Teoria de cuerdas

Teoría de cuerdas.



La teoría de cuerdas es un modelo fundamental de la física que básicamente asume que las partículas materiales aparentemente puntuales son en realidad "estados vibracionales" de un objeto extendido más básico llamado "cuerda" o "filamento"

§  Los objetos básicos de la teoría no serían partículas puntuales sino objetos unidimensionales extendidos (en las cinco teorías de cuerdas convencionales estos objetos eran unidimensionales o "cuerdas"; actualmente en la teoría-M se admiten también de dimensión superior o "p-branas"). Esto renormaliza algunos infinitos de los cálculos perturbativos.

§  El espacio-tiempo en el que se mueven las cuerdas y p-branas de la teoría no sería el espacio-tiempo ordinario de 4 dimensiones sino un espacio de tipo Kaluza-Klein, en el que a las cuatro dimensiones convencionales se añaden 6 dimensiones compactificadas en forma de variedad de Calabi-Yau. Por tanto convencionalmente en la teoría de cuerdas existe 1 dimensión temporal, 3 dimensiones espaciales ordinarias y 6 dimensiones compactificadas e inobservables en la práctica.

El modelo inflacionario.

El modelo inflacionario.


 El modelo inflacionario.
La inflación nos permitió vislumbrar una adecuada solución a los otros problemas. Esta resuelve los ya anunciados problemas de la plenitud espacial y de la uniformidad a grandes escalas atróficas.
El problema de la plenitud puede resolverse muy simplemente con un periodo de expansión acelerada ultrarapido.Finalizada la inflación, el universo retoma su expansión estándar, donde la curvatura comienza a hacerse cada vez mas y mas perceptible. Pero dado que la inflación “achato" en forma tan extrema a nuestro universo, la curvatura espacial no nos es perceptible aun hoy, ni lo será por muchos eones a venir.


colisionador de hadrones.


¿ Para que se emplea? Para  hacer chocar entre si haces de protones que marchan en sentidos opuestos y asi generar inmensos volúmenes de otras partículas de alta energía y alta temperatura. Con ello se explora la física de los tiempos muy tempranos del universo. Particularmente se busca una particula elemental llamada boson de higg que, dentro del modelo estándar de la física subatómica. Otrorga masa a las demás partículas. Por eso, alguien tuvo la ocurrecia de llamarla particula de dios y, por extensión, se hablo de lamaquina de dios, sin que se trate en ambos caso de otro cosa que una fantasia.
¿ porque es un circuito cerrado? Por la tecnología actual. Hacer un recorrido lineal requería varias veces los 27 km que tiene elcircuito cerrado, resultaría muy caro y seria inestable. En un acelerador de circuito cerrado se puede dar mas empuje a las partículas sin que extender la longitud de su recorrido. El limite es la capacidad de hacer girar una particula cargada a la que se le entrego energía. Se necesitan campos magneticos muy intensos y los que usan el LHC son los mas altos alcanzando con la tecnología actual. Una razón mas prosaica es que el túnel ya existía desde hace años, y se construyo el mejor acelerador compatible con lo que ya estaba.
¿ hay peligro en explorar las cosas nuevas que se ensayaran? No se advierte que lo pueda haber. El universo hace constantemente lo que hara el acelerador y no se han visto consecuencias catastróficas. Los rayos cósmicos que llegan a la tierra y chocan con la materia de la atmosfera superior traen energía mayores, en algunos casos enormemente mayores. La diferencia es que en el acelerador se puede controlar el experimento  y analizar con detalles lo producido.

Bing bang

 

BIG BANG

        El Big Bang, literalmente gran estallido, constituye el momento en que de la "nada" emerge toda la materia, es decir, el origen del Universo. La materia, hasta ese momento, es un punto de densidad infinita, que en un momento dado "explota" generando la expansión de la materia en todas las direcciones y creando lo que conocemos como nuestro Universo.

Inmediatamente después del momento de la "explosión", cada partícula de materia comenzó a alejarse muy rápidamente una de otra, de la misma manera que al inflar un globo éste va ocupando más espacio expandiendo su superficie. Los físicos teóricos han logrado reconstruir esta cronología de los hechos a partir de un 1/100 de segundo después del Big Bang. La materia lanzada en todas las direcciones por la explosión primordial está constituida exclusivamente por partículas elementales: Electrones, Positrones, Mesones, Bariones, Neutrinos, Fotones y un largo etcétera hasta más de 89 partículas conocidas hoy en día.

