-sublist" class="vector-toc-list"> </ul> </li> <li id="toc-Clase_T_:_Enanas_de_metano" class="vector-toc-list-item vector-toc-level-3"> <a class="vector-toc-link" href="#Clase_T_:_Enanas_de_metano"> <div class="vector-toc-text"> 8.2.2 Clase T : Enanas de metano </div> </a> <ul id="toc-Clase_T_:_Enanas_de_metano-sublist" class="vector-toc-list"> </ul> </li> <li id="toc-Clase_Y" class="vector-toc-list-item vector-toc-level-3"> <a class="vector-toc-link" href="#Clase_Y"> <div class="vector-toc-text"> 8.2.3 Clase Y </div> </a> <ul id="toc-Clase_Y-sublist" class="vector-toc-list"> </ul> </li> </ul> </li> <li id="toc-Clases_de_estrellas_de_carbono_gigantes" class="vector-toc-list-item vector-toc-level-2"> <a class="vector-toc-link" href="#Clases_de_estrellas_de_carbono_gigantes"> <div class="vector-toc-text"> 8.3 Clases de estrellas de carbono gigantes </div> </a> <ul id="toc-Clases_de_estrellas_de_carbono_gigantes-sublist" class="vector-toc-list"> <li id="toc-Clase_C:_estrellas_de_carbono" class="vector-toc-list-item vector-toc-level-3"> <a class="vector-toc-link" href="#Clase_C:_estrellas_de_carbono"> <div class="vector-toc-text"> 8.3.1 Clase C: estrellas de carbono </div> </a> <ul id="toc-Clase_C:_estrellas_de_carbono-sublist" class="vector-toc-list"> </ul> </li> <li id="toc-Clase_S" class="vector-toc-list-item vector-toc-level-3"> <a class="vector-toc-link" href="#Clase_S"> <div class="vector-toc-text"> 8.3.2 Clase S </div> </a> <ul id="toc-Clase_S-sublist" class="vector-toc-list"> </ul> </li> <li id="toc-Clases_MS_y_SC:_clases_intermedias_relacionadas_con_el_carbono" class="vector-toc-list-item vector-toc-level-3"> <a class="vector-toc-link" href="#Clases_MS_y_SC:_clases_intermedias_relacionadas_con_el_carbono"> <div class="vector-toc-text"> 8.3.3 Clases MS y SC: clases intermedias relacionadas con el carbono </div> </a> <ul id="toc-Clases_MS_y_SC:_clases_intermedias_relacionadas_con_el_carbono-sublist" class="vector-toc-list"> </ul> </li> </ul> </li> <li id="toc-Clasificaciones_de_enanas_blancas" class="vector-toc-list-item vector-toc-level-2"> <a class="vector-toc-link" href="#Clasificaciones_de_enanas_blancas"> <div class="vector-toc-text"> 8.4 Clasificaciones de enanas blancas </div> </a> <ul id="toc-Clasificaciones_de_enanas_blancas-sublist" class="vector-toc-list"> </ul> </li> </ul> </li> <li id="toc-Clasificación_por_clases_de_luminosidad" class="vector-toc-list-item vector-toc-level-1"> <a class="vector-toc-link" href="#Clasificación_por_clases_de_luminosidad"> <div class="vector-toc-text"> 9 Clasificación por clases de luminosidad </div> </a> <ul id="toc-Clasificación_por_clases_de_luminosidad-sublist" class="vector-toc-list"> </ul> </li> <li id="toc-Restos_estelares" class="vector-toc-list-item vector-toc-level-1"> <a class="vector-toc-link" href="#Restos_estelares"> <div class="vector-toc-text"> 10 Restos estelares </div> </a> <ul id="toc-Restos_estelares-sublist" class="vector-toc-list"> </ul> </li> <li id="toc-Clases_espectrales_reemplazadas" class="vector-toc-list-item vector-toc-level-1"> <a class="vector-toc-link" href="#Clases_espectrales_reemplazadas"> <div class="vector-toc-text"> 11 Clases espectrales reemplazadas </div> </a> <ul id="toc-Clases_espectrales_reemplazadas-sublist" class="vector-toc-list"> </ul> </li> <li id="toc-Clasificación_estelar,_habitabilidad,_y_la_búsqueda_de_vida" class="vector-toc-list-item vector-toc-level-1"> <a class="vector-toc-link" href="#Clasificación_estelar,_habitabilidad,_y_la_búsqueda_de_vida"> <div class="vector-toc-text"> 12 Clasificación estelar, habitabilidad, y la búsqueda de vida </div> </a> <ul id="toc-Clasificación_estelar,_habitabilidad,_y_la_búsqueda_de_vida-sublist" class="vector-toc-list"> </ul> </li> <li id="toc-Véase_también" class="vector-toc-list-item vector-toc-level-1"> <a class="vector-toc-link" href="#Véase_también"> <div class="vector-toc-text"> 13 Véase también </div> </a> <ul id="toc-Véase_también-sublist" class="vector-toc-list"> </ul> </li> <li id="toc-Notas" class="vector-toc-list-item vector-toc-level-1"> <a class="vector-toc-link" href="#Notas"> <div class="vector-toc-text"> 14 Notas </div> </a> <ul id="toc-Notas-sublist" class="vector-toc-list"> </ul> </li> <li id="toc-Referencias" class="vector-toc-list-item vector-toc-level-1"> <a class="vector-toc-link" href="#Referencias"> <div class="vector-toc-text"> 15 Referencias </div> </a> <ul id="toc-Referencias-sublist" class="vector-toc-list"> </ul> </li> <li id="toc-Enlaces_externos" class="vector-toc-list-item vector-toc-level-1"> <a class="vector-toc-link" href="#Enlaces_externos"> <div class="vector-toc-text"> 16 Enlaces externos </div> </a> <ul id="toc-Enlaces_externos-sublist" class="vector-toc-list"> </ul> </li> </ul> </div> </div> </nav> </div> </div> <div class="mw-content-container"> <main id="content" class="mw-body"> <header class="mw-body-header vector-page-titlebar"> <nav aria-label="Contenidos" class="vector-toc-landmark"> <div id="vector-page-titlebar-toc" class="vector-dropdown vector-page-titlebar-toc vector-button-flush-left" > <input type="checkbox" id="vector-page-titlebar-toc-checkbox" role="button" aria-haspopup="true" data-event-name="ui.dropdown-vector-page-titlebar-toc" class="vector-dropdown-checkbox " aria-label="Cambiar a la tabla de contenidos" > <label id="vector-page-titlebar-toc-label" for="vector-page-titlebar-toc-checkbox" class="vector-dropdown-label cdx-button cdx-button--fake-button cdx-button--fake-button--enabled cdx-button--weight-quiet cdx-button--icon-only " aria-hidden="true" > Cambiar a la tabla de contenidos </label> <div class="vector-dropdown-content"> <div id="vector-page-titlebar-toc-unpinned-container" class="vector-unpinned-container"> </div> </div> </div> </nav> <h1 id="firstHeading" class="firstHeading mw-first-heading">Clasificación estelar</h1> <div id="p-lang-btn" class="vector-dropdown mw-portlet mw-portlet-lang" > <input type="checkbox" id="p-lang-btn-checkbox" role="button" aria-haspopup="true" data-event-name="ui.dropdown-p-lang-btn" class="vector-dropdown-checkbox mw-interlanguage-selector" aria-label="Ir a un artículo en otro idioma. Disponible en 42 idiomas" > <label id="p-lang-btn-label" for="p-lang-btn-checkbox" class="vector-dropdown-label cdx-button cdx-button--fake-button cdx-button--fake-button--enabled cdx-button--weight-quiet cdx-button--action-progressive mw-portlet-lang-heading-42" aria-hidden="true" > 42 idiomas </label> <div class="vector-dropdown-content"> <div class="vector-menu-content"> <ul class="vector-menu-content-list"> <li class="interlanguage-link interwiki-af mw-list-item"><a href="https://af.wikipedia.org/wiki/Sterreklassifikasie" title="Sterreklassifikasie (afrikáans)" lang="af" hreflang="af" data-title="Sterreklassifikasie" data-language-autonym="Afrikaans" data-language-local-name="afrikáans" class="interlanguage-link-target">Afrikaans</a></li><li class="interlanguage-link interwiki-ar mw-list-item"><a href="https://ar.wikipedia.org/wiki/%D8%AA%D8%B5%D9%86%D9%8A%D9%81_%D9%86%D8%AC%D9%85%D9%8A" title="تصنيف نجمي (árabe)" lang="ar" hreflang="ar" data-title="تصنيف نجمي" data-language-autonym="العربية" data-language-local-name="árabe" class="interlanguage-link-target">العربية</a></li><li class="interlanguage-link interwiki-ast mw-list-item"><a href="https://ast.wikipedia.org/wiki/Clasificaci%C3%B3n_estelar" title="Clasificación estelar (asturiano)" lang="ast" hreflang="ast" data-title="Clasificación estelar" data-language-autonym="Asturianu" data-language-local-name="asturiano" class="interlanguage-link-target">Asturianu</a></li><li class="interlanguage-link interwiki-az mw-list-item"><a href="https://az.wikipedia.org/wiki/Ulduz_t%C9%99snifat%C4%B1" title="Ulduz təsnifatı (azerbaiyano)" lang="az" hreflang="az" data-title="Ulduz təsnifatı" data-language-autonym="Azərbaycanca" data-language-local-name="azerbaiyano" class="interlanguage-link-target">Azərbaycanca</a></li><li class="interlanguage-link interwiki-bs mw-list-item"><a href="https://bs.wikipedia.org/wiki/Zvjezdana_klasifikacija" title="Zvjezdana klasifikacija (bosnio)" lang="bs" hreflang="bs" data-title="Zvjezdana klasifikacija" data-language-autonym="Bosanski" data-language-local-name="bosnio" class="interlanguage-link-target">Bosanski</a></li><li class="interlanguage-link interwiki-cs mw-list-item"><a href="https://cs.wikipedia.org/wiki/Spektr%C3%A1ln%C3%AD_klasifikace" title="Spektrální klasifikace (checo)" lang="cs" hreflang="cs" data-title="Spektrální klasifikace" data-language-autonym="Čeština" data-language-local-name="checo" class="interlanguage-link-target">Čeština</a></li><li class="interlanguage-link interwiki-de mw-list-item"><a href="https://de.wikipedia.org/wiki/Klassifizierung_der_Sterne" title="Klassifizierung der Sterne (alemán)" lang="de" hreflang="de" data-title="Klassifizierung der Sterne" data-language-autonym="Deutsch" data-language-local-name="alemán" class="interlanguage-link-target">Deutsch</a></li><li class="interlanguage-link interwiki-en mw-list-item"><a href="https://en.wikipedia.org/wiki/Stellar_classification" title="Stellar classification (inglés)" lang="en" hreflang="en" data-title="Stellar classification" data-language-autonym="English" data-language-local-name="inglés" class="interlanguage-link-target">English</a></li><li class="interlanguage-link interwiki-eo mw-list-item"><a href="https://eo.wikipedia.org/wiki/Klasigo_de_steloj" title="Klasigo de steloj (esperanto)" lang="eo" hreflang="eo" data-title="Klasigo de steloj" data-language-autonym="Esperanto" data-language-local-name="esperanto" class="interlanguage-link-target">Esperanto</a></li><li class="interlanguage-link interwiki-eu mw-list-item"><a href="https://eu.wikipedia.org/wiki/Izarren_sailkapena" title="Izarren sailkapena (euskera)" lang="eu" hreflang="eu" data-title="Izarren sailkapena" data-language-autonym="Euskara" data-language-local-name="euskera" class="interlanguage-link-target">Euskara</a></li><li class="interlanguage-link interwiki-fa badge-Q17437798 badge-goodarticle mw-list-item" title="artículo bueno"><a href="https://fa.wikipedia.org/wiki/%D8%B1%D8%AF%D9%87%E2%80%8C%D8%A8%D9%86%D8%AF%DB%8C_%D8%B3%D8%AA%D8%A7%D8%B1%DA%AF%D8%A7%D9%86" title="رده‌بندی ستارگان (persa)" lang="fa" hreflang="fa" data-title="رده‌بندی ستارگان" data-language-autonym="فارسی" data-language-local-name="persa" class="interlanguage-link-target">فارسی</a></li><li class="interlanguage-link interwiki-fr badge-Q70894304 mw-list-item" title=""><a href="https://fr.wikipedia.org/wiki/Classification_stellaire" title="Classification stellaire (francés)" lang="fr" hreflang="fr" data-title="Classification stellaire" data-language-autonym="Français" data-language-local-name="francés" class="interlanguage-link-target">Français</a></li><li class="interlanguage-link interwiki-gl mw-list-item"><a href="https://gl.wikipedia.org/wiki/Clasificaci%C3%B3n_estelar" title="Clasificación estelar (gallego)" lang="gl" hreflang="gl" data-title="Clasificación estelar" data-language-autonym="Galego" data-language-local-name="gallego" class="interlanguage-link-target">Galego</a></li><li class="interlanguage-link interwiki-he mw-list-item"><a href="https://he.wikipedia.org/wiki/%D7%A1%D7%99%D7%95%D7%95%D7%92_%D7%A1%D7%A4%D7%A7%D7%98%D7%A8%D7%9C%D7%99" title="סיווג ספקטרלי (hebreo)" lang="he" hreflang="he" data-title="סיווג ספקטרלי" data-language-autonym="עברית" data-language-local-name="hebreo" class="interlanguage-link-target">עברית</a></li><li class="interlanguage-link interwiki-hu badge-Q17437796 badge-featuredarticle mw-list-item" title="artículo destacado"><a href="https://hu.wikipedia.org/wiki/Csillag%C3%A1szati_sz%C3%ADnk%C3%A9poszt%C3%A1lyoz%C3%A1s" title="Csillagászati színképosztályozás (húngaro)" lang="hu" hreflang="hu" data-title="Csillagászati színképosztályozás" data-language-autonym="Magyar" data-language-local-name="húngaro" class="interlanguage-link-target">Magyar</a></li><li class="interlanguage-link interwiki-hy mw-list-item"><a href="https://hy.wikipedia.org/wiki/%D5%8D%D5%BA%D5%A5%D5%AF%D5%BF%D6%80%D5%A1%D5%B5%D5%AB%D5%B6_%D5%A4%D5%A1%D5%BD%D5%A1%D5%AF%D5%A1%D6%80%D5%A3%D5%B8%D6%82%D5%B4" title="Սպեկտրային դասակարգում (armenio)" lang="hy" hreflang="hy" data-title="Սպեկտրային դասակարգում" data-language-autonym="Հայերեն" data-language-local-name="armenio" class="interlanguage-link-target">Հայերեն</a></li><li class="interlanguage-link interwiki-id mw-list-item"><a href="https://id.wikipedia.org/wiki/Klasifikasi_bintang" title="Klasifikasi bintang (indonesio)" lang="id" hreflang="id" data-title="Klasifikasi bintang" data-language-autonym="Bahasa Indonesia" data-language-local-name="indonesio" class="interlanguage-link-target">Bahasa Indonesia</a></li><li class="interlanguage-link interwiki-it mw-list-item"><a href="https://it.wikipedia.org/wiki/Classificazione_stellare" title="Classificazione stellare (italiano)" lang="it" hreflang="it" data-title="Classificazione stellare" data-language-autonym="Italiano" data-language-local-name="italiano" class="interlanguage-link-target">Italiano</a></li><li class="interlanguage-link interwiki-ja mw-list-item"><a href="https://ja.wikipedia.org/wiki/%E3%82%B9%E3%83%9A%E3%82%AF%E3%83%88%E3%83%AB%E5%88%86%E9%A1%9E" title="スペクトル分類 (japonés)" lang="ja" hreflang="ja" data-title="スペクトル分類" data-language-autonym="日本語" data-language-local-name="japonés" class="interlanguage-link-target">日本語</a></li><li class="interlanguage-link interwiki-kab mw-list-item"><a href="https://kab.wikipedia.org/wiki/Asesmel_atraw" title="Asesmel atraw (cabileño)" lang="kab" hreflang="kab" data-title="Asesmel atraw" data-language-autonym="Taqbaylit" data-language-local-name="cabileño" class="interlanguage-link-target">Taqbaylit</a></li><li class="interlanguage-link interwiki-kk mw-list-item"><a href="https://kk.wikipedia.org/wiki/%D0%96%D2%B1%D0%BB%D0%B4%D1%8B%D0%B7%D0%B4%D0%B0%D1%80%D0%B4%D1%8B%D2%A3_%D1%81%D0%BF%D0%B5%D0%BA%D1%82%D1%80%D0%BB%D1%96%D0%BA_%D0%B6%D1%96%D0%BA%D1%82%D0%B5%D0%BB%D1%83%D1%96" title="Жұлдыздардың спектрлік жіктелуі (kazajo)" lang="kk" hreflang="kk" data-title="Жұлдыздардың спектрлік жіктелуі" data-language-autonym="Қазақша" data-language-local-name="kazajo" class="interlanguage-link-target">Қазақша</a></li><li class="interlanguage-link interwiki-ko mw-list-item"><a href="https://ko.wikipedia.org/wiki/%ED%95%AD%EC%84%B1%EB%B6%84%EB%A5%98" title="항성분류 (coreano)" lang="ko" hreflang="ko" data-title="항성분류" data-language-autonym="한국어" data-language-local-name="coreano" class="interlanguage-link-target">한국어</a></li><li class="interlanguage-link interwiki-lt mw-list-item"><a href="https://lt.wikipedia.org/wiki/Spektrin%C4%97_klasifikacija" title="Spektrinė klasifikacija (lituano)" lang="lt" hreflang="lt" data-title="Spektrinė klasifikacija" data-language-autonym="Lietuvių" data-language-local-name="lituano" class="interlanguage-link-target">Lietuvių</a></li><li class="interlanguage-link interwiki-mk mw-list-item"><a href="https://mk.wikipedia.org/wiki/%D0%85%D0%B2%D0%B5%D0%B7%D0%B4%D0%B5%D0%BD%D0%B0_%D0%BA%D0%BB%D0%B0%D1%81%D0%B8%D1%84%D0%B8%D0%BA%D0%B0%D1%86%D0%B8%D1%98%D0%B0" title="Ѕвездена класификација (macedonio)" lang="mk" hreflang="mk" data-title="Ѕвездена класификација" data-language-autonym="Македонски" data-language-local-name="macedonio" class="interlanguage-link-target">Македонски</a></li><li class="interlanguage-link interwiki-ml mw-list-item"><a href="https://ml.wikipedia.org/wiki/%E0%B4%A8%E0%B4%95%E0%B5%8D%E0%B4%B7%E0%B4%A4%E0%B5%8D%E0%B4%B0%E0%B4%99%E0%B5%8D%E0%B4%99%E0%B4%B3%E0%B5%81%E0%B4%9F%E0%B5%86_%E0%B4%B8%E0%B5%8D%E0%B4%AA%E0%B5%86%E0%B4%95%E0%B5%8D%E0%B4%9F%E0%B5%8D%E0%B4%B0%E0%B5%BD_%E0%B4%B5%E0%B5%BC%E0%B4%97%E0%B5%8D%E0%B4%97%E0%B5%80%E0%B4%95%E0%B4%B0%E0%B4%A3%E0%B4%82" title="നക്ഷത്രങ്ങളുടെ സ്പെക്ട്രൽ വർഗ്ഗീകരണം (malayálam)" lang="ml" hreflang="ml" data-title="നക്ഷത്രങ്ങളുടെ സ്പെക്ട്രൽ വർഗ്ഗീകരണം" data-language-autonym="മലയാളം" data-language-local-name="malayálam" class="interlanguage-link-target">മലയാളം</a></li><li class="interlanguage-link interwiki-ms mw-list-item"><a href="https://ms.wikipedia.org/wiki/Pengelasan_najam" title="Pengelasan najam (malayo)" lang="ms" hreflang="ms" data-title="Pengelasan najam" data-language-autonym="Bahasa Melayu" data-language-local-name="malayo" class="interlanguage-link-target">Bahasa Melayu</a></li><li class="interlanguage-link interwiki-nl mw-list-item"><a href="https://nl.wikipedia.org/wiki/Spectrale_classificatie_van_sterren" title="Spectrale classificatie van sterren (neerlandés)" lang="nl" hreflang="nl" data-title="Spectrale classificatie van sterren" data-language-autonym="Nederlands" data-language-local-name="neerlandés" class="interlanguage-link-target">Nederlands</a></li><li class="interlanguage-link interwiki-pt mw-list-item"><a href="https://pt.wikipedia.org/wiki/Classifica%C3%A7%C3%A3o_estelar" title="Classificação estelar (portugués)" lang="pt" hreflang="pt" data-title="Classificação estelar" data-language-autonym="Português" data-language-local-name="portugués" class="interlanguage-link-target">Português</a></li><li class="interlanguage-link interwiki-ro mw-list-item"><a href="https://ro.wikipedia.org/wiki/Clasificare_stelar%C4%83" title="Clasificare stelară (rumano)" lang="ro" hreflang="ro" data-title="Clasificare stelară" data-language-autonym="Română" data-language-local-name="rumano" class="interlanguage-link-target">Română</a></li><li class="interlanguage-link interwiki-ru badge-Q17437796 badge-featuredarticle mw-list-item" title="artículo destacado"><a href="https://ru.wikipedia.org/wiki/%D0%A1%D0%BF%D0%B5%D0%BA%D1%82%D1%80%D0%B0%D0%BB%D1%8C%D0%BD%D0%B0%D1%8F_%D0%BA%D0%BB%D0%B0%D1%81%D1%81%D0%B8%D1%84%D0%B8%D0%BA%D0%B0%D1%86%D0%B8%D1%8F_%D0%B7%D0%B2%D1%91%D0%B7%D0%B4" title="Спектральная классификация звёзд (ruso)" lang="ru" hreflang="ru" data-title="Спектральная классификация звёзд" data-language-autonym="Русский" data-language-local-name="ruso" class="interlanguage-link-target">Русский</a></li><li class="interlanguage-link interwiki-sco mw-list-item"><a href="https://sco.wikipedia.org/wiki/Stellar_clessification" title="Stellar clessification (escocés)" lang="sco" hreflang="sco" data-title="Stellar clessification" data-language-autonym="Scots" data-language-local-name="escocés" class="interlanguage-link-target">Scots</a></li><li class="interlanguage-link interwiki-simple mw-list-item"><a href="https://simple.wikipedia.org/wiki/Stellar_classification" title="Stellar classification (Simple English)" lang="en-simple" hreflang="en-simple" data-title="Stellar classification" data-language-autonym="Simple English" data-language-local-name="Simple English" class="interlanguage-link-target">Simple English</a></li><li class="interlanguage-link interwiki-sk badge-Q17437798 badge-goodarticle mw-list-item" title="artículo bueno"><a href="https://sk.wikipedia.org/wiki/Spektr%C3%A1lna_klasifik%C3%A1cia" title="Spektrálna klasifikácia (eslovaco)" lang="sk" hreflang="sk" data-title="Spektrálna klasifikácia" data-language-autonym="Slovenčina" data-language-local-name="eslovaco" class="interlanguage-link-target">Slovenčina</a></li><li class="interlanguage-link interwiki-sl mw-list-item"><a href="https://sl.wikipedia.org/wiki/Spektralna_razvrstitev_zvezd" title="Spektralna razvrstitev zvezd (esloveno)" lang="sl" hreflang="sl" data-title="Spektralna razvrstitev zvezd" data-language-autonym="Slovenščina" data-language-local-name="esloveno" class="interlanguage-link-target">Slovenščina</a></li><li class="interlanguage-link interwiki-sr mw-list-item"><a href="https://sr.wikipedia.org/wiki/%D0%A5%D0%B0%D1%80%D0%B2%D0%B0%D1%80%D0%B4%D1%81%D0%BA%D0%B0_%D1%81%D0%BF%D0%B5%D0%BA%D1%82%D1%80%D0%B0%D0%BB%D0%BD%D0%B0_%D0%BA%D0%BB%D0%B0%D1%81%D0%B8%D1%84%D0%B8%D0%BA%D0%B0%D1%86%D0%B8%D1%98%D0%B0" title="Харвардска спектрална класификација (serbio)" lang="sr" hreflang="sr" data-title="Харвардска спектрална класификација" data-language-autonym="Српски / srpski" data-language-local-name="serbio" class="interlanguage-link-target">Српски / srpski</a></li><li class="interlanguage-link interwiki-ta mw-list-item"><a href="https://ta.wikipedia.org/wiki/%E0%AE%B5%E0%AE%BF%E0%AE%A3%E0%AF%8D%E0%AE%AE%E0%AF%80%E0%AE%A9%E0%AF%8D_%E0%AE%B5%E0%AE%95%E0%AF%88%E0%AE%AA%E0%AF%8D%E0%AE%AA%E0%AE%BE%E0%AE%9F%E0%AF%81" title="விண்மீன் வகைப்பாடு (tamil)" lang="ta" hreflang="ta" data-title="விண்மீன் வகைப்பாடு" data-language-autonym="தமிழ்" data-language-local-name="tamil" class="interlanguage-link-target">தமிழ்</a></li><li class="interlanguage-link interwiki-th mw-list-item"><a href="https://th.wikipedia.org/wiki/%E0%B8%81%E0%B8%B2%E0%B8%A3%E0%B8%88%E0%B8%B1%E0%B8%94%E0%B8%9B%E0%B8%A3%E0%B8%B0%E0%B9%80%E0%B8%A0%E0%B8%97%E0%B8%94%E0%B8%B2%E0%B8%A7%E0%B8%A4%E0%B8%81%E0%B8%A9%E0%B9%8C" title="การจัดประเภทดาวฤกษ์ (tailandés)" lang="th" hreflang="th" data-title="การจัดประเภทดาวฤกษ์" data-language-autonym="ไทย" data-language-local-name="tailandés" class="interlanguage-link-target">ไทย</a></li><li class="interlanguage-link interwiki-tr mw-list-item"><a href="https://tr.wikipedia.org/wiki/Y%C4%B1ld%C4%B1z_s%C4%B1n%C4%B1fland%C4%B1rma_(astronomi)" title="Yıldız sınıflandırma (astronomi) (turco)" lang="tr" hreflang="tr" data-title="Yıldız sınıflandırma (astronomi)" data-language-autonym="Türkçe" data-language-local-name="turco" class="interlanguage-link-target">Türkçe</a></li><li class="interlanguage-link interwiki-uk mw-list-item"><a href="https://uk.wikipedia.org/wiki/%D0%A1%D0%BF%D0%B5%D0%BA%D1%82%D1%80%D0%B0%D0%BB%D1%8C%D0%BD%D0%B0_%D0%BA%D0%BB%D0%B0%D1%81%D0%B8%D1%84%D1%96%D0%BA%D0%B0%D1%86%D1%96%D1%8F_%D0%B7%D1%96%D1%80" title="Спектральна класифікація зір (ucraniano)" lang="uk" hreflang="uk" data-title="Спектральна класифікація зір" data-language-autonym="Українська" data-language-local-name="ucraniano" class="interlanguage-link-target">Українська</a></li><li class="interlanguage-link interwiki-vi mw-list-item"><a href="https://vi.wikipedia.org/wiki/Ph%C3%A2n_lo%E1%BA%A1i_sao" title="Phân loại sao (vietnamita)" lang="vi" hreflang="vi" data-title="Phân loại sao" data-language-autonym="Tiếng Việt" data-language-local-name="vietnamita" class="interlanguage-link-target">Tiếng Việt</a></li><li class="interlanguage-link interwiki-zh badge-Q70893996 mw-list-item" title=""><a href="https://zh.wikipedia.org/wiki/%E6%81%92%E6%98%9F%E5%88%86%E7%B1%BB" title="恒星分类 (chino)" lang="zh" hreflang="zh" data-title="恒星分类" data-language-autonym="中文" data-language-local-name="chino" class="interlanguage-link-target">中文</a></li><li class="interlanguage-link interwiki-zh-yue mw-list-item"><a