CLASES DE ESTRELLAS

Clases de estrellas

Según el diagrama que vemos abajo, llamado de Hertzsprung y Russell, o también H-R, podemos observar la clasificación de las estrellas  según su temperatura de más a menos, nominadas con letras desde O, B, A, F, G, K y M, las cuales son divididas cada una en 10 partes del 0 al 9. Podemos ver que nuestra estrella, El Sol, está clasificada en la letra G subdivisión 2. 

En el mismo diagrama, podemos observar en los ejes vertical, horizontal y la abcisa los diferentes tamaños, colores, temperaturas, magnitudes absolutas y clase espectral a la que pertenecen según su característica. 

Clase O

Esta clase se distingue por las líneas de helio, oxígeno y nitrógeno,  y también las de hidrógeno. En ésta clase están incluidas tanto las estrellas de gran temperatura, con espectros brillantes de hidrógeno y helio, como las que en sus líneas espectrales se observan líneas  más oscuras de los mismos elementos químicos. 

Clase B

La estrella Épsilon Orionis, pertenece a éste grupo y en su línea espectral se observa cómo el hidrógeno,  en todas sus subdivisiones, va aumentando constantemente. El helio, en éste grupo y en la subdivisión B2, va disminuyendo su intensidad y, a medida que observamos las subdivisiones más altas, su brillo va palideciendo de forma creciente.

Clase A

Una de las más brillantes estrellas, Sirio, pertenece a esa clase, llamadas estrellas de hidrógeno. Su línea espectral, muestra absorción del hidrógeno. 

Clase F

La estrella Aquilae (Águila), pertenece a este grupo que se distingue por una fuerte línea del calcio H y K , además de las características  del hidrógeno. 

Clase G

Como hemos dicho al principio, nuestro Sol corresponde a este grupo característico por sus destacadas líneas espectrales de hidrógeno, además de otros metales, en particular el hierro. Las estrellas que corresponde a este grupo, suelen ser llamadas "estrellas del tipo solar". 

Clase K

La presencia de espectros de otros metales y, en especial,  líneas fuertes de calcio son características de las estrellas de este grupo.  Un ejemplo claro es la estrella Arturo cuyo espectro de luz violeta es menos brillante que la luz roja de las clases citadas con anterioridad. 

Clase M

También las estrellas de Orión, Betelgeuse y Alpha Orionis, son claros ejemplos, de que su espectro final color violeta presenta menos intensidad que el de las estrellas del tipo K. En este grupo encontramos estrellas en cuyas líneas espectrales  destaca la presencia de óxido de titanio, además de otros metales. 

Cuando  ha consumido casi la totalidad de su combustible, la fuerza de expansión de los gases calientes,  supera la gravedad central de la estrella, con lo cual se expande convirtiéndose en una gigante roja.

 Se ha comprobado que si la masa estelar es inferior a 1,4 veces la del Sol, la estrella consumirá su helio y se irá contrayendo hasta apagarse y quedar convertida en una enana blanca. En cambio, si su masa estelar supera en 1,4 veces la del Sol, la fuerza gravitatoria será mucho mayor que la fuerza expansiva de los gases calientes, llegando un momento de ruptura y la estrella explota con toda violencia expulsando inconmensurables cantidades de gas y polvo con un destello muy brillante, al que denominamos Supernova .

Enanas

Las estrellas enanas, pueden ser rojas (enanas rojas) o blancas (enanas blancas). Su característica es su pequeño tamaño y su bajo brillo.

En el diagrama superior podemos ver a las enanas rojas. Su edad es relativamente joven y su masa es muy inferior a la solar, también son conocidas como enanas marrones

Las enanas blancas, a pesar de su altísima densidad, son muy pequeñas. El ciclo de su vida va llegando al final de modo que, su brillo se va apagando progresivamente porque el  combustible que consume no es repuesto procedente del exterior.

Gigantes

Las estrellas de este grupo, son enormes y luminosas. Su tamaño puede llegar fácilmente a 100 veces el diámetro solar. En el diagrama superior, las podemos ver de color amarillo o rojo, la densidad es baja y su estadio vital está en un nivel posterior al de las estrellas que aparecen en el diagrama en la secuencia principal.

Supergigante

Las estrellas súpergigantes, se distinguen fácilmente por extrema luminosidad,  40 ó 50 veces superior a las gigantes. Su tamaño puede superar en 400 veces el diámetro del Sol. Podemos verlas en el diagrama superior, arriba a la derecha.

Novas

Como su nombre indica, las novas o estrellas nuevas, son estrellas de magnitud variable. Su brillo puede subir bruscamente en horas o días, para luego irse apagando gradualmente hasta el estadio anterior. La explosión de una Nova, ocurre cuando hay un desequilibrio entre las fuerzas gravitatorias de la propia estrella y la fuerza expansiva de sus gases. Obviamente, sus capas exteriores revientan irradiando una luminosidad y brillo a veces superior a 200.000 soles.  Este proceso puede repetirse ocasionalmente al cabo de unos 10 años.

