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.
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. Los tipos P y Q son
tipos espectrales de nebulosas y novas.
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.
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 Orión.
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 Orión.
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.
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, estrellas blancas (F y A) y grandes estrellas azules (B y O).
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.
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.
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.
No mames!! ponte a trabajar en vez de andar de huevón viendo al universo!
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