href="https://zh-yue.wikipedia.org/wiki/%E6%81%86%E6%98%9F%E5%88%86%E9%A1%9E" title="恆星分類 (cantonés)" lang="yue" hreflang="yue" data-title="恆星分類" data-language-autonym="粵語" data-language-local-name="cantonés" class="interlanguage-link-target">粵語</a></li> </ul> <div class="after-portlet after-portlet-lang"><a href="https://www.wikidata.org/wiki/Special:EntityPage/Q25377588#sitelinks-wikipedia" title="Editar enlaces interlingüísticos" class="wbc-editpage">Editar enlaces</a></div> </div> </div> </div> </header> <div class="vector-page-toolbar"> <div class="vector-page-toolbar-container"> <div id="left-navigation"> <nav aria-label="Espacios de nombres"> <div id="p-associated-pages" class="vector-menu vector-menu-tabs mw-portlet mw-portlet-associated-pages" > <div class="vector-menu-content"> <ul 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datos [g]" accesskey="g">Elemento de Wikidata</a></li> </ul> </div> </div> </div> </div> </div> </div> </nav> </div> </div> </div> <div class="vector-column-end"> <div class="vector-sticky-pinned-container"> <nav class="vector-page-tools-landmark" aria-label="Página de herramientas"> <div id="vector-page-tools-pinned-container" class="vector-pinned-container"> </div> </nav> <nav class="vector-appearance-landmark" aria-label="Apariencia"> <div id="vector-appearance-pinned-container" class="vector-pinned-container"> <div id="vector-appearance" class="vector-appearance vector-pinnable-element"> <div class="vector-pinnable-header vector-appearance-pinnable-header vector-pinnable-header-pinned" data-feature-name="appearance-pinned" data-pinnable-element-id="vector-appearance" data-pinned-container-id="vector-appearance-pinned-container" data-unpinned-container-id="vector-appearance-unpinned-container" > <div class="vector-pinnable-header-label">Apariencia</div> <button 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typeof="mw:File/Thumb"><a href="/wiki/Archivo:Morgan-Keenan_spectral_classification.svg" class="mw-file-description"><img src="//upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/thumb/7/70/Morgan-Keenan_spectral_classification.svg/220px-Morgan-Keenan_spectral_classification.svg.png" decoding="async" width="220" height="86" class="mw-file-element" srcset="//upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/thumb/7/70/Morgan-Keenan_spectral_classification.svg/330px-Morgan-Keenan_spectral_classification.svg.png 1.5x, //upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/thumb/7/70/Morgan-Keenan_spectral_classification.svg/440px-Morgan-Keenan_spectral_classification.svg.png 2x" data-file-width="900" data-file-height="350" /></a><figcaption>Clasificación de estrellas de O-M</figcaption></figure> <div class="nounderlines noresize notheme" style="width: 400px; float: right; clear: right; position: relative; margin-left: 1em;"> <div><a href="/wiki/Archivo:HR-diag-no-text-2.svg" class="mw-file-description"><img alt="" src="//upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/thumb/6/67/HR-diag-no-text-2.svg/400px-HR-diag-no-text-2.svg.png" decoding="async" width="400" height="457" class="mw-file-element" srcset="//upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/thumb/6/67/HR-diag-no-text-2.svg/600px-HR-diag-no-text-2.svg.png 1.5x, //upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/thumb/6/67/HR-diag-no-text-2.svg/800px-HR-diag-no-text-2.svg.png 2x" data-file-width="512" data-file-height="585" /></a> <div style="position: absolute; left:74px; top: 392px;"><a href="/wiki/Diagrama_de_Hertzsprung%E2%80%93Russell" class="mw-redirect" title="Diagrama de Hertzsprung–Russell">Diagrama de Hertzsprung–Russell</a></div> <div style="position: absolute; left:182px; top: 432px;"><a href="/wiki/Tipo_espectral" class="mw-redirect" title="Tipo espectral">Tipo espectral</a></div> <div style="position: absolute; left:322px; top: 364px;"><a href="/wiki/Enana_marr%C3%B3n" title="Enana marrón">Enanas marrones</a></div> <div style="position: absolute; left:154px; top: 316px;"><a href="/wiki/Enana_blanca" title="Enana blanca">Enanas blancas</a></div> <div style="position: absolute; left:334px; top: 300px;"><a href="/wiki/Enana_roja" title="Enana roja">Enanas rojas</a></div> <div style="position: absolute; left:202px; top: 268px;"><a href="/wiki/Subenana" class="mw-redirect" title="Subenana">Subenanas</a></div> <div style="position: absolute; left:94px; top: 222px;"><a href="/wiki/Secuencia_principal" title="Secuencia principal">Secuencia principal ("enanas")</a></div> <div style="position: absolute; left:262px; top: 184px;"><a href="/wiki/Subgigante" title="Subgigante">Subgigantes</a></div> <div style="position: absolute; left:174px; top: 164px;"><a href="/wiki/Estrella_gigante" title="Estrella gigante">Gigantes</a></div> <div style="position: absolute; left:194px; top: 132px;"><a href="/wiki/Estrella_gigante_luminosa" title="Estrella gigante luminosa">Gigante luminosa</a></div> <div style="position: absolute; left:174px; top: 104px;"><a href="/wiki/Supergigante" title="Supergigante">Supergigantes</a></div> <div style="position: absolute; left:174px; top: 71.2px;"><a href="/wiki/Hipergigante" title="Hipergigante">Hipergigantes</a></div> <div style="position: absolute; left:2px; top: 212px;"><a href="/wiki/Magnitud_absoluta" title="Magnitud absoluta">Magnitud absoluta (MV)</a></div> </div></div> En <a href="/wiki/Astronom%C3%ADa" title="Astronomía">astronomía</a>, la clasificación estelar es la clasificación de las <a href="/wiki/Estrella" title="Estrella">estrellas</a> en función de sus características <a href="/wiki/Espectro" title="Espectro">espectrales</a>. La <a href="/wiki/Radiaci%C3%B3n_electromagn%C3%A9tica" title="Radiación electromagnética">radiación electromagnética</a> procedente de la estrella es analizada mediante su división por un <a href="/wiki/Prisma_(%C3%B3ptica)" title="Prisma (óptica)">prisma</a> o por una <a href="/wiki/Red_de_difracci%C3%B3n" title="Red de difracción">red de difracción</a> en un <a href="/wiki/Espectro" title="Espectro">espectro</a>, mostrando así el arcoíris de color (espectro electromagnético visual) entremezclados con <a href="/wiki/L%C3%ADnea_espectral" title="Línea espectral">líneas de absorción</a>. Cada línea indica un <a href="/wiki/Ion" title="Ion">ion</a> de un determinado <a href="/wiki/Elemento_qu%C3%ADmico" title="Elemento químico">elemento químico</a>, junto con la intensidad de la línea que determina la abundancia de ese ion. La abundancia relativa de los diferentes iones varía con la temperatura de la <a href="/wiki/Fotosfera" title="Fotosfera">fotosfera</a>. La clase espectral de una estrella es un código corto que resume el estado de <a href="/wiki/Ionizaci%C3%B3n" title="Ionización">ionización</a>, dando una medida objetiva de la temperatura de la fotosfera y la estrella. La mayoría de las estrellas están actualmente clasificadas bajo el sistema de Morgan–Keenan (MK), utilizando las letras O, B, A, F, G, K, y M, una secuencia que abarca desde las más calientes (tipo O) a las más frías (tipo M). Cada clase de letra se subdivide usando un dígito numérico, con el 0 para las estrellas más calientes y 9 para las más frías (por ejemplo: A8, A9, F0, F1 forman una secuencia de las más calientes a las más frías). La secuencia ha sido ampliada con clases de otras estrellas y objetos parecidos a estrellas que no encajan en el sistema clásico, tal como la clase D para <a href="/wiki/Enanas_blancas" class="mw-redirect" title="Enanas blancas">enanas blancas</a> y la clase C para <a href="/wiki/Estrellas_de_carbono" class="mw-redirect" title="Estrellas de carbono">estrellas de carbono</a>. En el sistema MK, se añade una clase de luminosidad a la clase espectral usando <a href="/wiki/N%C3%BAmeros_romanos" class="mw-redirect" title="Números romanos">números romanos</a>. Esto se basa en el ancho de ciertas líneas de absorción en el espectro de la estrella, que varían con la densidad de la atmósfera y por lo que se distinguen las <a href="/wiki/Gigantes_rojas" class="mw-redirect" title="Gigantes rojas">gigantes rojas</a> de las enanas. La clase de luminosidad 0 o las estrellas Ia+ son hipergigantes, la clase de estrellas I para las supergigantes, la clase II son gigantes brillantes, la clase III para gigantes regulares, la clase IV son subgigantes, la clase V para estrellas de la <a href="/wiki/Secuencia_principal" title="Secuencia principal">secuencia principal</a>, la clase VI son subenanas, y la clase VII para enanas blancas. La clase espectral completa para el <a href="/wiki/Sol" title="Sol">Sol</a> es G2V, lo que indica que es una estrella de la secuencia principal con una temperatura aproximada de 5800 K. <meta property="mw:PageProp/toc" /> <div class="mw-heading mw-heading3"><h3 id="Descripción_convencional_del_color">Descripción convencional del color</h3>[<a href="/w/index.php?title=Clasificaci%C3%B3n_estelar&action=edit&section=1" title="Editar sección: Descripción convencional del color">editar</a>]</div> <div class="noprint AP rellink">Artículo principal: <a href="/wiki/Estrella_verde_(astronom%C3%ADa)" title="Estrella verde (astronomía)"> Estrella verde (astronomía)</a></div> <figure class="mw-default-size" typeof="mw:File/Thumb"><a href="/wiki/Archivo:TernaryColorTmap.PNG" class="mw-file-description"><img src="//upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/thumb/8/8d/TernaryColorTmap.PNG/220px-TernaryColorTmap.PNG" decoding="async" width="220" height="224" class="mw-file-element" srcset="//upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/thumb/8/8d/TernaryColorTmap.PNG/330px-TernaryColorTmap.PNG 1.5x, //upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/thumb/8/8d/TernaryColorTmap.PNG/440px-TernaryColorTmap.PNG 2x" data-file-width="441" data-file-height="450" /></a><figcaption>Just-saturated RGB-camera discs</figcaption></figure> La descripción convencional del color tiene en cuenta solo el pico del espectro estelar. En realidad, sin embargo, las estrellas irradian en todas las partes del espectro. Debido a que todos los colores espectrales combinados parecen blancos, los colores aparentes reales que el ojo humano observaría son mucho más claros de lo que sugieren las descripciones de color convencionales. Esta característica de «ligereza» indica que la asignación simplificada de colores dentro del espectro puede ser engañosa. Excluyendo las ilusiones de contraste de color en la luz tenue, no hay estrellas verdes, índigo o violetas. Las <a href="/wiki/Enanas_rojas" class="mw-redirect" title="Enanas rojas">enanas rojas</a> son de un profundo tono anaranjado, y las <a href="/wiki/Enanas_marrones" class="mw-redirect" title="Enanas marrones">enanas marrones</a> no parecen literalmente marrones, pero hipotéticamente parecerían de un gris tenue para un observador cercano. <div class="mw-heading mw-heading2"><h2 id="Clasificación_moderna">Clasificación moderna</h2>[<a href="/w/index.php?title=Clasificaci%C3%B3n_estelar&action=edit&section=2" title="Editar sección: Clasificación moderna">editar</a>]</div> <figure class="mw-default-size" typeof="mw:File/Thumb"><a href="/wiki/Archivo:Morgan-Keenan_spectral_classification.svg" class="mw-file-description"><img src="//upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/thumb/7/70/Morgan-Keenan_spectral_classification.svg/220px-Morgan-Keenan_spectral_classification.svg.png" decoding="async" width="220" height="86" class="mw-file-element" srcset="//upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/thumb/7/70/Morgan-Keenan_spectral_classification.svg/330px-Morgan-Keenan_spectral_classification.svg.png 1.5x, //upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/thumb/7/70/Morgan-Keenan_spectral_classification.svg/440px-Morgan-Keenan_spectral_classification.svg.png 2x" data-file-width="900" data-file-height="350" /></a><figcaption>La clasificación espectral Morgan-Keenan</figcaption></figure> El sistema de clasificación moderno se conoce como la clasificación Morgan-Keenan (MK). A cada estrella se le asigna una clase espectral de la antigua clasificación espectral de Harvard y una clase de luminosidad utilizando números romanos como se explica a continuación, formando el tipo espectral de la estrella. Otros sistemas modernos <a href="/wiki/Sistema_fotom%C3%A9trico" title="Sistema fotométrico">sistema de clasificación estelar</a>, como el <a href="/wiki/Sistema_fotom%C3%A9trico_UBV" title="Sistema fotométrico UBV">sistema UBV</a>, se basan en <a href="/wiki/%C3%8Dndice_de_color" class="mw-redirect" title="Índice de color">índices de colores</a>—las diferencias medidas en tres o más <a href="/wiki/Magnitud_(astronom%C3%ADa)" title="Magnitud (astronomía)">magnitudes de color</a>. Estos números llevan etiquetas como «U-V» o «B-V», que representan los colores que pasan por dos filtros estándar (por ejemplo, Ultravioleta, Blue y Visual). <div class="mw-heading mw-heading3"><h3 id="Sistema_de_clasificación_de_Harvard">Sistema de clasificación de Harvard</h3>[<a href="/w/index.php?title=Clasificaci%C3%B3n_estelar&action=edit&section=3" title="Editar sección: Sistema de clasificación de Harvard">editar</a>]</div> El sistema de Harvard es un esquema de clasificación unidimensional de la astrónoma <a href="/wiki/Annie_Jump_Cannon" title="Annie Jump Cannon">Annie Jump Cannon</a>, quien reordenó y simplificó un sistema alfabético anterior. Las estrellas se agrupan según sus características espectrales por letras individuales del alfabeto, opcionalmente con subdivisiones numéricas. Las estrellas de la secuencia principal varían en temperatura superficial de aproximadamente 2000 a 50 000 <a href="/wiki/Kelvin" title="Kelvin">K</a>, mientras que las estrellas más evolucionadas pueden tener temperaturas superiores a 100 000 K. Físicamente, las clases indican la temperatura de la atmósfera de la estrella y normalmente se clasifican de más caliente a más fría. <table class="wikitable"> <tbody><tr> <th>Clase </th> <th>Temperatura<a href="#cite_note-calib-1">[1]</a> (<a href="/wiki/Kelvin" title="Kelvin">Kelvin</a>) </th> <th abbr="color">Color convencional </th> <th abbr="color">Color aparente<a href="#cite_note-möre-2">[2]</a><a href="#cite_note-3">[3]</a><a href="#cite_note-4">[4]</a> </th> <th>Masa<a href="#cite_note-calib-1">[1]</a> <a href="/wiki/Masa_solar" title="Masa solar">(Masa solar)</a> </th> <th>Radio<a href="#cite_note-calib-1">[1]</a> (<a href="/wiki/Radio_solar" title="Radio solar">Radio solar</a>) </th> <th>Luminosidad<a href="#cite_note-calib-1">[1]</a> (<a href="/wiki/Magnitud_absoluta#Magnitud_bolométrica" title="Magnitud absoluta">bolométrica</a>) </th> <th>Líneas de hidrógeno </th> <th>Fracción de la <a href="/wiki/Secuencia_principal" title="Secuencia principal">Secuencia principal</a><a href="#cite_note-LeDrew2001-5">[5]</a> </th> <th>Líneas de absorción </th> <th>Ejemplo </th></tr> <tr style="background:#9bb0ff;"> <th style="background:#9bb0ff;"><a href="#Class_O">O</a> </th> <td>≥ 33 000 K </td> <td style="background:#9aafff;">azul </td> <td style="background:#9bb0ff;">azul </td> <td>≥ 16 <a href="/wiki/Masa_solar" title="Masa solar">M☉</a> </td> <td>≥ 6.6 <a href="/wiki/Radio_solar" title="Radio solar">R☉</a> </td> <td>≥ 30 000 <a href="/wiki/Luminosidad_solar" title="Luminosidad solar">L☉</a> </td> <td>Débil-Media </td> <td>~0.00003 % </td> <td><a href="/wiki/Nitr%C3%B3geno" title="Nitrógeno">Nitrógeno</a>, <a href="/wiki/Carbono" title="Carbono">carbono</a>, <a href="/wiki/Helio" title="Helio">helio</a> y <a href="/wiki/Ox%C3%ADgeno" title="Oxígeno">oxígeno</a> </td> <td><a href="/wiki/Sigma_Orionis" title="Sigma Orionis">48 Orionis</a> </td></tr> <tr style="background:#aabfff;"> <th style="background:#abbfff;"><a href="#Class_B">B</a> </th> <td>10 000‑33 000 K </td> <td style="background:#cad7ff;">azul a blanco azulado </td> <td style="background:#aabfff;">azul a blanco azulado </td> <td>2.1‑16 <a href="/wiki/Masa_solar" title="Masa solar">M☉</a> </td> <td>1.8‑6.6 <a href="/wiki/Radio_solar" title="Radio solar">R☉</a> </td> <td>25‑30 000 <a href="/wiki/Luminosidad_solar" title="Luminosidad solar">L☉</a> </td> <td>Medio </td> <td>0.13 % </td> <td>Helio, hidrógeno </td> <td><a href="/wiki/Rigel" title="Rigel">Rigel</a> </td></tr> <tr style="background:#cad7ff;"> <th style="background:#cad7ff;"><a href="#Class_A">A</a> </th> <td>7500‑10 000 K </td> <td style="background:#f8f7ff;">blanco </td> <td style="background:#cad7ff;">blanco a blanco azulado </td> <td>1.4‑2.1 <a href="/wiki/Masa_solar" title="Masa solar">M☉</a> </td> <td>1.4‑1.8 <a href="/wiki/Radio_solar" title="Radio solar">R☉</a> </td> <td>5‑25 <a href="/wiki/Luminosidad_solar" title="Luminosidad solar">L☉</a> </td> <td><a href="/w/index.php?title=Fuerte_(detectable_relativamente)&action=edit&redlink=1" class="new" title="Fuerte (detectable relativamente) (aún no redactado)">Fuerte</a> </td> <td>0.6 % </td> <td>Helio, hidrógeno </td> <td><a href="/wiki/Sirio_A" class="mw-redirect" title="Sirio A">Sirio A</a> </td></tr> <tr style="background:#f8f7ff;"> <th style="background:#f8f7ff;"><a href="#Class_F">F</a> </th> <td>6000‑7500 K </td> <td style="background:#FCFFD3;">blanco amarillento </td> <td style="background:#f8f7ff;">blanco </td> <td>1.04‑1.4 <a href="/wiki/Masa_solar" title="Masa solar">M☉</a> </td> <td>1.15‑1.4 <a href="/wiki/Radio_solar" title="Radio solar">R☉</a> </td> <td>1.5‑5 <a href="/wiki/Luminosidad_solar" title="Luminosidad solar">L☉</a> </td> <td>Medio </td> <td>3 % </td> <td><a href="/wiki/Metales" class="mw-redirect" title="Metales">Metales</a>: <a href="/wiki/Hierro" title="Hierro">hierro</a>, <a href="/wiki/Titanio" title="Titanio">titanio</a>, <a href="/wiki/Calcio" title="Calcio">calcio</a>, <a href="/wiki/Estroncio" title="Estroncio">estroncio</a> y <a href="/wiki/Magnesio" title="Magnesio">magnesio</a> </td> <td><a href="/wiki/Canopus_(estrella)" title="Canopus (estrella)">Canopus</a> </td></tr> <tr style="background:#fff4ea;"> <th style="background:#fff4ea;"><a href="#Class_G">G</a> </th> <td>5200‑6000 K </td> <td style="background:#fff2a1;">amarillo </td> <td style="background:#Fff4ea;">blanco amarillento </td> <td>0.8‑1.04 <a href="/wiki/Masa_solar" title="Masa solar">M☉</a> </td> <td>0.96‑1.15 <a href="/wiki/Radio_solar" title="Radio solar">R☉</a> </td> <td>0.6‑1.5 <a href="/wiki/Luminosidad_solar" title="Luminosidad solar">L☉</a> </td> <td>Débil </td> <td>7.6 % </td> <td>Calcio, helio, hidrógeno y metales </td> <td>El <a href="/wiki/Sol" title="Sol">Sol</a> </td></tr> <tr style="background:#ffd2a1;"> <th style="background:#ffd2a1;"><a href="#Class_K">K</a> </th> <td>3700‑5200 K </td> <td style="background:#FFA351;">naranja </td> <td style="background:#Ffd2a1;">anaranjado </td> <td>0.45‑0.8 <a href="/wiki/Masa_solar" title="Masa solar">M☉</a> </td> <td>0.7‑0.96 <a href="/wiki/Radio_solar" title="Radio solar">R☉</a> </td> <td>0.08‑0.6 <a href="/wiki/Luminosidad_solar" title="Luminosidad solar">L☉</a> </td> <td>Muy débil </td> <td>12.1 % </td> <td>Metales y <a href="/wiki/%C3%93xido_de_titanio(IV)" title="Óxido de titanio(IV)">óxido de titanio</a> </td> <td><a href="/wiki/Albireo" title="Albireo">Albireo A</a> </td></tr> <tr style="background:#ffcc6f;"> <th style="background:#ffcc6f;"><a href="#Class_M">M</a> </th> <td>≤ 3700 K </td> <td style="background:#FF6151; color:#FFFFFF">rojo </td> <td style="background:#ffcc6f;">rojo anaranjado </td> <td>≤ 0.45 <a href="/wiki/Masa_solar" title="Masa solar">M☉</a> </td> <td>≤ 0.7 <a href="/wiki/Radio_solar" title="Radio solar">R☉</a> </td> <td>≤ 0.08 <a href="/wiki/Luminosidad_solar" title="Luminosidad solar">L☉</a> </td> <td>Muy débil </td> <td>76.45 % </td> <td>Metales y <a href="/wiki/%C3%93xido_de_titanio(IV)" title="Óxido de titanio(IV)">óxido de titanio</a> </td> <td><a href="/wiki/Betelgeuse" title="Betelgeuse">Betelgeuse</a> </td></tr></tbody></table> <figure class="mw-default-size" typeof="mw:File/Thumb"><a href="/wiki/Archivo:H-R_diagram.svg" class="mw-file-description"><img src="//upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/thumb/d/db/H-R_diagram.svg/220px-H-R_diagram.svg.png" decoding="async" width="220" height="280" class="mw-file-element" srcset="//upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/thumb/d/db/H-R_diagram.svg/330px-H-R_diagram.svg.png 1.5x, //upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/thumb/d/db/H-R_diagram.svg/440px-H-R_diagram.svg.png 2x" data-file-width="550" data-file-height="700" /></a><figcaption>El <a href="/wiki/Diagrama_de_Hertzsprung-Russell" title="Diagrama de Hertzsprung-Russell">diagrama de Hertzsprung-Russell</a> relaciona la clasificación estelar con <a href="/wiki/Magnitud_absoluta" title="Magnitud absoluta">magnitud absoluta</a>, <a href="/wiki/Luminosidad" title="Luminosidad">luminosidad</a>, y <a href="/wiki/Temperatura" title="Temperatura">temperatura</a> superficial</figcaption></figure> Las clases espectrales de la O a la M, así como otras clases más especializadas de las que se hablará más adelante, se subdividen en <a href="/wiki/N%C3%BAmeros_ar%C3%A1bigos" class="mw-redirect" title="Números arábigos">números arábigos</a>. (0‑9), donde 0 denota las estrellas más calientes de una clase dada. Por ejemplo, A0 denota las estrellas más calientes de la clase A y A9 denota las más frías. Se permiten números fraccionarios; por ejemplo, la estrella <a href="/wiki/Mu_Normae" title="Mu Normae">Mu Normae</a> se clasifica como O9.7.<a href="#cite_note-UpsOriType-6">[6]</a> El <a href="/wiki/Sol" title="Sol">Sol</a> está clasificado como G2.<a href="#cite_note-SunSpectrum-7">[7]</a> Las descripciones de colores convencionales son tradicionales en astronomía, y representan colores relativos al color medio de una estrella de clase A, que se considera blanco. Las descripciones aparentes de color<a href="#cite_note-möre-2">[2]</a> son lo que el observador vería si tratara de describir las estrellas bajo un cielo oscuro sin ayuda para el ojo, o con binoculares. Sin embargo, la mayoría de las estrellas en el cielo, excepto las más brillantes, parecen blancas o azuladas a simple vista porque son demasiado tenues para que la visión en color funcione. Las supergigantes rojas son más frías y rojas que las enanas del mismo tipo espectral, y las estrellas con características espectrales particulares como las estrellas de carbono pueden ser mucho más rojas que cualquier cuerpo negro. El hecho de que la clasificación de Harvard de una estrella indicara su <a href="/wiki/Temperatura" title="Temperatura">temperatura</a> superficial o <a href="/wiki/Fotosfera" title="Fotosfera">fotosférica</a> (o más precisamente, su <a href="/wiki/Temperatura_efectiva" title="Temperatura efectiva">temperatura efectiva</a>) no se comprendió completamente hasta después de su desarrollo, aunque para el momento en que se formuló el primer <a href="/wiki/Diagrama_de_Hertzsprung-Russell" title="Diagrama de Hertzsprung-Russell">diagrama de Hertzsprung-Russell</a> (para 1914), esto generalmente se sospechó que era cierto.