Em astronomia, a classificação estelar é a classificação das estrelas com base em suas características espectrais. A radiação eletromagnética da estrela é analisada dividindo-a com um prisma ou rede de difração em um espectro exibindo o arco-íris de cores intercaladas com linhas espectrais. Cada linha indica um determinado elemento químico ou molécula, com a força da linha indicando a abundância desse elemento. As intensidades das diferentes linhas espectrais variam principalmente devido à temperatura da fotosfera, embora em alguns casos haja verdadeiras diferenças de abundância. A classe espectral de uma estrela é um código curto que resume basicamente o estado de ionização, fornecendo uma medida objetiva da temperatura da fotosfera.
A maioria das estrelas é atualmente classificada no sistema Morgan-Keenan (MK) usando as letras O, B, A, F, G, K e M, uma sequência da mais quente (tipo O) para a mais fria (tipo M). Cada classe de letra é então subdividida usando um dígito numérico com 0 sendo o mais quente e 9 sendo o mais frio (por exemplo, A8, A9, F0 e F1 formam uma sequência do mais quente para o mais frio). A sequência foi expandida com classes para outras estrelas e objetos parecidos com estrelas que não se encaixam no sistema clássico, como classe D para anãs brancas e classes S e C para estrelas de carbono.
No sistema MK, uma classe de luminosidade é adicionada à classe espectral usando numeração romana. Isso se baseia na largura de certas linhas de absorção no espectro da estrela, que variam com a densidade da atmosfera e, portanto, distinguem estrelas gigantes de anãs. A classe de luminosidade 0 ou Ia+ é usada para hipergigantes, classe I para supergigantes, classe II para gigantes luminosas, classe III para gigantes regulares, classe IV para subgigantes, classe V para estrelas da sequência principal, classe sd (ou VI) para subanãs e classe D (ou VII) para anãs brancas. A classe espectral completa para o Sol é então G2V, indicando uma estrela da sequência principal com uma temperatura de superfície em torno de 5 800 K (5 526 ºC).
Descrição de cor convencional thumb|upright=1.25|Discos de câmera RGB, apenas saturados
A descrição da cor convencional leva em consideração apenas o pico do espectro estelar. Na verdade, porém, as estrelas irradiam em todas as partes do espectro. Como todas as cores espectrais combinadas parecem brancas, as cores reais aparentes que o olho humano observaria são muito mais claras do que as descrições de cores convencionais sugerem. Esta característica de 'leveza' indica que a atribuição simplificada de cores dentro do espectro pode ser enganosa. Excluindo os efeitos de contraste de cor em luz fraca, em condições de visualização típicas não há estrelas verdes, índigo ou violeta. As anãs vermelhas têm um tom profundo de laranja amarelado, e as anãs marrons não parecem literalmente marrons, mas as mais quentes hipoteticamente pareceriam vermelho alaranjado e as mais frias cinza esmaecido para um observador próximo.
Classificação moderna thumb|left|upright=1.2|Estrelas da sequência principal organizadas das classes de O a M de Harvard O sistema de classificação moderno é conhecido como classificação Morgan-Keenan (MK). Cada estrela recebe uma classe espectral da antiga classificação espectral de Harvard e uma classe de luminosidade usando numeração romana, conforme explicado abaixo, formando o tipo espectral da estrela.
Outros sistemas de classificação estelar modernos, como o sistema UBV, são baseados em índices de cores, as diferenças medidas em três ou mais magnitudes de cores. Esses números recebem rótulos como "U−V" ou "B−V", que representam as cores passadas por dois filtros padrão (por exemplo, Ultraviolet, Blue e Visual).
Classificação espectral de Harvard O sistema Harvard é um esquema de classificação unidimensional da astrônoma Annie Jump Cannon, que reordenou e simplificou o sistema alfabético anterior de Draper (veja o próximo parágrafo). As estrelas são agrupadas de acordo com suas características espectrais por letras únicas do alfabeto, opcionalmente com subdivisões numéricas. As estrelas da sequência principal variam em temperatura superficial de aproximadamente 2 000 a 50 000 K, enquanto estrelas mais evoluídas podem ter temperaturas acima de 100 000 K. Fisicamente, as classes indicam a temperatura da atmosfera da estrela e são normalmente listadas da mais quente à mais fria.
