atmosferas estelares entregable1

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Primer entregable, Clasificacion Estelar

Atmosferas Estelares

Bonaque. S y Pineda. J

December 21, 2015

Abstract

El espectro estelar es muy rico en elementos y en informacion para

catalogar las estrellas, esta diversidad permite determinar un amplio rango

de fenomenos fısicos que ocurren en la estrella. En los espectros se estudian

los parametros de temperatura y presion del gas. Cuando se estudia la

estructura de las estrellas es importante medir la intensidad de la radiacion,

ası como la distribucion en funcion de la longitud de onda. En otras palabras,

con el espectro de las estrellas se puede deducir su temperatura superficial,

composicion quımica, velocidad radial, densidad, presion y la intensidad

del campo magnetico. En sıntesis, es una de las tecnicas mas adecuadas

para entender la estructura de las estrellas y asimilar los fen omenos que en

ocurren en estos objetos. Usando las lıneas espectrales se hace la clasificacionde tres estrellas prueba, comparandolas con unas librerias, para obtener

informacion acerca de las propiedades de la estrella.

key words: longitud de onda, clase de luminosidad e intensidad.

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Introduccion

El espectro es un registro de la radiacion estelar, en funcion de la longitud

de onda. Al tener la informacion por medio de una placa fotograf ıca con un

telescopio, se encuentra una banda continua, interrumpida por ciertas franjas tambien

denominadas ”lıneas espectrales”. Estas lıneas espectrales, reflejan las condiciones

f ısicas de una parte de la atmosfera estelar, donde fueron formadas. Ası, que el

perfil de la lınea depende de ciertos factores, tales como: la temperatura, presion

de los electrones entre otros. Y por otro lado los factores que afectan las mismas:

la rotacion estelar, binariedad y los campos magneticos. El sistema de Harvard [4]

que es un tipo de clasificacion estelar el cual se considera unidimensional, porque

relaciona el tipo espectral con la temperatura y divide el espectro en unas clases

simbolizadas con letras mayusculas, en orden alfabetico, quedando finalmente:

O B A F G K M

Donde las estrellas O son las mas calientes y las M las mas frıas, es decir

que esta lectura precisamente es una secuencia de la temperatura para una estrella,

siendo de importancia, debido a que a partir de la temperatura se pueden determinar

propiedades de una estrella. Esta secuencia por ahora es general, ademas se deben

tener en cuenta otros parametros de los espectros. Con los fotones emitidos por las

estrellas y debido a sus reacciones internas se obtiene cierta informacion, esta setraduce en unas franjas de emision y absorcion. Estos datos se reflejan en las lıneas

del espectro, donde se puede deducir que las lıneas varıan con la luminosidad, ası

que las lıneas son mas anchas o estrechas dependiendo de la luminosidad de las

estrellas [1] y las estrellas con mayor luminosidad presentan lıneas mas estrechas

para un tipo espectral dado.

La distribucion de energıa se representa con el flujo normalizado y la longitud

de onda. Esta clasificacion se refleja en los espectrogramas, que son examinados

visualmente con la ayuda de diferentes herramientas, y ademas con la comparacion

de otros espectros obtenidos de las distintas librerias de estrellas. La mayorıa

de las veces, debido al camino que recorre la luz, o cuando se encuentra con la

atmosfera terrestre, se requiere de un analisis detallado del espectro obtenido. Uno

de los rasgos mas general en estos espectros son las lıneas de Balmer H β, H γ , H δy su intensidad o su anchura permitiran mas adelante dar otras caracterısticas a los

espectros[4].