<a href="#cite_note-8">[8]</a> En la década de 1920, el físico indio <a href="/wiki/Meghnad_Saha" title="Meghnad Saha">Meghnad Saha</a> derivó una teoría de la ionización al extender ideas bien conocidas en química física relacionadas con la disociación de moléculas a la ionización de átomos. Primero lo aplicó a la cromosfera solar, luego a los espectros estelares.<a href="#cite_note-9">[9]</a> La astrónoma de Harvard <a href="/wiki/Cecilia_Payne-Gaposchkin" class="mw-redirect" title="Cecilia Payne-Gaposchkin">Cecilia Payne</a> demostró entonces que la secuencia espectral O-B-A-F-G-K-M es en realidad una secuencia de temperatura.<a href="#cite_note-10">[10]</a> Dado que la secuencia de clasificación es anterior a nuestra comprensión de que se trata de una secuencia de temperatura, la colocación de un espectro en un subtipo determinado, como B3 o A7, depende de las estimaciones (en gran medida subjetivas) de la intensidad de las características de absorción de los espectros estelares. Como resultado, estos subtipos no se dividen uniformemente en ningún tipo de intervalos matemáticamente representables. <div class="mw-heading mw-heading3"><h3 id="Clasificación_espectral_de_Yerkes">Clasificación espectral de Yerkes</h3>[<a href="/w/index.php?title=Clasificaci%C3%B3n_estelar&action=edit&section=4" title="Editar sección: Clasificación espectral de Yerkes">editar</a>]</div> <figure class="mw-default-size" typeof="mw:File/Thumb"><a href="/wiki/Archivo:Dwarf_star_spectra_(luminosity_class_V)_from_Pickles_1998.png" class="mw-file-description"><img src="//upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/thumb/0/0b/Dwarf_star_spectra_%28luminosity_class_V%29_from_Pickles_1998.png/220px-Dwarf_star_spectra_%28luminosity_class_V%29_from_Pickles_1998.png" decoding="async" width="220" height="111" class="mw-file-element" srcset="//upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/thumb/0/0b/Dwarf_star_spectra_%28luminosity_class_V%29_from_Pickles_1998.png/330px-Dwarf_star_spectra_%28luminosity_class_V%29_from_Pickles_1998.png 1.5x, //upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/thumb/0/0b/Dwarf_star_spectra_%28luminosity_class_V%29_from_Pickles_1998.png/440px-Dwarf_star_spectra_%28luminosity_class_V%29_from_Pickles_1998.png 2x" data-file-width="1138" data-file-height="573" /></a><figcaption>Espectros para enanas (clase de luminosidad V) para tipos espectrales estándar tomados de Pickles (1998).<a href="#cite_note-11">[11]</a> Se indican varias líneas espectrales notables. Las líneas de hidrógeno son más fuertes para los tipos A y B, y el espectro total alcanza su punto máximo en longitudes de onda más cortas para las estrellas más calientes.</figcaption></figure> La clasificación espectral de Yerkes, también llamada el sistema MKK por las iniciales de los autores, es un sistema de clasificación espectral estelar introducido en 1943 por <a href="/wiki/William_Wilson_Morgan" title="William Wilson Morgan">William Wilson Morgan</a>, <a href="/wiki/Philip_Childs_Keenan" title="Philip Childs Keenan">Philip C. Keenan</a>, y <a href="/wiki/Edith_Kellman" title="Edith Kellman">Edith Kellman</a> del <a href="/wiki/Observatorio_Yerkes" title="Observatorio Yerkes">Observatorio Yerkes</a>.<a href="#cite_note-12">[12]</a> Este esquema de clasificación bidimensional (<a href="/wiki/Temperatura" title="Temperatura">temperatura</a> y <a href="/wiki/Luminosidad" title="Luminosidad">luminosidad</a>) se basa en <a href="/wiki/L%C3%ADnea_espectral" title="Línea espectral">líneas espectrales</a> sensibles a la temperatura estelar y a la <a href="/w/index.php?title=Gravedad_superficial&action=edit&redlink=1" class="new" title="Gravedad superficial (aún no redactado)">gravedad superficial</a>, lo cual se relaciona con la luminosidad (mientras que la clasificación de Harvard se basa únicamente en la temperatura superficial). Más tarde, en 1953, después de algunas revisiones de la lista de estrellas estándar y de los criterios de clasificación, el esquema se denominó clasificación Morgan-Keenan, o MK,<a href="#cite_note-ref_MK-13">[13]</a> y este sistema sigue en uso. Las estrellas más densas con mayor gravedad superficial exhiben mayor <a href="/wiki/L%C3%ADnea_espectral#ampliación_de_la_presión" title="Línea espectral">ampliación de la presión</a> de líneas espectrales. La gravedad, y por lo tanto la presión, en la superficie de una estrella <a href="/wiki/Gigante" class="mw-disambig" title="Gigante">gigante</a> es mucho menor que la de una <a href="/wiki/Estrella_enana" title="Estrella enana">estrella enana</a> porque el radio del gigante es mucho mayor que el de un enano de masa similar. Por lo tanto, las diferencias en el espectro pueden interpretarse como «efectos de luminosidad» y puede asignarse una clase de luminosidad únicamente a partir del examen del espectro. Se distinguen varias «clases de luminosidad» diferentes, como se indica en el cuadro siguiente.<a href="#cite_note-CDS-14">[14]</a> <table class="wikitable"> <caption>Clases de luminosidad de Yerkes </caption> <tbody><tr> <th>Clase de luminosidad</th> <th>Descripción </th> <th>Ejemplos </th></tr> <tr> <td>0o Ia+</td> <td><a href="/wiki/Hipergigante" title="Hipergigante">hipergigantes</a> o supergigantes extremadamente luminosos </td> <td><a href="/wiki/Cygnus_OB2_12" title="Cygnus OB2 12">Cygnus OB2#12</a> – B3-4Ia+ <a href="#cite_note-Caballero-Nieves-15">[15]</a> </td></tr> <tr> <td>Ia</td> <td><a href="/wiki/Supergigante" title="Supergigante">supergigantes</a> luminosos </td> <td><a href="/wiki/Eta_Canis_Majoris" class="mw-redirect" title="Eta Canis Majoris">Eta Canis Majoris</a> – B5Ia<a href="#cite_note-Prinja-16">[16]</a> </td></tr> <tr> <td>lab</td> <td><a href="/wiki/Supergigante" title="Supergigante">supergigantes</a> luminosos medianos </td> <td><a href="/wiki/Gamma_Cygni" class="mw-redirect" title="Gamma Cygni">Gamma Cygni</a>] – F8Iab<a href="#cite_note-GrayDF-17">[17]</a> </td></tr> <tr> <td>lb</td> <td><a href="/wiki/Supergigante" title="Supergigante">supergigantes</a> menos luminoso. </td> <td><a href="/wiki/Zeta_Persei" class="mw-redirect" title="Zeta Persei">Zeta Persei</a> – B1Ib<a href="#cite_note-Nazé-18">[18]</a> </td></tr> <tr> <td>II</td> <td><a href="/wiki/Gigante_luminosa" class="mw-redirect" title="Gigante luminosa">gigantes luminosas</a> </td> <td><a href="/wiki/Beta_Leporis" class="mw-redirect" title="Beta Leporis">Beta Leporis</a> – G0II<a href="#cite_note-Lyubimkov-19">[19]</a> </td></tr> <tr> <td>III</td> <td><a href="/wiki/Estrella_gigante" title="Estrella gigante">gigantes</a> normales </td> <td><a href="/wiki/Arcturus" class="mw-redirect" title="Arcturus">Arcturus</a> – K0III<a href="#cite_note-GrayRO-20">[20]</a> </td></tr> <tr> <td>IV</td> <td><a href="/wiki/Subgigante" title="Subgigante">subgigantes</a> </td> <td><a href="/wiki/Gamma_Cassiopeiae" title="Gamma Cassiopeiae">Gamma Cassiopeiae</a> – B0.5IVpe<a href="#cite_note-Shenavrin-21">[21]</a> </td></tr> <tr> <td>V</td> <td>estrellas de la <a href="/wiki/Secuencia_principal" title="Secuencia principal">secuencia principal</a> (enanas) </td> <td><a href="/wiki/Achernar" title="Achernar">Achernar</a> – B6Vep<a href="#cite_note-Nazé-18">[18]</a> </td></tr> <tr> <td>sd (prefijo) o VI</td> <td><a href="/wiki/Subenana" class="mw-redirect" title="Subenana">subenanas</a> </td> <td><a href="/w/index.php?title=HD_149382&action=edit&redlink=1" class="new" title="HD 149382 (aún no redactado)">HD 149382</a> – sdB5 or B5VI<a href="#cite_note-Cenarro-22">[22]</a> </td></tr> <tr> <td>D (prefijo) o VII</td> <td><a href="/wiki/Enana_blanca" title="Enana blanca">enanas blanca</a><a href="#cite_note-23">[a]</a> </td> <td><a href="/wiki/Estrella_de_Van_Maanen" title="Estrella de Van Maanen">van Maanen 2</a> – DZ8<a href="#cite_note-Sion-24">[23]</a> </td></tr></tbody></table> Se permiten casos marginales; por ejemplo, una estrella puede ser una supergigante o un gigante brillante, o puede estar entre las clasificaciones de la subgigante y la de la secuencia principal. En estos casos, se utilizan dos símbolos especiales: <ul><li>Una barra oblicua (/) significa que una estrella es una clase u otra.</li> <li>Un guion (-) significa que la estrella está entre las dos clases.</li></ul> Por ejemplo, una estrella clasificada como A3-4III/IV estaría entre los tipos espectrales A3 y A4, mientras que sería una estrella gigante o una subgigante. También se han utilizado clases de enanos: VI para subenanas (estrellas ligeramente menos luminosas que la secuencia principal). La clase de luminosidad nominal VII (y a veces números más altos) se utiliza ahora raramente para las clases de enana blanca o «subenana caliente», ya que las letras de temperatura de la secuencia principal y las estrellas gigantescas ya no se aplican a las enanas blancas. Ocasionalmente, las letras a y b se aplican a clases de luminosidad distintas de las supergigantes; por ejemplo, a una estrella gigante ligeramente más luminosa que la típica se le puede dar una clase de luminosidad de IIIb.<a href="#cite_note-smith-25">[24]</a> Una muestra de estrellas en V extremas con fuerte absorción en He II λ4686 líneas espectrales han recibido la designación Vz. Un ejemplo de estrella es <a href="/wiki/HD_93129" title="HD 93129">HD 93129 B</a>.<a href="#cite_note-arias-26">[25]</a> <div class="mw-heading mw-heading3"><h3 id="Peculiaridades_espectrales">Peculiaridades espectrales</h3>[<a href="/w/index.php?title=Clasificaci%C3%B3n_estelar&action=edit&section=5" title="Editar sección: Peculiaridades espectrales">editar</a>]</div> La nomenclatura adicional, en forma de letras minúsculas, puede seguir el tipo espectral para indicar características peculiares del espectro.<a href="#cite_note-27">[26]</a> <table class="wikitable"> <tbody><tr> <th>Código </th> <th>Particularidades espectrales de las estrellas </th></tr> <tr> <th>: </th> <td>valor espectral incierto<a href="#cite_note-CDS-14">[14]</a> </td></tr> <tr> <th>... </th> <td>Existen peculiaridades espectrales no descritas </td></tr> <tr> <th>! </th> <td>Particularidad especial </td></tr> <tr> <th>comp </th> <td>Espectro compuesto<a href="#cite_note-Allen-28">[27]</a> </td></tr> <tr> <th>e </th> <td>Líneas de emisión presentes<a href="#cite_note-Allen-28">[27]</a> </td></tr> <tr> <th>[e] </th> <td><a href="/wiki/L%C3%ADnea_de_emision" class="mw-redirect" title="Línea de emision">Líneas de emisión prohibidas</a> presente </td></tr> <tr> <th>er </th> <td>El centro «invertido» de las líneas de emisión es más débil que los bordes </td></tr> <tr> <th>eq </th> <td>Líneas de emisión con <a href="/w/index.php?title=Cygni_P&action=edit&redlink=1" class="new" title="Cygni P (aún no redactado)">Cygni P</a> </td></tr> <tr> <th>f </th> <td>emisión de N III y He II<a href="#cite_note-CDS-14">[14]</a> </td></tr> <tr> <th>f* </th> <td>las líneas de <a href="/wiki/Nitrogeno" class="mw-redirect" title="Nitrogeno">N</a> IV λ4058Å son más fuerte que las líneas de <a href="/wiki/Nitrogeno" class="mw-redirect" title="Nitrogeno">N</a> III λ4634Å, λ4640Å, & λ4642Å lines<a href="#cite_note-JMA-29">[28]</a> </td></tr> <tr> <th>f+ </th> <td>emisiones de Si Si IV λ4089Å & λ4116Å además de la línea N III<a href="#cite_note-JMA-29">[28]</a> </td></tr> <tr> <th>(f) </th> <td>emisión de N III, ausencia o absorción débil de He II </td></tr> <tr> <th>(f+) </th> <td><a href="#cite_note-Cecilia-30">[29]</a> </td></tr> <tr> <th>((f)) </th> <td>Muestra una fuerte absorción de He II acompañada de emisiones débiles de N III<a href="#cite_note-GRauw-31">[30]</a> </td></tr> <tr> <th>((f*)) </th> <td><a href="#cite_note-Cecilia-30">[29]</a> </td></tr> <tr> <th>h </th> <td>estrellas WR con líneas de emisión debidas al hidrógeno </td></tr> <tr> <th>ha </th> <td>estrellas WR con emisiones de hidrógeno que se observan tanto en la absorción como en la emisión </td></tr> <tr> <th>He wk </th> <td>Líneas de helio débiles </td></tr> <tr> <th>k </th> <td>Espectros con características de absorción interestelar </td></tr> <tr> <th>m </th> <td>Características metálicas mejoradas<a href="#cite_note-Allen-28">[27]</a> </td></tr> <tr> <th>n </th> <td>Amplia («nebulosa») absorción debido a la rotación<a href="#cite_note-Allen-28">[27]</a> </td></tr> <tr> <th>nn </th> <td>Características de absorción muy amplias<a href="#cite_note-CDS-14">[14]</a> </td></tr> <tr> <th>neb </th> <td>El espectro de una nebulosa mezclado en<a href="#cite_note-Allen-28">[27]</a> </td></tr> <tr> <th>p </th> <td>Peculiaridad no especificada, <a href="/wiki/Estrella_peculiar" title="Estrella peculiar">estrella peculiar</a><a href="#cite_note-32">[b]</a><a href="#cite_note-Allen-28">[27]</a> </td></tr> <tr> <th>pq </th> <td>Espectro peculiar, similar al espectro de las novas </td></tr> <tr> <th>q </th> <td>Características de <a href="/wiki/P_Cygni" title="P Cygni">P Cygni</a> </td></tr> <tr> <th>s </th> <td>Líneas de absorción estrechas («afiladas»)<a href="#cite_note-Allen-28">[27]</a> </td></tr> <tr> <th>ss </th> <td>Líneas muy estrechas </td></tr> <tr> <th>sh </th> <td>Características de una <a href="/wiki/Estrella_variable_Gamma_Cassiopeiae" title="Estrella variable Gamma Cassiopeiae">estrella variable Gamma Cassiopeiae</a> </td></tr> <tr> <th>var </th> <td>Característica espectral variable<a href="#cite_note-Allen-28">[27]</a> (a veces abreviada como «v») </td></tr> <tr> <th>wl </th> <td>Líneas débiles<a href="#cite_note-Allen-28">[27]</a> (también «w» y «wk») </td></tr> <tr> <th>Símbolo del elemento </th> <td>Líneas espectrales anormalmente fuertes del elemento especificado<a href="#cite_note-Allen-28">[27]</a> </td></tr></tbody></table> Por ejemplo, <a href="/wiki/59_Cygni" title="59 Cygni">59 Cygni</a> aparece como tipo espectral B1.5Vnne,<a href="#cite_note-Lesh-33">[31]</a> que indica un espectro con la clasificación general B1.5V, así como líneas de absorción muy amplias y determinadas líneas de emisión. <figure class="mw-default-size" typeof="mw:File/Thumb"><a href="/wiki/Archivo:Star_spectra_by_Secchi.jpg" class="mw-file-description"><img src="//upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/thumb/b/b3/Star_spectra_by_Secchi.jpg/170px-Star_spectra_by_Secchi.jpg" decoding="async" width="170" height="249" class="mw-file-element" srcset="//upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/thumb/b/b3/Star_spectra_by_Secchi.jpg/255px-Star_spectra_by_Secchi.jpg 1.5x, //upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/thumb/b/b3/Star_spectra_by_Secchi.jpg/340px-Star_spectra_by_Secchi.jpg 2x" data-file-width="600" data-file-height="879" /></a><figcaption>Guía para tipos espectrales Secchi ("152 Schjellerup" es <a href="/wiki/Y_Canum_Venaticorum" class="mw-redirect" title="Y Canum Venaticorum">Y Canum Venaticorum</a>)</figcaption></figure> <div class="mw-heading mw-heading2"><h2 id="Historia">Historia</h2>[<a href="/w/index.php?title=Clasificaci%C3%B3n_estelar&action=edit&section=6" title="Editar sección: Historia">editar</a>]</div> La razón de la extraña disposición de las letras en la clasificación de Harvard es histórica, ya que ha evolucionado a partir de las clases anteriores de Secchi y se ha modificado progresivamente a medida que ha mejorado la comprensión. <div class="mw-heading mw-heading3"><h3 id="Clases_de_Secchi">Clases de Secchi</h3>[<a href="/w/index.php?title=Clasificaci%C3%B3n_estelar&action=edit&section=7" title="Editar sección: Clases de Secchi">editar</a>]</div> Durante las décadas de 1860 y 1870, el pionero espectroscopista estelar <a href="/wiki/Angelo_Secchi" title="Angelo Secchi">Angelo Secchi</a> creó las «clases Secchi» para clasificar los espectros observados. Para 1866, había desarrollado tres clases de espectros estelares, que se muestran en la siguiente tabla.<a href="#cite_note-34">[32]</a><a href="#cite_note-35">[33]</a><a href="#cite_note-36">[34]</a> A finales de la década de 1890, esta clasificación comenzó a ser reemplazada por la clasificación de Harvard, que se discute en el resto de este artículo.<a href="#cite_note-37">[35]</a><a href="#cite_note-38">[36]</a><a href="#cite_note-39">[37]</a> <table class="wikitable"> <tbody><tr> <th>Número de clase</th> <th>Descripción de la clase Secchi </th></tr> <tr> <td>Secchi class I</td> <td>Estrellas blancas y azules con <a href="/wiki/L%C3%ADnea_de_hidr%C3%B3geno" title="Línea de hidrógeno">líneas de hidrógeno</a> anchas y pesadas, como <a href="/wiki/Vega_(estrella)" title="Vega (estrella)">Vega</a> y <a href="/wiki/Altair" class="mw-redirect" title="Altair">Altair</a>. Esto incluye la clase moderna A y la clase temprana F. </td></tr> <tr> <td>Secchi class I (Orion subtipo)</td> <td>Un subtipo de Secchi class I con líneas estrechas en lugar de bandas anchas, como <a href="/wiki/Rigel" title="Rigel">Rigel</a> y <a href="/wiki/Bellatrix" title="Bellatrix">Bellatrix</a>. En términos modernos, esto corresponde a las primeras estrellas de tipo B. </td></tr> <tr> <td>Secchi class II</td> <td>Estrellas amarillas; hidrógeno menos fuerte, pero con líneas metálicas evidentes, como el <a href="/wiki/Sol" title="Sol">Sol</a>, <a href="/wiki/Arcturus" class="mw-redirect" title="Arcturus">Arcturus</a>, y <a href="/wiki/Capella" title="Capella">Capella</a>. Esto incluye las clases modernas G y K, así como la clase tardía F. </td></tr> <tr> <td>Secchi class III</td> <td>Estrellas de color naranja a rojo con espectros de banda complejos, como <a href="/wiki/Betelgeuse" title="Betelgeuse">Betelgeuse</a> y <a href="/wiki/Antares" title="Antares">Antares</a>. Esto corresponde a la clase moderna M. </td></tr> <tr> <td>Secchi class IV</td> <td>En 1868, descubrió <a href="/wiki/Estrella_de_carbono" title="Estrella de carbono">estrellas de carbono</a>, que puso en un grupo distinto:<a href="#cite_note-40">[38]</a> Estrellas rojas con bandas y líneas significativas de <a href="/wiki/Carbono" title="Carbono">carbono</a>, correspondientes a las clases modernas C y S. </td></tr> <tr> <td>Secchi class V</td> <td>En 1877, añadió una quinta clase:<a href="#cite_note-41">[39]</a> Estrellas de <a href="/wiki/L%C3%ADnea_espectral" title="Línea espectral">líneas de emisión</a>, tales como <a href="/wiki/Gamma_Cassiopeiae" title="Gamma Cassiopeiae">Gamma Cassiopeiae</a> y <a href="/wiki/Beta_Lyrae" title="Beta Lyrae">Sheliak</a>, que están en la clase moderna. </td></tr></tbody></table> Los <a href="/wiki/N%C3%BAmeros_romanos" class="mw-redirect" title="Números romanos">números romanos</a> usados para las clases Secchi no deben ser confundidos con los números romanos sin relación alguna usados para las clases de luminosidad de Yerkes. <div class="mw-heading mw-heading3"><h3 id="Sistema_Draper">Sistema Draper</h3>[<a href="/w/index.php?title=Clasificaci%C3%B3n_estelar&action=edit&section=8" title="Editar sección: Sistema Draper">editar</a>]</div> <table class="wikitable" style="float: right"> <caption>Clasificaciones en el Catálogo de Draper de Stellar Spectra<a href="#cite_note-drapera-42">[40]</a><a href="#cite_note-draperb-43">[41]</a> </caption> <tbody><tr> <th>Secchi</th> <th>Draper</th> <th>Comentario </th></tr> <tr> <td style="text-align:center;">I </td> <td>A, B, C, D </td> <td>Líneas de hidrógeno dominantes. </td></tr> <tr> <td style="text-align:center;">II </td> <td>E, F, G, H, I, K, L </td> <td> </td></tr> <tr> <td style="text-align:center;">III </td> <td>M </td> <td> </td></tr> <tr> <td style="text-align:center;">IV </td> <td>N</td> <td>No apareció en el catálogo. </td></tr> <tr> <td style="text-align:center;">V </td> <td>O</td> <td>Espectros de <a href="/wiki/Estrella_de_Wolf-Rayet" title="Estrella de Wolf-Rayet">Wolf–Rayet</a> con líneas brillantes. </td></tr> <tr> <td style="text-align:center;">V </td> <td>P</td> <td>Nebulosas planetarias. </td></tr> <tr> <td>  </td> <td>Q</td> <td>Otros espectros. </td></tr> <tr> <td colspan="3" style="text-align:center;">Las clases llevadas al sistema MK están en negrita. </td></tr></tbody></table> En la década de 1880, el astrónomo <a href="/wiki/Edward_Charles_Pickering" title="Edward Charles Pickering">Edward C. Pickering</a> comenzó a hacer un estudio de los espectros estelares en el <a href="/wiki/Observatorio_del_Harvard_College" title="Observatorio del Harvard College">Observatorio del Harvard College</a>, utilizando el método del prisma objetivo. Un primer resultado de este trabajo fue el Catálogo Draper de Espectros Estelares, publicado en 1890. Clasificó la mayoría de los espectros en este catálogo. El catálogo utilizaba un esquema en el que las clases Secchi utilizadas anteriormente (I a IV) se subdividían en clases más específicas, con letras de la A a la N. Además, se utilizaban las letras O, P y Q, para estrellas cuyos espectros consistían principalmente en líneas brillantes se usaba el O, P para nebulosas planetarias y Q para estrellas que no encajaban en ninguna otra clase.<a href="#cite_note-drapera-42">[40]</a><a href="#cite_note-draperb-43">[41]</a> <div class="mw-heading mw-heading3"><h3 id="Sistema_de_Harvard">Sistema de Harvard</h3>[<a href="/w/index.php?title=Clasificaci%C3%B3n_estelar&action=edit&section=9" title="Editar sección: Sistema de Harvard">editar</a>]</div> En 1897, otro obrero de Harvard, <a href="/wiki/Antonia_Maury" title="Antonia Maury">Antonia Maury</a>, colocó el subtipo Orión de la clase Secchi I por delante del resto de la clase Secchi I, colocando así el tipo moderno B por delante del tipo moderno A. Ella fue la primera en hacerlo, aunque no utilizó tipos espectrales con letras, sino una serie de veintidós tipos numerados de I a XXII.<a href="#cite_note-44">[42]</a><a href="#cite_note-45">[43]</a> En 1901, <a href="/wiki/Annie_Jump_Cannon" title="Annie Jump Cannon">Annie Jump Cannon</a> regresó a los tipos con letras, pero dejó caer todas las letras excepto O, B, A, F, G, K, y M, utilizadas en ese orden, así como P para nebulosas planetarias y Q para algunos espectros peculiares. También usó tipos como B5A para estrellas a medio camino entre los tipos B y A, F2G para estrellas a una quinta parte del camino de F a G, y así sucesivamente.<a href="#cite_note-46">[44]</a><a href="#cite_note-47">[45]</a> Finalmente, en 1912, Cannon había cambiado los tipos B, A, B5A, F2G, etc. a B0, A0, B5, F2, etc.