Tipos de estrellas

Alrededor de 1910, Ejnar Hertzsprung y Henry Norris Russell estudiaron la relación entre las magnitudes absolutas y los tipos espectrales de las estrellas. El diagrama que muestra estas dos variables recibe el nombre de Diagrama de Hertzsprung-Russell, o diagrama HR. Se ha convertido, desde entonces, en una ayuda muy importante para el estudio de la evolución estelar.

Diagrama que muestra los tipos comunes de estrellas

El eje vertical del gráfico es una medida de la energía que libera la estrella (muy relacionada con su magnitud absoluta) mientras que la abscisa nos informa del color o, equivalentemente, la temperatura de la superficie visible. Así, en el eje horizontal se puede encontrar expresado tanto en unidades de temperatura, en colores, o clase espectral. Muchas veces, sobre todo a la hora de clasificar a las estrellas, es esta última la que se toma. Están establecidas según las características de los espectros que se obtienen de las estrellas. Por motivos históricos, las clases espectrales más comunes son:

O B A F G K M

Cada tipo es divisible en diez subtipos diferentes, añadiendo un número del 0 al 9, así, una estrella de tipo espectral B5 estaría a mitad de camino entre B y A. Por otro lado, muchos astrónomos advierten que es ineficaz realizar una división tan diversificada.

Recientemente se han añadido más tipos espectrales, como W, L, T, D, C (primitivamente dividida en R y N), S, Y. Los tipos P y Q son tipos espectrales de nebulosas y novas.

Las clases de luminosidad están relacionadas con la intensidad luminosa intrínseca de las estrellas. Dentro de una misma clase espectral (con una misma temperatura superficial y color) las estrellas pueden tener características físicas diferentes, en especial en cuanto a su diámetro. Dos estrellas con la misma temperatura emiten la misma la misma energía por unidad de superficie, pero si una es mucho más grande, la energía total emitida será también muy superior.

Las principales clases de luminosidad se clasifican según siete grupos en números romanos.

La clase de luminosidad se añade a la clase espectral a la hora de designar una estrella: el Sol es así una estrella del tipo G2V.

Como el radio estelar, la luminosidad y la temperatura superficial de la estrella son muy variadas, se debería esperar que las estrellas deben encontrarse uniformemente distribuidas en el diagrama HR. Sin embargo, en realidad se encuentra que las estrellas se sitúan en su mayoría (alrededor del 90%) en un curva diagonal que recibe el nombre de secuencia principal. El Sol se sitúa aproximadamente en la mitad de esta secuencia principal.

Ahora determinar la masa de las estrellas es más complejo. Hasta hace muy poco tiempo, salvo el Sol, la masa conocida o estimada era sólo la de estrellas dobles, esto es dos estrellas que giran en torno a su centro de masas y que, a su vez, son bastante numerosas en el universo. Estudiando las órbitas de las estrellas binarias o dobles se puede calcular la masa total del sistema y la masa de cada componente individual, utilizando la tercera ley de Kepler. Ahora, si se trata de binarias espectroscópicas de doble espectro, que son a la vez binarias a eclipse, la estimación sobre su masa se obtiene por el análisis combinado de las curvas de velocidad radial y la luz. A través de esos dos modos se ha determinado o estimado la masa de muchas estrellas. Claro está, que también está el interés de conocer cuál es la masa que puede comportar una solitaria estrella. En los últimos años, se ha venido aplicando un método conocido como microlenticulación, que en principio fue desarrollado para estudiar la materia oscura que existe en el espacio y, que en aplicaciones de mediciones másicas de estrellas solitarias, también ha resultado exitoso.

De la envergadura másica de una estrella depende muchas de sus propiedades, entre ellas la luminosidad. Se entiende por luminosidad de una estrella a la cantidad total de energía que emite al espacio por segundo. Mientras mayor es la masa mucho mayor es la luminosidad de la estrella. Por ejemplo, una estrella de 10 masas solares tiene una luminosidad 10.000 veces mayor que el Sol; una estrella de 0,1 masa solar tiene una luminosidad unas 10.000 veces menor que el Sol.

Del estudio de este diagrama y de los modelos sobre la estructura interna de las estrellas pueden deducirse las correspondientes masas para cada tipo espectral, como figura en la tabla adjunta para algunas de las estrellas de la secuencia principal (V). La tabla es meramente orientativa y no se puede determinar con exactitud la masa para cada tipo estelar.