A pesar de que el modelo del big bang o la gran explosión, es un modelo teorico ebservacionalmente bastante robusto y ampliamente aceptado entre la comunidad científica, hay algunos aspectos que todavía quedan por resolver.

                   

·         Se desconoce que ocurrió en los primeros instantes tras el bing bang. La respuesta se busca mediante el estudio del universo temprano, una de cuyas metas es encontrar la expliacion a una posible unificación de las cuatro fuerzas fundamentales (fuerte, débil, electromagnética y gravitacional)

·         No existe un modelo definitivo de la formación de las estructuras actuales, a partir del bing bang. La respuesta se busca mediante el estudio de la formacion y evolución de las galaxias y la inflación cósmica.

·         Queda por saber a que se debe el hecho de que el universo se expanda con aceleración

·         No se sabe cual es el destino final del universo.

·         Se desconoce en su mayor parte la naturaleza de la materia oscura y la energia oscura.

·         En el momento después del bing bang las partículas elementares aparecieron, los quarks arriba en los protones y lo quarks debajo de los neutrones, y no se conoce la proporción entre protones y neutrones, estas partículas están hechas por dos quarks con la misma carga eléctrica, no se habrían podido unir gracias a la interaccion electro magnetica, es inútil recurrir a la interaccion nuclear fuerte, pues esta solo tiene un alcance de tamaño máximo de un nucleo atomico y además por la interaccion electromagnética tiene un alcance gigantesco y si el universo se agrando en un solo segundo cien octillones de veces, en este brevísimo lapso de tiempo la interaccion nuclear fuerte no  podría unir la casi totalidad (si no es la totalidad) de los quarks.

Cosmologia

                     COSMOLOGÍA 




La cosmología es el estudio del universo en su conjunto, en el que se incluyen teorías sobre su origen, su evolución, su estructura a gran escala y su futuro.

Galaxia

características de las galaxias.


Las galaxias activas presentan cuatro principales características:
• Muy compactos, o sea, tienen alta densidad.
• Alta luminosidad (billones de veces más luminosos que el Sol).
• Emisión constante de energía perteneciente al espectro electromagnético.
• Tienen espectros de emisión.




Quasares


Los Quasares, QSOs, u objetos quasi-estelares, se ven, como su nombre lo implica, como estrellas. Un estudio más detallado indica que son núcleos de galaxias que están extremadamente lejanos (de hecho, los objetos más lejanos en el cielo). Como están tan lejos, y de todas maneras son bien visibles, se sabe que son objetos muy brillantes. Esto significa que producen enormes cantidades de energía. Son pequeños, del tamaño del Sistema Solar, pero dominan el comportamiento de toda la galaxia donde son huéspedes. Se supone que produce esta cantidad de energía (del orden de entre cien y mil galaxias juntas) por un agujero negro en el centro de una galaxia.  El agujero negro chupa el gas y estrellas circundantes, formando un tremendo disco de acreción (el material no cae directamente al agujero negro, sino que se queda girando a su alrededor, antes de caer), el que produce inmensas cantidades de energía en forma de calor (radiación infrarroja), luz, Rayos-X, y rayos gamma, cuando la materia cae en el. Algunos de estos objetos varían de brillo fuertemente y se los ha confundido con estrellas variables, como el caso de BL Lac. El Quasar más cercano se denomina 3C 273, en la constelación de Virgo, es de magnitud 12 (visible con un telescopio de 15 cm. de diámetro) y se encuentra a mas de 4000 millones de años-luz. Si nuestra galaxia, la Vía Láctea, estuviera a esa distancia, sería mil veces mas débil, apenas visible con un telescopio de 80 cm. de diámetro.

Relación entre los quasares y las galaxias

Las galaxias del tipo Seyfert, las radiogalaxias y los quásares conforme a ciertas teorías están relacionadas estructuralmente.
Las galaxias tipo Seyfert (llamadas así por su descubridor Carl Seyfert allá por 1943), son galaxias activas cuyo núcleo es muy brillante y emiten ondas radioeléctricas de frecuencia intermedia que no emiten las galaxias normales ni las radiogalaxias. Muchas de ellas son además poderosas fuentes emisoras de rayos X.
Es probable que el 2% de las galaxias sean de este tipo.

La Vía láctea.

La Vía láctea.