<a href="#cite_note-48">[46]</a><a href="#cite_note-49">[47]</a> Esta es esencialmente la forma moderna del sistema de clasificación de Harvard. Un <a href="/wiki/Mnemot%C3%A9cnico" class="mw-redirect" title="Mnemotécnico">mnemotécnico</a> común para recordar el orden de las letras de tipo espectral, de las más calientes a las más frías, es «Oh, Be A Fine Guy/Girl, Kiss Me». Otro es «Otros Buenos Astrónomos Fueron: <a href="/wiki/Galileo" class="mw-redirect" title="Galileo">Galileo</a>, <a href="/wiki/Kepler" class="mw-redirect" title="Kepler">Kepler</a>, <a href="/wiki/Charles_Messier" title="Charles Messier"> Messier</a>». <div class="mw-heading mw-heading3"><h3 id="Clases_de_Mount_WIlson">Clases de Mount WIlson</h3>[<a href="/w/index.php?title=Clasificaci%C3%B3n_estelar&action=edit&section=10" title="Editar sección: Clases de Mount WIlson">editar</a>]</div> Se utilizó una clasificación de luminosidad conocida como el sistema Mount Wilson para distinguir entre estrellas de diferentes luminosidades.<a href="#cite_note-Nassau1946-50">[48]</a><a href="#cite_note-FitzGerald1969-51">[49]</a><a href="#cite_note-Sandage1969-52">[50]</a> Este sistema de notación todavía se ve a veces en los espectros modernos.<a href="#cite_note-Norris2011-53">[51]</a> <table class="wikitable"> <tbody><tr> <th>Clase</th> <th>Significado </th></tr> <tr> <td>sd</td> <td>Subenana </td></tr> <tr> <td>d</td> <td>Enana </td></tr> <tr> <td>sg</td> <td>Subgigante </td></tr> <tr> <td>g</td> <td>Gigante </td></tr> <tr> <td>c</td> <td>Supergigante </td></tr></tbody></table> <div class="mw-heading mw-heading2"><h2 id="Clasificación_gravitacional_de_estrellas">Clasificación gravitacional de estrellas</h2>[<a href="/w/index.php?title=Clasificaci%C3%B3n_estelar&action=edit&section=11" title="Editar sección: Clasificación gravitacional de estrellas">editar</a>]</div> La clasificación gravitacional se realiza según cuatro criterios gravitacionales instaurados recientemente por la <a href="/wiki/Uni%C3%B3n_Astron%C3%B3mica_Internacional" title="Unión Astronómica Internacional">Unión Astronómica Internacional</a> en 2006. <div class="mw-heading mw-heading3"><h3 id="Clasificación_por_centro_gravitacional_estelar">Clasificación por centro gravitacional estelar</h3>[<a href="/w/index.php?title=Clasificaci%C3%B3n_estelar&action=edit&section=12" title="Editar sección: Clasificación por centro gravitacional estelar">editar</a>]</div> El primer criterio es la presencia o ausencia de un centro de gravitación estelar, es decir si forman parte de un <a href="/wiki/Sistema_estelar" title="Sistema estelar">sistema estelar</a>. Las estrellas que forman parte de un sistema estelar (presencia de centro gravitacional estelar) se denominan estrellas sistémicas. Las estrellas que no forman parte de un sistema estelar (ausencia de centro gravitacional estelar) se denominan estrellas solitarias. <div class="mw-heading mw-heading3"><h3 id="Clasificación_de_estrellas_sistémicas_por_posición">Clasificación de estrellas sistémicas por posición</h3>[<a href="/w/index.php?title=Clasificaci%C3%B3n_estelar&action=edit&section=13" title="Editar sección: Clasificación de estrellas sistémicas por posición">editar</a>]</div> Si una estrella es sistémica (forma parte de un sistema estelar) puede ser a su vez de dos tipos. Las estrellas centrales son aquellas estrellas sistémicas que actúan como centro gravitacional de otras estrellas. Esto quiere decir que otras estrellas las orbitan. Las estrellas sistémicas que orbitan a una estrella central se denominan estrellas satélites, las cuales forman el segundo tipo. <div class="mw-heading mw-heading3"><h3 id="Clasificación_de_estrellas_por_agrupación_gravitacional">Clasificación de estrellas por agrupación gravitacional</h3>[<a href="/w/index.php?title=Clasificaci%C3%B3n_estelar&action=edit&section=14" title="Editar sección: Clasificación de estrellas por agrupación gravitacional">editar</a>]</div> Esta clasificación de estrellas se basa en distinguir dos tipos de estrellas dependiendo de si estas se agrupan con otras estrellas mediante fuerzas de atracción gravitacional. Esta clasificación refiere a dos tipos de estrellas (cumulares e independientes) de acuerdo a si se encuentran o no unidas a otras estrellas y además esta unión no se debe a la presencia de un centro gravitacional estelar; es decir ninguna estrella gira alrededor de otra y sin embargo se encuentran unidas gravitacionalmente. Las estrellas cumulares son aquellas que forman <a href="/wiki/C%C3%BAmulo_estelar" title="Cúmulo estelar">cúmulos estelares</a>. Si el cúmulo es <a href="/wiki/C%C3%BAmulo_globular" title="Cúmulo globular">globular</a>, las estrellas se atraen por gravedad (las estrellas se atraen mutuamente). Si el cúmulo es <a href="/wiki/C%C3%BAmulo_abierto" title="Cúmulo abierto">abierto</a>, las estrellas se atraen por gravitación en donde el centro gravitacional es el centro de masa del cúmulo (las estrellas orbitan un centro gravitacional en común que las mantiene unidas). Las estrellas independientes son aquellas que no forman cúmulos estelares con ninguna otra estrella. Sin embargo, hay estrellas independientes que sí forman parte de un sistema estelar pues orbitan alguna estrella o son centro de otras. Este sería el caso de estrellas sistémicas-independientes. <div class="mw-heading mw-heading3"><h3 id="Clasificación_de_estrellas_por_sistema_planetario">Clasificación de estrellas por sistema planetario</h3>[<a href="/w/index.php?title=Clasificaci%C3%B3n_estelar&action=edit&section=15" title="Editar sección: Clasificación de estrellas por sistema planetario">editar</a>]</div> Las estrellas que poseen un <a href="/wiki/Sistema_planetario" title="Sistema planetario">sistema planetario</a> en donde ellas son centro gravitacional y los demás cuerpos celestes las orbitan se denominan estrellas planetarias. Las estrellas únicas son aquellas que no poseen un sistema planetario orbitante. Entiéndase por sistema planetario cualquier cuerpo celeste (planeta, asteroide, cometa) que orbita una estrella. <div class="mw-heading mw-heading2"><h2 id="Clasificación_según_magnitudes">Clasificación según magnitudes</h2>[<a href="/w/index.php?title=Clasificaci%C3%B3n_estelar&action=edit&section=16" title="Editar sección: Clasificación según magnitudes">editar</a>]</div> Este sistema de clasificación proviene originalmente del <a href="/wiki/Astronom%C3%ADa" title="Astronomía">astrónomo</a> <a href="/wiki/Antigua_Grecia" title="Antigua Grecia">griego</a> <a href="/wiki/Hiparco_de_Nicea" title="Hiparco de Nicea">Hiparco</a>, quién en el año 134 AC había clasificado las estrellas en seis magnitudes de acuerdo con su brillo. Hiparco asignó la <a href="/wiki/Magnitud_(astronom%C3%ADa)" title="Magnitud (astronomía)">magnitud</a> 1 a las 20 estrellas más brillantes del firmamento y fue asignando valores mayores a estrellas cada vez más débiles hasta asignar la magnitud 6 a estrellas apenas visibles a simple vista. Este esquema fue adoptado posteriormente por el astrónomo egipcio <a href="/wiki/Claudio_Ptolomeo" title="Claudio Ptolomeo">Ptolomeo</a> y transmitido en la tradición astronómica occidental. Actualmente la clasificación por <a href="/wiki/Magnitud_aparente" title="Magnitud aparente">magnitudes aparentes</a> es más bien complementaria a los dos grandes tipos de clasificación: el de tipo espectral y el de clases de luminosidad. <div class="mw-heading mw-heading2"><h2 id="Clasificación_por_tipos_espectrales">Clasificación por tipos espectrales</h2>[<a href="/w/index.php?title=Clasificaci%C3%B3n_estelar&action=edit&section=17" title="Editar sección: Clasificación por tipos espectrales">editar</a>]</div> <div class="rellink noprint hatnote"> Para otros usos de este término, véase <a href="/wiki/Tipo_espectral_(desambiguaci%C3%B3n)" class="mw-disambig" title="Tipo espectral (desambiguación)">Tipo espectral (desambiguación)</a>.</div> Conocida también como Clasificación espectral de Harvard, ya que lo comenzó a esbozar <a href="/wiki/Edward_Charles_Pickering" title="Edward Charles Pickering">Edward Charles Pickering</a> de la <a href="/wiki/Universidad_Harvard" title="Universidad Harvard">Universidad Harvard</a> en el año 1890, y que perfeccionó <a href="/wiki/Annie_Jump_Cannon" title="Annie Jump Cannon">Annie Jump Cannon</a> de la misma universidad en 1901. Esta clasificación estelar es la más utilizada en <a href="/wiki/Astronom%C3%ADa" title="Astronomía">astronomía</a>. <div class="mw-heading mw-heading3"><h3 id="Catálogo_Henry_Draper">Catálogo Henry Draper</h3>[<a href="/w/index.php?title=Clasificaci%C3%B3n_estelar&action=edit&section=18" title="Editar sección: Catálogo Henry Draper">editar</a>]</div> Esta clasificación espectral surgió de los trabajos iniciados a comienzos del siglo XX por <a href="/wiki/Henry_Draper" title="Henry Draper">Henry Draper</a> en el <a href="/wiki/Harvard_College_Observatory" class="mw-redirect" title="Harvard College Observatory">Harvard College Observatory</a>. Draper pretendía establecer una clasificación estelar en tipos utilizando la intensidad de las <a href="/wiki/L%C3%ADneas_de_Balmer" title="Líneas de Balmer">líneas de Balmer</a> del hidrógeno. Tras su muerte, su viuda consiguió reunir una importante cantidad de dinero que donó al observatorio para continuar los trabajos de clasificación. Estos fueron realizados por <a href="/wiki/Williamina_Fleming" title="Williamina Fleming">Williamina Fleming</a> (1857-1910) quien clasificó más de 10 000 estrellas y supervisó los trabajos del personal femenino del Observatorio, dedicado a tal tarea. El catálogo fue publicado finalmente en 1918 y recibió el nombre de <a href="/wiki/Cat%C3%A1logo_Henry_Draper" title="Catálogo Henry Draper">Catálogo Henry Draper</a>. Un catálogo expandido y revisado fue publicado en 1924 realizado por <a href="/wiki/Annie_Jump_Cannon" title="Annie Jump Cannon">Annie Jump Cannon</a> quien clasificó los espectros de más de 250 000 estrellas y que incluía estrellas de hasta la 9ª magnitud. <div class="mw-heading mw-heading3"><h3 id="Orden_de_la_secuencia">Orden de la secuencia</h3>[<a href="/w/index.php?title=Clasificaci%C3%B3n_estelar&action=edit&section=19" title="Editar sección: Orden de la secuencia">editar</a>]</div> Pronto resulta evidente el orden curioso en el que se disponen los tipos espectrales. La clasificación de Harvard de tipos espectrales estaba basada en la intensidad de las líneas de absorción de la <a href="/wiki/Serie_de_Balmer" class="mw-redirect" title="Serie de Balmer">serie de Balmer</a> que son sensibles a la temperatura de la estrella. Estas líneas son las más prominentes del espectro en la mayor parte de las estrellas visibles. A las estrellas con líneas más intensas se les dio el nombre de clase espectral A, las siguientes en intensidad B y así hasta la P (líneas más débiles). Otras líneas de especies neutrales e ionizadas comenzaron a ser estudiadas (líneas H y K del <a href="/wiki/Calcio" title="Calcio">calcio</a>, líneas del <a href="/wiki/Sodio" title="Sodio">sodio</a>, etc.). Se descubrió que parte de las clases utilizadas en la época estaban duplicadas y estas clases fueron retiradas. Después se descubrió que el orden en el que se habían establecido las clases era erróneo y también que finalmente era necesario incluir algunos de los tipos que habían sido retirados. Por otro lado, la gravedad de la estrella desempeña un papel menor en la formación de estas líneas. <div class="mw-heading mw-heading3"><h3 id="Nomenclatura_«temprana»_y_«tardía»">Nomenclatura «temprana» y «tardía»</h3>[<a href="/w/index.php?title=Clasificaci%C3%B3n_estelar&action=edit&section=20" title="Editar sección: Nomenclatura «temprana» y «tardía»">editar</a>]</div> Las estrellas se denominan a menudo de tipo «temprano» o «tardío». «Temprano» es sinónimo de «más caliente», mientras que «tardío» es sinónimo de «más frío». Dependiendo del contexto, «temprano» y «tardío» pueden ser términos absolutos o relativos. «Temprano» como un término absoluto se referiría, por lo tanto, a O o B, y posiblemente a estrellas A. Como referencia relativa se relaciona con estrellas más calientes que otras, tales como «K temprana» siendo quizás K0, K1, y K3. El término «tardío» se usa de la misma manera, con un uso no cualificado del término que indica estrellas con tipos espectrales como K y M, pero también se puede usar para estrellas que están frías en relación con otras estrellas, como en el caso de usar la «G tardía» para referirse a G7, G8, y G9. En el sentido relativo, «temprano» significa un número arábigo más bajo que sigue a la letra de la clase, y «tarde» significa un número más alto. Esta terminología oscura es una reserva de un modelo de evolución estelar de principios del siglo XX, que suponía que las estrellas eran impulsadas por la contracción gravitacional a través del <a href="/wiki/Mecanismo_de_Kelvin-Helmholtz" title="Mecanismo de Kelvin-Helmholtz">mecanismo Kelvin-Helmholtz</a>, que ahora se sabe que no se aplica a <a href="/wiki/Secuencia_principal" title="Secuencia principal">secuencia principal</a> estrellas. Si eso fuera cierto, entonces las estrellas comenzarían sus vidas como estrellas muy calientes de «tipo temprano» y luego gradualmente se enfriarían hasta convertirse en estrellas de «tipo tardío». Este mecanismo proporcionó edades del <a href="/wiki/Sol" title="Sol">Sol</a> mucho más pequeñas que las observadas en el registro geológico, y se volvió obsoleto por el descubrimiento de que las estrellas son impulsadas por <a href="/wiki/Fusi%C3%B3n_nuclear" title="Fusión nuclear">fusión nuclear</a>.<a href="#cite_note-54">[52]</a> Los términos «temprano» y «tardío» fueron arrastrados, más allá de la desaparición del modelo en el que estaban basados. <div class="mw-heading mw-heading2"><h2 id="Tipos_espectrales_clásicos">Tipos espectrales clásicos</h2>[<a href="/w/index.php?title=Clasificaci%C3%B3n_estelar&action=edit&section=21" title="Editar sección: Tipos espectrales clásicos">editar</a>]</div> <div class="mw-heading mw-heading3"><h3 id="Clase_O">Clase O</h3>[<a href="/w/index.php?title=Clasificaci%C3%B3n_estelar&action=edit&section=22" title="Editar sección: Clase O">editar</a>]</div> <figure class="mw-default-size" typeof="mw:File/Thumb"><a href="/wiki/Archivo:Zeta_Puppis.png" class="mw-file-description"><img src="//upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/thumb/f/f6/Zeta_Puppis.png/220px-Zeta_Puppis.png" decoding="async" width="220" height="220" class="mw-file-element" srcset="//upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/f/f6/Zeta_Puppis.png 1.5x" data-file-width="300" data-file-height="300" /></a><figcaption>Representación artística de <a href="/wiki/Zeta_Puppis" class="mw-redirect" title="Zeta Puppis">Zeta Puppis</a>, una supergigante de O4</figcaption></figure> <div class="noprint AP rellink">Artículo principal: <a href="/wiki/Estrella_de_tipo_O" title="Estrella de tipo O"> Estrella de tipo O</a></div> <div class="VT rellink">Véanse también: <a href="/wiki/Gigante_azul" title="Gigante azul">Gigante azul </a> y <a href="/wiki/Supergigante_azul" title="Supergigante azul"> Supergigante azul</a>.</div> Las estrellas tipo O son muy calientes y extremadamente luminosas, con la mayor parte de su salida radiada en el rango <a href="/wiki/Ultravioleta" class="mw-redirect" title="Ultravioleta">ultravioleta</a>. Estas son las más raras de todas las estrellas de la secuencia principal. Aproximadamente 1 de cada 3 000 000 (0.00003 %) de las estrellas de la secuencia principal en el vecindario solar son estrellas de tipo O.<a href="#cite_note-proportions-55">[c]</a><a href="#cite_note-LeDrew2001-5">[5]</a> Algunas de las <a href="/wiki/Anexo:Estrellas_m%C3%A1s_masivas" title="Anexo:Estrellas más masivas">estrellas más masivas</a> se encuentran dentro de esta clase espectral. Las estrellas de tipo O frecuentemente tienen entornos complicados que dificultan la medición de sus espectros. Los espectros de tipo O se definían anteriormente por la relación entre la fuerza del <a href="/wiki/Helio" title="Helio">He</a> II λ4541 y la de He I λ4471, donde λ es la <a href="/wiki/Longitud_de_onda" title="Longitud de onda">longitud de onda</a>, medida en <a href="/wiki/%C3%81ngstrom" title="Ángstrom">ángstroms</a>. El tipo espectral O7 se definió como el punto en el que las dos intensidades son iguales, con la línea He I debilitándose hacia los tipos anteriores. El tipo O3 fue, por definición, el punto en el que dicha línea desaparece por completo, aunque se puede ver muy débilmente con la tecnología moderna. Debido a esto, la definición moderna utiliza la relación de la línea N IV λ4058 a N III λλ4634-40-42.<a href="#cite_note-Walborn-56">[53]</a> Las estrellas de tipo O tienen líneas dominantes de absorción y a veces de emisión para las líneas <a href="/wiki/Helio" title="Helio">He</a>] II, líneas ionizadas prominentes (<a href="/wiki/Silicio" title="Silicio">Si</a> IV, <a href="/wiki/Ox%C3%ADgeno" title="Oxígeno">O</a> III, <a href="/wiki/Nitr%C3%B3geno" title="Nitrógeno">N</a>  III, y <a href="/wiki/Carbono" title="Carbono">C</a> III) y líneas de <a href="/wiki/Helio" title="Helio">helio</a> neutral, que se fortalecen de O5 a O9, y de hidrógeno prominente <a href="/wiki/L%C3%ADneas_de_hidr%C3%B3geno" class="mw-redirect" title="Líneas de hidrógeno">líneas de hidrógeno</a>, aunque Debido a que son tan masivas, las estrellas de tipo O tienen núcleos muy calientes y queman a través de su combustible de hidrógeno muy rápidamente, por lo que son las primeras estrellas en salir de la <a href="/wiki/Secuencia_principal" title="Secuencia principal">secuencia principal</a>. Cuando se describió por primera vez el esquema de clasificación MKK en 1943, los únicos subtipos de clase O utilizados eran O5 a O9.5.<a href="#cite_note-57">[54]</a> El esquema MKK se extendió a O9.7 en 1971<a href="#cite_note-walborn-58">[55]</a> y O4 en 1978,<a href="#cite_note-59">[56]</a> y posteriormente se han introducido nuevos esquemas de clasificación que añaden los tipos O2, O3 y O3.5.<a href="#cite_note-60">[57]</a> <dl><dd>Estándares espectrales:<a href="#cite_note-Garrison-61">[58]</a></dd></dl> <ul><li>O7V & <a href="/wiki/S_Monocerotis" title="S Monocerotis">S Monocerotis</a></li> <li>O9V – <a href="/wiki/10_Lacertae" title="10 Lacertae">10 Lacertae</a></li></ul> <div class="mw-heading mw-heading3"><h3 id="Clase_B">Clase B</h3>[<a href="/w/index.php?title=Clasificaci%C3%B3n_estelar&action=edit&section=23" title="Editar sección: Clase B">editar</a>]</div> <div class="VT rellink">Véanse también: <a href="/wiki/Gigante_azul" title="Gigante azul">Gigante azul</a> y <a href="/wiki/Supergigante_azul" title="Supergigante azul"> Supergigante azul</a>.</div> <figure class="mw-default-size" typeof="mw:File/Thumb"><a href="/wiki/Archivo:Eta_CMa.jpg" class="mw-file-description"><img src="//upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/thumb/a/ae/Eta_CMa.jpg/220px-Eta_CMa.jpg" decoding="async" width="220" height="202" class="mw-file-element" srcset="//upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/thumb/a/ae/Eta_CMa.jpg/330px-Eta_CMa.jpg 1.5x, //upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/thumb/a/ae/Eta_CMa.jpg/440px-Eta_CMa.jpg 2x" data-file-width="1800" data-file-height="1650" /></a><figcaption>Impresión artística de <a href="/wiki/Eta_Canis_Majoris" class="mw-redirect" title="Eta Canis Majoris">Aludra</a>, una <a href="/wiki/Supergigante" title="Supergigante">supergigante</a> B5 vista en <a href="/wiki/Canis_Maior" title="Canis Maior">Canis Majoris</a></figcaption></figure> Las estrellas tipo B son muy luminosas y azules. Sus espectros tienen líneas de helio neutro, que son más prominentes en la subclase B2, y líneas de hidrógeno moderadas. Como las <a href="/wiki/Estrella_OB" title="Estrella OB">estrellas de tipo O y B</a> son tan enérgicas, solo viven por un tiempo relativamente corto. Así, debido a la baja probabilidad de interacción cinemática durante su vida, son incapaces de alejarse del área en la que se formaron, aparte de las <a href="/wiki/Cinem%C3%A1tica_estelar#Estrellas_fugitivas" title="Cinemática estelar">estrellas fugitivas</a>. La transición de la clase O a la clase B se definió originalmente como el punto en el que desaparece el <a href="/wiki/Helio" title="Helio">He</a> II λ4541. Sin embargo, con un equipo moderno, la línea todavía es evidente en las primeras estrellas de tipo B. Hoy en día, para las estrellas de la secuencia principal, la clase B se define por la intensidad del espectro violeta He I, con la intensidad máxima correspondiente a la clase B2. Para los supergigantes, se utilizan líneas de <a href="/wiki/Silicio" title="Silicio">silicio</a>; las líneas de Si IV λ4089 y Si III λ4552 son indicativas de una B temprana. A mitad de B, la intensidad de esta última en relación con la de Si II λλ4128-30 es la característica definitoria, mientras que para la B tardía, es la intensidad de Mg II λ4481 en relación con la de He I λ4471.<a href="#cite_note-Walborn-56">[53]</a> Estas estrellas tienden a ser encontradas en sus <a href="/wiki/Cinem%C3%A1tica_estelar#asociaciones_OB" title="Cinemática estelar">asociaciones OB</a> de origen, las cuales están asociadas con <a href="/wiki/Nube_molecular" title="Nube molecular">nubes moleculares</a> gigantescas. La asociación Orión OB1 ocupa una gran porción de un <a href="/wiki/Galaxia_espiral#Brazos_en_espiral" title="Galaxia espiral">brazo en espiral</a> de la <a href="/wiki/V%C3%ADa_L%C3%A1ctea" title="Vía Láctea">Vía Láctea</a> y contiene muchas de las estrellas más brillantes de la <a href="/wiki/Constelaci%C3%B3n_de_Ori%C3%B3n" class="mw-redirect" title="Constelación de Orión">constelación de Orión</a>. Aproximadamente 1 en 800 (0.125 %) de las estrellas de la secuencia principal en el vecindario solar son estrellas de la secuencia principal tipo B.<a href="#cite_note-proportions-55">[c]</a><a href="#cite_note-LeDrew2001-5">[5]</a> Las entidades masivas, pero no supergigantes conocidas como «<a href="/wiki/Estrellas_Be" class="mw-redirect" title="Estrellas Be">Estrellas Be</a>», son estrellas de la secuencia principal que tienen, o han tenido en algún momento, una o más <a href="/wiki/L%C3%ADneas_de_Balmer" title="Líneas de Balmer">líneas de Balmer</a> en emisión, siendo de particular interés la <a href="/wiki/Espectro_del_hidr%C3%B3geno" title="Espectro del hidrógeno">serie</a> de <a href="/wiki/Radiaci%C3%B3n_electromagn%C3%A9tica" title="Radiación electromagnética">radiación electromagnética</a> relacionada con el <a href="/wiki/Hidr%C3%B3geno" title="Hidrógeno">hidrógeno</a> proyectada por las estrellas. Se cree que las estrellas Be suelen presentar <a href="/wiki/Viento_estelar" class="mw-redirect" title="Viento estelar">vientos estelares</a> inusualmente fuertes, altas temperaturas superficiales y un desgaste significativo de la <a href="/wiki/Masa_estelar" title="Masa estelar">masa estelar</a> a medida que los objetos <a href="/wiki/Rotacion_estelar" class="mw-redirect" title="Rotacion estelar">rotan</a> a un ritmo curiosamente rápido.