Como ya lo hemos mencionado, todas las estrellas son gigantescas plantas termonucleares de fusión autorreguladas por su propia gravedad. El combustible es el hidrógeno y su fusión en helio le permite a la estrella vivir mucho tiempo. ¿Cuánto tiempo? Depende de la cantidad de combustible, o sea, de su masa y, también, de la velocidad a la cual lo gasta la que se refleja en su luminosidad. Una estrella de gran masa tiene una alta luminosidad y por lo tanto gasta muy rápido el combustible disponible. Por ejemplo, una estrella de 10 masas solares tiene 10 veces más combustible que una másicamente semejante al Sol pero por tener una luminosidad 10.000 veces mayor lo quema 10.000 veces más rápido. La combinación de ambos factores determina una vida 1.000 veces menor para una estrella de 10 masas solares. Por el contrario una estrella pequeñita, de 0,1 masas solares vivirá 1.000 veces más que el Sol. Pero ¿cuánto vivirá el Sol? No es fácil responder pues es necesario hacer un modelo detallado. Los mejores modelos dan una vida estimada para el Sol de alrededor de 11 mil millones de años; ha vivido casi 5 mil millones y vivirá 5 mil millones de años más sin cambiar en absoluto; ahí recién empezarán a evidenciar sus muchos años.

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Estrellas más brillantes

Clases espectrales

Tipo O. Las vemos azules con tonalidades violetas. Muy luminosas y grandes, con temperaturas superficiales comprendidas entre los 40.000 y 20.000 K. El ejemplo de este tipo de estrella es Alnitak A, del cinturón de Orion.

Tipo B. Las vemos azules. Con temperaturas superficiales entre 20.000 y 10.000 K. Un ejemplo de estrella tipo B, es Rigel, de la constelación de Orion.

Tipo A. Las vemos blancas con tonalidades azules. Con temperaturas superficiales entre 10.000 y 7000 K. Un ejemplo de estrella tipo espectral O es Sirio A, de la constelación del Can Mayor.

Tipo F. Las vemos blancas con tonalidades amarillas. Con temperaturas superficiales entre 7000 y 6000 K. Un ejemplo de estrella tipo espectral F es Polaris de la constelación de la Osa Menor.

Tipo G. Las vemos amarillas. Con temperaturas entre 6000 (enanas G0)y 4800 K(gigantes G0). El típico ejemplo de estrella amarilla es el Sol.

Tipo K. Las vemos amarillo-anaranjadas. Con temperaturas superficiales entre 4800 K(enanas K0)y 3100 K (gigantes K0). Un ejemplo de estrella de tipo K es Aldebarán de la constelación de Tauro.

Tipo M. Las vemos rojas con tonalidades naranjas. Con temperaturas superficiales entre 3400 K (enanas) y 2000 K (gigantes). Un ejemplo de estrella tipo M es Betelgeuse de la constelación de Orion.

Las clases espectrales están estrechamente relacionados con el color de las estrellas. Las estrellas de tipo M las vemos rojas, las K anaranjadas, las G y las F blanco-amarillas, las A blancas (aunque si siguiéramos la sucesión del espectro de luz blanca correspondería verlas verdes, pero en esta región se sitúa el máximo de sensibilidad nocturna del ojo humano, por lo cual, y al recibir fotones de casi todos los colores en cantidades comparables, la mezcla se nos aparece blanca), y las B y las O azules.

Clases espectrales adicionales que emiten en infrarrojo

Tipo W. Son estrellas ultracalientes supergigantes moribundas llamadas Wolf-Rayet que llegan a los 70.000 K. Están compuestas principalmente de helio. Un ejemplo de estrella tipo W es V1042 Cygni. Es la fase a la que llegan algunas estrellas de tipo O de gran metalicidad y masa a diferencia de la mayoría que llegan a gigantes o supergigantes rojas al final de sus vidas.

Tipo L. Son proyectos estelares con muy poca masa que no han llegaron a desarrollar su fusión del hidrógeno. Se las llama enanas marrones. Su temperatura oscila entre 1.500 y los 2.000 ºK. Un ejemplo de enana marrón es 2MASS.

Tipo T. Son enanas marrones o también llamadas estrellas fallidas. Son muy oscuras y a menudo son confundidas con planetas. Su temperatura oscila sobre los 1.000 ºK. Un ejemplo de enana marrón tipo T es Gliese 229B.

Tipo D. Son enanas blancas y son los restos de estrellas de masa pequeña y mediana que han muerto.