El conocimiento de estas novas más cercanas, es tomado como referencia para el cálculo de otras muy lejanas de otras galaxias.

En la antigüedad a cualquier estrella no avistada anteriormente en aquella zona, se le llamaba Nova. Es lógico pensar que esas estrellas ya existían, sencillamente su luz no había llegado todavía a la Tierra.

Supernovas

Una estrella tiene una evolución que puede terminar en una supernova, luego en una estrella de neutrones y posteriormente en un agujero negro.

Si os gusta el tema, voy a procurar explicarlo lo mejor que sepa. Me he leído algo sobre el tema y creo que esto también es astronomía. Espero saber resumir lo leído, pero si creéis oportuno rectificar o puntualizar algo soy todo oídos. El tema es apasionante. Pero es algo largo, aviso. 

Supongamos una estrella con suficiente masa para que su núcleo se contraiga una y otra vez, calentándose cada vez más y dando lugar a reacciones de fusión termonuclear. ¿Porqué sucede esto? 

Imaginaos un círculo y dentro de él varios círculos concéntricos, unos 6 ó 7, cada uno de ellos conteniendo elementos más livianos hacia el exterior y más pesados hacia el interior. Dentro del núcleo y a causa de la gravedad, presión y aumento de temperatura, se van generando diversos tipos de combustión en la que los elementos más pesados se han generado por la fusión de otros elementos más livianos, depositados en los círculos concéntricos más exteriores.

En la medida que se van sucediendo esas combustiones, cada vez más rápidas, dentro del núcleo, se crean elementos más pesados por la fusión, como hemos dicho de los elementos más ligeros.

Este proceso partió del hidrógeno primario que a través de la Gran Explosión se llenó todo el Universo.

Sucede esto porque cuando los elementos más ligeros se fusionan, el elemento resultante más pesado, es más ligero que el total de los diversos componentes de la fusión. El resultante es una diferencia de masa, que sale emitida al exterior de la estrella como energía radiada que da estabilidad al astro.

Por tanto tenemos:  la gravedad de los elementos pesados, una tremenda presión ejercida en el núcleo y su consiguiente aumento de temperatura que genera en los núcleos estelares una velocidad que basta para superar la repulsión entre elementos. La evolución química del Universo es generada por ese procedimiento de núcleo síntesis. El elemento que finaliza todo el proceso de creación de núcleos por fusión, es el hierro. Ya no se puede formar otro elemento más ligero, uniendo núcleos de hierro, sino más pesados.

Así pues nos preguntamos cómo salieron otros minerales o elementos más pesados que el hierro, como el uranio, o el oro.

Las reacciones nucleares cesan en el núcleo cuando el silicio ha pasado a hierro. En vez de emitir radiación, el núcleo se enfría y, consecuentemente, la estrella sufre una contracción  que, como hemos leído , hace aumentar nuevamente su presión y , por tanto, su temperatura que, ahora, fusionará los núcleos de hierro entre sí. Pero este proceso es inverso al anterior. Ahora es endotérmico, es decir, no genera calor sino que lo absorbe y lógicamente al perder calor, el núcleo se enfría cada vez más y toda la energía que se ha generado durante el colapso de la estrella es absorbida por su fuerza de gravedad cada vez mayor. En estos momentos la presión interna baja de manera formidable y sobreviene el colapso imparable de la estrella.  La estructura estelar se viene abajo por la acción de su propio peso, que hace colisionar la materia con el núcleo de la estrella.

 La velocidad de caída es tanto mayor cuanto más cerca está la materia del núcleo férreo.  Por lógica, las capas interiores colisionan antes con el núcleo que, al contacto con ellas, rebotan de forma violenta siendo expulsadas hacia el exterior a la vez que éstas vuelven a chocar con las capas exteriores de la estrella que siguen cayendo hacia el centro de gravedad, el núcleo.

Estamos a punto de ver una supernova.  Porque esta tremenda energía generada por la acción gravitatoria de la expansión y contracción de la estrella, acaba por reventar con una formidable explosión a nuestra estrella. La energía generada en esa horrible explosión puede ser superior en ese instante a la emitida por una galaxia entera. Ha nacido la supernova.  Pero nuestra estrella no desaparece por la aparición de la supernova.  

La tremenda explosión, que ha expulsado ingentes cantidades de gas al exterior (ya quedó claro la iluminación de ese gas) puede haber dejado una masa nuclear suficiente, igual a 1,44 veces la masa solar (límite de Chandrasechar) . Si esto ocurre, el núcleo de la supernova se colapsa rápidamente, aprisionando los electrones y protones, que a su vez, se combinan formando neutrones.

Se acaba de transformar nuestra supernova en un remanente estelar compuesto exclusivamente por neutrones.

Tenemos ahora una estrella de neutrones. Acaba de formarse ahora en esta nueva estrella de neutrones  una tremenda densidad igual a su núcleo atómico, aproximadamente 1 Kg. por cm3. Una bola del tamaño de un balón de fútbol, tendría un peso aproximado de una tonelada.