<a href="#cite_note-Slettebak1988-62">[59]</a> Los objetos conocidos como <a href="/wiki/Estrella_B(e)" title="Estrella B(e)">«B(e)» o Estrellas «B(e)»</a> poseen <a href="/wiki/L%C3%ADnea_espectral" title="Línea espectral">líneas distintivas de emisión</a> neutras o de baja ionización que se consideran que tienen «<a href="/wiki/Mecanismo_prohibido" class="mw-redirect" title="Mecanismo prohibido">mecanismos prohibidos</a>», sometidos a procesos que normalmente no están permitidos por los conocimientos actuales de la <a href="/wiki/Mec%C3%A1nica_cu%C3%A1ntica" title="Mecánica cuántica">mecánica cuántica</a>. <dl><dd>Estándares espectrales:<a href="#cite_note-Garrison-61">[58]</a></dd></dl> <ul><li>B0V – <a href="/wiki/Upsilon_Orionis" title="Upsilon Orionis">Upsilon Orionis</a></li> <li>B0Ia – <a href="/wiki/Alnilam" title="Alnilam">Alnilam</a></li> <li>B2Ia – <a href="/wiki/Chi2_Orionis" class="mw-redirect" title="Chi2 Orionis">Chi2 Orionis</a></li> <li>B2Ib – <a href="/wiki/9_Cephei" title="9 Cephei">9 Cephei</a></li> <li>B3V – <a href="/wiki/Eta_Ursae_Majoris" class="mw-redirect" title="Eta Ursae Majoris">Eta Ursae Majoris</a></li> <li>B3V – <a href="/wiki/Eta_Aurigae" title="Eta Aurigae">Eta Aurigae</a></li> <li>B3Ia – <a href="/wiki/Omicron2_Canis_Majoris" class="mw-redirect" title="Omicron2 Canis Majoris">Omicron2 Canis Majoris</a></li> <li>B5Ia – <a href="/wiki/Eta_Canis_Majoris" class="mw-redirect" title="Eta Canis Majoris">Eta Canis Majoris</a></li> <li>B8Ia – <a href="/wiki/Rigel" title="Rigel">Rigel</a></li></ul> <div class="mw-heading mw-heading3"><h3 id="Clase_A">Clase A</h3>[<a href="/w/index.php?title=Clasificaci%C3%B3n_estelar&action=edit&section=24" title="Editar sección: Clase A">editar</a>]</div> <div class="VT rellink">Véase también: <a href="/wiki/Estrella_blanca_de_la_secuencia_principal" title="Estrella blanca de la secuencia principal">Estrella de la secuencia principal de tipo A</a></div> <figure class="mw-default-size" typeof="mw:File/Thumb"><a href="/wiki/Archivo:Heic0821f.jpg" class="mw-file-description"><img src="//upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/thumb/a/ae/Heic0821f.jpg/220px-Heic0821f.jpg" decoding="async" width="220" height="236" class="mw-file-element" srcset="//upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/thumb/a/ae/Heic0821f.jpg/330px-Heic0821f.jpg 1.5x, //upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/thumb/a/ae/Heic0821f.jpg/440px-Heic0821f.jpg 2x" data-file-width="3722" data-file-height="4000" /></a><figcaption><a href="/wiki/Fomalhaut" title="Fomalhaut">Fomalhaut</a>, una estrella de la secuencia principal A3</figcaption></figure> <figure class="mw-default-size" typeof="mw:File/Thumb"><a href="/wiki/Archivo:White_giant_star_artistic_recreation-bpk.jpg" class="mw-file-description"><img src="//upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/thumb/8/8b/White_giant_star_artistic_recreation-bpk.jpg/220px-White_giant_star_artistic_recreation-bpk.jpg" decoding="async" width="220" height="165" class="mw-file-element" srcset="//upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/thumb/8/8b/White_giant_star_artistic_recreation-bpk.jpg/330px-White_giant_star_artistic_recreation-bpk.jpg 1.5x, //upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/thumb/8/8b/White_giant_star_artistic_recreation-bpk.jpg/440px-White_giant_star_artistic_recreation-bpk.jpg 2x" data-file-width="1330" data-file-height="1000" /></a><figcaption>Representación de una gigante blanca</figcaption></figure> Las estrellas de tipo A se encuentran entre las más comunes a simple vista, y son blancas o de color blanco azulado. Tienen fuertes líneas de hidrógeno, a un máximo de A0, y también líneas de metales ionizados (<a href="/wiki/Hierro" title="Hierro">Fe</a> II, <a href="/wiki/Magnesio" title="Magnesio">Mg</a> II, <a href="/wiki/Silicio" title="Silicio">Si</a> II) a un máximo de A5. La presencia de las líneas de <a href="/wiki/Calcio" title="Calcio">Ca</a> II se está fortaleciendo notablemente en este punto. Aproximadamente 1 de cada 160 (0.625 %) de las estrellas de la secuencia principal en el vecindario solar son estrellas de tipo A.<a href="#cite_note-proportions-55">[c]</a><a href="#cite_note-LeDrew2001-5">[5]</a><a href="#cite_note-SIMBAD-63">[60]</a> <dl><dd>Estándares espectrales:<a href="#cite_note-Garrison-61">[58]</a></dd></dl> <ul><li>A0Van – <a href="/wiki/Gamma_Ursae_Majoris" class="mw-redirect" title="Gamma Ursae Majoris">Gamma Ursae Majoris</a></li> <li>A0Va – <a href="/wiki/Vega" class="mw-disambig" title="Vega">Vega</a></li> <li>A0Ib – <a href="/wiki/Eta_Leonis" title="Eta Leonis">Eta Leonis</a></li> <li>A0Ia – <a href="/wiki/HD_21389" class="mw-redirect" title="HD 21389">HD 21389</a></li> <li>A1V – <a href="/wiki/Sirius" class="mw-redirect" title="Sirius">Sirius A</a></li> <li>A2Ia – <a href="/wiki/Deneb" title="Deneb">Deneb</a></li> <li>A3Va – <a href="/wiki/Fomalhaut" title="Fomalhaut">Fomalhaut</a></li></ul> <div class="mw-heading mw-heading3"><h3 id="Clase_F">Clase F</h3>[<a href="/w/index.php?title=Clasificaci%C3%B3n_estelar&action=edit&section=25" title="Editar sección: Clase F">editar</a>]</div> <div class="VT rellink">Véase también: <a href="/wiki/Estrella_de_tipo-F_de_la_secuencia_principal" title="Estrella de tipo-F de la secuencia principal">Estrella de tipo-F de la secuencia principal</a></div> <figure class="mw-default-size" typeof="mw:File/Thumb"><a href="/wiki/Archivo:Canopus.jpg" class="mw-file-description"><img src="//upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/thumb/1/17/Canopus.jpg/220px-Canopus.jpg" decoding="async" width="220" height="144" class="mw-file-element" srcset="//upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/thumb/1/17/Canopus.jpg/330px-Canopus.jpg 1.5x, //upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/thumb/1/17/Canopus.jpg/440px-Canopus.jpg 2x" data-file-width="2000" data-file-height="1311" /></a><figcaption><a href="/wiki/Canopus" class="mw-disambig" title="Canopus">Canopus</a>, un <a href="/wiki/Supergigante" title="Supergigante">supergigante</a> de tipo F y la segunda estrella más brillante del cielo nocturno</figcaption></figure> Las estrellas de tipo F tienen líneas espectrales de refuerzo H y K de <a href="/wiki/Calcio" title="Calcio">Ca</a> II. Los metales neutros (<a href="/wiki/Hierro" title="Hierro">Fe</a> I, <a href="/wiki/Cromo" title="Cromo">Cr</a> I) comienzan a ganar en las líneas de metal ionizado a finales de F. Sus espectros se caracterizan por las líneas de hidrógeno más débiles y los metales ionizados. Su color es blanco. Aproximadamente 1 de cada 33 (3.03 %) de las estrellas de la secuencia principal en el vecindario solar son estrellas de tipo F.<a href="#cite_note-proportions-55">[c]</a><a href="#cite_note-LeDrew2001-5">[5]</a> <dl><dd>Estándares espectrales:<a href="#cite_note-Garrison-61">[58]</a></dd></dl> <ul><li>F0IIIa – <a href="/wiki/Zeta_Leonis" class="mw-redirect" title="Zeta Leonis">Zeta Leonis</a></li> <li>F0Ib – <a href="/wiki/Alpha_Leporis" class="mw-redirect" title="Alpha Leporis">Alpha Leporis</a></li> <li>F2V – <a href="/wiki/78_Ursae_Majoris" title="78 Ursae Majoris">78 Ursae Majoris</a></li></ul> <div class="mw-heading mw-heading3"><h3 id="Clase_G">Clase G</h3>[<a href="/w/index.php?title=Clasificaci%C3%B3n_estelar&action=edit&section=26" title="Editar sección: Clase G">editar</a>]</div> <div class="VT rellink">Véanse también: <a href="/wiki/Estrella_de_tipo-G_de_la_secuencia_principal" title="Estrella de tipo-G de la secuencia principal">Estrella de tipo-G de la secuencia principal</a> y <a href="/wiki/Supergigante_amarilla" title="Supergigante amarilla"> Supergigante amarilla</a>.</div> <figure class="mw-default-size" typeof="mw:File/Thumb"><a href="/wiki/Archivo:Sun_white.jpg" class="mw-file-description"><img src="//upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/thumb/5/54/Sun_white.jpg/220px-Sun_white.jpg" decoding="async" width="220" height="220" class="mw-file-element" srcset="//upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/thumb/5/54/Sun_white.jpg/330px-Sun_white.jpg 1.5x, //upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/thumb/5/54/Sun_white.jpg/440px-Sun_white.jpg 2x" data-file-width="2328" data-file-height="2328" /></a><figcaption>El <a href="/wiki/Sol" title="Sol">Sol</a>, una estrella de la secuencia principal del tipo G2, con <a href="/wiki/Mancha_solar" title="Mancha solar">manchas solares</a> oscuras</figcaption></figure> Las estrellas de tipo G, incluyendo el <a href="/wiki/Sol" title="Sol">Sol</a><a href="#cite_note-SunSpectrum-7">[7]</a> tienen líneas espectrales prominentes H y K de <a href="/wiki/Calcio" title="Calcio">Ca</a> II, que son más pronunciadas en G2. Tienen líneas de hidrógeno aún más débiles que F, pero junto con los metales ionizados, tienen metales neutros. Hay un pico prominente en la banda G de moléculas <a href="/wiki/Cianuro" title="Cianuro">CH</a>. Las estrellas de la clase G constituyen alrededor del 7.5 %, casi una de cada trece, de las estrellas de la secuencia principal del vecindario solar.<a href="#cite_note-proportions-55">[c]</a><a href="#cite_note-LeDrew2001-5">[5]</a> G alberga el <a href="/wiki/Hipergigante_amarilla" title="Hipergigante amarilla">«Vacío Evolutivo Amarillo»</a> (Yellow Evolutionary Void en inglés).<a href="#cite_note-64">[61]</a> Las estrellas supergigantes a menudo oscilan entre O o B (azul) y K o M (rojo). Mientras hacen esto, no permanecen mucho tiempo en la clase de <a href="/wiki/Supergigante_amarilla" title="Supergigante amarilla">supergigante amarilla</a> G, ya que este es un lugar extremadamente inestable para que haya una supergigante. <dl><dd>Estándares espectrales:<a href="#cite_note-Garrison-61">[58]</a></dd></dl> <ul><li>G0V – <a href="/wiki/Beta_Canum_Venaticorum" class="mw-redirect" title="Beta Canum Venaticorum">Beta Canum Venaticorum</a></li> <li>G0IV – <a href="/wiki/Eta_Bo%C3%B6tis" class="mw-redirect" title="Eta Boötis">Eta Boötis</a></li> <li>G0Ib – <a href="/wiki/Beta_Aquarii" title="Beta Aquarii">Beta Aquarii</a></li> <li>G2V – <a href="/wiki/Sol" title="Sol">Sol</a></li> <li>G5V – <a href="/wiki/Kappa_Ceti" class="mw-disambig" title="Kappa Ceti">Kappa Ceti</a></li> <li>G5IV – <a href="/wiki/Mu_Herculis" title="Mu Herculis">Mu Herculis</a></li> <li>G5Ib – <a href="/wiki/9_Pegasi" title="9 Pegasi">9 Pegasi</a></li> <li>G8V – <a href="/wiki/61_Ursae_Majoris" title="61 Ursae Majoris">61 Ursae Majoris</a></li> <li>G8IV – <a href="/wiki/Beta_Aquilae" class="mw-redirect" title="Beta Aquilae">Beta Aquilae</a></li> <li>G8IIIa – <a href="/wiki/Kappa_Geminorum" title="Kappa Geminorum">Kappa Geminorum</a></li> <li>G8IIIab – <a href="/wiki/Epsilon_Virginis" class="mw-redirect" title="Epsilon Virginis">Epsilon Virginis</a></li> <li>G8Ib – <a href="/wiki/Epsilon_Geminorum" class="mw-redirect" title="Epsilon Geminorum">Epsilon Geminorum</a></li></ul> <div class="mw-heading mw-heading3"><h3 id="Clase_K">Clase K</h3>[<a href="/w/index.php?title=Clasificaci%C3%B3n_estelar&action=edit&section=27" title="Editar sección: Clase K">editar</a>]</div> <div class="VT rellink">Véase también: <a href="/wiki/Enana_naranja" title="Enana naranja">Estrella de secuencia principal tipo K</a></div> <figure class="mw-default-size" typeof="mw:File/Thumb"><a href="/wiki/Archivo:Arcturus_(optical).png" class="mw-file-description"><img src="//upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/thumb/5/5a/Arcturus_%28optical%29.png/220px-Arcturus_%28optical%29.png" decoding="async" width="220" height="276" class="mw-file-element" srcset="//upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/thumb/5/5a/Arcturus_%28optical%29.png/330px-Arcturus_%28optical%29.png 1.5x, //upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/thumb/5/5a/Arcturus_%28optical%29.png/440px-Arcturus_%28optical%29.png 2x" data-file-width="460" data-file-height="578" /></a><figcaption><a href="/wiki/Arcturus" class="mw-redirect" title="Arcturus">Arcturus</a>, un gigante de K1.5</figcaption></figure> Las estrellas tipo K son estrellas anaranjadas que son ligeramente más frías que el Sol. Constituyen alrededor del 12 % de las estrellas de la secuencia principal en el vecindario solar.<a href="#cite_note-proportions-55">[c]</a><a href="#cite_note-LeDrew2001-5">[5]</a> También hay estrellas gigantes del tipo K, que van desde <a href="/wiki/Hipergigante" title="Hipergigante">hipergigantes</a> como <a href="/wiki/RW_Cephei" title="RW Cephei">RW Cephei</a>, hasta <a href="/wiki/Estrella_gigante" title="Estrella gigante">gigantes</a> y <a href="/wiki/Supergigante" title="Supergigante">supergigantes</a>, como <a href="/wiki/Arcturus" class="mw-redirect" title="Arcturus">Arcturus</a>, mientras que las <a href="/wiki/Enana_naranja" title="Enana naranja">enanas naranjas</a>, como <a href="/wiki/Alfa_Centauri" title="Alfa Centauri">Alfa Centauri</a> B, son estrellas de la secuencia principal. Tienen líneas de hidrógeno extremadamente débiles, si es que están presentes, y en su mayoría metales neutros (<a href="/wiki/Manganeso" title="Manganeso">Mn</a> I, <a href="/wiki/Hierro" title="Hierro">Fe</a> I, <a href="/wiki/Silicio" title="Silicio">Si</a> I). A finales de K, las bandas moleculares de <a href="/w/index.php?title=Mon%C3%B3xido_de_titanio&action=edit&redlink=1" class="new" title="Monóxido de titanio (aún no redactado)">óxido de titanio</a> se hacen presentes. Hay una sugerencia de que las estrellas del espectro K pueden aumentar potencialmente las posibilidades de vida en planetas en órbita que están dentro de la <a href="/wiki/Zona_de_habitabilidad" title="Zona de habitabilidad">zona habitable</a>.<a href="#cite_note-65">[62]</a> <dl><dd>Estándares espectrales:<a href="#cite_note-Garrison-61">[58]</a></dd></dl> <ul><li>K0V – <a href="/wiki/Sigma_Draconis" title="Sigma Draconis">Sigma Draconis</a></li> <li>K0III – <a href="/wiki/Pollux_(estrella)" class="mw-redirect" title="Pollux (estrella)">Pollux</a></li> <li>K0III – <a href="/wiki/Epsilon_Cygni" class="mw-redirect" title="Epsilon Cygni">Epsilon Cygni</a></li> <li>K2V – <a href="/wiki/Epsilon_Eridani" class="mw-redirect" title="Epsilon Eridani">Epsilon Eridani</a></li> <li>K2III – <a href="/wiki/Kappa_Ophiuchi" title="Kappa Ophiuchi">Kappa Ophiuchi</a></li> <li>K3III – <a href="/wiki/Rho_Bo%C3%B6tis" class="mw-redirect" title="Rho Boötis">Rho Boötis</a></li> <li>K5V – <a href="/wiki/61_Cygni" title="61 Cygni">61 Cygni A</a></li> <li>K5III – <a href="/wiki/Gamma_Draconis" class="mw-redirect" title="Gamma Draconis">Gamma Draconis</a></li></ul> <div class="mw-heading mw-heading3"><h3 id="Clase_M">Clase M</h3>[<a href="/w/index.php?title=Clasificaci%C3%B3n_estelar&action=edit&section=28" title="Editar sección: Clase M">editar</a>]</div> <div class="VT rellink">Véanse también: <a href="/wiki/Enana_roja" title="Enana roja">Enana roja</a>, <a href="/wiki/Gigante_roja" title="Gigante roja"> Gigante roja</a> y <a href="/wiki/Supergigante_roja" title="Supergigante roja"> Supergigante roja</a>.</div> Las estrellas de clase M son, con mucho, las más comunes. Alrededor del 76 % de las estrellas de la secuencia principal en el vecindario solar son estrellas de clase M.<a href="#cite_note-proportions-55">[c]</a><a href="#cite_note-66">[d]</a><a href="#cite_note-LeDrew2001-5">[5]</a> Sin embargo, las estrellas de la clase M de la secuencia principal (<a href="/wiki/Enana_roja" title="Enana roja">enanas rojas</a>) tienen una luminosidad tan baja que ninguna es lo suficientemente brillante como para ser vista a simple vista, a menos que se den condiciones excepcionales. La estrella más brillante conocida de la clase M es M0V <a href="/wiki/Lacaille_8760" title="Lacaille 8760">Lacaille 8760</a>, con <a href="/wiki/Magnitud_estelar" class="mw-redirect" title="Magnitud estelar">magnitud</a> 6.6 (la magnitud límite para la visibilidad típica a simple vista en buenas condiciones se cita típicamente como 6.5), y es extremadamente improbable que se encuentren ejemplos más brillantes. Aunque la mayoría de las estrellas de clase M son enanas rojas, la mayoría de las estrellas supergigantes más grandes de la Vía Láctea son estrellas M. Tales como <a href="/wiki/VY_Canis_Majoris" title="VY Canis Majoris">VY Canis Majoris</a>, <a href="/wiki/Antares" title="Antares">Antares</a> y <a href="/wiki/Betelgeuse" title="Betelgeuse">Betelgeuse</a> también son estrellas de clase M. Además, las <a href="/wiki/Enanas_marrones" class="mw-redirect" title="Enanas marrones">enanas marrones</a> más grandes y calientes son de clase M tardía, generalmente en el rango de M6.5 a M9.5. El espectro de una estrella de clase M contiene líneas de <a href="/wiki/%C3%93xido" title="Óxido">óxido</a> (en el <a href="/wiki/Espectro_visible" title="Espectro visible">espectro visible</a>, especialmente el <a href="/w/index.php?title=Oxido_de_titanio_(II)&action=edit&redlink=1" class="new" title="Oxido de titanio (II) (aún no redactado)">Monóxido de titanio</a>) y todos los metales neutros, pero generalmente no hay líneas de absorción de hidrógeno. Las bandas de TiO pueden ser fuertes en estrellas de clase M, dominando normalmente su espectro visible en alrededor de M5. las bandas se hacen presentes a finales de M. <dl><dd>Estándares espectrales:<a href="#cite_note-Garrison-61">[58]</a></dd></dl> <ul><li>M0IIIa – <a href="/wiki/Beta_Andromedae" class="mw-redirect" title="Beta Andromedae">Beta Andromedae</a></li> <li>M2III – <a href="/w/index.php?title=Chi_Pegasi&action=edit&redlink=1" class="new" title="Chi Pegasi (aún no redactado)">Chi Pegasi</a></li> <li>M1-M2Ia-Iab – <a href="/wiki/Betelgeuse" title="Betelgeuse">Betelgeuse</a></li> <li>M2Ia – <a href="/wiki/Mu_Cephei" title="Mu Cephei">Mu Cephei</a></li></ul> <div class="mw-heading mw-heading2"><h2 id="Tipos_espectrales_extendidos">Tipos espectrales extendidos</h2>[<a href="/w/index.php?title=Clasificaci%C3%B3n_estelar&action=edit&section=29" title="Editar sección: Tipos espectrales extendidos">editar</a>]</div> Un número de nuevos tipos espectrales han sido tomados en uso a partir de los nuevos tipos de estrellas descubiertos.<a href="#cite_note-nasa1010-67">[63]</a> <div class="mw-heading mw-heading3"><h3 id="Clases_de_estrellas_de_emisión_azul_cálido">Clases de estrellas de emisión azul cálido</h3>[<a href="/w/index.php?title=Clasificaci%C3%B3n_estelar&action=edit&section=30" title="Editar sección: Clases de estrellas de emisión azul cálido">editar</a>]</div> <figure class="mw-default-size" typeof="mw:File/Thumb"><a href="/wiki/Archivo:Galactic_refurbishment.jpg" class="mw-file-description"><img src="//upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/thumb/5/54/Galactic_refurbishment.jpg/220px-Galactic_refurbishment.jpg" decoding="async" width="220" height="108" class="mw-file-element" srcset="//upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/thumb/5/54/Galactic_refurbishment.jpg/330px-Galactic_refurbishment.jpg 1.5x, //upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/thumb/5/54/Galactic_refurbishment.jpg/440px-Galactic_refurbishment.jpg 2x" data-file-width="4008" data-file-height="1960" /></a><figcaption><a href="/w/index.php?title=UGC_5797&action=edit&redlink=1" class="new" title="UGC 5797 (aún no redactado)">UGC 5797</a>, una galaxia de línea de emisión donde se forman masivas estrellas azules brillantes<a href="#cite_note-68">[64]</a></figcaption></figure> Los espectros de algunas estrellas muy calientes y azules muestran líneas de emisión marcadas de carbono o nitrógeno, o a veces de oxígeno. <div class="mw-heading mw-heading4"><h4 id="Clase_W:_Wolf–Rayet">Clase W: Wolf–Rayet</h4>[<a href="/w/index.php?title=Clasificaci%C3%B3n_estelar&action=edit&section=31" title="Editar sección: Clase W: Wolf–Rayet">editar</a>]</div> <div class="noprint AP rellink">Artículo principal: <a href="/wiki/Estrella_de_Wolf-Rayet" title="Estrella de Wolf-Rayet"> Estrella de Wolf-Rayet</a></div> <figure class="mw-default-size" typeof="mw:File/Thumb"><a href="/wiki/Archivo:M1-67_%26_WR124.png" class="mw-file-description"><img src="//upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/thumb/c/c6/M1-67_%26_WR124.png/220px-M1-67_%26_WR124.png" decoding="async" width="220" height="225" class="mw-file-element" srcset="//upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/thumb/c/c6/M1-67_%26_WR124.png/330px-M1-67_%26_WR124.png 1.5x, //upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/thumb/c/c6/M1-67_%26_WR124.png/440px-M1-67_%26_WR124.png 2x" data-file-width="1289" data-file-height="1318" /></a><figcaption>Imagen del <a href="/wiki/Telescopio_espacial_Hubble" title="Telescopio espacial Hubble">telescopio espacial Hubble</a> de la nebulosa M1-67 y la estrella Wolf-Rayet <a href="/wiki/WR_124" title="WR 124">WR 124</a> en el centro</figcaption></figure> La clase W o WR representa las <a href="/wiki/Estrella_de_Wolf-Rayet" title="Estrella de Wolf-Rayet">estrellas de Wolf-Rayet</a>, notable por espectros que carecen de líneas de hidrógeno. En cambio, sus espectros están dominados por amplias líneas de emisión de helio, nitrógeno, carbono y, a veces, oxígeno altamente ionizados. Se cree que en su mayoría son supergigantes moribundos con sus capas de hidrógeno sopladas por los <a href="/wiki/Viento_estelar" class="mw-redirect" title="Viento estelar">vientos estelares</a>, exponiendo así directamente sus capas calientes de helio. La clase W se divide a su vez en subclases según la intensidad relativa de las líneas de emisión de nitrógeno y carbono en sus espectros (y capas externas).