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tipos_estelares [2017/03/08 14:29]
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Línea 27: Línea 27:
            * Vb para las estrellas de la secuencia principal normal            * Vb para las estrellas de la secuencia principal normal
            * Vz para estrellas de secuencia principal menos luminosas            * Vz para estrellas de secuencia principal menos luminosas
-     * VI para los sub-enanitos+     * VI para los sub-enanas
      * VII para enana blanca      * 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).+Así, G2 V significa ​que: 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 ^ ^ 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.|+|{{ :​m_class_01.jpg?​600x600 ​|}}| 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_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_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.|
Línea 56: Línea 56:
 |{{ :​cj_class_star.jpg |}}|  C-J, CJ | No | Ultra rara | Las estrellas de Clase C-J son variantes de estrellas de clase de carbono, estrellas que se acercan al final de sus vidas estelares cuando la fusión de hidrógeno comienza a detenerse. Esta variante CJ tiene mucho más carbono-13 en su atmósfera.| |{{ :​cj_class_star.jpg |}}|  C-J, CJ | No | Ultra rara | Las estrellas de Clase C-J son variantes de estrellas de clase de carbono, estrellas que se acercan al final de sus vidas estelares cuando la fusión de hidrógeno comienza a detenerse. Esta variante CJ tiene mucho más carbono-13 en su atmósfera.|
 |{{ :​m5_ia_vy_canis_majoris_.jpg |}}{{ :​supergiant.png |}}| Supergigante Roja(K, M) (A, B, F, G)? | Si | Ultra rara |Las supergigantes rojas son estrellas masivas cerca del final de sus vidas. Han entrado en una fase de quema de helio, donde el helio se funde en carbono y oxígeno. Tienen tamaños enormes hinchándose hasta cientos de diámetros solares - hasta 7 AU en algunos casos. Sus alcances pueden ser bastante fríos - típicamente 3500-4500 K.| |{{ :​m5_ia_vy_canis_majoris_.jpg |}}{{ :​supergiant.png |}}| Supergigante Roja(K, M) (A, B, F, G)? | Si | Ultra rara |Las supergigantes rojas son estrellas masivas cerca del final de sus vidas. Han entrado en una fase de quema de helio, donde el helio se funde en carbono y oxígeno. Tienen tamaños enormes hinchándose hasta cientos de diámetros solares - hasta 7 AU en algunos casos. Sus alcances pueden ser bastante fríos - típicamente 3500-4500 K.|
-|{{ :​wolfrayet.jpg |}}| Wolf-Rayet (W) | No | Legendario muchos ​(A lot in CSI Systems and other Nebulas) ​+|{{ :​wolfrayet.jpg |}}| Wolf-Rayet (W) | No | Legendario ​muchos ​en sistemas ​CSI y otras nebulosas.|
  
 ===== Tipos espectrales Enanas Blancas ===== ===== Tipos espectrales Enanas Blancas =====
Línea 72: Línea 72:
 * DA: Fuertes series de lineas Balmer solo de absorción; Ni Helio ni metales presentes. ​ * DA: Fuertes series de lineas Balmer solo de absorción; Ni Helio ni metales presentes. ​
 * DB: Solo fuertes líneas de absorción de He I (helio neutro); No hay hidrógeno ni metales presentes. * DB: Solo fuertes líneas de absorción de He I (helio neutro); No hay hidrógeno ni metales presentes.
-* DC: Un espectro continuo (cuerpo negro) sin líneas de absorción de más del 5% en ninguna parte del espectro electromagnético. +* DC: Un espectro continuo (cuerpo negro) sin líneas de absorción de más del 5% en ninguna parte del espectro electromagnético.  
-* DO: Líneas fuertes de He II (helio ionizado) con hidrógeno molecular o helio presentes.+* DO: Líneas fuertes de He II (helio ionizado) con hidrógeno molecular o helio presentes. ​
 * DQ: Líneas de absorción de carbono, ya sean atómicas o moleculares,​ en cualquier parte del espectro electromagnético. * DQ: Líneas de absorción de carbono, ya sean atómicas o moleculares,​ en cualquier parte del espectro electromagnético.
 * DZ: Metales (Elementos más pesados que el helio) Líneas de absorción en ausencia de ambas líneas de hidrógeno y helio. * DZ: Metales (Elementos más pesados que el helio) Líneas de absorción en ausencia de ambas líneas de hidrógeno y helio.
  