La Vía Láctea es la galaxia espiral en la que se encuentra el Sistema Solar y, por ende, la Tierra. Según las observaciones, posee una masa de 1012 masas solares y es una espiral barrada; con un diámetro medio de unos 100.000 años luz, estos son aproximadamente 1 trillón de km, se calcula que contiene entre 200 mil millones y 400 mil millones de estrellas. La distancia desde el Sol hasta el centro de la galaxia es de alrededor de 27.700 años luz (8.500 pc, es decir, el 55 por ciento del radio total galáctico). La Vía Láctea forma parte de un conjunto de unas cuarenta galaxias llamado Grupo Local, y es la segunda más grande y brillante tras la Galaxia de Andrómeda (aunque puede ser la más masiva, al mostrar un estudio reciente que nuestra galaxia es un 50% más masiva de lo que se creía anteriormente
).
El nombre Vía Láctea proviene de la mitología griega y en latín significa camino de leche. Ésa es, en efecto, la apariencia de la banda de luz que rodea el firmamento, y así lo afirma la mitología griega, explicando que se trata de leche derramada del pecho de la diosa Hera. (Rubens representó la leyenda en su obra El nacimiento de la Vía Láctea). Sin embargo, ya en la Antigua Grecia un astrónomo sugirió que aquel haz blanco en el cielo era en realidad un conglomerado de muchísimas estrellas. Se trata de Demócrito (460 a. C. - 370 a. C.), quien sostuvo que dichas estrellas eran demasiado tenues individualmente para ser reconocidas a simple vista. Su idea, no obstante, no halló respaldo, y tan sólo hacia el año 1609 d. C., el astrónomo Galileo Galilei haría uso del telescopio para observar el cielo y constatar que Demócrito estaba en lo cierto, ya que adonde quiera que mirase, aquél se encontraba lleno de estrellas.

Nebulosa planetaria

Nebulosa planetaria


Una nebulosa planetaria es una nebulosa de emisión consistente en una envoltura brillante en expansión de plasma y gas ionizado, expulsada durante la fase de rama asintótica gigante que atraviesan las estrellas gigantes rojas en los últimos momentos de sus vidas.
El nombre se debe a que sus descubridores, en el siglo XVIII, observaron que su aparencia era similar a los planetas gigantes vistos a través de los telescopios ópticos de la época, aunque realmente no tienen ninguna relación con los planetas. Se trata de un fenómeno relativamente breve en términos astronómicos, que dura del orden de las decenas de miles de años (el tiempo de vida de una estrella común ronda los diez mil millones de años).
Al final de la vida de las estrellas que alcanzan la fase de gigante roja, las capas exteriores de la estrella son expelidas debido a pulsaciones y a intensos vientos estelares. Tras la expulsión de estas capas, subsiste un pequeño núcleo de la estrella, el cual se encuentra a una gran temperatura y brilla de manera intensa. La radiación ultravioleta emitida por este núcleo ioniza las capas externas que la estrella había expulsado.
Las nebulosas planetarias son objetos de gran importancia en astronomía, debido a que desempeñan un papel crucial en la evolución química de las galaxias, devolviendo al medio interestelar metales pesados y otros productos de la nucleosíntesis de las estrellas (como carbono, nitrógeno, oxígeno y calcio). En galaxias lejanas, las nebulosas planetarias son los únicos objetos de los que se puede obtener información útil acerca de su composición química
Las imágenes tomadas por el telescopio espacial Hubble han revelado que muchas nebulosas planetarias presentan morfologías extremadamente complejas. Solamente en torno a un quinto de ellas muestran formas más o menos esféricas El mecanismo que produce esta amplia gama de formas no se comprende todavía muy bien, aunque se cree que las estrellas binarias centrales, los vientos estelares y los campos magnéticos podrían ejercer un papel importante.

CLASIFICACIÓN DE LAS ESTRELLAS VARIABLES

A partir de la cuarta edición del “Catálogo General de Estrellas Variables” este tipo de astros se clasifican en 7 grupos principales:

1.- VARIABLES ERUPTIVAS: su variación suele ser irregular y se debe a fenómenos tipo “flare” de la cromosfera o corona de la estrella, acompañados de pérdida de masa y/o por la interacción de los fenómenos anteriores con el medio interestelar vecino. Existen 19 subtipos, entre los que destacamos los que tienen por variable prototipo a FU Orionis, R Coronae Borealis y S Doradus.

2.- VARIABLES PULSANTES: fluctúan de forma periódica o semiregular y presentan contracción y expansión de su superficie que puede ser radial o no. También pueden presentar cambios más o menos regulares en su forma, no siempre esférica.

Existen 33 subtipos descritos, según sus características, pérdida o no de masa y regularidad de las pulsaciones. Destacamos los tipos representados por Delta Cephei (cefeidas), RR Lyrae, Mira Ceti, RV Tauri y las semiregulares (SR).