<a href="#cite_note-WR-69">[65]</a> El rango de espectros de WR se indica a continuación:<a href="#cite_note-70">[66]</a><a href="#cite_note-71">[67]</a> <ul><li>WN<a href="#cite_note-WR-69">[65]</a> – espectro dominado por las líneas N III-V y He I-II <ul><li>WNE (WN2 a WN5 con algo de WN6) – más caliente o más temprano</li> <li>WNL (WN7 a WN9 con un poco de WN6) – más frío o tardío</li> <li>Clases WN10 y WN11 extendidas que a veces se utilizan para las estrellas Ofpe/WN9<a href="#cite_note-WR-69">[65]</a></li> <li>h etiqueta utilizada (por ejemplo, WN9h) para WR con emisión de hidrógeno y ha (por ejemplo, WN6ha) tanto para la emisión como para la absorción de hidrógeno</li></ul></li> <li>WN/C – WN stars plus strong C IV lines, intermediate between WN and WC stars<a href="#cite_note-WR-69">[65]</a></li> <li>WC<a href="#cite_note-WR-69">[65]</a> – espectro con fuertes líneas C II-IV <ul><li>WCE (WC4 a WC6) – más caliente o más temprano</li> <li>WCL (WC7 a WC9) – más fresco o tardío</li></ul></li> <li>WO (WO1 a WO4) – fuertes líneas O VI, extremadamente raras</li></ul> Aunque las estrellas centrales de la mayoría de las nebulosas planetarias (CSPNe) muestran espectros de tipo O<a href="#cite_note-tinkler-72">[68]</a> alrededor del 10 % son deficientes en hidrógeno y muestran espectros de WR.<a href="#cite_note-mizsalski-73">[69]</a> Estas son estrellas de baja masa y para distinguirlas de las estrellas masivas Wolf-Rayet, sus espectros están encerrados entre corchetes: e. g. [WC]. La mayoría de estos muestran espectros [WC], algunos [WO], y muy raramente [WN]. <div class="mw-heading mw-heading4"><h4 id="Las_estrellas_«Slash»">Las estrellas «Slash»</h4>[<a href="/w/index.php?title=Clasificaci%C3%B3n_estelar&action=edit&section=32" title="Editar sección: Las estrellas «Slash»">editar</a>]</div> <div class="noprint AP rellink">Artículo principal: <a href="/w/index.php?title=Estrella_Slash&action=edit&redlink=1" class="new" title="Estrella Slash (aún no redactado)"> Estrella Slash</a></div> Las estrellas slash son estrellas de tipo O con líneas de tipo WN en sus espectros. El nombre «slash» viene de su tipo espectral impreso que tiene una barra (por ejemplo, «Of/WNL»<a href="#cite_note-Walborn-56">[53]</a>). Existe un grupo secundario que se encuentra con este espectro, un grupo más frío e «intermedio» denominado «Ofpe/WN9».<a href="#cite_note-Walborn-56">[53]</a> Estas estrellas también han sido referidas como WN10 o WN11, pero que se ha vuelto menos popular al darse cuenta de la diferencia evolutiva con otras estrellas Wolf-Rayet. Descubrimientos recientes de estrellas aún más raras han extendido el rango de estrellas de barra hasta O2-3.5If*/WN5-7, las cuales son aún más calientes que las estrellas «slash» originales.<a href="#cite_note-74">[70]</a> <div class="mw-heading mw-heading3"><h3 id="Clases_de_enanas_rojas_y_marrones_frías">Clases de enanas rojas y marrones frías</h3>[<a href="/w/index.php?title=Clasificaci%C3%B3n_estelar&action=edit&section=33" title="Editar sección: Clases de enanas rojas y marrones frías">editar</a>]</div> <div class="noprint AP rellink">Artículos principales: <a href="/wiki/Enana_marr%C3%B3n" title="Enana marrón"> Enana marrón</a> y <a href="/wiki/Enana_roja" title="Enana roja"> Enana roja</a>.</div> Los nuevos tipos espectrales L, T e Y fueron creados para clasificar los espectros infrarrojos de las estrellas frías. Esto incluye tanto <a href="/wiki/Enana_roja" title="Enana roja">enanas roja</a> como <a href="/wiki/Enana_marr%C3%B3n" title="Enana marrón">enanas marrones</a> que son muy débiles en el <a href="/wiki/Espectro_visible" title="Espectro visible">espectro visible</a>.<a href="#cite_note-75">[71]</a> Las <a href="/wiki/Enana_marron" class="mw-redirect" title="Enana marron">enanas marrones</a>, cuya energía proviene únicamente de la atracción <a href="/wiki/Gravitacional" class="mw-redirect" title="Gravitacional">gravitacional</a>, se enfrían a medida que envejecen y así progresan a tipos espectrales posteriores. Las enanas marrones comienzan sus vidas con espectros de tipo M y se enfriarán a través de las clases espectrales L, T e Y, más rápido cuanto menos masivas sean; las enanas marrones de mayor masa no pueden haberse enfriado a enanas Y o incluso T dentro de la edad del universo. Porque esto lleva a un solapamiento irresoluble entre los tipos espectrales <a href="/wiki/Temperatura_efectiva" title="Temperatura efectiva">temperatura efectiva</a> y <a href="/wiki/Luminosidad" title="Luminosidad">luminosidad</a> para algunas masas y edades de diferentes tipos de L-T-Y, no se pueden dar valores distintos de <a href="/wiki/Temperatura_efectiva" title="Temperatura efectiva">temperatura</a> o <a href="/wiki/Luminosidad" title="Luminosidad">luminosidad</a>.<a href="#cite_note-bdevol-76">[72]</a> <div class="mw-heading mw-heading4"><h4 id="Clase_L">Clase L</h4>[<a href="/w/index.php?title=Clasificaci%C3%B3n_estelar&action=edit&section=34" title="Editar sección: Clase L">editar</a>]</div> <figure class="mw-default-size" typeof="mw:File/Thumb"><a href="/wiki/Archivo:L-dwarf-nasa-hurt.png" class="mw-file-description"><img src="//upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/thumb/8/8d/L-dwarf-nasa-hurt.png/220px-L-dwarf-nasa-hurt.png" decoding="async" width="220" height="208" class="mw-file-element" srcset="//upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/thumb/8/8d/L-dwarf-nasa-hurt.png/330px-L-dwarf-nasa-hurt.png 1.5x, //upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/8/8d/L-dwarf-nasa-hurt.png 2x" data-file-width="366" data-file-height="346" /></a><figcaption>La impresión del artista de una enana en L</figcaption></figure> Las enanas de la clase L reciben su designación porque son más fríos que las estrellas M y L es la letra que queda alfabéticamente más cercana a M. Algunos de estos objetos tienen masas lo suficientemente grandes como para soportar la <a href="/wiki/Fusion_nuclear" class="mw-redirect" title="Fusion nuclear">fusión del hidrógeno</a> y por lo tanto son estrellas, pero la mayoría son de masa subestelar y por lo tanto son enanas marrones. Son de color rojo muy oscuro y más brillantes en <a href="/wiki/Infrarrojo" class="mw-redirect" title="Infrarrojo">infrarrojo</a>. Su <a href="/wiki/Atm%C3%B3sfera" title="Atmósfera">atmósfera</a> es lo suficientemente fría como para permitir que los <a href="/w/index.php?title=Hidruros_met%C3%A1licos&action=edit&redlink=1" class="new" title="Hidruros metálicos (aún no redactado)">hidruros metálicos</a> y los <a href="/wiki/Metales_alcalinos" class="mw-redirect" title="Metales alcalinos">metales alcalinos</a> sean prominentes en sus espectros.<a href="#cite_note-kirk_ARAA-77">[73]</a><a href="#cite_note-kirk_ApJ-78">[74]</a><a href="#cite_note-79">[75]</a> Debido a la baja gravedad superficial en estrellas gigantes, los condensados que contienen <a href="/w/index.php?title=%C3%93xido_de_titanio_(II)&action=edit&redlink=1" class="new" title="Óxido de titanio (II) (aún no redactado)">TiO</a> y <a href="/w/index.php?title=%C3%93xido_de_vanadio_(II)&action=edit&redlink=1" class="new" title="Óxido de vanadio (II) (aún no redactado)">VO</a> nunca se forman. Por lo tanto, las estrellas de tipo L más grandes que las enanas nunca pueden formarse en un ambiente aislado. Sin embargo, puede ser posible que estos supergigantes de tipo L se formen a través de colisiones estelares, un ejemplo de lo cual es <a href="/wiki/V838_Monocerotis" title="V838 Monocerotis">V838 Monocerotis</a> mientras se encuentra en la erupción de la cúspide de su <a href="/wiki/Nova_roja_luminosa" title="Nova roja luminosa">Nova roja luminosa</a>. Enanas y planetas.<a href="#cite_note-ydwarfsurvey-80">[76]</a> <div class="mw-heading mw-heading4"><h4 id="Clase_T_:_Enanas_de_metano">Clase T : Enanas de metano</h4>[<a href="/w/index.php?title=Clasificaci%C3%B3n_estelar&action=edit&section=35" title="Editar sección: Clase T : Enanas de metano">editar</a>]</div> <figure class="mw-default-size" typeof="mw:File/Thumb"><a href="/wiki/Archivo:T-dwarf-nasa-hurt.png" class="mw-file-description"><img src="//upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/thumb/9/94/T-dwarf-nasa-hurt.png/220px-T-dwarf-nasa-hurt.png" decoding="async" width="220" height="165" class="mw-file-element" srcset="//upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/thumb/9/94/T-dwarf-nasa-hurt.png/330px-T-dwarf-nasa-hurt.png 1.5x, //upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/thumb/9/94/T-dwarf-nasa-hurt.png/440px-T-dwarf-nasa-hurt.png 2x" data-file-width="800" data-file-height="600" /></a><figcaption>Impresión artística de una enana T</figcaption></figure> Las enanas de la clase T son frías <a href="/wiki/Enana_marron" class="mw-redirect" title="Enana marron">enanas marrones</a> con temperaturas superficiales entre aproximadamente 550 y 1300 K (277 y 1027 °C; 530 y 1880 °F). Su emisión alcanza su punto máximo en el <a href="/wiki/Infrarrojo" class="mw-redirect" title="Infrarrojo">infrarrojo</a>. El metano es prominente en sus espectros.<a href="#cite_note-kirk_ARAA-77">[73]</a><a href="#cite_note-kirk_ApJ-78">[74]</a> Las clases T y L podrían ser más comunes que todas las otras clases combinadas si las investigaciones recientes son exactas. Debido a que las enanas marrones persisten durante tanto tiempo —unas veces la edad del universo— en ausencia de colisiones catastróficas, estos cuerpos más pequeños solo pueden aumentar en número. El estudio del número de <a href="/wiki/Disco_protoplanetario" title="Disco protoplanetario">proplyds</a> (discos protoplanetarios, cúmulos de gas en <a href="/wiki/Nebulosa" title="Nebulosa">nebulosas</a> a partir de los cuales se forman las estrellas y los sistemas planetarios) indica que el número de estrellas en la <a href="/wiki/Galaxia" title="Galaxia">galaxia</a> debería ser varios <a href="/wiki/Anexo:Orden_de_magnitud" title="Anexo:Orden de magnitud">órdenes de magnitud</a> más alto que lo que se conjeturaba anteriormente. Se ha teorizado que estos propulsores están en una carrera entre sí. El primero en formarse se convertirá en una <a href="/wiki/Protoestrella" title="Protoestrella">protoestrella</a>, que son objetos muy violentos y que interrumpirán a otros propulsores en la vecindad, despojándolos de su gas. Los propulsores de la víctima se convertirán entonces probablemente en estrellas de la secuencia principal o enanas marrones de las clases L y T, que son bastante invisibles para ser vista por nosotros. <div class="mw-heading mw-heading4"><h4 id="Clase_Y">Clase Y</h4>[<a href="/w/index.php?title=Clasificaci%C3%B3n_estelar&action=edit&section=36" title="Editar sección: Clase Y">editar</a>]</div> <div class="VT rellink">Véanse también: <a href="/wiki/Sub_enana_marr%C3%B3n" title="Sub enana marrón">Sub enana marrón</a> y <a href="/wiki/Objeto_subestelar" title="Objeto subestelar"> Objeto subestelar</a>.</div> <figure class="mw-default-size" typeof="mw:File/Thumb"><a href="/wiki/Archivo:WISE_1828%2B2650_Brown_dwarf.jpg" class="mw-file-description"><img src="//upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/thumb/9/98/WISE_1828%2B2650_Brown_dwarf.jpg/220px-WISE_1828%2B2650_Brown_dwarf.jpg" decoding="async" width="220" height="147" class="mw-file-element" srcset="//upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/thumb/9/98/WISE_1828%2B2650_Brown_dwarf.jpg/330px-WISE_1828%2B2650_Brown_dwarf.jpg 1.5x, //upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/thumb/9/98/WISE_1828%2B2650_Brown_dwarf.jpg/440px-WISE_1828%2B2650_Brown_dwarf.jpg 2x" data-file-width="4800" data-file-height="3200" /></a><figcaption>Impresión artística de una enana Y</figcaption></figure> Las enanas marrones de clase espectral Y son más frías que las de clase espectral T y tienen espectros cualitativamente diferentes de ellas. Un total de 17 objetos han sido colocados en la clase Y hasta agosto de 2013.<a href="#cite_note-81">[77]</a> Aunque tales enanos han sido modelados.<a href="#cite_note-82">[78]</a> y detectados dentro de los cuarenta años-luz por el <a href="/wiki/Wide-field_Infrared_Survey_Explorer" title="Wide-field Infrared Survey Explorer">Wide-field Infrared Survey Explorer</a> (WISE)<a href="#cite_note-nasa1010-67">[63]</a><a href="#cite_note-stars-cooler-than-body-83">[79]</a><a href="#cite_note-cool-y-dwarf-84">[80]</a><a href="#cite_note-85">[81]</a><a href="#cite_note-86">[82]</a> todavía no hay una secuencia espectral bien definida ni prototipos. Sin embargo, se han propuesto varios objetos como clases espectrales Y0, Y1, y Y2.<a href="#cite_note-ydwarfsurvey-80">[76]</a> Los espectros de estos objetos Y prospectivos muestran una absorción de alrededor de 1.55 <a href="/wiki/Micr%C3%B3metro_(unidad_de_longitud)" title="Micrómetro (unidad de longitud)">micrómetro</a>.<a href="#cite_note-four600k-87">[83]</a>. han sugerido que esta característica se debe a la absorción de <a href="/wiki/Amon%C3%ADaco" title="Amoníaco">amoníaco</a>, y que esto debe tomarse como la característica indicativa para la transición T-Y.<a href="#cite_note-four600k-87">[83]</a><a href="#cite_note-tytrans-88">[84]</a> De hecho, esta característica de absorción de amoníaco es el principal criterio que se ha adoptado para definir esta clase.<a href="#cite_note-ydwarfsurvey-80">[76]</a> Sin embargo, esta característica es difícil de distinguir de la absorción por <a href="/wiki/Agua" title="Agua">agua</a> y <a href="/wiki/Metano" title="Metano">metano</a>,<a href="#cite_note-four600k-87">[83]</a> y otros autores han declarado que la asignación de la clase Y0 es prematura.<a href="#cite_note-89">[85]</a> La última enana marrón propuesta para el tipo espectral Y, <a href="/w/index.php?title=WISE_1828%2B2650&action=edit&redlink=1" class="new" title="WISE 1828+2650 (aún no redactado)">WISE 1828+2650</a>, es una enana Y2 con una temperatura efectiva estimada originalmente en torno a los 300 <a href="/wiki/Kelvin" title="Kelvin">K</a>, la temperatura del cuerpo humano.<a href="#cite_note-stars-cooler-than-body-83">[79]</a><a href="#cite_note-cool-y-dwarf-84">[80]</a><a href="#cite_note-eso1110-90">[86]</a> Sin embargo, las mediciones de <a href="/wiki/Paralaje" title="Paralaje">paralaje</a> han demostrado que su luminosidad es inconsistente con el hecho de que sea más frío que ~400  K. El enano y más fría que se conoce actualmente es <a href="/wiki/WISE_0855-0714" title="WISE 0855-0714">WISE 0855-0714</a> con una temperatura aproximada de 250 K.<a href="#cite_note-Luhman2016-91">[87]</a> El rango de masas para los enanos Y es de 9-25 masas de Júpiter, pero los objetos jóvenes pueden llegar por debajo de una masa de Júpiter, lo que significa que los objetos de clase Y se sitúan a horcajadas sobre el límite de fusión de 13 masa de Júpiter que marca la división actual entre enanas marrones y planetas.<a href="#cite_note-ydwarfsurvey-80">[76]</a> <div class="mw-heading mw-heading3"><h3 id="Clases_de_estrellas_de_carbono_gigantes">Clases de estrellas de carbono gigantes</h3>[<a href="/w/index.php?title=Clasificaci%C3%B3n_estelar&action=edit&section=37" title="Editar sección: Clases de estrellas de carbono gigantes">editar</a>]</div> Las estrellas de carbono son estrellas cuyos espectros indican la producción de carbono, un subproducto de la fusión de helio. Con el aumento de la abundancia de carbono y cierta producción paralela de elementos pesados, los espectros de estas estrellas se desvían cada vez más de las clases espectrales tardías habituales G, K y M. Las clases equivalentes para las estrellas ricas en carbono son S y C. Se supone que los gigantes entre esas estrellas producen este carbono ellos mismos, pero algunas estrellas de esta clase son estrellas dobles, cuya extraña atmósfera se sospecha que ha sido transferida de un compañero que ahora es una enana blanca, cuando el compañero era una estrella de carbono. <div class="mw-heading mw-heading4"><h4 id="Clase_C:_estrellas_de_carbono">Clase C: estrellas de carbono</h4>[<a href="/w/index.php?title=Clasificaci%C3%B3n_estelar&action=edit&section=38" title="Editar sección: Clase C: estrellas de carbono">editar</a>]</div> <div class="noprint AP rellink">Artículo principal: <a href="/wiki/Estrella_de_carbono" title="Estrella de carbono"> Estrella de carbono</a></div> <figure class="mw-default-size" typeof="mw:File/Thumb"><a href="/wiki/Archivo:Curious_spiral_spotted_by_ALMA_around_red_giant_star_R_Sculptoris_(data_visualisation).jpg" class="mw-file-description"><img src="//upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/thumb/4/49/Curious_spiral_spotted_by_ALMA_around_red_giant_star_R_Sculptoris_%28data_visualisation%29.jpg/220px-Curious_spiral_spotted_by_ALMA_around_red_giant_star_R_Sculptoris_%28data_visualisation%29.jpg" decoding="async" width="220" height="138" class="mw-file-element" srcset="//upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/thumb/4/49/Curious_spiral_spotted_by_ALMA_around_red_giant_star_R_Sculptoris_%28data_visualisation%29.jpg/330px-Curious_spiral_spotted_by_ALMA_around_red_giant_star_R_Sculptoris_%28data_visualisation%29.jpg 1.5x, //upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/thumb/4/49/Curious_spiral_spotted_by_ALMA_around_red_giant_star_R_Sculptoris_%28data_visualisation%29.jpg/440px-Curious_spiral_spotted_by_ALMA_around_red_giant_star_R_Sculptoris_%28data_visualisation%29.jpg 2x" data-file-width="3600" data-file-height="2250" /></a><figcaption>Imagen de la estrella de carbono <a href="/wiki/R_Sculptoris" title="R Sculptoris">R Sculptoris</a> y su llamativa estructura espiral</figcaption></figure> Originalmente clasificadas como estrellas R y N, también son conocidas como estrellas de carbono. Estos son gigantes rojos, cerca del final de sus vidas, en los que hay un exceso de carbono en la atmósfera. Las antiguas clases R y N se desarrollaron paralelamente al sistema de clasificación normal, desde aproximadamente la mitad de G hasta el final de M. Más recientemente, estas clases se han transformado en un clasificador de carbono unificado C con N0 a partir de aproximadamente C6. Otro subconjunto de estrellas de carbono frío son las estrellas de tipo C-J, que se caracterizan por la fuerte presencia de moléculas de <a href="/wiki/Carbono-13" title="Carbono-13">13C</a><a href="/wiki/Cianuro" title="Cianuro">CN</a> en <a href="/wiki/Carbono-12" title="Carbono-12">12</a><a href="/wiki/Cianuro" title="Cianuro">CN</a>.<a href="#cite_note-92">[88]</a> Se conocen algunas estrellas de carbono de la secuencia principal, pero la gran mayoría de las estrellas de carbono conocidas son gigantes o supergigantes. Hay varias subclases: <ul><li>C-R – Anteriormente su propia clase (R) que representaba el equivalente en estrellas de carbono de las estrellas de tipo G tardío a las estrellas de tipo K tempranas.</li> <li>C-N – Anteriormente su propia clase que representaba el equivalente en estrellas de carbono de las estrellas de tipo K a M de los últimos tiempos.</li> <li>C-J – Un subtipo de estrellas C frías con un alto contenido de <a href="/wiki/Carbono-13" title="Carbono-13">13C</a>.</li> <li>C-H – <a href="/wiki/Poblacion_estelar#Población_II" class="mw-redirect" title="Poblacion estelar">Población II</a> análogos de las estrellas C-R.</li> <li>C-Hd – Estrellas de carbono con deficiencia de hidrógeno, similares a los supergigantes G tardíos con bandas de <a href="/w/index.php?title=Radical_metilidino&action=edit&redlink=1" class="new" title="Radical metilidino (aún no redactado)">CH</a> y <a href="/w/index.php?title=Carbono_diatomico&action=edit&redlink=1" class="new" title="Carbono diatomico (aún no redactado)">C2</a> añadidas.</li></ul> <div class="mw-heading mw-heading4"><h4 id="Clase_S">Clase S</h4>[<a href="/w/index.php?title=Clasificaci%C3%B3n_estelar&action=edit&section=39" title="Editar sección: Clase S">editar</a>]</div> <div class="noprint AP rellink">Artículo principal: <a href="/wiki/Estrella_de_tipo_S" title="Estrella de tipo S"> Estrella de tipo S</a></div> Las estrellas de clase S forman un continuo entre las estrellas de clase M y las estrellas de carbono. Las más parecidas a las estrellas de clase M tienen fuertes <a href="/wiki/Banda_espectral" title="Banda espectral">bandas espectrales</a> de <a href="/w/index.php?title=%C3%93xido_de_vanadio_(II)&action=edit&redlink=1" class="new" title="Óxido de vanadio (II) (aún no redactado)">ZrO</a> análogas a las bandas de <a href="/w/index.php?title=%C3%93xido_de_titanio_(II)&action=edit&redlink=1" class="new" title="Óxido de titanio (II) (aún no redactado)">TiO</a> de estrellas de clase M, mientras que las más similares a las estrellas de carbono tienen bandas de <a href="/wiki/Sodio" title="Sodio">Líneas D de sodio</a> fuertes y débiles de <a href="/w/index.php?title=Carbono_diatomico&action=edit&redlink=1" class="new" title="Carbono diatomico (aún no redactado)">C2</a>.