Estrellas y tipos de estrellas.

Estrella prototípica.

El Sol una estrella de la clase G2V.
Créditos: NASA/ESA Soho.

La estrella prototípica en la que nos basamos para la clasificación estelar es el Sol, nuestra propia estrella. Las razones no son nada especiales, simplemente es la estrella que está más cerca de nosotros y por lo tanto la más estudiada. Como magnitud base se toma la masa del Sol, 1 Msol = 1,9891 x 10^30 kg. Las masas de las demás estrellas se miden en masas solares.

Clasificación estelar.

Clasificación por magnitud.

La primera clasificación fue realizada por Hiparco de Nicea, astrónomo griego, y preservada en la cultura occidental gracias a Ptolomeo en su obra <<Almagesto>>. Dicha clasificación está basada en el brillo aparente de los objetos celestes. Los objetos de primera magnitud que son los más brillantes se les dio un valor de 1, los objetos de sexta magnitud que son los objetos más tenues se les dio un valor de 6. Debido a los avances tecnológicos los astrónomos modernos ha determinado la clasificación por magnitud aparente.

Magnitud aparente.

La magnitud aparente de un objeto celeste es el número que indica la medida de su brillo tal y como es visto por un observador desde la Tierra y la cantidad de luz que recibe de ese objeto. La magnitud aparente se normaliza a un valor que tendría fuera de la atmósfera, se trata de una escala logarítmica donde el objeto celeste más brillante es nuestro Sol con una magnitud aparente de -26,8; la Luna llena con -12,6; Marte con -2,8; Sirio, la estrella más brillante con -1,5; estrellas débiles al ojo humano 6,0 y los objetos más débiles observables con el Hubble 30,0. La magnitud aparente es una clase de magnitud que ya no se usa hoy en día pero que sirvió para las posteriores clasificaciones actuales como la magnitud espectral.

Magnitud espectral.

Diagrama de Hertzsprung-Russel.
Crédito: ESO.

Los astrónomo utilizan hoy en día la magnitud espectral, se trata de la clasificación estelar que se produce por las características espectrales de las estrellas. La radiación electromagnética de una estrella se analiza por su división mediante un prisma en un espectro mostrando el arco iris de colores entremezclado con lineas de absorción. Cada linea nos muestra un ion de cada elemento químico junto con la línea que nos indica la abundancia de ese elemento en la estrella.

La clasificación actual se basa en el sistema Morgan-Keenan (MK) utilizando las letras O, B, A, F, G, K y M, siendo las más calientes las del tipo O y las más frías las del tipo M, después cada tipo se subdivide con un dígito, el 0 para las más calientes y el 9 para las más frías. La secuencia ha sido ampliada para objetos que no encajan en dicha clasificación como el D para enanas blancas y el C para estrellas de carbono. Esta clasificación se complementa con la clase de luminosidad de Yerkes usando números romanos, son valores desde el 0 para hipergigantes hasta el V, cinco romano, que son las estrellas enanas de la secuencia principal, no confundir la clase de luminosidad con las fases evolutivas de una estrella que es un tema que puede llevar a confusión.

El Sol tiene una clase espectral G2V, lo que indica que es una estrella de la secuencia principal con una temperatura de superficie de 5.800 º Kelvin, G2 clasificación del sistema (MK) y V por su luminosidad de Yerkes.

Diagrama de Hertzprung-Russell.

El diagrama de Hertzprung-Russell es un gráfico de dispersión de estrellas indicando las relación entre magnitudes absolutas o luminosidades de las estrellas en comparación con sus magnitudes espectrales o las temperaturas efectivas. El diagrama de Hertzprung mostraba la luminosidad de las estrellas en función de su color, el diagrama de Russell mostraba la luminosidad de las estrellas en función del tipo espectral, ambos dos son equivalentes. Este gráfico es ampliamente usado en astronomía para la clasificación estelar, imagen superior.

Tipos de estrella.

Los tipos de estrella se pueden dividir en varios grandes grupos:

Las estrellas de la secuencia principal.
Las estrellas evolucionadas de la secuencia principal.
Los remanentes de estrellas.