Cada uno de los diferentes tipos espectrales tienen un subtipo espectral, tal

como se estudiara mas adelante. Debido a que un solo criterio no es suficiente

para clasificar una estrella se necesitan varios criterios, tales como: relaci on entre

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lıneas y ausencia e intensidad de las lıneas[1]. El segundo parametro que se

introduce para la clasificacion espectral, se desarrolla por Morgan y Keenan[1]y es conocido como el sistema de Yerkes[1] para el cual la luminosidad de la

estrella es representada en terminos de numeros romanos desde I a VII (siendo I

las supergigantes, II gigante brillante, III gigante, IV subgigante, V las enanas, VI

subenanas y VII enananas blancas)[1] y a su vez cada uno de esos tipos tienen sus

propias subdivisiones en numeros romanos y acompanados de letras minusculas,

dependiendo de la clase de luminosidad (por ejemplo: IIIa). En algunos casos se

planteara la luminosidad positiva, que se encuentra cuando las caracterısticas del

espectro se hacen mas fuertes a medida que aumenta la luminosidad (V, III, I) y la

negativa es la recıproca. Finalmente el sistema de Yerkes clasifica la luminosidad,

como se presenta a continuacion[2]:

• Ia Supergigantes luminosas

• Ib Supergigantes menos luminosas

• II Gigantes luminosas

• III Gigantes normales

• IV Subgigantes

• V Secuencia principal

• VI subenanas

• VII enanas blancas

El tercer parametro, para el estudio espectral es el relacionado con el subtipo

espectral, que para cada tipo tiene su correspondientes asignacion numerica, el

subtipo en gran medida esta sujeto al comportamiento de las lıneas de Balmer y las

de otros elementos que surgen mientras cambia la temperatura de la estrella. Uno

de los primeros metales que se presenta, es el CaII apareciendo en las tipo B. Lacatalogacion de las estrellas se relaciona con la intensidad de ciertas lıneas y con

la anchura de banda para las mismas. Ademas, dependiendo el tipo, se establecen

precisamente analizando las lıneas de los distintos elementos que componen cada

espectro, por ejemplo las tipo O que son las mas calientes, se caracterizan por

las lıneas de absorcion de HeII y HeI y tambien la de la serie de Balmer del H [2], para el caso de las B, figura 1, su espectro esta dominado por las lıneas de

HeI . En el caso de las A que no presentan HeI ni HeII siendo H muy fuerte

al principio del tipo y MgII junto con SiII se hacen intensas. Por otro lado, F

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y G son un poco dif ıciles de identificar puesto que en ambas la lınea de CaII

es muy fuerte y las lıneas de H se hacen mas debiles[2], aunque en estos tipos,aparecen diferentes tipos de metales y moleculas que permiten diferenciarlos entre

sı. Finalmente para las de tipo M aparecen moleculas como T iO[1], aunque ya se

aprecia un bosque de lıneas que hace la labor mas ardua, permaneciendo intensas

las lıneas de CaI .

1 Descripcion y clasificacion de las estrellas problema

1.1 Estrella 1, Tipo B7IVEste tipo de estrellas las cuales fueron estudiadas por Garrison´s 1 en cumulos

abiertos, donde determino la edad y distancias en los cumulos [1]. Las estrellas

de tipo B figura. 1 se caracterizan por la presencia de lıneas de Helio neutro

(HeI ,λ4471, 4121, 4387, 4009 y 4026, )[2] las lıneas de Balmer para la lınea

media anchura aumentan hacia las B tardıas y decrece para las de HeI despues del

maximo en B2. En este tipo espectral el HeI − λ4026 y el H δ tienen tendencias

opuestas mientras uno crece el otro decrece en funcion del subtipo espectral.

Ademas de estas dos lıneas, se tienen en cuenta: MgII − 4481, SiII − 4128,

CaII −3934 [2] y las correspondientes al HeI , teniendo en cuenta que una de las

caracterısticas importantes es la ausencia de la del HeII y la serie de Balmer muypronunciada, por esta razon se cataloga de tipo B. Teniendo en cuenta el siguiente

criterio:

• rango B2-B8 4128SiII/4121HeI y 4471HeI/4481Mg

El cual establece que la lınea deSiII aumenta mientras que la deHeI disminuye

y por otro lado la de HeI aumenta y la de Mg disminuye, que se puede observar

en la figura 1. conluyendo que puede ser B7

Por otro lado para la luminosidad, las proporciones de las l ıneas sensibles a lapresion electronica [1], por ejemplo las lıneas de elementos similares en diferentes

etapas de ionizacion pueden ser usadas como indicadores para la luminosidad. En

este caso, se considera el ancho de banda para la serie de Balmer, comparandolas

con los espectros de las estrellas referencia figura 2. Para las tipo B, se evidencia