Classe Temperatura efetiva Cromaticidade Vega-relativaEsta é a cor relativa da estrela se Vega, geralmente considerada uma estrela azulada, for usada como um padrão para "branco". Cromaticidade (D65) — Explains the reason for the difference in color perception.A cromaticidade pode variar significativamente dentro de uma classe; por exemplo, o Sol (uma estrela G2) é branca, enquanto uma estrela G9 é amarela. Massa da sequência principal – Luminosities are derived from Mbol figures, using Mbol(☉)=4.75.(massa solar) Raio da sequência principal(raio solar) Luminosidadeda sequência principal(bolométrica) Linhas dehidrogênio Fração de todas asestrelas da sequência principalO ≥ 30 000 Kazulazul ≥ ≥ ≥ Fraca ~0,00003%B azul-brancoazul-branco profundo Média 0,13%A 7 500–10 000 Kbrancobranco a azul-branco Forte 0,6%F 6 000–7 500 Kamarelo-brancobranco Média 3%G 5 200–6 000 Kamareloamarelo-branco Fraca 7,6%K 3 700–5 200 Klaranja clarolaranja-amarelo claro Muito fraca 12,1%M 2 400–3 700 Kvermelho alaranjadovermelho alaranjado claro ≤ ≤ Muito fraca 76,45%
thumb|O Diagrama de Hertzsprung-Russell relaciona a classificação estelar com magnitude absoluta, luminosidade e temperatura da superfície
As classes espectrais de O a M, bem como outras classes mais especializadas discutidas posteriormente, são subdivididas por algarismos arábicos (0-9), onde 0 denota as estrelas mais quentes de uma determinada classe. Por exemplo, A0 denota as estrelas mais quentes da classe A e A9 denota as mais frias. Números fracionários são permitidos; por exemplo, a estrela Mu Normae é classificada como O9.7. O Sol é classificado como G2.
As descrições de cores convencionais são tradicionais na astronomia e representam as cores relativas à cor média de uma estrela de classe A, que é considerada branca. As descrições de cores aparentes são o que o observador veria se tentasse descrever as estrelas sob um céu escuro sem ajuda aos olhos, ou com binóculos. No entanto, a maioria das estrelas no céu, exceto as mais luminosas, aparecem brancas ou branco-azuladas a olho nu porque são muito fracas para que a visão em cores funcione. As supergigantes vermelhas são mais frias e vermelhas do que as anãs do mesmo tipo espectral, e estrelas com características espectrais particulares, como estrelas de carbono, podem ser muito mais vermelhas do que qualquer corpo negro.
O fato de que a classificação de Harvard de uma estrela indicava sua temperatura superficial ou fotosférica (ou mais precisamente, sua temperatura efetiva) não foi totalmente compreendido até depois de seu desenvolvimento, embora na época em que o primeiro diagrama de Hertzsprung-Russell foi formulado (em 1914), isso geralmente era suspeito de ser verdade. Na década de 1920, o físico indiano Meghnad Saha derivou uma teoria da ionização estendendo ideias bem conhecidas em física-química relativas à dissociação de moléculas para a ionização de átomos. Primeiro ele o aplicou à cromosfera solar, depois aos espectros estelares.
A astrônoma de Harvard Cecilia Payne-Gaposchkin demonstrou então que a sequência espectral O-B-A-F-G-K-M é na verdade uma sequência de temperatura. Como a sequência de classificação antecede nosso entendimento de que é uma sequência de temperatura, a colocação de um espectro em um determinado subtipo, como B3 ou A7, depende de estimativas (amplamente subjetivas) das intensidades das características de absorção em espectros estelares. Como resultado, esses subtipos não são divididos uniformemente em qualquer tipo de intervalos matematicamente representáveis.