<a href="#cite_note-93">[89]</a> Las estrellas de clase S tienen cantidades excesivas de <a href="/wiki/Circonio" title="Circonio">circonio</a> y otros elementos producidos por el <a href="/wiki/Proceso-s" class="mw-redirect" title="Proceso-s">proceso-s</a>, y tienen una mayor abundancia de carbono y oxígeno que las estrellas de carbono o clase M. Al igual que las estrellas de carbono, casi todas las estrellas de clase conocidas son estrellas de <a href="/wiki/Rama_asint%C3%B3tica_gigante" title="Rama asintótica gigante">rama asintótica gigante</a>. El tipo espectral está formado por la letra S y un número entre cero y diez. Este número corresponde a la temperatura de la estrella y sigue aproximadamente la escala de temperatura utilizada para los gigantes de la clase M. Los tipos más comunes son S3 a S5. La designación no estándar S10 solo se ha utilizado para la estrella <a href="/wiki/Chi_Cygni" class="mw-redirect" title="Chi Cygni">Chi Cygni</a> cuando se encuentra en un mínimo extremo. La clasificación básica suele ir seguida de una indicación de abundancia, siguiendo uno de varios esquemas: S2.5; S2/5; S2 Zr4 Ti2; o S2*5. Un número después de una coma es una escala entre 1 y 9 basada en la proporción de <a href="/w/index.php?title=%C3%93xido_de_circonio&action=edit&redlink=1" class="new" title="Óxido de circonio (aún no redactado)">ZrO</a> y <a href="/wiki/%C3%93xido_de_titanio" title="Óxido de titanio">TiO</a>. Un número después de una barra es un esquema más reciente, pero menos común, diseñado para representar la relación entre carbono y oxígeno en una escala de 1 a 10, donde un 0 sería una estrella de la EM. Las intensidades de <a href="/wiki/Circonio" title="Circonio">circonio</a> y <a href="/wiki/Titanio" title="Titanio">titanio</a> pueden indicarse explícitamente. También se observa ocasionalmente un número después de un asterisco, que representa la fuerza de las bandas <a href="/w/index.php?title=%C3%93xido_de_circonio&action=edit&redlink=1" class="new" title="Óxido de circonio (aún no redactado)">ZrO</a> en una escala del 1 al 5. <div class="mw-heading mw-heading4"><h4 id="Clases_MS_y_SC:_clases_intermedias_relacionadas_con_el_carbono">Clases MS y SC: clases intermedias relacionadas con el carbono</h4>[<a href="/w/index.php?title=Clasificaci%C3%B3n_estelar&action=edit&section=40" title="Editar sección: Clases MS y SC: clases intermedias relacionadas con el carbono">editar</a>]</div> Entre las clases M y S, los casos fronterizos se denominan estrellas MS. De manera similar, los casos fronterizos entre las clases S y C-N se denominan SC o CS. La secuencia M → MS → S → SC → C-N es hipotética para ser una secuencia de aumento de la abundancia de carbono con la edad para <a href="/wiki/Estrella_de_carbono" title="Estrella de carbono">estrellas de carbono</a> en <a href="/w/index.php?title=Rama_gigante_asint%C3%B3tica&action=edit&redlink=1" class="new" title="Rama gigante asintótica (aún no redactado)">rama gigante asintótica</a>. <div class="mw-heading mw-heading3"><h3 id="Clasificaciones_de_enanas_blancas">Clasificaciones de enanas blancas</h3>[<a href="/w/index.php?title=Clasificaci%C3%B3n_estelar&action=edit&section=41" title="Editar sección: Clasificaciones de enanas blancas">editar</a>]</div> <figure class="mw-default-size" typeof="mw:File/Thumb"><a href="/wiki/Archivo:Sirius_A_and_B_Hubble_photo.jpg" class="mw-file-description"><img src="//upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/thumb/f/f3/Sirius_A_and_B_Hubble_photo.jpg/220px-Sirius_A_and_B_Hubble_photo.jpg" decoding="async" width="220" height="240" class="mw-file-element" srcset="//upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/thumb/f/f3/Sirius_A_and_B_Hubble_photo.jpg/330px-Sirius_A_and_B_Hubble_photo.jpg 1.5x, //upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/f/f3/Sirius_A_and_B_Hubble_photo.jpg 2x" data-file-width="369" data-file-height="403" /></a><figcaption><a href="/wiki/Sirius" class="mw-redirect" title="Sirius">Sirius</a> A y B (una <a href="/wiki/Enana_blanca" title="Enana blanca">enana blanca</a> de tipo DA2) resuelta por <a href="/wiki/Telescopio_Espacial_Hubble" class="mw-redirect" title="Telescopio Espacial Hubble">Hubble</a></figcaption></figure> <div class="noprint AP rellink">Artículo principal: <a href="/wiki/Enana_blanca#Clasificación_del_espectro_de_las_enanas_blancas" title="Enana blanca"> Enana blanca#Clasificación del espectro de las enanas blancas</a></div> La clase D (para <a href="/wiki/Materia_degenerada#Gases_degenerados" title="Materia degenerada">Degeneradas</a>) es la clasificación moderna usada para las enanas blancas - estrellas de baja masa que ya no están sufriendo <a href="/wiki/Fusi%C3%B3n_nuclear" title="Fusión nuclear">fusión nuclear</a> y que se han reducido a un tamaño planetario, enfriándose lentamente. La clase D se divide a su vez en los tipos espectrales DA, DB, DC, DO, DQ, DX y DZ. Las letras no están relacionadas con las letras utilizadas en la clasificación de otras estrellas, sino que indican la composición de la capa exterior o atmósfera visible de la enana blanca. Los tipos de enanas blancas son los siguientes:<a href="#cite_note-sionspectra-94">[90]</a><a href="#cite_note-95">[91]</a> <ul><li>DA – una atmósfera o capa externa rica en <a href="/wiki/Hidr%C3%B3geno" title="Hidrógeno">hidrógeno</a>, Indicado por fuertes líneas espectrales de <a href="/wiki/Hidr%C3%B3geno" title="Hidrógeno">hidrógeno</a> Balmer.</li> <li>DB – una atmósfera rica en <a href="/wiki/Helio" title="Helio">helio</a>, indicado por líneas espectrales de <a href="/wiki/Helio" title="Helio">helio</a> ionizado <a href="/wiki/T%C3%A9rmino_espectrosc%C3%B3pico" class="mw-redirect" title="Término espectroscópico">He I</a>.</li> <li>DO – una atmósfera rica en helio, indicado por líneas espectrales de <a href="/wiki/Helio" title="Helio">helio</a> ionizado <a href="/wiki/T%C3%A9rmino_espectrosc%C3%B3pico" class="mw-redirect" title="Término espectroscópico">He II</a>.</li> <li>DQ – una atmósfera rica en <a href="/wiki/Carbono" title="Carbono">carbono</a>, indicada por líneas de carbono atómico o molecular.</li> <li>DZ – una atmósfera rica en <a href="/wiki/Metalicidad" title="Metalicidad">metal</a>, indicada por líneas espectrales de metal (una fusión de los tipos espectrales de enanas blancas obsoletas, DG, DK y DM).</li> <li>DC – no hay líneas espectrales fuertes que indiquen una de las categorías anteriores.</li> <li>DX – las líneas espectrales no son lo suficientemente claras para clasificarlas en una de las categorías anteriores.</li></ul> Al tipo le sigue un número que indica la temperatura de la superficie de la enana blanca. Este número es una forma redondeada de 50400/Teff, donde Teff es la <a href="/wiki/Temperatura_efectiva" title="Temperatura efectiva">temperatura superficial efectiva</a>, medida en <a href="/wiki/Kelvin" title="Kelvin">kelvin</a>. Originalmente, este número fue redondeado a uno de los dígitos del 1 al 9, pero más recientemente se han empezado a utilizar valores fraccionarios, así como valores por debajo del 1 y por encima del 9.<a href="#cite_note-sionspectra-94">[90]</a><a href="#cite_note-villanovar4-96">[92]</a> Dos o más de las letras del tipo pueden ser utilizadas para indicar una enana blanca que muestra más de una de las características espectrales anteriores.<a href="#cite_note-sionspectra-94">[90]</a> Tipos espectrales de enanas blancas extendidas:<a href="#cite_note-sionspectra-94">[90]</a> <ul><li>DAB – una enana blanca rica en hidrógeno y helio que muestra líneas neutras de helio.</li> <li>DAO – una enana blanca rica en hidrógeno y helio que muestra líneas de helio ionizado.</li> <li>DAZ – una enana blanca metálica rica en hidrógeno.</li> <li>DBZ – una enana blanca metálica rica en helio.</li></ul> Se utiliza un conjunto diferente de símbolos de peculiaridad espectral para las enanas blancas que para otros tipos de estrellas: <table class="wikitable"> <tbody><tr> <th>Código </th> <th>Particularidades espectrales de las estrellas </th></tr> <tr> <th>P </th> <td>Enana blanca magnética con polarización detectable </td></tr> <tr> <th>E </th> <td>Líneas de emisión presentes </td></tr> <tr> <th>H </th> <td>Enana blanca magnética sin polarización detectable </td></tr> <tr> <th>V </th> <td>Variable </td></tr> <tr> <th>PEC </th> <td>Existen peculiaridades espectrales </td></tr></tbody></table> <div class="mw-heading mw-heading2"><h2 id="Clasificación_por_clases_de_luminosidad">Clasificación por clases de luminosidad</h2>[<a href="/w/index.php?title=Clasificaci%C3%B3n_estelar&action=edit&section=42" title="Editar sección: Clasificación por clases de luminosidad">editar</a>]</div> <figure typeof="mw:File/Thumb"><a href="/wiki/Archivo:Morgan-Keenan_spectral_classification.svg" class="mw-file-description"><img src="//upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/thumb/7/70/Morgan-Keenan_spectral_classification.svg/230px-Morgan-Keenan_spectral_classification.svg.png" decoding="async" width="230" height="89" class="mw-file-element" srcset="//upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/thumb/7/70/Morgan-Keenan_spectral_classification.svg/345px-Morgan-Keenan_spectral_classification.svg.png 1.5x, //upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/thumb/7/70/Morgan-Keenan_spectral_classification.svg/460px-Morgan-Keenan_spectral_classification.svg.png 2x" data-file-width="900" data-file-height="350" /></a><figcaption>Clasificación de Morgan-Keenan</figcaption></figure> En la década de 1940 se inició un nuevo proyecto de clasificación complementaria en el <a href="/wiki/Observatorio_Yerkes" title="Observatorio Yerkes">Observatorio Yerkes</a>. Se trataba de una clasificación basada en líneas espectrales sensibles a la gravedad estelar e introducida en el año 1943 por <a href="/wiki/William_W._Morgan" class="mw-redirect" title="William W. Morgan">William W. Morgan</a>, <a href="/wiki/Philip_Childs_Keenan" title="Philip Childs Keenan">Philip Childs Keenan</a> y <a href="/wiki/Edith_Kellman" title="Edith Kellman">Edith Kellman</a>, razón por la que en ocasiones se le conoce también como clasificación de Morgan Keenan Kellman o simplemente MKK. Al utilizarse líneas espectrales sensibles a la gravedad de la superficie se obtiene información sobre la densidad de las estrellas. Como el radio de una <a href="/wiki/Estrella_gigante" title="Estrella gigante">estrella gigante</a> es muy superior al de una <a href="/wiki/Enana_blanca" title="Enana blanca">enana blanca</a> de la misma masa, la gravedad es muy diferente, manifestándose en la intensidad y en la forma de las líneas espectrales. Esta clasificación no sustituye a la anterior sino que la complementa. Del mismo modo, el observatorio Yerkes propuso una subdivisión de la clasificación de Harvard utilizando subíndices, por ejemplo, de la A1 a la A9. De este modo y utilizando ambos sistemas de clasificación es posible afinar en el tipo espectral. Se distinguen las siguientes clases de luminosidad: <center> <table class="wikitable"> <tbody><tr> <th>Clase</th> <th>Descripción </th></tr> <tr> <td>0</td> <td><a href="/wiki/Hipergigante" title="Hipergigante">Hipergigantes</a> </td></tr> <tr> <td>Ia</td> <td><a href="/wiki/Supergigante" title="Supergigante">Supergigantes</a> muy luminosas </td></tr> <tr> <td>Ib</td> <td>Supergigantes de menor brillo </td></tr> <tr> <td>II</td> <td><a href="/wiki/Estrella_gigante_luminosa" title="Estrella gigante luminosa">Gigantes luminosas</a> </td></tr> <tr> <td>III</td> <td><a href="/wiki/Estrella_gigante" title="Estrella gigante">Gigantes</a> </td></tr> <tr> <td>IV</td> <td><a href="/wiki/Subgigante" title="Subgigante">Subgigantes</a> </td></tr> <tr> <td>V</td> <td>Estrellas enanas de la <a href="/wiki/Secuencia_principal" title="Secuencia principal">secuencia principal</a> </td></tr> <tr> <td>VI</td> <td><a href="/wiki/Subenana" class="mw-redirect" title="Subenana">Subenanas</a> (poco utilizada) </td></tr> <tr> <td>VII</td> <td><a href="/wiki/Enanas_blancas" class="mw-redirect" title="Enanas blancas">Enanas blancas</a> (poco utilizada) </td></tr> </tbody></table> </center> Las clases de luminosidad no se deben confundir con las <a href="/wiki/Evoluci%C3%B3n_estelar" title="Evolución estelar">fases evolutivas</a> de una estrella. Por ejemplo, una estrella de masa y metalicidad similar al Sol pasa por las fases sucesivas de <a href="/wiki/Secuencia_principal" title="Secuencia principal">secuencia principal</a>, <a href="/wiki/Subgigante" title="Subgigante">subgigante</a>, <a href="/wiki/Gigante_roja" title="Gigante roja">gigante roja</a>, <a href="/wiki/Apelotonamiento_rojo" title="Apelotonamiento rojo">apelotonamiento rojo</a> y <a href="/wiki/Rama_asint%C3%B3tica_gigante" title="Rama asintótica gigante">rama asintótica gigante</a>. En la primera de esas fases, la estrella pertenece a la clase de luminosidad V, en la segunda a la de luminosidad IV y en las tres últimas a la de luminosidad III. Como se puede ver, en las dos primeras fases hay una correspondencia entre los nombres de las clases de luminosidad y los de las fases. Sin embargo, en las tres últimas la estrella se mantiene como una gigante (clase de luminosidad) a lo largo de tres fases evolutivas distintas. Dado que durante esas tres fases la temperatura efectiva de la estrella es baja, su color es rojo, por lo que no es infrecuente ni incorrecto decir que la estrella es una «gigante roja» (en el sentido de clase de luminosidad + color), pero es importante aclarar que solamente en la primera de las fases es una «gigante roja» en el sentido evolutivo. En otras palabras, cuando una estrella de masa y metalicidad solares pasa por las fases evolutivas del apelotonamiento rojo y de la rama asintótica gigante, se puede decir que es una gigante roja, aunque ese no sea su estado evolutivo. Este es un caso en el que el lenguaje es poco claro por motivos históricos y puede inducir a confusión. Otros ejemplos de confusión entre la clase de luminosidad y la fase evolutiva se dan para estrellas de masa superior al Sol. Cuando una estrella de 7 masas solares se convierte en una gigante roja (fase evolutiva) su clase de luminosidad es II (gigante luminosa) y no III (gigante). Una estrella de 30 masas solares adquiere una clase de luminosidad I (supergigante) mientras sigue quemando hidrógeno en su núcleo, lo que es la definición de la fase evolutiva de secuencia principal. <div class="mw-heading mw-heading2"><h2 id="Restos_estelares">Restos estelares</h2>[<a href="/w/index.php?title=Clasificaci%C3%B3n_estelar&action=edit&section=43" title="Editar sección: Restos estelares">editar</a>]</div> <div class="noprint AP rellink">Artículos principales: <a href="/wiki/Estrella_de_neutrones" title="Estrella de neutrones"> Estrella de neutrones</a>, <a href="/wiki/Agujero_negro" title="Agujero negro"> Agujero negro</a> y <a href="/wiki/Estrella_ex%C3%B3tica" title="Estrella exótica"> Estrella exótica</a>.</div> Los restos estelares son objetos asociados con la muerte de las estrellas. Incluidas en la categoría están las enanas blancas, y como puede verse en el esquema de clasificación radicalmente diferente para la clase D, los objetos no estelares son difíciles de encajar en el sistema MK. El diagrama de Hertzsprung-Russell, en el que se basa el sistema MK, es de naturaleza observacional, por lo que estos remanentes no se pueden trazar fácilmente en el diagrama, o no se pueden colocar en absoluto. Las <a href="/wiki/Estrella_de_neutrones" title="Estrella de neutrones">estrellas de neutrones</a> antiguas son relativamente pequeños y fríos, y caerían en el extremo derecho del diagrama. Las <a href="/wiki/Nebulosa_planetaria" title="Nebulosa planetaria">nebulosas planetarias</a> son dinámicas y tienden a desvanecerse rápidamente en brillo a medida que la estrella progenitora pasa a la rama de la <a href="/wiki/Enana_blanca" title="Enana blanca">enana blanca</a>. Si se muestra, una nebulosa planetaria sería trazada a la derecha del cuadrante superior derecho del diagrama. Un <a href="/wiki/Agujero_negro" title="Agujero negro">agujero negro</a> no emite luz visible propia, y, por lo tanto, no aparece en el diagrama.<a href="#cite_note-chan-var-hr-97">[93]</a> Se ha propuesto un sistema de clasificación para las estrellas de neutrones utilizando números romanos: el tipo I para las estrellas de neutrones menos masivas con bajas tasas de enfriamiento, el tipo II para las estrellas de neutrones más masivas con tasas de enfriamiento más altas, y un propuesto tipo III para las estrellas de neutrones más masivas (posibles candidatas a ser <a href="/wiki/Estrella_ex%C3%B3tica" title="Estrella exótica">estrellas exóticas</a>) con tasas de enfriamiento más altas.<a href="#cite_note-98">[94]</a> Cuanto más masiva es una estrella de neutrones, mayor es el flujo de <a href="/wiki/Neutrino" title="Neutrino">neutrinos</a> que transporta. Estos neutrinos transportan tanta energía calórica que después de sólo unos pocos años la temperatura de una estrella de neutrones aislada cae del orden de los miles de millones a sólo alrededor de un millón de Kelvin. Este sistema de clasificación de estrellas de neutrones propuesto no debe confundirse con las anteriores clases espectrales Secchi y las clases de luminosidad Yerkes. <div class="mw-heading mw-heading2"><h2 id="Clases_espectrales_reemplazadas">Clases espectrales reemplazadas</h2>[<a href="/w/index.php?title=Clasificaci%C3%B3n_estelar&action=edit&section=44" title="Editar sección: Clases espectrales reemplazadas">editar</a>]</div> Varios tipos espectrales, todos ellos utilizados anteriormente para estrellas no estándar a mediados del siglo XX, han sido reemplazados durante las revisiones del sistema de clasificación estelar. Todavía se pueden encontrar en ediciones antiguas de catálogos de estrellas: R y N se han subsumido en la nueva clase C como C-R y C-N. <div class="mw-heading mw-heading2"><h2 id="Clasificación_estelar,_habitabilidad,_y_la_búsqueda_de_vida">Clasificación estelar, habitabilidad, y la búsqueda de vida</h2>[<a href="/w/index.php?title=Clasificaci%C3%B3n_estelar&action=edit&section=45" title="Editar sección: Clasificación estelar, habitabilidad, y la búsqueda de vida">editar</a>]</div> Los humanos pueden eventualmente ser capaces de colonizar cualquier tipo de hábitat estelar, esta sección tratará la probabilidad de que surja vida alrededor de otras estrellas. La estabilidad, la luminosidad y la duración de la vida son factores que influyen en la habitabilidad estelar. Solo conocemos una estrella que alberga vida, y esa es la nuestra, una estrella de clase G con abundancia de elementos pesados y baja variabilidad en brillo. También se diferencia de muchos sistemas estelares en que sólo tiene una estrella (ver <a href="/wiki/Habitabilidad_planetaria" title="Habitabilidad planetaria">Habitabilidad planetaria</a>, bajo la sección de sistemas binarios). Trabajando a partir de estas limitaciones y los problemas de tener una muestra empírica de un solo conjunto de estrellas, la gama de estrellas que se predice que serán capaces de soportar la vida tal como la conocemos está limitada por unos pocos factores. De los tipos de estrellas de la secuencia principal, las estrellas más masivas que 1.5 veces la del Sol (tipos espectrales O, B y A) envejecen demasiado rápido para que la vida avanzada se desarrolle (usando la Tierra como guía). En el otro extremo, los enanos de menos de la mitad de la masa de nuestro Sol (tipo espectral M) son propensos a fijar planetas dentro de su zona habitable, junto con otros problemas (ver <a href="/wiki/Habitabilidad_en_sistemas_de_enanas_rojas" title="Habitabilidad en sistemas de enanas rojas">Habitabilidad en sistemas de enanas rojas</a>).<a href="#cite_note-auto-99">[95]</a> Aunque hay muchos problemas que enfrenta la vida en las enanas rojas, debido a su gran número y longevidad, muchos astrónomos continúan modelando estos sistemas. Por estas razones, la Misión Kepler de la NASA está buscando planetas habitables en las estrellas de secuencia principal cercanas que son menos masivas que las del tipo espectral A, pero más masivas que las del tipo M —haciendo que las estrellas más probables alberguen estrellas enanas de vida de los tipos F, G, y K—.<a href="#cite_note-auto-99">[95]</a> <div class="mw-heading mw-heading2"><h2 id="Véase_también">Véase también</h2>[<a href="/w/index.php?title=Clasificaci%C3%B3n_estelar&action=edit&section=46" title="Editar sección: Véase también">editar</a>]</div> <ul><li><a href="/wiki/Archivo:Crystal_Project_konquest.png" class="mw-file-description" title="Ver el portal sobre Astronomía"><img alt="Ver el portal sobre Astronomía" src="//upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/thumb/f/fd/Crystal_Project_konquest.png/20px-Crystal_Project_konquest.png" decoding="async" width="20" height="20" class="mw-file-element" srcset="//upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/thumb/f/fd/Crystal_Project_konquest.png/30px-Crystal_Project_konquest.png 1.5x, //upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/thumb/f/fd/Crystal_Project_konquest.png/40px-Crystal_Project_konquest.png 2x" data-file-width="256" data-file-height="256" /></a> <a href="/wiki/Portal:Astronom%C3%ADa" title="Portal:Astronomía">Portal:Astronomía</a>. Contenido relacionado con <a href="/wiki/Astronom%C3%ADa" title="Astronomía">Astronomía</a>.</li> <li><a href="/wiki/Astr%C3%B3grafo" title="Astrógrafo">Astrógrafo</a></li> <li><a href="/wiki/Estrella_invitada" title="Estrella invitada">Estrella invitada</a> - Nombre chino antiguo para estrellas variables cataclísmicas</li> <li><a href="/wiki/Firma_espectral" title="Firma espectral">Firma espectral</a> - La variación de la reflectancia o emitancia de un material con respecto a las longitudes de onda.</li> <li><a href="/wiki/Evoluci%C3%B3n_estelar" title="Evolución estelar">Evolución estelar</a>- Cambios en una estrella a lo largo de su vida útil</li> <li><a href="/w/index.php?title=Conteo_de_estrellas&action=edit&redlink=1" class="new" title="Conteo de estrellas (aún no redactado)">Conteo de estrellas</a>, inspección de estrellas</li> <li><a href="/wiki/Sistema_fotom%C3%A9trico_UBV" title="Sistema fotométrico UBV">Sistema fotométrico UBV</a></li> <li><a href="/wiki/Objeto_astron%C3%B3mico" title="Objeto astronómico">Objeto astronómico</a></li> <li><a href="/wiki/Secuencia_principal" title="Secuencia principal">Secuencia principal</a></li> <li><a href="/wiki/Tipo_espectral_(estelar)" class="mw-redirect" title="Tipo espectral (estelar)">Tipo espectral (estelar)</a></li></ul> <div class="mw-heading mw-heading2"><h2 id="Notas">Notas</h2>[<a href="/w/index.php?title=Clasificaci%C3%B3n_estelar&action=edit&section=47" title="Editar sección: Notas">editar</a>]</div> <div class="listaref" style="list-style-type: lower-alpha;"><ol class="references"> <li id="cite_note-23"><a href="#cite_ref-23">↑</a> Técnicamente, las enanas blancas ya no son estrellas «vivas», sino los restos «muertos» de estrellas extinguidas. Su clasificación utiliza un conjunto diferente de tipos espectrales de estrellas «vivas» que queman elementos. </li> <li id="cite_note-32"><a href="#cite_ref-32">↑</a> Cuando <a href="/wiki/Estrellas_Ap_y_Bp" title="Estrellas Ap y Bp">es usada con estrellas de tipo A</a>, esto, en cambio, se refiere a líneas espectrales metálicas anormalmente fuertes </li> <li id="cite_note-proportions-55">↑ <a href="#cite_ref-proportions_55-0">a</a> <a href="#cite_ref-proportions_55-1">b</a> <a href="#cite_ref-proportions_55-2">c</a> <a href="#cite_ref-proportions_55-3">d</a> <a href="#cite_ref-proportions_55-4">e</a> <a href="#cite_ref-proportions_55-5">f</a> <a href="#cite_ref-proportions_55-6">g</a> Estas proporciones son fracciones de estrellas más brillantes que la magnitud absoluta 16; la disminución de este límite hará que los tipos más tempranos sean aún más raros, mientras que en general se añaden sólo a la clase M. </li> <li id="cite_note-66"><a href="#cite_ref-66">↑</a> Esto se eleva al 78,6 % si incluimos todas las estrellas. (Véase la nota anterior.) </li> </ol></div> <div class="mw-heading mw-heading2"><h2 id="Referencias">Referencias</h2>[<a href="/w/index.php?title=Clasificaci%C3%B3n_estelar&action=edit&section=48" title="Editar sección: Referencias">editar</a>]</div> <div class="listaref" style="-moz-column-count:2; -webkit-column-count:2; column-count:2; list-style-type: decimal;"><ol class="references"> <li id="cite_note-calib-1">↑ <a href="#cite_ref-calib_1-0">a</a> <a href="#cite_ref-calib_1-1">b</a> <a href="#cite_ref-calib_1-2">c</a> <a href="#cite_ref-calib_1-3">d</a> Tables VII, VIII, Empirical bolometric corrections for the main-sequence, G. M. H. J. Habets and J. R. W. Heinze, Astronomy and Astrophysics Supplement Series 46 (November 1981), pp. 193–237, Bibcode: <a rel="nofollow" class="external text" href="http://adsabs.harvard.edu/abs/1981A&AS...46..193H">1981A&AS...46..193H</a> . Luminosities are derived from Mbol figures, using Mbol(☉)=4.75. </li> <li id="cite_note-möre-2">↑ <a href="#cite_ref-möre_2-0">a</a> <a href="#cite_ref-möre_2-1">b</a> The Guinness book of astronomy facts & feats, Patrick Moore, 1992, 0-900424-76-1 </li> <li id="cite_note-3"><a href="#cite_ref-3">↑</a> <a rel="nofollow" class="external text" href="https://www.webcitation.org/6630AbtJZ?url=http://outreach.atnf.csiro.au/education/senior/astrophysics/photometry_colour.html">«The Colour of Stars»</a>. Australia Telescope Outreach and Education. 