El tamaño de esa estrella de neutrones suele ser extremadamente pequeño, de unos 10 km. , unas 600 veces menor que la Tierra.  En cambio, su campo magnético y su rotación son extraordinarios: gira sobre sí misma varios cientos de veces por segundo y su campo magnético puede llegar a ser billones de veces mayor que el terrestre.  

Gracias a esos poderes excepcionales, rápida rotación e intensísimo campo magnético, esos cuerpos celestes se hacen detectables de forma ostensible a través de la emisión de pulsos de ondas centimétricas de radio de una precisión superlativa.

Los electrones son acelerados alrededor de nuestra estrella de neutrones,  por el inmenso campo magnético, con lo cual éstos emiten energía bien en forma de ondas de radio en longitudes centimétricas, bien en forma de rayos x o en rayos gamma, los cuales son emitidos en haces muy estrechos. Cuando uno de esos haces apunta directamente a la Tierra y nos llegan sus pulsos con sus rápidas rotaciones, tenemos un Pulsar.

En la Nebulosa del Cangrejo tenemos un pulsar fruto de la explosión de una supernova allá por el año 1.054 en que observadores chinos dejaron constancia de dicha explosión.

Pero nuestra estrella inicial no ha terminado su evolución todavía. Puede darse otra circunstancia más espectacular, si la masa de su núcleo es mayor al límite antes mencionado de 1,44 veces, entonces puede formarse un agujero negro.

La gravedad que genera un agujero negro es tan formidable que ni la misma luz puede escapar de su atracción. Todo lo que se halle en sus inmediaciones caerá irremediablemente hacia su centro gravitatorio inconmensurable. 

Volvemos momentáneamente  a la etapa de supernova. Decíamos que durante la explosión de la supernova la energía generada es tan alta a causa del choque entre las capas internas más pesadas con las externas cayendo hacia el núcleo, que el material expulsado violentamente se ve forzado a fusionarse, saliendo de tal colisión toda clase de núcleos atómicos, incluso de los más pesados elementos.

La violencia es de tal magnitud que esparce la materia de la estrella  por el espacio circundante, sembrando el campo interestelar de toda clase de elementos más pesados que el helio y el hidrógeno.

Nuestra estrella solar es probablemente una estrella de tercera generación.

A través de algunas explosiones de supernovas, el medio interestelar se ha  visto poblado de elementos pesados que permiten la creación de sistemas solares como el nuestro, con planetas, satélites, etc. y con moléculas de oxígeno, carbono, nitrógeno, como las que componen nuestro cuerpo, como las que componen al resto de seres vivos que habitan nuestro mundo. Se deduce así, que todas esas moléculas y átomos que permiten la vida han sido generados en el interior de estrellas ya desaparecidas. Como dijo Hoyle “estamos hechos de polvo de estrellas”.

El efecto adicional que conlleva la explosión de las supernovas es la onda de choque que llega a comprimir el polvo y gas interestelar haciendo que aumente su densidad  y se colapse otra vez sobre si misma que dará lugar nuevamente a la posible formación de estrellas cuando esa materia alcance suficiente gravedad, presión y temperatura.

Como final, si habéis sido capaces de aguantar semejante rollo, una pequeña reflexión: el universo, las estrellas, nacen, crecen, mueren  y se reproducen.

¿Os suena una frase bíblica que dice “polvo eres y en polvo te convertirás”?

Quizá contenga más sabiduría de la que pensamos.

La ocasión de poder ver la explosión de una Supernova es rarísima. Como ya hemos explicado, el fenómeno ocurre de forma similar a la explosión de una Nova, pero con un tamaño muy superior que provoca una formidable explosión con un brillo superior al de toda la galaxia. Llega a superar las 20 magnitudes, con una equivalencia a 100.000 millones de veces superior al del Sol. Sin embargo, dadas las fabulosas distancias que nos separan, rara vez se puede avistar una supernova a simple vista.

Después de la deflagración  apenas se perciben restos sólidos en los alrededores de la estrella, .  Los gases y polvo resultantes de la gran explosión quedarán esparcidos por las proximidades de la estrella, quizá formando nebulosas de gas que, a la postre, se irá contrayendo por el efecto gravitatorio  del mismo hasta convertirse en cuna de futuras estrellas jóvenes. 

Encontramos clasificadas en el grupo de las Supernovas, los tipos I y II.

Cefeidas

Otro tipo de estrellas, son las llamadas Cefeidas, el origen de su nombre se debe a Delta Cefei de la Constelación de Cefeo. La variabilidad de su brillo y su regularidad y exactitud son las características de ese tipo de estrellas. La mayoría, suele tener períodos de entre 2 y 50 días, pero algunas pueden llegar a superar los 100 días. Durante estos procesos, su brillo puede alcanzar cientos de veces el del Sol. Suelen tener relación la duración del fenómeno y su brillo medio, a más duración más brillo ostentan.

Las mediciones estelares de hoy día, se deben en parte al descubrimiento de la regularidad de las Cefeidas.