La Clasificación De La Estrellas

Autor: Javier Alvarez

El espectro de las estrellas

El espectro de una estrella es una fotografía que pinta la banda de colores que se obtiene al dispersar la luz procedente de la superficie- atmósfera- estelar, haciéndola pasar por un prisma. El arco iris es un espectro estelar natural, creado por la descomposición de la luz solar cuando los rayos del Sol atraviesan pequeñas gotas de agua suspendidas en la atmósfera terrestre.

En la actualidad, tanto los principales observatorios terrestres como los telescopios en el espacio, están equipados con modernos espectrógrafos- aparatos que capturan espectros estelares- formado parte del instrumental astronómico.

Además del continuo de colores, en un espectro estelar como el del Sol se observan unas líneas oscuras que lo cruzan denominadas líneas espectrales, y que corresponden a ciertos elementos químicos conteniendo información sobre el medio gaseoso que ha atravesado la luz en su trayecto. La distribución e intensidad de estas líneas nos indica propiedades físicas- temperatura- y químicas de la atmósfera estelar.

Se puede concluir que los espectros de las estrellas son como sus huellas dactilares o códigos de barras, que comparándolos con los espectros conocidos,  permite determinar su composición química, dato esencial para conocer la evolución de las estrellas.

A finales del siglo XIX, se realizó una primera clasificación tras examinar visualmente los espectros de varios miles de estrellas, identificado cuatro tipos principales:

1.- Estrellas blancas como Sirio y Vega

2.- Estrellas amarillas de tipo solar

3.- Estrellas anaranjadas y variables como Betelgeuse y Antares

4.- Estrellas muy rojas como Mira

Estudios posteriores, hicieron que la clasificación de las estrellas, según su tipo espectral, se ampliara y afinara, estableciendo 10 tipos de estrellas. Esta clasificación, en vigor actualmente, representa una secuencia de estrellas con temperaturas cada vez más bajas: O, B, A, F, G, K, M, N, R, S. Cada uno de estos tipos fue dividido en diez subtipos designados con números del 1 al 10. Así el Sol resulta ser una estrella de tipo G2, lo que equivale a decir que tiene una temperatura superficial de unos 6000 grados. Las estrellas O tienen temperaturas superiores a los 30.000 grados, mientras que las pequeñas estrellas K no alcanzan los 4.000.

A partir del estudio del tipo espectral de la estrellas, se establece una clasificación inicial de las mismas, que representa una secuencia de estrellas con temperaturas y luminosidades cada vez más bajas: O, B, A, F, G, K, M. Cada uno de estos tipos se divide en diez subtipos designados con números del 1 al 10. Así el Sol resulta ser una estrella de color amarillo de tipo G2, lo que equivale a decir que tiene una temperatura superficial de unos 6000 grados. Las estrellas O, de color azul, tienen temperaturas superiores a los 30.000 grados, mientras que las pequeñas estrellas K, de color naranja, no alcanzan los 4.000. Estudios más actuales, han permitido afinar esta clasificación añadiendo nuevos tipos espectrales.

El diagrama HR

En 1913 los astrónomos Hertzsprung y Russell establecieron, de forma independiente, un esquema para la clasificación de todas las estrellas de acuerdo con dos parámetros: temperatura y luminosidad. El denominado diagrama H-R (por las iniciales de sus descubridores), es una herramienta muy potente en el estudio de la estructura y evolución de las estrellas.

Como se ha descrito más arriba, a partir de finales del siglo XIX se disponía de la clasificación espectral- temperatura- de numerosas estrellas pero se sabía menos de sus 'luminosidades' reales, y es que una estrella puede aparecer muy brillante (alto brillo aparente) bien por tener una alta luminosidad intrínseca- propia- o por encontrarse cercana a la Tierra.

Para resolver esta ambigüedad y calcular la luminosidad intrínseca de una estrella hay que medir su distancia, una medida que generalmente entraña dificultades. Este cálculo, es más sencillo en cúmulos de estrellas como las Pléyades o la Hyades, ya que las estrellas de un mismo cúmulo se encuentran a distancias muy similares de la Tierra por lo que el factor de conversión de brillo aparente a brillo intrínseco es el mismo para todas ellas, simplificando la determinación de luminosidad.

Una vez determinadas la temperatura y luminosidad intrínseca de las estrellas, esta se agrupan de manera natural en varias familias dentro del diagrama 'H-R'.

Clases de estrellas.

Este agrupamiento por familias, realmente suponen diferentes fases en la vida de las estrellas, cuyo camino evolutivo viene marcado fundamentalmente por un factor, la masa de la estrella.

De secuencia Principal.-

Una de las familias de estrellas del diagrama H-R, es la denominada 'Secuencia Principal', que empieza con estrellas frías y débiles (rincón inferior derecho del diagrama) y progresa hacia las calientes y muy luminosas (extremo superior izquierdo). A estas estrellas se las considera enanas, aunque algunas son 20 veces más grandes que el Sol y 20.000 veces más brillantes.

Es en este estado evolutivo donde se observa mayor número de estrellas, porque en esta fase las estrellas pasan la mayor parte de su vida gastando hidrógeno como combustible de las reacciones nucleares para convertirlo en helio.

Enanas rojas

En el extremo inferior derecho de la secuencia principal, se sitúan las estrellas las más comunes, las enanas rojas, que son más pequeñas que el Sol y que dosifican su combustible- hidrógeno – para prolongar su vida miles de millones de años. Proxima centauri, es un ejemplo.

Enanas blancas

Situadas en la parte inferior del diagrama, las enanas blancas son estrellas tan pequeñas como la tierra pero con una masa como la del Sol. Un volumen de enana blanca como el de un ordenador portátil, tendría una masa de más de 10.000 toneladas aproximadamente.

Este tipo de estrella, es realmente la fase final en la evolución de estrellas de poca masa, una vez que han consumido todo el combustible del núcleo y se apagan las reacciones nucleares.

Gigantes Rojas

Después de las estrellas de la secuencia principal, las más comunes son las gigantes rojas. Tienen una temperatura en la superficie similar a las de las enanas rojas, pero son mucho más grandes y brillantes, por lo que se sitúan arriba a la derecha del diagrama H-R.

Este tipo de estrellas, vuelven a suponer una fase evolucionada de estrellas de poca masa, como el Sol, en el momento en que agotan el hidrógeno como combustible de las reacciones nucleares, y abandonan la secuencia principal. Cuando esto le ocurra al Sol, el aumento de su tamaño producirá que sus atmosferas envuelvan los planetas interiores del sistema solar.

Supergigantes

En la parte superior del diagrama H-R, están las estrellas más grandes- más masivas-, que son también las más escasas. Cuanta más masa tenga una estrella, mas rápido evolucionará, y más difícil es observarla.

Estas estrellas se conocen como supergigantes. Algunos ejemplos conocidos son Betelgeuse y Rigel, en Orión, que son muy brillantes. Apenas una décima parte del tamaño de Betelgeuse es cien veces más grande que el Sol.

No caen dentro del díagrama, fases finales de estrellas masivas como supernovas, agujeros negros o pulsares.

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Sobre el Autor

Astrofisico por la Universidad Complutense de Madrid (1994). Consultor tecnologico y especialista en Marketing Online.

 

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