Classificação espectral de Yerkes thumb|upright=1.65|Montagem de espectros de cores falsas para estrelas da sequência principal A classificação espectral de Yerkes, também chamada de sistema MKK pelas iniciais dos autores, é um sistema de classificação espectral estelar introduzido em 1943 por William Wilson Morgan, Philip Childs Keenan e Edith Kellman do Observatório Yerkes. Este esquema de classificação bidimensional (temperatura e luminosidade) é baseado em linhas espectrais sensíveis à temperatura estelar e gravidade de superfície, que está relacionada à luminosidade (enquanto a classificação de Harvard é baseada apenas na temperatura da superfície). Mais tarde, em 1953, após algumas revisões da lista de estrelas padrão e critérios de classificação, o esquema foi denominado classificação de Morgan-Keenan, ou MK, e este sistema continua em uso.
Estrelas mais densas com gravidade superficial mais alta exibem maior ampliação da pressão das linhas espectrais. A gravidade e, portanto, a pressão na superfície de uma estrela gigante é muito menor do que a de uma estrela anã porque o raio da gigante é muito maior do que o de uma anã de massa semelhante. Portanto, as diferenças no espectro podem ser interpretadas como efeitos de luminosidade e uma classe de luminosidade pode ser atribuída puramente a partir do exame do espectro.
Várias classes de luminosidade diferentes são distinguidas, conforme listado na tabela abaixo.
+ Classes de luminosidade Yerkes Classes de luminosidade Descrição Exemplos 0 ou Ia+ hipergigantes ou supergigantes extremamente luminosas Cygnus OB2#12 – B3-4Ia+ Ia Supergigantes luminosas Eta Canis Majoris – B5Ia Iab Supergigantes luminosas de tamanho intermediário Gamma Cygni – F8Iab Ib Supergigantes menos luminosas Zeta Persei – B1Ib II Gigantes luminosas Beta Leporis – G0II III Gigantes normais Arcturus – K0III IV Subgigantes Gamma Cassiopeiae – B0.5IVpe V Sequência principal (anãs) Achernar – B6Vep sd (prefixo) ou VI Subanãs HD 149382 – sdB5 ou B5VI D (prefixo) ou VII Anãs brancasTecnicamente, as anãs brancas não são mais estrelas "vivas", mas sim os "restos mortais" de estrelas extintas. Sua classificação usa um conjunto diferente de tipos espectrais de estrelas "vivas" que queimam elementos. van Maanen 2 – DZ8
Casos marginais são permitidos; por exemplo, uma estrela pode ser uma supergigante ou uma gigante luminosa, ou pode estar entre as classificações de subgigantes e de sequência principal.
Nestes casos, dois símbolos especiais são usados:
Uma barra (/) significa que uma estrela é uma classe ou outra. Um traço (-) significa que a estrela está entre as duas classes.
Por exemplo, uma estrela classificada como A3-4III/IV estaria entre os tipos espectrais A3 e A4, sendo uma estrela gigante ou uma subgigante.
Classes subanãs também foram usadas: VI para subanãs (estrelas ligeiramente menos luminosas que a sequência principal).
Luminosidade nominal classe VII (e às vezes numerais mais altos) agora raramente é usada para classes anãs brancas ou "subanãs quentes", uma vez que as letras de temperatura da sequência principal e estrelas gigantes não se aplicam mais às anãs brancas.
Ocasionalmente, as letras a e b são aplicadas a classes de luminosidade diferentes de supergigantes; por exemplo, uma estrela gigante ligeiramente menos luminosa do que a típica pode receber uma classe de luminosidade IIIb, enquanto uma classe de luminosidade IIIa indica uma estrela ligeiramente mais luminosa do que uma gigante típica.
Uma amostra de estrelas V extremas com forte absorção nas linhas espectrais He II λ4686 recebeu a designação Vz. Um exemplo de estrela é HD 93129 B.
Peculiaridades espectrais Nomenclatura adicional, na forma de letras minúsculas, pode seguir o tipo espectral para indicar características peculiares do espectro.