Las estrellas de la secuencia principal son aquellas que están en proceso de quemar hidrógeno en su núcleo para transformarlo en helio, dicho proceso abarca aproximadamente el 90% de la vida de la estrella. Las estrellas evolucionadas son aquellas que han dejado de fusionar Hidrógeno en su núcleo y empiezan a fusionar otros elementos como Helio, Carbono, Silicio, se les denomina elementos pesados con independencia de su posición en la tabla periódica. Los remanentes estelares son los objetos estelares que quedan después que una estrella pase por las dos fases anteriores, no son estrellas propiamente dichas porque no tienen las reacciones nucleares necesarias en el núcleo para liberar energía, se las suele denominar como "cadáveres" estelares.

Estrellas de la secuencia principal.

Gigantes Azules.

Se denomina gigante azul a las estrellas de clase espectral tipo O o B y clase de luminosidad III. Se trata de estrellas muy luminosas que alcanzan unas magnitudes absolutas de -5 ó -6, poseen una alta temperatura de superficie entre 28.000 y 50.000 º Kelvin, la temperatura del núcleo es de unos 600 millones de grados Kelvin, emiten la mayor parte de su radiación en la región del ultravioleta del espectro electromagnético y brillan con una color blanco-azulado. La vida de estas estrellas es muy corta de decenas a cientos de millones de años, cuanto más masiva es una estrella más rápido desaparece, suelen formar en parte de cúmulos abiertos jóvenes acabando su vida como supernovas.

Estrella blanca, Fomalhaut.

Estrellas Blancas de secuencia principal.

Denominadas también estrella de tipo-A de la secuencia principal o enana blanca tipo-A. Se trata de estrellas de tipo espectral A y clase de luminosidad V. El espectro de estas estrellas está definido por fuertes líneas de absorción del hidrógeno de Balmer así como líneas de metales ionizados, la masa de estas estrellas varia de 1,4 a 2,5 Msol, la masa del Sol, y las temperaturas de superficie de 7.600 a 11.500 º Kelvin. Se trata de estrellas jóvenes de unos cientos de millones de años de vida que emiten abundante radiación infrarroja, recientemente se han encontrado júpiteres calientes orbitando estas estrellas. No confundir estas estrellas con las estrellas enanas blancas que son remanentes estelares.

Estrellas Amarillas de la secuencia principal.

Estrellas amarillas de la secuencia principal también denominadas estrella de tipo-G de la secuencia principal o enana amarilla o estrella enana-G. Se tratan de estrellas de tipo espectral G y luminosidad V, poseen una masa que oscila de entre 0,8 a 1,2 masas solares y tienen una temperatura de superficie de entre 5.300 y 6.000 º Kelvin. La denominación de enana amarilla es una denominación que puede llevar a confusión ya que las más luminosas son blancas y las menos masivas y frías ligeramente amarillas. Nuestro Sol es una estrella G2V con color blanco ya que se ve amarilla por nuestra atmósfera. Estas estrellas tienen una vida de 10.000 millones de años, terminan su vida como gigantes rojas expulsando sus capas exteriores formando una nebulosa planetaria dejando una enana blanca de remanente.

Estrellas Naranjas de la secuencia principal.

Estrella de tipo-K de la secuencia principal o enana de tipo K, son de tipo espectral K y luminosidad V. Tienen masas comprendidas entre 0,5 y 0,8 masas solares y una temperatura de superficie entre 3.900 y 5.200 º Kelvin. Estas estrellas duran en la secuencia principal entre 15.000 y 30.000 millones de años y emiten menos radiación ultravioleta que las enanas amarillas, todo esto las hace perfectas candidatas para albergar planetas rocosos en sus órbitas y para que la vida se desarrolle en ellos.

Enanas Rojas de la secuencia principal.

Enana Roja, Próxima Centauri.

Las enanas rojas son las estrellas más pequeñas y frías de la secuencia principal son de tipo espectral K-M. La masa de estas estrellas oscila entre 0,08 a 0,5 masas solares, poseen una temperatura de superficie de 4.000 º Kelvin. Esta clase de estrella es la más abundante en la Vía Láctea o por lo menos en la vecindad de nuestro Sol. Son estrellas totalmente convectivas lo que produce una falta de acumulación de helio en su núcleo de tal manera que pueden quemar una proporción más grande de hidrógeno durante más tiempo que nuestro Sol, se calcula que la vida de una estrella de este tipo puede durar entre 200.000 millones a varios billones de años, son más longevas que la edad del universo. Las estrellas con menos de 0,8 masas solares no han abandonado todavía la secuencia principal por lo que su posterior evolución es una incógnita, se simula con modelos matemáticos. Debido a su bajo brillo son difícilmente observables y buenas candidatas a tener sistemas planetarios propios. El sistema estelar Trappist-1 ha sido recientemente descubierto con una estrella enana roja y siete planetas que orbitan dicha estrella.