3.- VARIABLES POR ROTACIÓN: Son estrellas de brillo no uniforme (por presencia de importantes “manchas” o fenómenos similares relacionados con irregularidades de sus campos magnéticos) o variables de forma elipsoidal cuya variación se debe a su rotación axial y el efecto de esta desde el ángulo de visión del observador. Se conocen 7 subtipos, por ejemplo los representados por BY Draconis y FK Comae Berenices.

4.- VARIABLES CATACLISMICAS: Se caracterizan por explosiones que pueden ser causadas por fenómenos termonucleares en su superficie (estrellas Novas) o de su interior (Supernovas). También pueden ocasionarse por la caída de material rico en hidrógeno de un disco acreción sobre la superficie de una enana blanca. En muchos de los casos se trata de estrellas dobles muy cerradas cuyo carácter explosivo afecta a la evolución de ambos componentes del sistema. Se han descrito 14 subtipos. Además de las novas y supernovas (de diferentes clases), existen los subtipos representados por SS Cygni, SU Ursae Majoris y Z Camelopardalis.

5.- VARIABLES ECLIPSANTES: Tal como su nombre indica su variación de luz se debe a los eclipses entre las estrellas de un sistema binario. En su clasificación pueden utilizarse 3 criterios simultáneamente: A) Según la forma de su curva de luz, con 4 subtipos (por ejemplo, las Algolidas como Beta Persei y las de tipo Beta Lyrae) B) Según las características físicas de sus componentes, con 5 subtipos (según la tipología de sus componentes, enanas, gigantes, de la secuencia principal, según su tipo espectral, etc). C) Según el nivel de saturación de sus lóbulos de Roche, y, por ello, si ambas estrellas están o no en contacto entre sí (9 subtipos).

6.- FUENTES DE RAYOS X OPTICAMENTE VARIABLES: Son fuentes de rayos X, que presentan además variación de magnitud visual, en sistemas binarios en los que está presente una estrella de neutrones, enana blanca o posiblemente un agujero negro. Se entiende que esa emisión se debe a la caída de material desde el otro componente del sistema doble. Existen 10 subtipos, por ejemplo los representados por V1343 Aquilae, HZ Herculi y AM Herculi.

7.- OTRAS VARIABLES: Cajón de sastre donde se clasifican otras variables poco conocidas, dudosamente clasificadas o de características absolutamente distintas por su naturaleza extragaláctica, como el caso de los quasars variables (BL Lacertae, 3C 279 Vir, etc).

Para complicar esta clasificación existen muchas estrellas variables que fluctúan por varios motivos simultáneamente, por lo que el análisis de su curva de luz es especialmente complejo e interesante.

CARACTERISTICAS:

Estrellas variables. Estrellas cuyo brillo, visto desde la tierra, no es constante. Pueden ser estrellas cuya emisión de luz fluctúa realmente, intrínsecas, o estrellas cuya luz se ve interrumpida en su trayectoria hacia la Tierra, por otra estrella o una nube de polvo interestelar, llamadas variables extrínsecas.

Variables pulsantes

Los cambios en la intensidad luminosa en las variables intrínsecas se deben a pulsaciones en el tamaño de la estrella (variables pulsantes) o a interacciones entre las componentes de una estrella doble. Algunas otras variables intrínsecas no encajan en ninguna de estas dos categorías.

El único tipo frecuente de variable extrínseca es la llamada "binaria eclipsante". Se trata de una estrella doble formada por dos estrellas próximas que pasan periódicamente una por delante de la otra. Algol es el ejemplo más conocido. Las binarias eclipsantes constituyen casi el 20% de las estrellas variables conocidas.

Variables cefeidas

Las cefeidas son parejas orientadas de manera que, periódicamente, se eclipsan una a otra. Probablemente, los ejemplos más conocidos sean las variables cefeidas, cuyas pulsaciones periódicas indicacan su brillo, por lo que constituyen una importante referencia para la medición de distancias en el espacio.

agujeros negros


Un agujero negro u hoyo negro es una región finita del espacio en cuyo interior existe una concentración de masa lo suficientemente elevada para generar un campo gravitatoriotal que ninguna partícula material, ni siquiera la luz, puede escapar de ella. Sin embargo, los agujeros negros pueden ser capaces de emitir radiación de rayos X, lo cual fue conjeturado por Stephen Hawking en los años 1970 y demostrado en 1976 con el descubrimiento deCygnus X-1.3

