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====== Tipos estelares ======

Hay una gran variedad de estrellas en Elite: Dangerous que se clasifican por tipos y subtipos. Un sistema estelar puede tener más de una estrella, algunas de las cuales no pueden usarse para rellenar combustible con el [[colector de combustible]].

====== Clasificación Estelar ======

Cada estrella o enana en Elite: Dangerous tiene un identificador para su clasificación que se ajusta al sistema de clasificación de [[Morgan-Keenan]] (MK).

Por ejemplo, el Sol o estrella de [[Sol]] tiene el identificador de clasificación: G2 V

Cada identificador consta de tres componentes:

  - Clase espectral: Una letra mayúscula de la secuencia: O, B, A, F, G, K, M. (Un memotecnico útil del mundo real para recordar esto es: "(oh, be a fine girl, kiss me) Oh, sé una buena chica, bésame . Especifica principalmente la temperatura que va de O (más caliente) a M (más frío). Otras letras especifican extensiones a este sistema de clasificación, a saber: W, L, T, Y, C, S, D. Algunas de esas clases tienen subclases tales como DA, DB y DC como subclases de D.
  - Subclase espectral: Cada clase de letra se subdivide a continuación utilizando un dígito numérico, siendo 0 el más activo y 9 el más frio.
  - Clase de luminosidad: Se agrega una clase de luminosidad a la clase espectral utilizando números romanos. Esto clasifica las estrellas por sus características espectrales considerando el color y el brillo. Esas características espectrales proporcionan información sobre el tipo de la estrella:

         * I para supergigantes
         * Ia o 0 para hipergigantes o supergigantes extremadamente luminosos
         * Iab para supergigantes normales
         * Ib para supergigantes menos luminosos
     * II para los gigantes brillantes
     * III para los gigantes regulares
     * IV para sub-gigantes
     * V para estrellas de secuencia principal (la mayoría de las estrellas conocidas pertenecen a esta clase)
         * Va para estrellas de secuencia principal extremadamente luminosas
         * Vab para estrellas luminosas de secuencia principal
         * Vb para las estrellas de la secuencia principal normal
         * Vz para estrellas de secuencia principal menos luminosas
     * VI para los sub-enanitos
     * VII para enana blanca

Así, G2 V significa: El Sol es semi-caliente (G), pertenece a las estrellas más calientes (2) de la clase G y se considera como una estrella de secuencia principal (V).

