Clasificación estelar
Las estrellas pueden clasificarse a partir de la temperatura
efectiva de sus fotosferas siguiendo la ley de Wien. Esta tarea se complica en
el caso de estrellas distantes. La espectroscopia permite entonces una mejor
clasificación atendiendo a sus líneas de absorción. Una clasificación inicial
se formuló en el siglo XIX organizando las estrellas en tipos espectrales de la
A a la P, siendo este el origen de los modernos tipos espectrales.
Clasificación gravitacional de estrellas
Las pueden clasificar de acuerdo a cuatro criterios gravitacionales
instaurados recientemente por la Unión Astronómica Internacional en el 2006.
Clasificación por centro gravitacional estelar
El primer criterio es la presencia o ausencia de un centro
gravitacional estelar, es decir si forman parte de un Sistema Estelar. Las
estrellas que forman parte de un sistema estelar (presencia de centro
gravitacional estelar) se denominan estrellas sistémicas. Las estrellas que no
forman parte de un sistema estelar (ausencia de centro gravitacional estelar)
se denominan estrellas solitarias.
Clasificación de estrellas sistémicas por posición
Si una estrella es sistémica (forma parte de un sistema
estelar) puede ser a su vez de dos tipos. Las estrellas centrales son aquellas
estrellas sistémicas que actúan como centro gravitacional de otras estrellas.
Esto quiere decir que otras estrellas las orbitan. Las estrellas sistémicas que
orbitan a una estrella central se denominan estrellas satélites, las cuales
forman el segundo tipo.
Clasificación de estrellas por agrupación gravitacional
Esta clasificación de estrellas se basa en distinguir dos
tipos de estrellas dependiendo de si estas se agrupan con otras estrellas
mediante fuerzas de atracción gravitacional. Esta clasificación refiere a dos
tipos de estrellas (cumulares e independientes) de acuerdo a si se encuentran o
no unidas a otras estrellas y además esta unión no se debe a la presencia de un
centro gravitacional estelar; es decir ninguna estrella gira alrededor de otra
y sin embargo se encuentran unidas gravitacionalmente.
Las estrellas cumulares son aquellas que forman cúmulos
estelares. Si el cúmulo es globular, las estrellas se atraen por gravedad (las
estrellas se atraen mutuamente). Si el cúmulo es abierto, las estrellas se
atraen por gravitación en donde el centro gravitacional es el centro de masa
del cúmulo (las estrellas orbitan un centro gravitacional en común que las
mantiene unidas). Las estrellas independientes son aquellas que no forman
cúmulos estelares con ninguna otra estrella. Sin embargo, hay estrellas
independientes que sí forman parte de un sistema estelar pues orbitan alguna
estrella o son centro de otras. Este sería el caso de estrellas
sistémicas-independientes.
Clasificación de estrellas por sistema planetario
Las estrellas que poseen un sistema planetario en donde
ellas son centro gravitacional y los demás cuerpos celestes las orbitan se
denominan estrellas planetarias. Las estrellas únicas son aquellas que no
poseen un sistema planetario orbitante. Entiéndase por sistema planetario
cualquier cuerpo celeste (planeta, asteroide, cometa) que orbita una estrella.
Clasificación según magnitudes
Este sistema de clasificación proviene originalmente del
astrónomo griego Hiparco, quién en el año 134 AC había clasificado las
estrellas en seis magnitudes de acuerdo con su brillo. Hiparco asignó la
magnitud 1 a las 20 estrellas más brillantes del firmamento y fue asignando
valores mayores a estrellas cada vez más débiles hasta asignar la magnitud 6 a
estrellas apenas visibles a simple vista. Este esquema fue adoptado
posteriormente por el astrónomo egipcio Ptolomeo y transmitido en la tradición
astronómica occidental.
Actualmente la clasificación por magnitudes aparentes es más
bien complementaria a los dos grandes tipos de clasificación: el de tipo
espectral y el de clases de luminosidad.
Clasificación por tipos espectrales
Conocida también como Clasificación espectral de Harvard, ya
que lo comenzó a esbozar Edward Charles Pickering de la Universidad Harvard en
el año 1890, y que perfeccionó Annie Jump Cannon de la misma universidad en
1901. Esta clasificación estelar es la más utilizada en astronomía.
Clasificación por clases de luminosidad
Clasificación de Morgan-Keenan.
En la década de 1940 se inició un nuevo proyecto de
clasificación complementaria en el Observatorio 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.