Objetos subestelares.

Enanas Marrones.

Concepción artística de una enana marrón.

Las enanas marrones son objetos subestelares no lo suficientemente masivos para mantener durante el tiempo reacciones nucleares de fusión de hidrógeno en su núcleo por lo tanto no son estrellas de la secuencia principal. Su masa es inferior a 0,08 masas solares, se utiliza la masa de Júpiter para calcular la masa de estos objetos subestelares. Se cree que la temperatura de superficie de una enana marrón varia de 800 a 2.000º Kelvin. Dependiendo de la masa del objeto pueden fusionar deuterio, litio o tritio porque debido a su baja masa no pueden sostener las fusiones en el nucleo enfriándose paulatinamente. Se dice de las enanas marrones que son estrellas fallidas, no son estrellas propiamente dichas pero tampoco son gigantes gaseosos. Existe un debate sobre como catalogar y donde colocar este tipo de objetos estelares ya que ni son planetas ni son estrellas.

Estrellas evolucionadas de la secuencia principal.

Hipergigantes.

Una estrella hipergigante es una estrella excepcionalmente grande y masiva, mucho más grande que una supergigante. La masa de una estrella de este tipo puede ser de hasta 100 veces mayor que la de nuestro Sol, se ha calculado que puede alcanzar el límite teórico de 120 Msol, el límite de Eddington. Más allá de este límite la estrella produciría tanta energía que la fuerza de la gravedad no podría aguantar semejante masa desprendiéndose de la masa sobrante. Tienen una temperatura de superficie entre 3.500 y 35.000 º Kelvin. Las estrellas variables azules luminosas o Wolf-Rayet son las más masivas, grandes y luminosas que se conocen, se catalogan como hipergigantes. Pueden tener un color azul, blanco, amarillo o rojo dependiendo de la temperatura de superficie, son objetos estelares muy desconocidos porque son extremadamente raros.

Supergigantes.

Las estrellas supergigantes son estrellas de una masa comprendida entre las 10 y 50 Msol y de enormes dimensiones. La clase de luminosidad es Ia para las más luminosas o Ib para las menos luminosas, las extremadamente luminosas se clasifican como hipergigantes, la clase espectral puede variar desde la O hasta la K-M.

Supergigante roja.

Supergigante amarilla Canopus.

Estrellas supergigantes de luminosidad I y clase espectral K o M, se trata de las estrellas más grandes en términos de volumen aunque poco densas y frías. La masa de estos astros es de 10 Msol y una temperatura de superficie de entre 3.000 y 4.000 º Kelvin, la temperatura del núcleo es de unas decenas de millones de grados Kelvin ya que fusionan carbono. Las supergigantes rojas provienen de la evolución de gigantes azules pudiendo pasar por la fase de Variable Luminosa Azul y acabando como supernovas y dejando como remanente una estrella de neutrones o un agujero negro.

Supergigante azul.

Las supergigantes azules son estrellas muy luminosas y calientes conocidas como supergigantes OB, se trata de estrellas evolucionadas de la secuencia principal. Tienen temperaturas superficiales de 10.000 a 50.000 º Kelvin y una luminosidad I . Estas estrellas evolucionan de estrellas de entre 10 a 100 Msol perdiendo gran cantidad de masa durante este proceso y pudiendo evolucionar como estrellas Wolf-Rayet o supergigantes rojas. Debido a su gran masa los proceso de fusión nuclear se producen muy rápidamente siendo unas estrellas de vida corta, acaban su vida como supernova dejando como remanente una estrella de neutrones o un agujero negro.

Supergigante amarilla.

Desde un punto de vista de evolución estelar la supergigante amarilla es un estado intermedio de una estrella que evoluciona de una supergigante azul a una supergigante roja. Poseen una luminosidad Ia-Ib y tipo espectral A, F o G. Son objetos estelares bastante desconocidos porque son tremendamente escasos para su estudio.