^ Imagen   ^ Clase ^ Recarga fuel ^ Rareza ^ Descripción ^
|{{ :m_class_01.jpg |}}| M | Si | Muy común |Las estrellas de la clase M son estrellas rojas que forman el grueso de las estrellas principales de la secuencia en la galaxia. Su masa es baja, al igual que su temperatura superficial.|
|{{ :class_k_star.png |}}| K | Si | Común |Las estrellas de la clase K son estrellas de la secuencia principal amarillo-naranja con una vida larga y generalmente estable. Tienen una masa de 0,6 a 0,9 masas solares y tienen una temperatura superficial que llega a 5.000 K.|
|{{ :class_l_star.png |}}| L | No | Común |Las enanas de clase L son estrellas enanas que son más frías que las estrellas de clase M. Sus núcleos están en la límite de la fusión de hidrógeno, y sus temperaturas van de 1.300 a 2.400 K, lo suficientemente frias como para tener metales alcalinos y hidruros de metal en sus atmósferas.|
|{{ :class_t_star.png |}}| T | No | Común |Las enanas Clase T son enanas marrones con una temperatura superficial entre 700 y 1.300 K. A veces se les conoce como enanas de metano debido a la prominencia del metano en su composición. Están en la frontera entre lo que podría ser considerado un planeta gigante de gas muy grande y una estrella.|
|{{ :class_g_star.png |}}| G | Si | Poco común |Las estrellas de la clase G son estrellas de la secuencia principal blanco-amarillas. Tienen una masa de 0,8 a 1,2 masas solares y tienen una temperatura superficial que llega a 6.000 K.|
|{{ :class_f_star.png |}}| F | Si | Poco común |Las estrellas de la clase F son estrellas blancas en la secuencia principal. Tienen una masa de 1 a 1,4 masas solares y tienen una temperatura superficial que llega a 7.600 K.|
|{{ :class_y2.png |}}| Y | No | Poco común |Las enanas de la clase Y son las más frias de las enanas marrones. Las temperaturas superficiales son menos de 700 K, y son efectivamente planetas gigantes de gas muy grandes, con algunas propiedades estelares.|
|{{ :class_tts_star.png |}} {{ :class_tt4.png?300 |}}| TTS | No | Poco común |Las estrellas tipo T Tauri son estrellas muy jóvenes que están en proceso de contracción gravitatoria. Nota: Tenga cuidado al viajar y usar el colector de combustible, ya que la apariencia del TTS a menudo se asemeja a estrellas M o K.|
|{{ :class_a_star.png |}}| A | Si | Muy poco común |Las estrellas de la Clase A son estrellas calientes blancas  o blancas azuladas. Tienen una masa de 1.4 a 2.1 masas solares y tienen una temperatura superficial que alcanza los 10.000 K.|
|{{ :class_b_star.png |}}| B | Si | Muy poco común |Las estrellas de la clase B son estrellas azul-blanco muy luminosas. Tienen una masa de 2 a 16 masas solares y tienen una temperatura de superficie de hasta 30.000 K. Sus vidas son más cortas que la mayoría de las estrellas de la secuencia principal.|
|{{ :orange_giant_class_k.jpg |}}| Gigante Naranja (K) | Si | Rara |Estrellas gigantes naranjas con el tipo espectral K. Gigantes anaranjados como esta están llegando al final de sus vidas, y se han desplazado de la secuencia principal. El hidrógeno ha dejado de fundirse en el núcleo, dejando un núcleo colapsado de helio degenerado, la quema de hidrógeno se está produciendo en una capa exterior a medida que la estrella continúa expandiéndose.|
|{{ :red_giant.jpg |}}| Gigante roja (M) | Si | Rara |Las gigantes rojas están en la última parte de sus vidas. El hidrógeno ha dejado de fundirse en sus núcleos de helio degenerados y se ha movido a una cáscara externa, haciendo que la estrella se expanda. La atmósfera exterior se infla es tenue, y la temperatura superficial es inferior a 5.000 K.|
|{{ :black-hole-deep-space.jpg |}}| Agujero Negro | No | Raro |Los agujeros negros son típicamente los restos estelares de estrellas supermasivas de veinte masas solares o más, que han llegado al final de sus vidas. La fusión nuclear ha cesado, y la estrella se derrumbó hasta el punto más extremo posible - donde la gravedad es tan extrema que la luz misma ya no puede escapar. Si la materia cae sobre tal cuerpo, se emitirá una explosión extrema de radiación gamma, pero de lo contrario el cuerpo sólo es visible por la distorsión gravitatoria en de su al redor. En muchos casos los agujeros negros se pueden ver emitiendo brillantemente rayos X debido a la materia que cae en su superficie de un cuerpo del algún objeto.|
|{{ :class_s_star.png |}}| S | No | Muy rara |Las estrellas de clase S son estrellas gigantes de tipo tardío (similar a la clase K5-M) cuyo espectro muestra bandas de óxido de circonio, además de las bandas de óxido de titanio características exhibidas por estrellas gigantes de clase K y M.|
|{{ :class_o_star.png |}}| O | Si | Muy rara |Las estrellas de tipo Clase O son las estrellas de secuencia principal más luminosas y masivas de la galaxia. Varían en masa de 15 a 90 masas solares y en efecto son muy brillantes, con una temperatura de superficie que llega a 52.000 K por lo que parecen muy azules. Son de vida muy corta con vidas de 1 - 10 millones de años, terminando en supernova.|
|{{ :neutron_star.jpg |}}| Estrella de Neutrones | No | Raras |Las estrellas de neutrones son los restos estelares de estrellas masivas que han llegado al final de sus vidas. Una vez que la fusión nuclear se agotó, la estrella colapsó en un diminuto volumen. Debido a esta alta mas, la materia ha colapsado en materia degenerada, (algunas veces llamada Neutronium), un estado extremadamente denso compuesto enteramente de neutrones (materia compuesta de materia distinta de los átomos, como quarks, protones, neutrones o lo que sea, se denomina “materia degenerada). A diferencia de la mayoría de la materia degenerada donde los electrones están por debajo de la Fermi-Energía (potencial químico en T = 0), la compresión es tan grande que la Fermi-Energía de los electrones aumenta de tal manera que se combinan con protones para formar neutrones. A medida que la estrella está en equilibrio, su gravedad se equilibra con la "presión de degeneración de neutrones" (funciones de onda de neutrones comprimidas que son enérgicas debido al principio de incertidumbre), aunque con más masa la gravedad del sistema superaría la presión de degeneración de neutrones formando un agujero negro. Las estrellas de materia degenerada son tan densas como la materia puede ser sin convertirse en un agujero negro. Nota: Tenga cuidado al acercarse a estas estrellas, ya que son tan pequeñas que son casi invisibles. Todavía irradian calor, y acercarse a 0.25Ls hará que el calor se acumule.|
|{{ :blue_white_supergiant.jpg |}}{{ :blue-white_supergiant_type_b_.jpg |}}| Azul Blanca Supergigante (A-B)| Si | Muy rara |Las estrellas de Clase A, estrellas azul-blanca supergigante. Se acerca al final de su vida y la quema de hidrógeno se ha detenido en su núcleo, y la estrella ha comenzado a expandirse para convertirse en una supergigante roja.|
|{{ :yellow-white_supergiant_f_class_.jpg |}}{{ :yellow-white_supergiant_star.png |}}| Amarillo Blanca Supergigante (F-G)| Si | Muy rara |Las estrellas de Clase F, estrellas supergigantes amarilla-blanca. Se acerca al final de su vida y la quema de hidrógeno se ha detenido en su núcleo, y la estrella ha comenzado a expandirse para ser una supergigante roja.|


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