por lo tanto una equivalencia entre el ancho de banda y la luminosidad. Porque

1”Spectroscopic criteria for the classification of peculiar B type stars with colour spectrum

discrepances” R.F Garrison Spectral classification and multicolour photometry, Reidel publishig

company pp 13-21

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Figure 1: Espectro de la estrella de prueba 1, tipo B7IV. Principalmente se

caracterıza por las lıneas de HeI , la ausencia de HeII y la serie de Balmer

pronunciada. Identificando con flechas rojas las longitudes relevantes y mostrando

cada emision en el espectro por las lıneas azules

para las tempranas es angosto y las tardıas mas ancho, que se evidencia en la figura

2 para las que tienen subtipo I con respecto a las de tipo V observando las lıneas

de Balmer.

En la figura2, se puede apreciar que para encontrar el subtipo espectral, se

tienen cuatro estrellas de la libreria cada una en la secuencia principal, es decir de

luminosidad V teniendo ası una temprana y una tardıa, de la misma manera para

la clase de luminosidad I, estableciendo una clase de luminosidad III comparando

el ancho de la serie de balmer, en el caso de las tempranas (I ) la anchura a media

altura es estrecha conrespecto de las clases de luminosidad V , ası que la estrella

problema se puede aproximar a una de este tipo, por ende se le asocia una clase

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de luminosidad IV.

Figure 2: Espectro de las estrellas referencia, donde se representan las longitudes

de onda generales para las estrellas de tipo B, y en la cual se puede encontrar una

relacion entre el ancho de las lıneas de Balmer entre B8I y B8V para el subtipo

espectral, y de la misma manera se busca una relacion entre la intensidad de las

longitudes de onda para la serie de Balmer, MgII 4481, entre otros valores

Finalmente por los parametros establecidos se justifica que la estrella problema

es: B7IV

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1.2 Estrella 2, Tipo G4II

Figure 3: Espectro de la estrella, tipo G. Se reconoce por las lıneas de CaII muy fuertes, las de Hidrogeno debil y la aparicion de otros metales. Aunque sus

rasgos mas distintivos son la aparicion de bandas. En rojo se marcan las lıneas

mas representativas para este tipo.

Las lıneas de emision para estrellas estan presentes en enanas GK , debido a laactividad que se presenta en la cromosfera de estas, que tambien se ve en la

pre-secuencia principal de las estrellas, al igual que las supergigantes al ir perdiendo

masa en su epoca tardıa, algunas de las peculiaridades quımicas se deben a la

mezcla de productos por nucleosıntesis [3]. Para su clasificacion espectral, estas

estrellas se caracterızan principalmente, porque las lıneas del CaII se hacen

mas fuertes con respecto a las de tipo F, mientras que las del Hidrogeno se

hacen debiles. Aunque es similar a la descripcion que se puede hacer para las

de tipo K. Se diferencian por las lıneas moleculares CNλ4300 que se puede

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presenta mas fuerte en las K entre otros tipos de bandas. En la figura. 3 se

aprecian las lıneas representativas que permiten distinguir este tipo, tales como:Gbandλ4300,CaIIλ4226, FeIλ4046, 4260, 4144, 4326, CrIλ4254, 4290 yCaIIλ3934

Con Respecto al tipo espectral asociado, teniendo en cuenta los siguientes

rangos:

• F2-G5λ4300BandaG/λ4340Hγ ,λ4045FeI/λ4101Hδ y λ4226CaI/4340Hγ

• λ4300BandaG, λ4226CaII y λ4144FeI/λ4101Hγ

• λ4045, 4144FeI/λ4101Hδ , λ4144FeI/λ4101Hγ y λ4481MgI

Con estos rangos [3],[2] se identifica que es una estrella tipo G, en la figura.3

se evidencia precisamente como la BandaG aumenta con respecto a Hγ , al igual

que FeIλ4045 lo hace con Hδ y CaIλ4226 aumenta para el Hγ , con esto se

adjudica un tipo G temprano. Al comparar con las figuras (4),(5) mientras que

la BandaGλ4300 para las tempranas se ve menos intesa que para las tardıas, al

usar este razonamiento y el empleado anteriormente que es de subtipo espectral

4, ası que hasta ahora con los dos criterios evaluados, se tiene G4. En el caso de

la clase de luminosidad, para el tipo de luminosidad se compara con el intensidad

de las lıneas del CaIIλ3934, cuando se tiene una clase de Luminosidad (II )

en menos intensa que para la (V ), relacionando esta lınea con su respectiva enlas figuras.(4),(5) la estrella problema se aproxima a una clase luminosidad I II .Finalmente se infiere que la estrella problema, se etiqueta: G4II .

