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« Diagrama Hertzsprung-RussellLa posición en el diagrama H-R del punto que representa una estrella corresponde a su brillo y a su temperatura.

Las estrellas de laizquierda del diagrama son azules porque son cálidas, y las de la derecha son rojas porque son frías.

La banda diagonal que va desdeel extremo superior izquierdo al inferior derecho se denomina secuencia principal.

Las estrellas del extremo superior derecho songigantes rojas, aunque son frías y rojas, son muy brillantes porque son muy grandes.

Las estrellas cercanas al extremo inferior(conocidas como enanas blancas) son muy cálidas, pero no muy brillantes porque son pequeñas.

Este diagrama fue desarrolladoindependientemente por un danés, Ejnar Hertzsprung, y un estadounidense, Henry Norris Russell.© Microsoft Corporation.

Reservados todos los derechos. El estudio fotográfico de los espectros estelares lo inició en 1885 el astrónomo estadounidense Edward Pickering en el observatorio del Harvard College y lo concluyó sucolega Annie J.

Cannon.

Esta investigación condujo al importante descubrimiento de que los espectros estelares pueden estar dispuestos en una secuencia continua según laintensidad relativa de ciertas líneas de absorción.

Las variaciones observadas dentro de la secuencia proporcionan datos de las edades de las diferentes estrellas y de susgrados de desarrollo. Las diversas etapas en la secuencia de los espectros, designadas con las letras O, B, A, F, G, K y M, se caracterizan sobre todo por las variaciones en la intensidad de laslíneas del hidrógeno que se dan por toda la secuencia.

Además, las líneas de otros elementos llegan a ser notables en diferentes etapas.

Los subíndices del 0 al 9 se utilizanpara indicar las sucesiones en el modelo dentro de cada clase. 4.1 Clase O Este grupo se caracteriza en primer lugar por las líneas del helio, el oxígeno y el nitrógeno, además de las del hidrógeno.

Comprende estrellas muy calientes, e incluye tantolas que muestran espectros de línea brillante del hidrógeno y el helio como las que muestran líneas oscuras de los mismos elementos. 4.2 Clase B En este grupo las líneas del helio alcanzan la máxima intensidad en la subdivisión B 2 y palidecen progresivamente en subdivisiones más altas.

La intensidad de las líneas del hidrógeno aumenta de forma constante en todas las subdivisiones.

Este grupo está representado por la estrella Epsilon ( e) Orionis. 4.3 Clase A Este grupo comprende las llamadas estrellas de hidrógeno con espectros dominados por las líneas de absorción del hidrógeno.

Una estrella típica de este grupo es Sirio. 4.4 Clase F En este grupo son fuertes las llamadas líneas H y K del calcio y las líneas características del hidrógeno.

Una estrella notable en esta categoría es Delta (δ) Aquilae. 4.5 Clase G Este grupo comprende estrellas con fuertes líneas H y K del calcio y líneas del hidrógeno menos fuertes.

También están presentes los espectros de muchos metales, enespecial el del hierro.

El Sol pertenece a este grupo y por ello a las estrellas G se les denomina con frecuencia estrellas de tipo solar. 4.6 Clase K A este grupo pertenecen las estrellas que tienen fuertes líneas del calcio y líneas que indican la presencia de otros metales.

La luz violeta del espectro es menos intensa (encomparación con la luz roja) que en las clases antes mencionadas.

Este grupo está tipificado por Arturo. 4.7 Clase M Este grupo comprende estrellas con espectros dominados por bandas que resultan de la presencia de moléculas de óxidos metálicos, sobre todo las del óxido de titanio.

Elfinal violeta del espectro es menos intenso que el de las estrellas K.

La estrella Betelgeuse, Alpha Orionis, es típica de este grupo. Estas características son compatibles con la conclusión de que las estrellas de estas clases son todas de similar composición química y están organizadas en un orden detemperatura de más caliente a más frío.

Las temperaturas de la superficie de los distintos grupos son aproximadamente las siguientes: O, 22.200 °C; B, 13.900 °C; A,10.000 °C; F, 6.600 °C; G, 5.500 °C; K, 3.800 °C; M, 1.700 °C.

La temperatura en el centro de una estrella media es de unos 20.000.000 °C. 5 ESTRELLAS DOBLES Más de la mitad de las estrellas del firmamento son, de hecho, miembros de sistemas de dos estrellas o de sistemas de estrellas múltiples.

Algunas estrellas dobles obinarias cercanas aparecen separadas cuando se las observa a través de telescopios, pero a la mayoría se las detecta como dobles sólo por medios espectroscópicos.

Estáncompuestas por dos estrellas próximas que giran en una órbita alrededor de su centro de masas.

Fueron descritas por primera vez en 1803 por el astrónomo británicoWilliam Herschel. Las binarias espectroscópicas, identificadas por primera vez en 1889, no son separables visualmente por medio del telescopio, pero se pueden reconocer al duplicarse oensancharse las líneas del espectro cuando gira el par de estrellas.

Cuando uno de los componentes se aleja de la Tierra, el otro se aproxima a ella; las líneas del espectrode la estrella que se aleja se desplazan hacia el rojo, mientras que las de la estrella que avanza se desplazan hacia el violeta ( véase Efecto Doppler). Otro tipo de estrella doble es la llamada binaria eclipsante.

Las estrellas de este tipo están formadas por un componente más brillante y otro más oscuro.

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