Estrellas II

Masa de las estrellas

La masa determinada de una estrella que supera el límite anterior (150 masas solares) por un factor de 2, usando una combinación de datos obtenidos en el observatorio Paranal y con el telescopio espacial Hubble. Se trata de la estrella R136a1 en el centro de la nebulosa "Tarántula" en la Gran Nube de Magallanes. Esto es muy interesante, porque hasta ahora se creyó que cualquier estrella mayor que 150 masas solares se desintegra por el efecto de la presión de radiación que supera a la gravedad. En realidad, también R136a1 está desintegrándose, teniendo ahora "sólo" 260 masas solares, después de una vida corta de 1,5 millones de años. Pero los autores calculan que reunió, cuándo nació, un total de 320 masas solares.



Estructura interna de las estrellas


Una estrella se divide en NUCLEO, MANTO y ATMOSFERA.
En el nucleo es donde se producen las reacciones nucleares que generan su energia. El manto transporta dicha energía hacia la superficie y según como la transporte, por Convección o por Radiación, se dividirá en dos zonas: radiante y convectiva. Finalmente, la atmósfera es la parte mas superficial de las estrellas y la unica que es visible. Se divide en Cromosfera, Fotosfera y Corona Solar.

interior de las estrellas

Una estrella se divide en NUCLEO, MANTO y ATMOSFERA.



En el nucleo es donde se producen las reacciones nucleares que generan su energia. El manto transporta dicha energía hacia la superficie y según como la transporte, por Convección o por Radiación, se dividirá en dos zonas: radiante y convectiva. Finalmente, la atmósfera es la parte mas superficial de las estrellas y la unica que es visible. Se divide en Cromosfera, Fotosfera y Corona Solar.



estrellas de neutrones

Las estrellas de neutrones se forman cuando las grandes estrellas agotan su combustible y colapsan. Para que se forme una estrella de neutrones se necesita una estrella con una masa aproximada de entre 1,5 y 5 veces la masa del Sol.

Si la estrella tiene menos de 1,5 masas solares, entonces no tendrá la suficiente materia ni gravedad para comprimir lo suficiente al objeto. Sólo se obtendrá una enana blanca, que es lo que le ocurrirá al Sol algún día.

En cambio, si tiene más de 5 veces la masa del Sol, la estrella terminará sus días como un agujero negro.

Pero si la masa de la estrella se ubica entre las antes mencionadas, entonces surgirá una estrella de neutrones.

La estrella de neutrones se forma cuando la estrella agota su combustible y colapsa sobre sí misma. Los protones y los electrones de los átomos son forzados a formar electrones. Como la estrella conserva todavía mucha gravedad, toda materia adicional que caiga en la estrella de neutrones es súper-acelerada por la gravedad y convertida en idéntico material neutrónico.

Apenas una cucharada de té de una estrella de neutrones tendría una masa superior a 5 x 1012 kilogramos.

Una estrella de neutrones tiene en realidad diferentes capas. Los astrónomos piensan que posee una capa exterior de núcleos atómicos con electrones, de aproximadamente 1 metro de espesor. Debajo de esta corteza, hay núcleos con un número mayor de electrones. Estos decaerían rápidamente en la Tierra, pero la intensa presión de la gravedad los mantiene estables.

Cuando una estrella de neutrones se forma, conserva el momento de toda la estrella, pero como ahora sólo tiene unos pocos kilómetros de diámetro, gira a velocidades enormes, a menudo tan rápido como cientos de veces por segundo.

diagrama de Hertzprung - Russell

diagrama de Hertzprung - Russell


Muestra el resultado de numerosas observaciones sobre la relación existente entre la magnitud absoluta de una estrella y tipo espectral.
Fue realizado en 1911 por el astrónomo Ejnar Hertzsprung y, de manera independiente, en 1913 por Henry Norris Russell. El diagrama de Hertzsprung mostraba la luminosidad de las estrellas en función de su color, mientras que el diagrama inicial de Russell mostraba la luminosidad en función del tipo espectral. Ambos diagramas son equivalentes.

