Clasificación espectral de York de clasificación espectral estelar

La clasificación espectral de York también se denomina sistema MKK porque fue formulada por primera vez en 1943 por William Wilson Morgan, Phillip C. Keenan y Edith Kellman del Observatorio de York. Esta clasificación se basa en la sensibilidad de las líneas espectrales a la gravedad de la superficie de la estrella, que está relacionada con la luminosidad. También complementa la clasificación de Harvard basada en la temperatura de la superficie. Dado que el radio de una estrella gigante es mucho mayor que el de una estrella enana, si la diferencia de masa no es grande, la gravedad, la densidad del gas y la presión en la superficie de las dos estrellas serán menores para la estrella gigante que para la enana. estrella. Estas diferencias se manifiestan en la luminosidad de la estrella, provocando diferencias en el ancho medido y la intensidad de las líneas espectrales. En estrellas con mayor densidad superficial y mayor gravedad, el efecto de ampliación de la línea espectral causado por la presión será más obvio.

Las características de las diferentes clasificaciones fotométricas son las siguientes:

0: Súper supergigante (agregada más adelante);

I: Supergigante

Ia: Supergigante muy brillante;

Iab

Ib: Supergigante poco brillante;

II: Gigante brillante

IIa

IIab

IIb

III: Superestrella ordinaria

IIIa

IIIab

IIIb

IV: subgigante, también llamada subgigante;

IVa

IVab

IVb

V: Estrella de secuencia principal, también llamada estrella enana;

Va

Vab

Vb

VI: Las estrellas subenanas también se llaman estrellas subenanas, pero no las hay. muchas de estas estrellas, por lo que no se utilizan habitualmente.

VII: Enana blanca, (agregada más adelante, pero no de uso común)

En algunos casos, se dividirá en dos categorías, como Ia-0, lo que significa que Es una supergigante muy brillante, pero muy cercana a una supersupergigante.

Debido a que describe la luminosidad externa de las estrellas, a menudo se la denomina clasificación fotométrica MKK.

La clasificación espectral del sol es G2V, que es una combinación de las clasificaciones de Morgan-Kenner (G2) y York (V). Pero, de hecho, el sol no es una estrella amarilla, sino un cuerpo negro con una temperatura de color de 5870 K. Es blanco y no tiene rastros de amarillo. A veces se utiliza como definición estándar de blanco.