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

Artículo principal: Tipo espectral (estelar)

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.

Clase	Temperatura1 (Kelvin)	Color convencional	Color aparente2 3 4	Masa1 (Masa solar)	Radio1 (Radio solar)	Luminosidad1 (bolométrica)	Hidrógeno líneas	Fracción de la Secuencia principal5
O	≥ 33.000 K	azul	azul	≥ 16 M☉	≥ 6,6 R☉	≥ 30.000 L☉	Débil-Media	~0.00003%
B	10.000–33.000 K	azul a blanco azulado	azul a blanco azulado	2,1–16 M☉	1,8–6,6 R☉	25–30.000 L☉	Medio	0,13%
A	7.500–10.000 K	blanco	blanco a blanco azulado	1,4–2,1 M☉	1,4–1,8 R☉	5–25 L☉	Fuerte	0,6%
F	6,000–7,500 K	blanco amarillento	blanco	1,04–1,4 M☉	1,15–1,4 R☉	1,5–5 L☉	Medio	3%
G	5.200–6,000 K	amarillo	blanco amarillento	0,8–1,04 M☉	0,96–1,15 R☉	0,6–1,5 L☉	Débil	7,6%
K	3.700–5.200 K	naranja	anaranjado	0,45–0,8 M☉	0,7–0,96 R☉	0,08–0,6 L☉	Muy débil	12,1%
M	≤ 3.700 K	rojo	rojo anaranjado	≤ 0,45 M☉	≤ 0,7 R☉	≤ 0,08 L☉	Muy débil	76,45%

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, Philip Childs 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. Se distinguen las siguientes clases de luminosidad:

Clase	Descripción
0	Hipergigantes
Ia	Supergigantes muy luminosas
Ib	Supergigantes de menor brillo
II	Gigantes luminosas
III	Gigantes
IV	Subgigantes
V	Estrellas enanas de la secuencia principal
VI	Subenanas (poco utilizada)
VII	Enanas blancas (poco utilizada)

Las clases de luminosidad no se deben confundir con las fases evolutivas de una estrella. Por ejemplo, una estrella de masa y metalicidad similar al Sol pasa por las fases sucesivas de secuencia principal, subgigante, gigante roja, apelotonamiento rojo y rama asintótica gigante. En la primera de esas fases, la estrella pertenece a la clase de luminosidad V, en la segunda a la de luminosidad IV y en las tres últimas a la de luminosidad III. Como se puede ver, en las dos primeras fases hay una correspondencia entre los nombres de las clases de luminosidad y los de las fases. Sin embargo, en las tres últimas la estrella se mantiene como una gigante (clase de luminosidad) a lo largo de tres fases evolutivas distintas. Dado que durante esas tres fases la temperatura efectiva de la estrella es baja, su color es rojo, por lo que no es infrecuente ni incorrecto decir que la estrella es una 'gigante roja' (en el sentido de clase de luminosidad + color), pero es importante aclarar que solamente en la primera de las fases es una 'gigante roja' en el sentido evolutivo. En otras palabras, cuando una estrella de masa y metalicidad solares pasa por las fases evolutivas del apelotonamiento rojo y de la rama asintótica gigante, se puede decir que es una gigante roja aunque ese no sea su estado evolutivo. Este es un caso en el que el lenguaje es poco claro por motivos históricos y puede inducir a confusión.

Otros ejemplos de confusión entre la clase de luminosidad y la fase evolutiva se dan para estrellas de masa superior al Sol. Cuando una estrella de 7 masas solares se convierte en una gigante roja (fase evolutiva) su clase de luminosidad es II (gigante luminosa) y no III (gigante). Una estrella de 30 masas solares adquiere una clase de luminosidad I (supergigante) mientras sigue quemando hidrógeno en su núcleo, lo que es la definición de la fase evolutiva de secuencia principal.