Estrellas por tipo espectral

    Esta clasificación distingue las estrellas de acuerdo a su espectro luminoso y su temperatura superficial. Una medida simple de esta temperatura es el índice de color de la estrella.
    La clasificación es W, O, B, A, F, G, K, M, L y T yendo de mayor a menor temperatura. Las estrellas de tipo O, B y A son muy calientes, y el tipo M es considerablemente más frío. Los tipos W, L y T se introdujeron recientemente. La temperatura superficial, que determina la clase espectral, también determina el color de la estrella. De esta manera, las estrellas O son azules, mientras que estrellas de menor temperatura superficial (clases K o M) son rojizas, como Betelgeuse o Antares.

 Masa, Radio y Luminosidad, en proporción respecto al Sol 

    En la década de 1940 se inició un nuevo proyecto de clasificación complementaria en el Observatorio de Yerkes. Se trataba de una clasificación basada en líneas espectrales sensibles a la gravedad estelar e introducida en el año 1943 por William W. Morgan, Phillip C. Keenan y Edith Kellman, 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 estrella gigante es muy superior al de una enana blanca 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.

     Enanas azules es una hipotética clase de estrella que se forma cuando una enana roja agota la mayor parte de su hidrógeno.  La vida del universo no es suficientemente elevada como para albergar todavía a una de estas enanas azules. Su existencia se predice a partir de modelos teóricos.
       Las enanas azules, una vez que su hidrógeno se agote, podrían finalizar como enanas blancas.
    Enanas blancas  es un remanente estelar que se genera cuando una estrella de masa menor a 9-10 masas solares ha agotado su combustible nuclear. De hecho, es una etapa de la evolución estelar que atravesará el 97% de las estrellas que conocemos, incluido el Sol. Las enanas blancas son, junto a las enanas rojas, las estrellas más abundantes en el universo. 
    Las enanas blancas están compuestas por átomos en estado de plasma, pero como en su núcleo no se produce fusión nuclear, la estrella no posee ninguna fuente de energía que frene el colapso gravitatorio, por lo que la enana blanca se va comprimiendo sobre sí misma.  Esto permite que las enanas blancas puedan alcanzar densidades tan enormes que una masa similar a la del Sol cabría en un volumen parecido al terrestre.  Dichas densidades son sólo superadas por las que presentan las estrellas de neutrones y los agujeros negros. Emite solamente energía térmica almacenada, y por ello tiene una luminosidad muy débil.
    Las estrellas que finalizan sus días como enanas blancas, al acabar la fusión del hidrógeno, se expanden como una gigante roja para fusionar en su núcleo el helio en carbono y oxígeno. Si la gigante roja no posee suficiente temperatura como para fusionar el carbono y el oxígeno, se comprime debido a la fuerza gravitatoria, produciendo así una nebulosa planetaria y formando un remanente estelar: la enana blanca.
   El 99% de las enanas blancas está constituido básicamente por carbono y oxígeno, que son los residuos de la fase de fusión del helio. Sin embargo, sobre la superficie se halla una capa de hidrógeno y helio prensados y poco degenerados, que forman la atmósfera de la enana blanca. Sólo unas pocas estarán formadas íntegramente por helio al no haber llegado a quemarlo, o por oxígeno, neón y magnesio, productos de la combustión del carbono.
   Recién formadas, las enanas blancas poseen temperaturas muy altas, pero al no producir energía, se van enfriando gradualmente.  El proceso de enfriamiento es tan lento, que la edad del universo  es demasiado corta para albergar a una de estas enanas negras. De hecho, las enanas blancas más frías que se conocen poseen temperaturas de varios miles de grados K.
    Enanas amarillas   es una estrella de la secuencia principal de color amarillo con una masa comprendida entre 1 y 1,4 masas solares. De clase de luminosidad V, se encuentra en el proceso de convertir, en su núcleo, el hidrógeno en helio mediante fusión nuclear. Nuestro Sol es el ejemplo más conocido de una enana amarilla.
    Se estima que la vida de una enana amarilla es de unos 10.000 millones de años, tiempo que le toma consumir sus reservas de hidrógeno, el combustible principal durante esta etapa. Cuando se acaba dicho elemento, la estrella se expande varias veces su tamaño anterior y pasa a ser una gigante roja. Finalmente, la gigante roja expele sus capas exteriores para convirtirse en una nebulosa planetaria. Su centro, por el contrario, colapsa y se convierte en una densa enana blanca.
    En torno al 10% de las estrellas de la Vía Láctea son enanas amarillas. 
    Enanas rojas    es una estrella pequeña y relativamente fría de la secuencia principal, ya sea de tipo espectral K tardío ó M. Estas comprenden la vasta mayoría de las estrellas, siendo sus valores de masa y diámetro inferiores a una tercera parte de los del Sol (por debajo de 0,08 masas solares se denominan enanas marrones) y una temperatura superficial de menos de 3.500 K.
    Enanas marrones   también denominada enana café, es un objeto de masa subestelar, incapaz, por tanto, de mantener reacciones nucleares continuas de fusión del hidrógeno en su núcleo. Sin embargo, apenas tiene diferenciación química según la profundidad ya que ha sufrido en algún momento de su vida convección desde la superficie hasta su centro a causa de débiles reacciones de fusión de isótopos residuales. El límite superior de masas es relativamente bien conocido estando comprendido entre las 75 y las 80 masas jovianas (MJ), según el grado de metalicidad. Por lo que respecta al límite inferior que las separaría de los gigantes gaseosos más masivos este sería el de unas 13 MJ momento a partir del cual el objeto es capaz de fusionar todo su deuterio. A partir de 65 MJ además de deuterio también queman el litio.
    La quema del deuterio se produce en su juventud y es posible debido a su baja temperatura de fusión, unos 100.000K. Dado que el deuterio es un combustible minoritario que desaparece rápidamente dicha reacción no puede sostener el colapso. Las enanas marrones siguen brillando por un tiempo debido al calor residual de las reacciones y a la lenta contracción de la materia que las forma. Las enanas marrones continuarán contrayéndose y enfriándose hasta llegar al equilibrio. Se cree que las enanas marrones son estrellas "fallidas" ya que contienen los mismos materiales que una estrella como el sol, pero con muy poca masa para brillar, son muy parecidas a los planetas gaseosos, no son del todo planetas pero no son del todo estrellas.
    Enanas negras  es un astro hipotético resultante del consumo del combustible nuclear de una enana blanca. Sería un cuerpo frío e invisible en el espacio. El universo no tiene la suficiente edad para albergar una de estas estrellas, 13.700 millones de años. Encontrar una estrella de este tipo seria muy difícil, ya que no emite luz y su emisión de energía es indetectable. Una forma sería detectar su campo gravitatorio.
    Gigantes rojas   es una estrella de masa baja o intermedia (menos de 9 masas solares ) que, tras haber consumido el hidrógeno (H) en su núcleo durante su etapa en la secuencia principal, comienza la fusión de ese elemento en una capa a su alrededor. Esto tiene como primer efecto un aumento del volumen de la estrella y un enfriamiento de la superficie, que hace que el color de la estrella se vuelva más rojizo. En esa fase previa a la de gigante roja, la estrella es una subgigante. En un momento dado, la atmósfera de la estrella alcanza un valor crítico de la temperatura que hace que la luminosidad aumente espectacularmente mientras que la estrella se hincha hasta alcanzar un radio cercano a los 100 millones de km: la estrella se ha convertido así en una gigante roja. Se estima que dentro de unos 4-5 millardos de años el Sol llegará a esta condición y devorará Mercurio,y posiblemente Venus y la Tierra.