21 de diciembre de 2004. Archivado desde <a rel="nofollow" class="external text" href="http://outreach.atnf.csiro.au/education/senior/astrophysics/photometry_colour.html">el original</a> el 10 de marzo de 2012. Consultado el 26 de septiembre de 2007.<span title="ctx_ver=Z39.88-2004&rfr_id=info%3Asid%2Fes.wikipedia.org%3AClasificaci%C3%B3n+estelar&rft.btitle=The+Colour+of+Stars&rft.date=21+de+diciembre+de+2004&rft.genre=book&rft.pub=Australia+Telescope+Outreach+and+Education&rft_id=http%3A%2F%2Foutreach.atnf.csiro.au%2Feducation%2Fsenior%2Fastrophysics%2Fphotometry_colour.html&rft_val_fmt=info%3Aofi%2Ffmt%3Akev%3Amtx%3Abook" class="Z3988">  — Explains the reason for the difference in color perception. </li> <li id="cite_note-4"><a href="#cite_ref-4">↑</a> <a rel="nofollow" class="external text" href="http://www.vendian.org/mncharity/dir3/starcolor/">What color are the stars?</a>, Mitchell Charity. 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Davy; Reid, I. Neill; Liebert, James; Cutri, Roc M.; Nelson, Brant; Beichman, Charles A.; Dahn, Conard C.; Monet, David G.; Gizis, John E.; Skrutskie, Michael F. (10 de julio de 1999). «Dwarfs Cooler than M: the Definition of Spectral Type L Using Discovery from the 2-µ ALL-SKY Survey (2MASS)». 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Davy (2005). «New Spectral Types L and T». <a href="/w/index.php?title=Annual_Review_of_Astronomy_and_Astrophysics&action=edit&redlink=1" class="new" title="Annual Review of Astronomy and Astrophysics (aún no redactado)">Annual Review of Astronomy and Astrophysics</a> 43 (1): 195-246. <a href="/wiki/Bibcode" title="Bibcode">Bibcode</a>:<a rel="nofollow" class="external text" href="http://adsabs.harvard.edu/abs/2005ARA&A..43..195K">2005ARA&A..43..195K</a>. <a href="/wiki/Digital_object_identifier" class="mw-redirect" title="Digital object identifier">doi</a>:<a rel="nofollow" class="external text" href="https://dx.doi.org/10.1146%2Fannurev.astro.42.053102.134017">10.1146/annurev.astro.42.053102.134017</a>.<span title="ctx_ver=Z39.88-2004&rfr_id=info%3Asid%2Fes.wikipedia.org%3AClasificaci%C3%B3n+estelar&rft.atitle=New+Spectral+Types+L+and+T&rft.au=Kirkpatrick%2C+J.+Davy&rft.aufirst=J.+Davy&rft.aulast=Kirkpatrick&rft.date=2005&rft.genre=article&rft.issue=1&rft.jtitle=Annual+Review+of+Astronomy+and+Astrophysics&rft.pages=195-246&rft.volume=43&rft_id=info%3Abibcode%2F2005ARA%26A..43..195K&rft_id=info%3Adoi%2F10.1146%2Fannurev.astro.42.053102.134017&rft_val_fmt=info%3Aofi%2Ffmt%3Akev%3Amtx%3Ajournal" class="Z3988">  </li> <li id="cite_note-79"><a href="#cite_ref-79">↑</a> Kirkpatrick, J. Davy; Barman, Travis S.; Burgasser, Adam J.; McGovern, Mark R.; McLean, Ian S.; Tinney, Christopher G.; Lowrance, Patrick J. (2006). «Discovery of a Very Young Field L Dwarf, 2MASS J01415823−4633574». 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J.; Leggett, S. K.; Tamura, M.; Lucas, P. W.; Homeier, D.; Day-Jones, A.; Jones, H. R. A.; Clarke, J. R. A.; Ishii, M.; Kuzuhara, M.; Lodieu, N.; Zapatero Osorio, M. R.; Venemans, B. P.; Mortlock, D. J.; Barrado y Navascués, D.; Martin, E. L.; Magazzù, A. (2008). «Exploring the substellar temperature regime down to ∼550 K». 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Astrophysical Journal 269: 253. <a href="/wiki/Bibcode" title="Bibcode">Bibcode</a>:<a rel="nofollow" class="external text" href="http://adsabs.harvard.edu/abs/1983ApJ...269..253S">1983ApJ...269..253S</a>. <a href="/wiki/Digital_object_identifier" class="mw-redirect" title="Digital object identifier">doi</a>:<a rel="nofollow" class="external text" href="https://dx.doi.org/10.1086%2F161036">10.1086/161036</a>.<span title="ctx_ver=Z39.88-2004&rfr_id=info%3Asid%2Fes.wikipedia.org%3AClasificaci%C3%B3n+estelar&rft.atitle=A+proposed+new+white+dwarf+spectral+classification+system&rft.au=Greenstein%2C+J.+L.&rft.au=Landstreet%2C+J.+D.&rft.au=Liebert%2C+J.&rft.au=Shipman%2C+H.+L.&rft.au=Sion%2C+E.+M.&rft.au=Wegner%2C+G.+A.&rft.aufirst=E.+M.&rft.aulast=Sion&rft.date=1983&rft.genre=article&rft.jtitle=Astrophysical+Journal&rft.pages=253&rft.volume=269&rft_id=info%3Abibcode%2F1983ApJ...269..253S&rft_id=info%3Adoi%2F10.1086%2F161036&rft_val_fmt=info%3Aofi%2Ffmt%3Akev%3Amtx%3Ajournal" class="Z3988">  </li> <li id="cite_note-95"><a href="#cite_ref-95">↑</a> Córsico, A. H.; Althaus, L. G. (2004). «The rate of period change in pulsating DB-white dwarf stars». Astronomy and Astrophysics 428: 159-170. <a href="/wiki/Bibcode" title="Bibcode">Bibcode</a>:<a rel="nofollow" class="external text" href="http://adsabs.harvard.edu/abs/2004A&A...428..159C">2004A&A...428..159C</a>. <a href="/wiki/ArXiv" title="ArXiv">arXiv</a>:<a rel="nofollow" class="external text" href="//arxiv.org/abs/astro-ph/0408237">astro-ph/0408237</a>. <a href="/wiki/Digital_object_identifier" class="mw-redirect" title="Digital object identifier">doi</a>:<a rel="nofollow" class="external text" href="https://dx.doi.org/10.1051%2F0004-6361%3A20041372">10.1051/0004-6361:20041372</a>.<span title="ctx_ver=Z39.88-2004&rfr_id=info%3Asid%2Fes.wikipedia.org%3AClasificaci%C3%B3n+estelar&rft.atitle=The+rate+of+period+change+in+pulsating+DB-white+dwarf+stars&rft.au=Althaus%2C+L.+G.&rft.au=C%C3%B3rsico%2C+A.+H.&rft.aufirst=A.+H.&rft.aulast=C%C3%B3rsico&rft.date=2004&rft.genre=article&rft.jtitle=Astronomy+and+Astrophysics&rft.pages=159-170&rft.volume=428&rft_id=info%3Aarxiv%2Fastro-ph%2F0408237&rft_id=info%3Abibcode%2F2004A%26A...428..159C&rft_id=info%3Adoi%2F10.1051%2F0004-6361%3A20041372&rft_val_fmt=info%3Aofi%2Ffmt%3Akev%3Amtx%3Ajournal" class="Z3988">  </li> <li id="cite_note-villanovar4-96"><a href="#cite_ref-villanovar4_96-0">↑</a> McCook, George P.; Sion, Edward M. (1999). «A Catalog of Spectroscopically Identified White Dwarfs». The Astrophysical Journal Supplement Series 121: 1-130. <a href="/wiki/Bibcode" title="Bibcode">Bibcode</a>:<a rel="nofollow" class="external text" href="http://adsabs.harvard.edu/abs/1999ApJS..121....1M">1999ApJS..121....1M</a>. <a href="/wiki/Digital_object_identifier" class="mw-redirect" title="Digital object identifier">doi</a>:<a rel="nofollow" class="external text" href="https://dx.doi.org/10.1086%2F313186">10.1086/313186</a>.<span title="ctx_ver=Z39.88-2004&rfr_id=info%3Asid%2Fes.wikipedia.org%3AClasificaci%C3%B3n+estelar&rft.atitle=A+Catalog+of+Spectroscopically+Identified+White+Dwarfs&rft.au=McCook%2C+George+P.&rft.au=Sion%2C+Edward+M.&rft.aufirst=George+P.&rft.aulast=McCook&rft.date=1999&rft.genre=article&rft.jtitle=The+Astrophysical+Journal+Supplement+Series&rft.pages=1-130&rft.volume=121&rft_id=info%3Abibcode%2F1999ApJS..121....1M&rft_id=info%3Adoi%2F10.1086%2F313186&rft_val_fmt=info%3Aofi%2Ffmt%3Akev%3Amtx%3Ajournal" class="Z3988">  </li> <li id="cite_note-chan-var-hr-97"><a href="#cite_ref-chan-var-hr_97-0">↑</a> <a rel="nofollow" class="external text" href="http://chandra.harvard.edu/edu/formal/variable_stars/bg_info.html">«Pulsating Variable Stars and the Hertzsprung-Russell (H-R) Diagram»</a>. Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics. 9 de marzo de 2015. Consultado el 23 de julio de 2016.<span title="ctx_ver=Z39.88-2004&rfr_id=info%3Asid%2Fes.wikipedia.org%3AClasificaci%C3%B3n+estelar&rft.btitle=Pulsating+Variable+Stars+and+the+Hertzsprung-Russell+%28H-R%29+Diagram&rft.date=9+de+marzo+de+2015&rft.genre=book&rft.pub=Harvard-Smithsonian+Center+for+Astrophysics&rft_id=http%3A%2F%2Fchandra.harvard.edu%2Fedu%2Fformal%2Fvariable_stars%2Fbg_info.html&rft_val_fmt=info%3Aofi%2Ffmt%3Akev%3Amtx%3Abook" class="Z3988">  </li> <li id="cite_note-98"><a href="#cite_ref-98">↑</a> Yakovlev, D. G.; Kaminker, A. D.; Haensel, P.; Gnedin, O. Y. (2002). «The cooling neutron star in 3C 58». Astronomy & Astrophysics 389: L24-L27. <a href="/wiki/Bibcode" title="Bibcode">Bibcode</a>:<a rel="nofollow" class="external text" href="http://adsabs.harvard.edu/abs/2002A&A...389L..24Y">2002A&A...389L..24Y</a>. <a href="/wiki/ArXiv" title="ArXiv">arXiv</a>:<a rel="nofollow" class="external text" href="//arxiv.org/abs/astro-ph/0204233">astro-ph/0204233</a>. <a href="/wiki/Digital_object_identifier" class="mw-redirect" title="Digital object identifier">doi</a>:<a rel="nofollow" class="external text" href="https://dx.doi.org/10.1051%2F0004-6361%3A20020699">10.1051/0004-6361:20020699</a>.<span title="ctx_ver=Z39.88-2004&rfr_id=info%3Asid%2Fes.wikipedia.org%3AClasificaci%C3%B3n+estelar&rft.atitle=The+cooling+neutron+star+in+3C+58&rft.au=Gnedin%2C+O.+Y.&rft.au=Haensel%2C+P.&rft.au=Kaminker%2C+A.+D.&rft.au=Yakovlev%2C+D.+G.&rft.aufirst=D.+G.&rft.aulast=Yakovlev&rft.date=2002&rft.genre=article&rft.jtitle=Astronomy+%26+Astrophysics&rft.pages=L24-L27&rft.volume=389&rft_id=info%3Aarxiv%2Fastro-ph%2F0204233&rft_id=info%3Abibcode%2F2002A%26A...389L..24Y&rft_id=info%3Adoi%2F10.1051%2F0004-6361%3A20020699&rft_val_fmt=info%3Aofi%2Ffmt%3Akev%3Amtx%3Ajournal" class="Z3988">  </li> <li id="cite_note-auto-99">↑ <a href="#cite_ref-auto_99-0">a</a> <a href="#cite_ref-auto_99-1">b</a> <a rel="nofollow" class="external text" href="http://www.solstation.com/habitable.htm">«Stars and Habitable Planets»</a>. www.solstation.com.<span title="ctx_ver=Z39.88-2004&rfr_id=info%3Asid%2Fes.wikipedia.org%3AClasificaci%C3%B3n+estelar&rft.atitle=Stars+and+Habitable+Planets&rft.genre=article&rft.jtitle=www.solstation.com&rft_id=http%3A%2F%2Fwww.solstation.com%2Fhabitable.htm&rft_val_fmt=info%3Aofi%2Ffmt%3Akev%3Amtx%3Ajournal" class="Z3988">  </li> </ol></div> <div class="mw-heading mw-heading2"><h2 id="Enlaces_externos">Enlaces externos</h2>[<a href="/w/index.php?title=Clasificaci%C3%B3n_estelar&action=edit&section=49" title="Editar sección: Enlaces externos">editar</a>]</div> <ul><li><a rel="nofollow" class="external text" href="http://www.ucm.es/info/Astrof/invest/actividad/spectra.html">Libraries of stellar spectra</a> por D. Montes, UCM</li> <li><a rel="nofollow" class="external text" href="http://vizier.u-strasbg.fr/ftp/cats/more/HIP/cdroms/docs/vol11sp.pdf">Spectral Types for Hipparcos Catalogue Entries</a></li> <li><a rel="nofollow" class="external text" href="https://web.archive.org/web/20101031100445/http://www1.appstate.edu/dept/physics/MK/MKbook.html">Stellar Spectral Classification</a> por Richard O. Gray y Christopher J. Corbally</li> <li><a rel="nofollow" class="external text" href="http://specmodels.iag.usp.br">Spectral models of stars</a> por P. Coelho</li> <li><a rel="nofollow" class="external text" href="http://www.handprint.com/ASTRO/specclass.html">Spectral Classification of Stars</a></li> <li>Merrifield, Michael; Bauer, Amanda; Häußler, Boris (2010). <a rel="nofollow" class="external text" href="http://www.sixtysymbols.com/videos/starclassification.htm">«Star Classification»</a>. Sixty Symbols. <a href="/wiki/Brady_Haran" title="Brady Haran">Brady Haran</a> for the <a href="/wiki/University_of_Nottingham" class="mw-redirect" title="University of Nottingham">University of Nottingham</a>.<span title="ctx_ver=Z39.88-2004&rfr_id=info%3Asid%2Fes.wikipedia.org%3AClasificaci%C3%B3n+estelar&rft.atitle=Star+Classification&rft.au=Bauer%2C+Amanda&rft.au=H%C3%A4u%C3%9Fler%2C+Boris&rft.au=Merrifield%2C+Michael&rft.aufirst=Michael&rft.aulast=Merrifield&rft.date=2010&rft.genre=article&rft.jtitle=Sixty+Symbols&rft.pub=Brady+Haran+for+the+University+of+Nottingham&rft_id=http%3A%2F%2Fwww.sixtysymbols.com%2Fvideos%2Fstarclassification.htm&rft_val_fmt=info%3Aofi%2Ffmt%3Akev%3Amtx%3Ajournal" class="Z3988"> </li> <li><div class="plainlinks" style="display:inline">Esta obra contiene una traducción derivada de «<a href="https://en.wikipedia.org/wiki/Stellar_classification" class="extiw" title="en:Stellar classification">Stellar classification</a>» de Wikipedia en inglés, publicada por <a class="external text" href="https://en.wikipedia.org/wiki/Stellar_classification?action=history">sus editores</a> bajo la <a href="/wiki/Wikipedia:Texto_de_la_Licencia_de_documentaci%C3%B3n_libre_de_GNU" title="Wikipedia:Texto de la Licencia de documentación libre de GNU">Licencia de documentación libre de GNU</a> y la <a rel="nofollow" class="external text" href="https://creativecommons.org/licenses/by-sa/4.0/deed.es">Licencia Creative Commons Atribución-CompartirIgual 4.0 Internacional</a>.</div></li></ul> <style data-mw-deduplicate="TemplateStyles:r161257576">.mw-parser-output .mw-authority-control{margin-top:1.5em}.mw-parser-output .mw-authority-control .navbox table{margin:0}.mw-parser-output .mw-authority-control .navbox hr:last-child{display:none}.mw-parser-output .mw-authority-control .navbox+.mw-mf-linked-projects{display:none}.mw-parser-output .mw-authority-control .mw-mf-linked-projects{display:flex;padding:0.5em;border:1px solid var(--border-color-base,#a2a9b1);background-color:var(--background-color-neutral,#eaecf0);color:var(--color-base,#202122)}.mw-parser-output .mw-authority-control .mw-mf-linked-projects ul li{margin-bottom:0}.mw-parser-output .mw-authority-control .navbox{border:1px solid var(--border-color-base,#a2a9b1);background-color:var(--background-color-neutral-subtle,#f8f9fa)}.mw-parser-output .mw-authority-control .navbox-list{border-color:#f8f9fa}.mw-parser-output .mw-authority-control .navbox th{background-color:#eeeeff}html.skin-theme-clientpref-night .mw-parser-output .mw-authority-control .mw-mf-linked-projects{border:1px solid var(--border-color-base,#72777d);background-color:var(--background-color-neutral,#27292d);color:var(--color-base,#eaecf0)}html.skin-theme-clientpref-night .mw-parser-output .mw-authority-control .navbox{border:1px solid var(--border-color-base,#72777d)!important;background-color:var(--background-color-neutral-subtle,#202122)!important}html.skin-theme-clientpref-night .mw-parser-output .mw-authority-control .navbox-list{border-color:#202122!important}html.skin-theme-clientpref-night .mw-parser-output .mw-authority-control .navbox th{background-color:#27292d!important}@media(prefers-color-scheme:dark){html.skin-theme-clientpref-os .mw-parser-output .mw-authority-control .mw-mf-linked-projects{border:1px solid var(--border-color-base,#72777d)!important;background-color:var(--background-color-neutral,#27292d)!important;color:var(--color-base,#eaecf0)!important}html.skin-theme-clientpref-os .mw-parser-output .mw-authority-control .navbox{border:1px solid var(--border-color-base,#72777d)!important;background-color:var(--background-color-neutral-subtle,#202122)!important}html.skin-theme-clientpref-os .mw-parser-output .mw-authority-control .navbox-list{border-color:#202122!important}html.skin-theme-clientpref-os .mw-parser-output .mw-authority-control .navbox th{background-color:#27292d!important}}</style><div class="mw-authority-control"><div role="navigation" class="navbox" aria-label="Navbox" style="width: inherit;padding:3px"><table class="hlist navbox-inner" style="border-spacing:0;background:transparent;color:inherit"><tbody><tr><th scope="row" class="navbox-group" style="width: 12%; text-align:center;"><a href="/wiki/Control_de_autoridades" title="Control de autoridades">Control de autoridades</a></th><td class="navbox-list navbox-odd" style="text-align:left;border-left-width:2px;border-left-style:solid;width:100%;padding:0px"><div style="padding:0em 0.25em"> <ul><li>Proyectos Wikimedia</li> <li><a href="/wiki/Wikidata" title="Wikidata"><img alt="Wd" src="//upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/thumb/f/ff/Wikidata-logo.svg/20px-Wikidata-logo.svg.png" decoding="async" width="20" height="11" class="mw-file-element" srcset="//upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/thumb/f/ff/Wikidata-logo.svg/30px-Wikidata-logo.svg.png 1.5x, //upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/thumb/f/ff/Wikidata-logo.svg/40px-Wikidata-logo.svg.png 2x" data-file-width="1050" data-file-height="590" /></a> Datos: <a href="https://www.wikidata.org/wiki/Q25377588" class="extiw" title="wikidata:Q25377588">Q25377588</a></li> <li><a href="/wiki/Wikimedia_Commons" title="Commonscat"><img alt="Commonscat" src="//upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/thumb/4/4a/Commons-logo.svg/15px-Commons-logo.svg.png" decoding="async" width="15" height="20" class="mw-file-element" srcset="//upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/thumb/4/4a/Commons-logo.svg/23px-Commons-logo.svg.png 1.5x, //upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/thumb/4/4a/Commons-logo.svg/30px-Commons-logo.svg.png 2x" data-file-width="1024" data-file-height="1376" /></a> Multimedia: <a class="external text" href="https://commons.wikimedia.org/wiki/Category:Stars_by_spectral_type">Stars by spectral type</a> / <a class="external text" href="https://commons.wikimedia.org/wiki/Special:MediaSearch?type=image&search=%22Q25377588%22">Q25377588</a></li></ul> <hr /> <ul><li>Identificadores</li> <li><a href="/wiki/Gemeinsame_Normdatei" title="Gemeinsame Normdatei">GND</a>: <a rel="nofollow" class="external text" href="https://d-nb.info/gnd/4395967-2">4395967-2</a></li> <li><a href="/wiki/Library_of_Congress_Control_Number" title="Library of Congress Control Number">LCCN</a>: <a rel="nofollow" class="external text" href="https://id.loc.gov/authorities/sh85127421">sh85127421</a></li> <li><a href="/wiki/Biblioteca_Nacional_de_Israel" title="Biblioteca Nacional de Israel">NLI</a>: <a rel="nofollow" class="external text" href="http://olduli.nli.org.il/F/?func=find-b&local_base=NLX10&find_code=UID&request=987007531591805171">987007531591805171</a></li> <li>Diccionarios y enciclopedias</li> <li><a href="/wiki/Enciclopedia_Brit%C3%A1nica" title="Enciclopedia Británica">Britannica</a>: <a rel="nofollow" class="external text" href="https://www.britannica.com/topic/stellar-classification">url</a></li></ul> </div></td></tr></tbody></table></div><div class="mw-mf-linked-projects hlist"> <ul><li><a href="/wiki/Wikidata" title="Wikidata"><img alt="Wd" src="//upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/thumb/f/ff/Wikidata-logo.svg/20px-Wikidata-logo.svg.png" decoding="async" width="20" height="11" class="mw-file-element" srcset="//upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/thumb/f/ff/Wikidata-logo.svg/30px-Wikidata-logo.svg.png 1.5x, //upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/thumb/f/ff/Wikidata-logo.svg/40px-Wikidata-logo.svg.png 2x" data-file-width="1050" data-file-height="590" /></a> Datos: <a href="https://www.wikidata.org/wiki/Q25377588" class="extiw" title="wikidata:Q25377588">Q25377588</a></li> <li><a href="/wiki/Wikimedia_Commons" title="Commonscat"><img alt="Commonscat" src="//upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/thumb/4/4a/Commons-logo.svg/15px-Commons-logo.svg.png" decoding="async" width="15" height="20" class="mw-file-element" srcset="//upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/thumb/4/4a/Commons-logo.svg/23px-Commons-logo.svg.png 1.5x, //upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/thumb/4/4a/Commons-logo.svg/30px-Commons-logo.svg.png 2x" data-file-width="1024" data-file-height="1376" /></a> Multimedia: <a class="external text" href="https://commons.wikimedia.org/wiki/Category:Stars_by_spectral_type">Stars by spectral type</a> / <a class="external text" href="https://commons.wikimedia.org/wiki/Special:MediaSearch?type=image&search=%22Q25377588%22">Q25377588</a></li></ul> </div></div>    </div><noscript><img src="https://login.wikimedia.org/wiki/Special:CentralAutoLogin/start?type=1x1" alt="" width="1" height="1" style="border: none; position: absolute;"></noscript> <div class="printfooter" data-nosnippet="">Obtenido de «<a dir="ltr" href="https://es.wikipedia.org/w/index.php?title=Clasificación_estelar&oldid=163580981">https://es.wikipedia.org/w/index.php?title=Clasificación_estelar&oldid=163580981</a>»</div></div> <div id="catlinks" class="catlinks" data-mw="interface"><div id="mw-normal-catlinks" class="mw-normal-catlinks"><a href="/wiki/Especial:Categor%C3%ADas" title="Especial:Categorías">Categorías</a>: <ul><li><a href="/wiki/Categor%C3%ADa:Estrellas" title="Categoría:Estrellas">Estrellas</a></li><li><a href="/wiki/Categor%C3%ADa:Estrellas_por_tipo_espectral" title="Categoría:Estrellas por tipo espectral">Estrellas por tipo espectral</a></li><li><a href="/wiki/Categor%C3%ADa:Estrellas_por_clase_de_luminosidad" title="Categoría:Estrellas por clase de luminosidad">Estrellas por clase de luminosidad</a></li><li><a href="/wiki/Categor%C3%ADa:Sistemas_de_clasificaci%C3%B3n" title="Categoría:Sistemas de clasificación">Sistemas de clasificación</a></li><li><a href="/wiki/Categor%C3%ADa:Astrof%C3%ADsica_estelar" title="Categoría:Astrofísica estelar">Astrofísica estelar</a></li><li><a href="/wiki/Categor%C3%ADa:Tipos_de_estrellas" title="Categoría:Tipos de estrellas">Tipos de estrellas</a></li></ul></div><div id="mw-hidden-catlinks" class="mw-hidden-catlinks mw-hidden-cats-hidden">Categorías ocultas: <ul><li><a href="/wiki/Categor%C3%ADa:Wikipedia:P%C3%A1ginas_con_traducciones_del_ingl%C3%A9s" title="Categoría:Wikipedia:Páginas con traducciones del inglés">Wikipedia:Páginas con traducciones del inglés</a></li><li><a href="/wiki/Categor%C3%ADa:Wikipedia:Art%C3%ADculos_con_identificadores_GND" title="Categoría:Wikipedia:Artículos con identificadores GND">Wikipedia:Artículos con identificadores GND</a></li><li><a href="/wiki/Categor%C3%ADa:Wikipedia:Art%C3%ADculos_con_identificadores_LCCN" title="Categoría:Wikipedia:Artículos con identificadores LCCN">Wikipedia:Artículos con identificadores LCCN</a></li></ul></div></div> </div> </main> </div> <div class="mw-footer-container"> <footer id="footer" class="mw-footer" > <ul id="footer-info"> <li id="footer-info-lastmod"> Esta página se editó por última vez el 14 nov 2024 a las 15:52.</li> <li id="footer-info-copyright">El texto está disponible bajo la <a href="/wiki/Wikipedia:Texto_de_la_Licencia_Creative_Commons_Atribuci%C3%B3n-CompartirIgual_4.0_Internacional" title="Wikipedia:Texto de la Licencia Creative Commons Atribución-CompartirIgual 4.0 Internacional">Licencia Creative Commons Atribución-CompartirIgual 4.0</a>; 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