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Clasificación espectral 
Héctor Zenil Chávez 
Al igual que los biólogos recolectan plantas e insectos para clasificarlos 
según las características que comparten, los astrónomos fotografían 
estrellas con la misma finalidad. Para ello utilizan unos instrumentos 
llamados espectroscopios que separan las distintas longitudes de onda 
de la luz que emiten las estrellas. 
A partir de las longitudes de onda a las que irradian las estrellas, se 
puede saber qué elementos las componen. Las estrellas suelen estar 
compuestas sobre todo de hidrógeno, H, de helio, He, y del resto de los 
elementos, a los que se les nombra en forma general con la letra Z y a 
los que los astrónomos suelen llamar metales. Estos pueden ser, por 
ejemplo, carbono, nitrógeno y oxígeno. Nuestro sol, por ejemplo, tiene 
73% de hidrógeno, 25% de helio y 2% de elementos Z. 
A finales del siglo XIX, Edward Pickering clasificó las estrellas en grupos 
a los que etiquetó con las letras del alfabeto, según las distintas líneas 
de hidrógeno o de Balmer que aparecen en los espectros. Más tarde, 
Anna Jump Cannon completó el estudio de 230 mil estrellas que están 
distribuidas en todo el cielo. Luego se descubrió que sólo algunas de las 
letras correspondían a tipos de estrellas realmente distintos. Finalmente 
se usaron sólo siete de las letras, O, B, A, F, G, K y M, y a cada una se 
le dio una escala que va del 0 al 9. El Sol, por ejemplo, pertenece al tipo 
G2; la estrella Sirio, la más brillante del cielo nocturno es del tipo A0 y 
Antares, la estrella principal de la constelación de Escorpión al M1. Igual 
que al calentar una pieza de metal va cambiando de color con el cambio 
de temperatura: al principio es roja, luego amarilla y después blanca, el 
color de la estrella varía según su temperatura superficial. Las estrellas 
más frías son las rojas y las más calientes son azules. Estos colores 
pueden constatarse a simple vista; por ejemplo, Antares es de color rojo 
y Rigel, en la constelación de Orión, es azul 
En esta gráfica puede apreciarse que según la composición de las 
estrellas, el color en que irradian la mayor parte de su luz es distinto y 
con ello puede también determinarse su temperatura y así clasificarlas. 
Las temperaturas de las estrellas varían de los 2000 grados Kelvin a los 
50,000. 
 
 
Las estrellas O son las más calientes, mientras que las M son las más 
frías. Al mismo tiempo, las O y las M son estrellas azules y rojas 
respectivamente, tal y como se pueden graficar en un diagrama HR. 
El número que acompaña a la letra en la clasificación de la estrella es 
una definición aún más precisa de la temperatura de la estrella. Según 
esta segunda clasificación, una estrella con una gran intensidad 
lumínica, es decir, muy caliente, sería una O9, y una de muy baja 
intensidad o muy fría sería una M0. 
La clasificación espectral completa del Sol es G2V, donde V es un cinco 
romano que indica que el Sol es una estrella enana. La mayoría de las 
estrellas son como el Sol, pues las más grandes consumen muy 
rápidamente su combustible y mueren en menos de mil millones de 
años. En cambio, el pronóstico de vida de nuestro sol es de 10 mil 
millones de años, de los que han pasado ya la mitad. Por esta razón, el 
Sol se halla en la zona del diagrama H-R conocida como secuencia 
principal, que es la fase más duradera por la que pasa la estrella. Esta 
clasificación, conocida como Morgan-Keenan (M-K) por sus autores, se 
divide en: 
Ia+: hipergigantes 
I: supergigantes 
II: gigantes brillantes 
III: gigantes 
IV: subgigantes 
V: enanas 
VI: subenanas 
 
Una vez clasificada una estrella, se tendrá la suficiente información 
sobre su temperatura composición y evolución.