Las estrellas con una masa menor de aproximadamente 10 masas solares serán enanas blancas. El Sol se convertirá en una enana blanca en unos 5 mil millones de años. Un ejemplo de enana blanca es Sirio B.

Tipo C. Son gigantes rojas que están muriendo, de tipo G, K o M pero compuestas de carbono. Su rango de temperatura va de 3000 a 5500 ºK. Un ejemplo de estrella de carbono es BL Orionis.

Tipo S. Son estrellas que están entre la clase M y la clase C. Compuestas de óxido de circonio. Suelen ser gigantes rojas a punto de morir. Su temperatura está alrededor de 3000 ºK. Un ejemplo de estrella tipo S es U Cassiopeiae.

Diferentes tipos de estrellas

Estrellas de la secuencia principal (V) - La secuencia principal es el grado de evolución de una estrella durante la cual se mantiene una reacción nuclear estable quemando hidrógeno. Esta es la etapa en la que una estrella pasa la mayor parte de su vida. Nuestro Sol es una estrella de secuencia principal. Una estrella de secuencia principal experimentará pequeñas fluctuaciones en la luminosidad y la temperatura. La cantidad de tiempo que una estrella pasa en esta fase depende de su masa. Las estrellas grandes y masivas tendrán una etapa corta de la secuencia principal, mientras que las estrellas menos masivas permanecerán en la secuencia principal mucho más tiempo. Las estrellas muy masivas agotan su combustible en unos pocos cientos de millones de años. Estrellas más pequeñas, como el Sol, se queman en varios miles de millones de años durante su etapa de secuencia principal. Las estrellas muy masivas se convertirán en gigantes azules durante la secuencia principal. La mayoría de las estrellas, el 90% son de secuencia principal.

En este tipo de estrellas podemos encontrar varias clases espectrales y su aumento de temperatura va relacionada con su aumento de tamaño tal y como se muestra la ilustración de abajo en una escala media. Hay pequeñas enanas rojas (tipo M), enanas naranjas (K), enanas amarillas (G) como el Sol, estrelllas blancas (F y A) y grandes estrellas azules (B y O).

Enanas rojas

Una enana roja es muy pequeña y fría estrella de la secuencia principal, dosifican meticulosamente el combustible para prolongar su vida decenas de millardos de años. Si pudiéramos verlas todas, el cielo estaría cuajado de ellas, pero son tan débiles que sólo podemos observar las más cercanas. Su temperatura superficial es menor de alrededor de 3.500 ºC. Las enanas rojas son el tipo más común de estrella. Próxima Centauro es una enana roja.

Enanas naranjas

Las enanas naranjas se encuentran en la secuencia principal y son estrellas algo más pequeñas que el Sol, menos luminosas y menos masivas. Un ejemplo de enana naranja es Alfa Centauro B.

Enanas amarillas

Las enanas amarillas son estrellas pequeñas de la secuencia principal de tamaño parecido al Sol. Tienen vidas de más de 10.000 años, el 10% de la estrellas de la galaxia son enanas amarillas. El Sol es una enana amarilla.

Estrellas blancas

Estas estrellas de secuencia principal son estrellas más grandes que el Sol, con un promedio de 2 a 3.6 veces su diámetro y con una masa entre 1,5 y 3 veces superior, también son más brillantes. Sirio A es un ejemplo de estrella blanca de secuencia principal.

Estrellas azules

Estas estrellas que se encuentran en la secuencia principal con un promedio de 5 a 19 veces más grandes que el Sol. Mucho más luminosas y calientes y 60 veces más masivas. Un ejemplo de estrella azul de secuencia principal es Regulus.

Estrellas gigantes y luminosas (II y III)- Son estrellas que dejaron la secuencia principal. Es decir que han agotado sus reservas de hidrógeno en su núcleo y queman helio, entonces empiezan a hincharse y a decrecer su temperatura que es inferior en cada espectro a las de la secuencia principal. Se encuentran arriba en el diagrama de Hertzsprung - Russell. Normalmente tienen 100 veces el diámetro que tuvieron originalmente. Tienen diámetros que oscilan entre los 10 y 1000 veces el del Sol y hasta 1000 veces más luminosas. A modo de ejemplo una estrella azul de secuencia principal 8 veces más masiva que el Sol pasará por las fases de gigante azul, supergigante azul, blanca y amarilla hasta llegar a la fase de supergigante roja moviéndose a la derecha en el diagrama de Hertzsprung - Russell. En este grupo también podemos encontrar el tipo de estrellas gigantes luminosas con una luminosidad muy alta.