    Gigantes azules  es una estrella de tipo espectral O o B y de clase de luminosidad III (gigantes). En el diagrama Hertzsprung-Russell estas estrellas se encuentran en la parte superior izquierda dada su alta luminosidad y su tipo espectral.
    Alcanzan magnitudes -5, -6 e incluso mayores. Dada su elevada temperatura superficial -incluso de más de 50.000 Kelvin-, una buena parte de su radiación se emite en la región del ultravioleta del espectro electromagnético y brillan con un color azul, siendo ésa la razón de su nombre. Se encuentran en una fase de corta duración en la cual han terminado la fusión del hidrógeno y están evolucionando hacia una etapa de expansión y enfriamiento que les llevará a convertirse en gigantes rojas. Son estrellas masivas cuya vida es muy corta -del orden de decenas o cientos de millones de años-, y la teoría actual de evolución estelar predice que en la mayor parte de los casos finalizarán su vida como supernovas.
    Dada su corta vida comparada con estrellas de menor masa como el Sol, a menudo se las encuentra cerca de nebulosas brillantes y/o formando parte de asociaciones estelares ó cúmulos abiertos.
    Las gigantes azules no deben ser confundidas con las supergigantes azules, como Rigel A (β Orionis), ni con las estrellas azules de la secuencia principal, como Régulo A (α Leonis).
    Supergigantes rojas se denominan supergigantes rojas a estrellas supergigantes (de clase de luminosidad I) de tipo espectral K o M. Son las estrellas más grandes (en términos de volumen) que se encuentran en el universo, aunque no las más masivas, y como su nombre indica, su superficie posee un color rojizo y ligeramente oscuro.
    Las estrellas con más de unas 10 masas solares después de consumir su hidrógeno se transforman en supergigantes rojas durante su etapa de fusión de helio. Estas estrellas no son las más calientes, sino, relativamente, las más frías. A diferencia de las gigantes azules, cuyas temperaturas superficiales varían entre 28.000 y 50.000 K, la de estos astros normalmente oscila entre 3000 y 4000 K. Asimismo, por lo que respecta a su tamaño, son las más grandes y a la vez las más livianas dado que su masa es pequeña con respecto al gran volumen que ellas ocupan, es decir que su densidad es menor que la de las gigantes azules, que son más pequeñas pero más calientes en su superficie. Sin embargo, sus temperaturas internas, en la zona nuclear, alcanzan por lo menos los 600 millones de kelvin en comparación con las pocas decenas de millones de kelvin presentes en el corazón de una estrella gigante azul. Esto se debe a que mientras las primeras fusionan carbono o fases ulteriores en la combustión estelar las gigantes azules fusionan tan solo hidrógeno
    Actualmente se conocen varias estrellas de este tipo, siendo las más brillantes Betelgeuse (α Orionis) y Antares (α Scorpii). Se piensa que Betelgeuse está en la etapa final de su evolución estelar y en función de su masa podría convertirse en una supernova. Otras supergigantes rojas, como Mu Cephei, están a tal distancia de la Tierra que su magnitud aparente es significativamente menor, si bien son mucho más luminosas que éstas. Las supergigantes rojas provienen de la evolución de gigantes azules y, dependiendo de la masa de la estrella progenitora, pueden explotar directamente como una supernova o hacerlo pasando tras una fuerte pérdida de masa de nuevo como una gigante azul o incluso como una estrella de Wolf-Rayet, dando lugar a una estrella de neutrones o a un agujero negro.