Análisis del archivo jhc001.fits

Tipo espectral: O

Las líneas de Balmer del hidrógeno (H) y líneas de helio (He-I y He-II) están presentes. La presencia de líneas de helio neutro (He-I) indica una temperatura de fotosfera alta. Esto podría indicar que se trata de una estrella de clase A o B. Dado que también se observan líneas de helio ionizado (He-II), esto sugiere temperaturas aún más altas, que son típicas de estrellas de tipo espectral O.

Clase de luminosidad: V

La anchura de las líneas está encuadrada dentro de la media para una clase espectral O. Las líneas quedan bien definidas pero se observan irregularidades a lo largo del espectro. Esto se traduce en una ligera metalicidad y por consiguiente, una disminución de la luminosidad de la estrella.

Comentarios adicionales

El espectro guarda mucha similitud con la Figura 3 del manual de O’Gray, en concreto con la gráfica de la estrella HD46150 O5V.

Análisis del archivo jhc002.fits

Tipo espectral: B

En este espectro, observamos nuevamente las líneas de la serie de Balmer, como H-zeta, H-epsilon, H-delta y H-gamma, así como líneas de helio neutro (He-I). No se observan líneas de helio ionizado (He-II), lo que podría indicar una temperatura superficial inferior a la que se requeriría para la presencia de He-II. La presencia de líneas de helio neutro junto con las líneas de Balmer sugiere que la estrella podría ser de tipo espectral B ya que estas estrellas aún poseen suficiente temperatura para excitar el helio neutro pero no tanto como para mostrar líneas de He II prominentes. La falta de elementos metálicos como el Mg-II descarta el tipo A frente al B.

Clase de luminosidad: Ib

La poca anchura de las líneas indica que la estrella presenta una alta luminosidad. No obstante, la falta de franjas para el Si-III descarta la clase Ia. Por otro lado, la abundancia de irregularidades hacia el final del espectro indica que puede tratarse de un tipo Ib.

Comentarios adicionales

El espectro guarda mucha similitud con la Figura 12 del manual de O’Gray, en concreto con la gráfica de la estrella 67 Oph B5 Ib.

Análisis del archivo jhc003.fits

Tipo espectral: F

La presencia de las líneas de Balmer indica que la estrella probablemente está en un rango de temperatura en el cual el hidrógeno está siendo excitado y estas transiciones son observables, típicamente esto sería para estrellas de tipo espectral A y B tardío. Sin embargo, la línea Ca-II K es generalmente prominente en estrellas más frías, como las de tipo tardío F.

Clase de luminosidad: V

La gran anchura de las líneas indica que la estrella presenta una baja luminosidad. La profundidad de las franjas Ca-II K y de H-epsilon es similar. Considerando esto junto con la gran cantidad de irregularidades a lo largo del espectro, podemos situar a la estrella en una clase 0.

Comentarios adicionales

El espectro guarda mucha similitud con la Figura 14 del manual de O’Gray, en concreto con la gráfica de la estrella HD 23585 F0 V.

Análisis del archivo jhc004.fits

Tipo espectral: F

El espectro es muy similar al del archivo “jhc003.fits”. De hecho, se observan las mismas líneas. Por ello, el tipo espectral es el mismo, situando a la estrella en el tipo F. La justificación es la misma.

Clase de luminosidad: IIIa

A diferencia del caso “jhc003.fits”, las líneas son mucho más anchas y profundas. Atendiendo al manual de O’Gray, esto indica que se trata de una estrella brillante, posiblemente del tipo IIIa.

Comentarios adicionales

El espectro guarda mucha similitud con la Figura 21 del manual de O’Gray, en concreto con la gráfica de la estrella ζ Leo F0 IIIa.

Análisis del archivo jhc011.fits

Tipo espectral: B

Las líneas de Balmer indica que la estrella probablemente está en un rango de temperatura en el cual el hidrógeno está siendo excitado. No obstante, se aprecian trazas de Ca-II K y He-II, lo que permite situar a la estrella en el tipo espectral B. Si la línea Ca-II K fuera más profunda, estaríamos ante una estrella de tipo A.

Clase de luminosidad: V

La clase de luminosidad se ha situado en el tipo V. La justifiación se basa en la profundidad de la línea Ca-II. Para la Figura 10 del manual de O’Gray, la línea Ca-II aparece a medida que la estrella reduce su luminosidad y transita a un tipo A.

Comentarios adicionales

El espectro guarda mucha similitud con la Figura 10 del manual de O’Gray, en concreto con la gráfica de la estrella HR 1029 B7 V.

Análisis del archivo jhc012.fits

Tipo espectral: A

Las líneas de Balmer del hidrógeno son muy prominentes en las estrellas de tipo A. Aunque presenta líneas metálicas de hierro y magnesio, son menos intensas que en estrellas más frías, y las líneas de helio no son tan prominentes. Ello hace que la estrella quede situada dentro el tipo espectral A.

Clase de luminosidad: Ib

La clase de luminosidad se ha situado en el tipo Ib. La razon es la poca anchura y profundidad de las líneas de Balmer en comparación. Si bien podrían ser mucho mas estrechas (tipo Ia), no abarcan un ancho suficiente como para situar a la estrella con una luminosidad tipo III. De ahí la decisión final de situar a la estrella con el tipo Ib.

Comentarios adicionales

El espectro guarda mucha similitud con la Figura 13 del manual de O’Gray, en concreto con la gráfica de la estrella η Leo A0 Ib.

Análisis del archivo jhc013.fits

Tipo espectral: A

Las líneas de Balmer están presentes. No se aprecia rastro de Helio pero sí de Calcio, en concreto de Ca-II K. Esto Indica que la estrella no tiene una temperatura muy elevada, pudiendo tratarse de una estrella del tipo A.

Clase de luminosidad: III

La clase de luminosidad se ha situado en el tipo III. Se ha establecido esta clase debido a la anchura y profundidad de la línea Ca-II K. Esta línea aumenta a medida que disminuye la luminosidad en las estrellas de tipo A. Utilizando el manual de O’gray, es posible identificar esta relación entre el calcio y la temperatura para las estrellas A.

Comentarios adicionales

El espectro guarda mucha similitud con la Figura 19 del manual de O’Gray, en concreto con la gráfica de la estrella HD 37806 Feb 1/2 1997 kA1 A0 II-IIIe shell Nipc5.