Gigante roja.

La estrella gigante roja es una etapa de la evolución estelar de estrellas con una masa de 0,5 a 9 Msol que dejan de quemar hidrógeno en el núcleo para quemar hidrógeno en capa con un núcleo de helio inerte. Son estrellas que se hinchan hasta alcanzar un radio de 100 millones de kilómetros y poseen una luminosidad III y son más frías que las estrellas de la secuencia principal de la que evolucionan. Dicha etapa concluye cuando el nucleo se activa fusionando el helio entrado en la etapa de apelotonamiento rojo o rama horizontal dependiendo de la metalicidad de la estrella

Gigante naranja.

La gigante naranja o gigante de tipo K es una estrella gigante de tipo espectral K y luminosidad III, tiene una temperatura de superficie de entre 3.500 y 4.800 º Kelvin.

Estrellas de Carbono.

Una estrella de carbono es una estrella tardía como las gigantes rojas cuya atmósfera posee más carbono que oxígeno.

Subgigantes rojas.

Las subgigantes rojas son la etapa intermedia de la evolución de estrellas blancas o amarillas de la secuencia principal a gigantes rojas.

Estrellas Wolf-Rayet.

Las estrella Wolf-Rayet o WR son estrellas masivas evolucionadas que sufren grandes perdidas de masa debido a vientos interestelares, provienen de las estrellas más masivas de tipo espectral O. Poseen una masa de entre 20 y 30 Msol, temperaturas de superficie entre 25.000 y 50.000 grados Kelvin, son tremendamente luminosas y muy azules. Acaban colapsando como estrellas de neutrones o agujeros negros.

Remanentes estelares.

Enanas blancas.

Una estrella enana blanca es un remanente estelar que se genera cuando una estrella de 0,5 a 9 masas solares consume todo el combustible que le queda, las enanas blancas junto con las enanas rojas son las estrellas más abundantes del Universo. El núcleo de la enana blanca está formado por carbono, oxígeno y en las más masivas se han encontrado trazas de neón, silicio, magnesio. El núcleo de una enana blanca es un núcleo inerte donde no se producen reacciones nucleares, debido a esta falta de reacciones nucleares la estrella blanca se va comprimiendo por su propio peso y se va haciendo más densa, debido a estas densidades los electrones se ven obligados a moverse muy rápidamente produciendo lo que se denomina presión de degeneración electrónica que es lo que se opone al colapso gravitatorio. Cuando las enanas blancas se forman tiene una temperatura de núcleo de entre 100 y 200 millones de grados, las enanas blancas solo emiten la energía térmica almacenada durante todo el proceso de formación y por ello tienen luminosidades muy débiles, primeramente se enfrían muy rápido para luego ir perdiendo calor paulatinamente. Dependiendo de varios procesos pueden acabar como enanas negras, estrellas de neutrones o agujeros negros pero todo esto desde el plano teórico ya que para que una enana blanca se enfríe tiene que pasar eones de tiempo.

Estrella de neutrones.

Los científicos creen que las estrellas de neutrones tienen capas. Como se muestra en esta ilustración, el estado de la materia en sus núcleos internos sigue siendo un misterio. Créditos: Centro de vuelos espaciales Goddard de la NASA / Laboratorio de imágenes conceptuales

Una estrella de neutrones es un remanente estelar resultante del colapso gravitacional de una estrella supergigante masiva después de agotar el combustible nuclear en su núcleo y explotar como una supernova tipo II, Ib o Ic. Cualquier estrella de más de 9 Msol se puede convertir en una estrella de neutrones. Las estrellas de neutrones tiene una masa media de entre 1,35 y 2,1 Msol con un radio medio de entre 12 a 20 kilómetros, se trata de estrellas tremendamente densas.

Al final de su vida, una estrella muchas veces más pesada que el Sol se queda sin combustible en su núcleo, colapsa por su propio peso y estalla en una supernova. Las más pesadas de estas estrellas en explosión dejan agujeros negros. Los más ligeros nacen estrellas de neutrones, que acumulan más masa que el Sol en una esfera tan ancha como la isla de Manhattan de la ciudad de Nueva York.