Hay estrellas gigantes en todos los espectros. Gigantes rojas, amarillas, naranjas, blancas y azules. La ilustración de abajo representa algunas estrellas gigantes comparadas con el Sol. Hay muchos tamaños para un mismo tipo espectral.

Estrella gigante roja

Representa la última fase de desarrollo en la vida de una estrella, cuando su suministro de hidrógeno se ha agotado y el helio se fusiona. Esto hace que la estrella se colapse, elevando la temperatura en el núcleo. La superficie externa de la estrella se expande y se enfría, dándole un color rojizo. Dentro de 5000 millones de años el Sol pasará a esta fase. La estrella R Leonis de arriba es un ejemplo de gigante roja 330 veces más grande que el Sol.

Estrella gigante naranja

Es el estado intermedio a la fase de gigante roja que pasan las estrellas de 0,8 y 10 masas solares. En este estado las estrellas fusionan helio en oxígeno y carbono. El Sol también pasará por esta fase intermedia antes de convertirse en gigante roja. Un ejemplo de una estrella gigante naranja es Arturo de la constelación del Boyero.

Estrella gigante amarilla

Es otra fase de envejecimiento en el que se encuentran las estrellas que un día fueron más blancas y azules más brillantes y calientes que el Sol. Un ejemplo de gigante amarilla es Vindemiatrix de la constelación de Virgo.

Estrella gigante blanca

No son muy habituales pero las hay. Pasan por esta fase las estrellas más calientes que el Sol antes de convertirse en gigantes rojas o supergigantes. Un ejemplo de gigante blanca es Thuban de la constelación del Dragón.

Estrella gigante azul

Es la fase que permanecen algunas estrellas masivas tipo O y B pero no por mucho tiempo, pues habiendo finalizado la fusión del hidrógeno y comenzar a hincharse avanzan rápidamente hacia la derecha en el diagrama de Hertzsprung - Russell. Un ejemplo de estrella gigante azul es Alnitak de la constelación de Orión.

Estrellas supergigantes (I)- Son estrellas mucho más grandes que el Sol y mucho más luminosas, auténticos monstruos en el espacio aunque muy escasas. Llegando incluso algunas a más de 1000 veces el tamaño del Sol. Una de ellas llenaría todo el sistema solar. Algunas de estas estrellas son el resultado de la evolución de una estrella de gran masa, pero otras son jóvenes como las de tipo O, aunque no permanecen en este estado mucho tiempo (unos pocos millones de años). Las hay de todos los espectros. La ilustración de abajo vemos la comparación de varias gigantes y supergigantes, de secuencia principal y el Sol.

Estrella supergigante azul

Son jóvenes muy activas y de vida corta. Acabarán sus días como supernovas convirtiéndose en una estrella de neutrones o un agujero negro. Un ejemplo de supergigante azul es Rigel de la constelación de Orion.

Estrella supergigante blanca

Más evolucionadas y raras. Son muy luminosas con una temperatura superficial de alrededor de 10.000 ° K. Deneb, una de las estrellas más brillantes de la Vía Láctea, una supergigante blanca, tiene la luminosidad de aproximadamente 60.000 veces mayor que la del Sol.

Estrella supergigante amarilla

Es la fase intermedia que experimentan algunas estrellas (más de 10 a 70 masas solares) entre supergigante azul y la supergigante roja. Son muy escasas ya que pasan poco tiempo en este estado. Un ejemplo de estrella supergigante amarilla es Mirfak de la constelación de Perseo.

Estrella supergigante naranja

Es la siguiente etapa de una estrella en su proceso de envejecimiento llegando casi al final de su vida. Un ejemplo típico de supergigante naranja es Enif de la constelación de Pegaso.

Estrella supergigante roja

Estrellas en la última etapa de su vida. Son las estrellas más grandes que pueden encontrarse en nuestro universo. Aunque no son muy calientes, rondan los 3000 a 4000 ºK. Llegarán a esta fase las estrellas que un día fueron gigantes azules. Betelgeuse es un ejemplo típico de supergigante roja a punto de explotar en cualquier momento.

Gigantes y supergigantes comparadas con el Sol

Estrellas débiles, prácticamente muertas (tipos VI y VII)

Subenana

Las estrellas subenanas siendo del mismo tipo espectral que las de la secuencia principal tienen menos luminosidad y también son más pequeñas. Son generalmente de tipo espectral 0, B, G y M.