 

temperatura superficial de las estrellas

temperatura superficial de las estrellas



La temperatura superficial de una estrella se puede establecer midiendo la distribución de la intensidad del fondo continuo del espectro.
Según una ley descubierta por W. Wien en el siglo XIX, la longitud de onda del máximo de intensidad es inversamente proporcional a la temperatura absoluta de la fuente. En rigor, la ley de Wien sólo es válidad para la radiación emitida por un cuerpo ideal denominado cuerpo negro, que absorbe toda la radiación que recibe y que sirve a los físicos como referencia.
El nombre de "cuerpo negro" se debe a la ida de que cuando no está suficientemente caliente para emitir luz propia, el cuerpo aparece negro, sin embargo, las estrellas normales (excluidas las novas , las estrellas neutrónicas , etc) se comportan aproximadamente como cuerpos negros.
Para establecer la longitud de onda que corresponde al máximo no hace falta medir la intensidad a lo largo de todo el espectro; basta medirla en dos longitudes de onda y calcular la posición del máximo a partir de la relación entre estas dos intensidades. En la práctica, se determina el índice de color (B-V) que, como se sabe, es la relación entre la intensidad en el azul (B) y en la lua amarilla (V), expresada como diferencia de magnitud.
Una sencilla fórmula permite pasar del índice de color a la temperatura, que así calculada recibe el nombre de temperatura de color.



principales criterios de la clasificación espectral.


Las estrellas se clasifican según su color y tamaño. El primer criterio de clasificación es su color, que a veces se aprecia desde la Tierra. Este color lo da la temperatura de la superficie del astro. Dependiendo de su color se clasifican en una tabla de "Tipos Espectrales" designados con las letras O, B, A, F, G, K, M y L.
Las de tipo espectral O: son estrellas muy calientes y luminosas y destacan por sus brillantes colores azules. Estas estrellas tienen líneas de helio ionizado y neutro muy prominentes y presentan líneas débiles de hidrógeno. La mayor parte de su radiación se emite en el ultravioleta. Pueden brillar más de un millón de veces que nuestro Sol.
Las de tipo espectral B: son extremadamente luminosas, como Rigel en la constelación de Orión, una supergigante azul. Los espectros de estas estrellas tienen líneas de helio neutral y líneas moderadas de hidrógeno. Al igual que las estrellas de tipo O tienen tanta masa que consumen su energía mucho más deprisa que otras estrellas más pequeñas liberando inmensas cantidades de energía y viviendo durante un corto periodo de tiempo (en tan sólo unos pocos millones de años). Suelen estar en las regiones de formación estelar en las que nacen por lo que se las observa, normalmente, en grupos de estrellas, formadas en el interior de nubes de polvo gigantes. En Orión encontramos el ejemplo más cercano.
Las de tipo espectral A: a este grupo pertenecen las estrellas más comunes que observamos a simple vista. Deneb en la constelación del Cisne es una estrella de gran brillo mientras que Sirio, la estrella más brillante que vemos desde la Tierra en la constelación del Can Mayor, es también una estrella de tipo A, bastante cercana pero no tan grande como Deneb. Las estrellas de clase A tienen pronunciadas líneas de hidrógeno y poseen también líneas de metales ionizados.
Las de tipo espectral F: son estrellas de gran masa y muy brillantes pero se encuentran en la secuencia principal de Herptzsrung-Russell. Sus espectros se caracterizan por líneas de hidrógeno débiles y metales ionizados. Son de color blanco con un ligero tono amarillo.
Las de tipo espectral G: son las que mejor conocemos ya que nuestro Sol pertenece a esta categoría siendo una estrella de tipo G2. Tienen líneas de hidrógeno aún más débiles que las de tipo F y cuentan con líneas de metales ionizados y neutros.
Las de tipo espectral K: son estrellas anaranjadas algo más frías que el Sol. Algunas de ellas son gigantes e incluso supergigantes como Antares, mientras que otras estrellas de este grupo, como Alpha Centauri B pertenecen a la secuencia principal. Tienen líneas de hidrógeno muy débiles y en ocasiones algunas líneas correspondientes a metales neutros.
Las de tipo espectral M: Por el gran número de estrellas que pertenecen a este tipo, es el más común de todos. Las enanas rojas pertenecen a esta clase y más del 90% de todas las estrellas son de este tipo como Próxima Centauri. La clase M también corresponde a la mayoría de las gigantes y a algunas supergigantes como Arturo y Betelgeuse. El espectro de una estrella M tiene líneas de metales neutros pero no suele mostrar líneas de hidrógeno. El óxido de Titanio puede formar líneas intensas en las estrellas M.
Por su tamaño son muy variables, pues las hay enormes y se denominan "supergigantes", hasta las más pequeñas que se les llama "enanas". El Sol es una estrella mediana del tipo G y de color amarillo. Betelgeuse, una supergigante, tiene unas 610 veces el diámetro de nuestro Sol.