Los científicos creen que las estrellas de neutrones tienen capas. En la superficie, una fina atmósfera de átomos de hidrógeno o helio descansa sobre una corteza sólida de átomos más pesados. En la corteza, el rápido aumento de la presión quita electrones de los núcleos atómicos. Más abajo, en el núcleo externo, los núcleos de los átomos se dividen en neutrones y protones. La inmensa presión aplasta los protones y los electrones para formar un mar de neutrones en su mayoría que eventualmente se empaquetan hasta dos veces la densidad de un núcleo atómico.

Existe otra clase de estrella de neutrones denominada magnetar o magnetoestrella. Se trata de estrellas de neutrones acompañadas de un campo magnético extremadamente potente, también se han encontrado magnetares que tienen una velocidad de giro relativamente lenta y genera ocasionalmente grandes explosiones de rayos X solo detectables por telescopios espaciales diseñados a tal efecto como el Telescopio Espacial de Rayos X C de la NASA o el Telescopio Espacial XMM-Newton de la ESA. Estos últimos efectos en estos magnetares se creen que se producen porque se trata de estrellas de neutrones muy viejas de aproximadamente 500.000 años de antigüedad, se sospecha que ha medida que pasa el tiempo los magnetares se debilitan

Púlsares.

Los púlsares son estrellas de neutrones rotativas altamente magnetizadas que emiten un haz de radiación electromagnética. Los períodos observados de sus pulsos oscilan entre 1,4 milisegundos y 8,5 segundos. La radiación solo se puede observar cuando el haz de emisión apunta hacia la Tierra. A esto se le llama efecto faro y da lugar a la naturaleza pulsada que da nombre a los púlsares. Debido a que las estrellas de neutrones son objetos muy densos, el período de rotación y, por lo tanto, el intervalo entre los pulsos observados son muy regulares. Para algunos púlsares, la regularidad de la pulsación es tan precisa como un reloj atómico. Se sabe que los púlsares tienen planetas orbitando alrededor de ellos, como en el caso de PSR B1257 + 12. Werner Becker, del Instituto Max Planck de Física Extraterrestre, dijo en 2006: "La teoría de cómo los púlsares emiten su radiación está todavía en su infancia, incluso después de casi cuarenta años de trabajo".

Desde su descubrimiento, miles de púlsares han sido encontrados, muchos de los cuales producen haces de ondas de radio y rayos gamma. Algunos púlsares muestran sólo pulsos de radio y otros muestran sólo pulsos de rayos gamma. Las observaciones de estos púlsares han revelado una emisión constante de rayos X de nubes extensas de partículas de alta energía, llamadas nebulosas de viento púlsar, asociadas con ambos tipos de púlsares. Los nuevos datos sobre las nebulosas del viento pulsar pueden explicar la presencia o ausencia de pulsos de radio y rayos gamma.

Agujero negro de masa estelar.

X9 agujero negro engullendo material de una estrella.
Crédito Ilustración: NASA/CXC/M.Weiss.

Un agujero negro estelar es un agujero negro formado por el colapso gravitatorio de una estrella masiva de 30 a 70 veces la masa del Sol al final de su tiempo de vida. El proceso puede ser observable como una explosión de supernova o de rayos gamma, cuando una estrella excede un límite crítico de masa el colapso gravitatorio no se detiene jamás produciéndose un agujero negro. Cuando una agujero negro absorbe materia de su alrededor o de una estrella compañera se puede formar un disco de acreción a su alrededor con un brote de rayos gamma. A parte de los agujeros negros estelares existen otro tipo de agujeros negros como los agujeros negros de masa intermedia situados en cúmulos globulares y los agujeros negros supermasivos situados en el centro de galaxias como nuestra Vía Láctea. La imagen de la derecha nos muestra una ilustración de autor que consiste en un agujero negro acretando material de una estrella compañera, en este caso una enana blanca.

Bibliografía:
Wikipedia, NASA, ESA, ESO.

Enlace de interés:
• Lista de las estrellas más cercanas a la Tierra en un radio de 20 años luz.

Vídeos de YouTube

Créditos:
Fomalhaut: NASA/ESA and The Digitez Sky Survey 2.
Próxima Centauri: Atlas Image courtesy of 2MASS/UMass/IPAC-Caltech/NASA/NSF.
Enana marrón: NASA/JPL-Caltech.
Canopus: NASA/ISS.
Estrella de neutrones: NASA/William Crochot.
Ilustración de agujero negro: NASA/ESA & Hubble.