Enana marrón

Una enana marrón es una "estrella", cuya masa es demasiado pequeña para tener lugar la fusión nuclear en su núcleo (la temperatura y la presión en su centro no son suficientes para la fusión). Una enana marrón no es muy luminosa. Por lo general se considera que tiene una masa entre 10e28 kg y 84 x 10e28.

Enanas blancas

Una enana blanca es una pequeña, muy densa y caliente estrella que está compuesta principalmente de carbono. Estas estrellas débiles son lo que queda después de que una estrella gigante roja pierda sus capas exteriores. Sus núcleos nucleares se han agotado. Son del tamaño de la Tierra (pero tremendamente pesadas). A la larga pierden su calor y se convierten en una enana fría, de color negro oscuro. Nuestro Sol algún día se convertirá en una enana blanca y luego en una enana negra. La compañera de Sirio es una enana blanca.

Estrella de neutrones

Una estrella de neutrones es muy pequeña y muy densa, una cucharadita de ella pesaría toneladas. Se compone sobre todo de neutrones. Son los cadáveres de una estrella masiva que murió en una supernova. Tiene una fina atmósfera de hidrógeno con un diámetro de alrededor de 5-10 millas (16.5 km) y una densidad de alrededor de 10e15 g / cm 3 .

Púlsar

Un púlsar es una estrella de neutrones de rotación rápida que emite energía en forma de pulsos, poseen un intenso campo magnético.

Magnetar

Un tipo de púlsar denso que gira rápidamente con un fuerte campo magnético y que expulsa en un segundo grandes cantidades de energía de rayos X y rayos gamma.

Estrellas binarias:

Estrella doble

Una estrella doble es de dos estrellas que aparecen cerca una de la otra en el cielo. Algunas son verdaderas binarias (dos estrellas que giran alrededor de la otra), mientras que otras sólo aparecen juntas desde la Tierra, ya que ambas están en la misma línea de visión.

Estrellas binarias

Una estrella binaria es un sistema de dos estrellas que giran alrededor de un centro común de masa (el baricentro). Alrededor de la mitad de todas las estrellas de la galaxia son estrellas binarias.

Polaris (la estrella polar del hemisferio norte de la Tierra) es parte de un sistema estelar binario.

Binaria eclipsante

Una binaria eclipsante es de dos estrellas cercanas que parecen ser una sola estrella que varían en brillo. La variación en el brillo se debe a que las estrellas periódicamente se oscurecen la una a la otra. Algunos sistemas binarios de estrellas están inclinados (con respecto a nosotros) para que su plano orbital se vea desde su borde.

Estrella binaria de rayos X

Las estrellas binarias de rayos-X son un tipo especial de estrella binaria en el que una de las estrellas es un objeto colapsado como una enana blanca, una estrella de neutrones o agujero negro . Cuando la materia se elimina de la estrella normal, cae en la estrella colapsada, produciendo rayos-X.

Estrellas variables - Estrellas que varían en luminosidad:

Las estrellas variables Cefeidas

Las Variables Cefeidas son estrellas que varían regularmente en el tamaño y el cambio en el brillo. Como la estrella aumenta de tamaño, su brillo disminuye y viceversa. Las Variables Cefeidas no pueden estar permanentemente variables, las fluctuaciones pueden ser sólo una fase de inestabilidad que la estrella está pasando. Polaris y Delta Cephei son ejemplos de las Cefeidas.

Clases de luminosidad estelar

Estrellas subgigantes (IV)- Son un tipo de estrellas que acaban de terminar la fusión de hidrógeno en sus núcleos y la estrella comienza a aumentar de tamaño, aumentando su luminosidad y a enfriarse poco a poco. Muchas subgigantes son ricas en metales, y por lo general albergan planetas en órbita. En parte por estas razones, y también porque la fase de subgigante puede durar hasta unos pocos millones de años, las subgigantes son el único tipo de estrellas aparte de las estrellas de la secuencia principal que se cree que son capaces de albergar planetas con vida. Procyon A es un ejemplo de estrella subgigante.

Tipos de estrellas de la secuencia principal

Hay varios tipos de estrellas de diferente temperatura, luminosidad y tamaño.

Estrellas

Tipo Y. Son los miembros más fríos de la familia de las enanas marrones, que a veces se conocen como estrellas "fallidas". Su temperatura ronda los 37ºC. Tienen insuficiente masa como para fusionar átomos en sus núcleos y por lo tanto no queman su combustible que mantienen a las estrellas durante miles de millones de años. En cambio, estos objetos fríos se desvanecen con el tiempo, hasta que la poca luz que emiten es en longitudes de onda infrarrojas.