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Figure 4: Espectro tipo G comparando el mismo subtipo ”temprano” y distinta

clase de luminosidad. Ademas se presentan las lıneas respectivas para este tipo de

estrellas.

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Figure 5: Lıneas de emision para el tipo G del tipo tardıo 6 y diferente clase de

luminosidad. Usadas para encontrar el subtipo y la clase de luminosidad para la

estrella problema.

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1.3 Estrella 3, Tipo F5VI

Figure 6:

Los rangos de temperaturas en los que estan las estrellas de este tipo, son importantes

para los distintos procesos que ocurren en la atmosfera estelar. Por otro lado son

muy importantes en el estudio de discos jovenes, discos gruesos y poblaciones de

halos [3]. Las estrellas tipo F figura.6 se caracterizan por una lınea fuerte para elCaII y las lıneas de Hidrogeno para la serie de Balmer se empiezan a debilitar.

Para estimar el tipo espectral a partir de la longitud de onda, se usan los siguientes

criterios [2]:

• A2-F5 λ3934CaII y λ4226CaI

• F2-G5λ4300BandaG/λ4340Hγ ,λ4045FeI/λ4101Hδ y λ4226CaI/4340Hγ

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de estos, el primero es el adecuado debido a que el CaII y el CaI , como

se menciono en un principio son muy fuertes. Por otro lado la Gband empiezaa aparecer pero no aumenta con respecto a la l ınea de Hγ , ası que se puede

decir que es de tipo F5 este resultado es obtenido al comparar con las estrellas

referencia, figuras 7 y 8, de la misma manera se encuentra la clase de luminosidad

comparando con la figura6 se identifica con la anchura media altura para: λ4226CaI ,λ4045FeI , λ4077SrI y λ4077SrII , al relacionar la estrella prueba con las referencia,

para las lıneas en especial la del Calcio se identifica un cambio de I I y V en el

ancho, las lıneas de F e tienen fuerte dependencia con la luminosidad. Con este

razonamiento se determina que la estrella problema 3 es de tipo espectral F5VI

Figure 7: Espectro de referencia tipo G en donde se compara el mismo subtipo

espectral pero distinta clase de luminosidad. Para la lınea del Calcio λ3934 se

tiene mayor intensidad en la clase de luminosidad V

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Figure 8: En el caso de estas estrellas de referencia tempranas, se usa para hallar

la clase de luminosidad para poder comparalo con la estrella prueba

Conclusiones

La clasificacion estelar es una herramienta importante en la astrof ısica puesto que

da medidas empıricas de los parametros fundamentales de las estrellas, tales como

temperatura y luminosidad, en algunos casos se estimara la metalicidad.

La clasificacion,que se establecio para este trabajo, para las distintas lıneas

comparando los espectros con distintas referencias, se encuentra el subtipo y la

clase luminosidad. Encontrando la siguiente clasificacion:

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Estrella Tipo Subtipo Luminosidad Tipo de estrella

1 B 7 IV Subgigante2 G 4 II Gigante Luminosa

3 F 5 VI Subenana

La clasificacion espectral para las estrellas es importante, porque con esta

catalogacion, se puede determinar el proceso evolutivo de cada estrella.

References

[1] C. Jaschek and M. Jaschek. The classification of stars. Cambridge University

Press, 1990.

[2] A. Herrero. Notas de clase Atmosferas Estelares. ULL, 2014.

[3] S. Giridhar. Advances in spectral classification. preprint http://arxiv.

org/abs/1004.1294v1

[4] R. Gray and C. Corbally. Stellar Spectral classification. Princenton

University Press, 2009.

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http://arxiv.org/abs/1004.1294v1




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