-==Símbolos adjuntos a las designaciones anteriores==+== Símbolos adjuntos a las designaciones anteriores ==
  
-* P: enanas blancas magnéticas con polarización detectable. +  ​* P: enanas blancas magnéticas con polarización detectable. 
-* H: enanas blancas magnéticas sin polarización. +  * H: enanas blancas magnéticas sin polarización. 
-* X: espectro peculiar o inclasificable. +  * X: espectro peculiar o inclasificable. 
-* E: líneas de emisión (de cualquier elemento) presentes. +  * E: líneas de emisión (de cualquier elemento) presentes. 
-* ?, :: clasificación incierta. +  * ?: clasificación incierta. 
-* V: luminosidad variable. +  * V: luminosidad variable. 
-* D: polvo circunstelar. +  * D: polvo circunstelar. 
-* C I, C II, O I, O II entre paréntesis para indicar la presencia de estos elementos en objetos DQ. +  * C I, C II, O I, O IIentre paréntesis para indicar la presencia de estos elementos en objetos DQ. 
  
  
Línea 98: Línea 98:
 |{{ :​class_dav.jpg |}}| DAV | No | Común |Las estrellas de la clase DAV también son conocidas como enanas blancas pulsantes ya que su luminosidad cambia de acuerdo con las ondas de gravedad no radial dentro de la estrella. Tienen atmósferas ricas en hidrógeno.| |{{ :​class_dav.jpg |}}| DAV | No | Común |Las estrellas de la clase DAV también son conocidas como enanas blancas pulsantes ya que su luminosidad cambia de acuerdo con las ondas de gravedad no radial dentro de la estrella. Tienen atmósferas ricas en hidrógeno.|
 |{{ :​clas_db_white_dwarf_star.jpg |}}| DB | No | Rara |Las estrellas de clase DB son estrellas enanas blancas con una atmósfera rica en helio con líneas de emisión de helio neutras.| |{{ :​clas_db_white_dwarf_star.jpg |}}| DB | No | Rara |Las estrellas de clase DB son estrellas enanas blancas con una atmósfera rica en helio con líneas de emisión de helio neutras.|
-|{{ :​dbv_class_star.jpg |}}| DBV | No | Las estrellas de la clase DBV son conocidas como enanas blancas pulsantes a medida que su luminosidad cambia de acuerdo con las ondas de gravedad no radial dentro de la estrella. Tienen atmósferas ricas en helio.|+|{{ :​dbv_class_star.jpg |}}| DBV | No | Común ​|Las estrellas de la clase DBV son conocidas como enanas blancas pulsantes a medida que su luminosidad cambia de acuerdo con las ondas de gravedad no radial dentro de la estrella. Tienen atmósferas ricas en helio.|
 |{{ :​dab_white_dwarf_star.jpg |}}| DAB | No | Común |Las estrellas de clase DAB son estrellas enanas blancas con atmósferas ricas en hidrógeno y helio y líneas de emisión de helio neutras.| |{{ :​dab_white_dwarf_star.jpg |}}| DAB | No | Común |Las estrellas de clase DAB son estrellas enanas blancas con atmósferas ricas en hidrógeno y helio y líneas de emisión de helio neutras.|
 |{{ :​dc_white_dwarf_star.jpg |}}| DC | No | Muy común |Las estrellas clase DCV son enanas blancas con luminosidad variable.| |{{ :​dc_white_dwarf_star.jpg |}}| DC | No | Muy común |Las estrellas clase DCV son enanas blancas con luminosidad variable.|
tipos_estelares.1488979771.txt.gz · Última modificación: 2017/03/08 14:29 por txus