Una parte importante del trabajo científico consiste en
clasificar y ordenar los objetos que estudia. Veamos como proceden los
astrónomos con las estrellas.
La razón para este extraño conjunto de letras es
histórica. Cuando se comenzaron a registrar los primeros espectros de las
estrellas, se observó que estos objetos presentaban líneas espectrales de
hidrógeno con energías muy diferentes. Fue así que originalmente
se clasificó a las estrellas según la energía de la serie balmer de líneas
de hidrógeno, en un rango que iba desde el tipo A (las más fuertes) hasta
la Q (las más débiles).
Luego, entraron en escena otras líneas
neutras e ionizadas (líneas de calcio, de sodio, etc.). Pero
posteriormente se notó que algunas de estas clases eran realmente
duplicados de otras, y entonces fueron eliminadas.
Fue
mucho más tarde que se descubrió que la energía de las líneas de hidrógeno
estaba conectada con la temperatura superficial de la estrella. Estas
clases fueron subdivididas después utilizando números arábigos (0 a 9).
Por ejemplo, el tipo A0 corresponde a las estrellas más calientes de la
clase A, y el tipo A9 a las más frías dentro de esa clase.
Esquema de Yerkes (espectros y
luminosidad)
La luminosidad es el brillo total de una
estrella o de una galaxia, es decir, la cantidad total de energía que
irradia un objeto cada segundo (incluyendo a todas las longitudes de onda
de radiación electromagnética).
La clasificación espectral de Yerkes,
también llamada sistema MKK por las iniciales de los autores, fue
introducido en 1943 por William W. Morgan, Phillip C. Keenan y Edith
Kellman del Observatorio de Yerkes. Esta clasificación está basada
en las líneas espectrales sensibles a la gravedad superficial de las
estrellas, que está relacionada con la luminosidad, a diferencia de la
clasificación de Harvard, que está basada en la temperatura superficial.
En el esquema de clasificación de Yerkes, las estrellas son
asignadas a grupos de acuerdo al ancho de sus líneas espectrales.
Es común que dos estrellas que pertenezcan a la misma clase
espectral (esquema de Harvard), es decir, que tengan la misma temperatura
superficial y el mismo color, presenten sin embargo características
físicas muy diferentes, especialmente en lo que se refiere a su diámetro.
Dos estrellas con la misma temperatura emiten la misma cantidad de energía
por unidad de superficie, pero si una es mucho más grande que la otra, la
energía total que emite por unidad de tiempo la primera, será, obviamente,
muy superior.
Ahora bien, como el radio de una estrella gigante es
mucho mayor al de una enana, aunque sus masas sean aproximadamente
comparables, la gravedad, y por lo tanto la densidad y presión del gas en
la superficie de una gigante son mucho más bajas que en una enana.
Estas diferencias se manifiestan en efectos de luminosidad, que
afectan a su vez el ancho y la intensidad de las líneas espectrales,
aspectos que pueden ser entonces medidos con mucha precisión. Es así que,
para un grupo dado de estrellas con la misma temperatura, las clases de
luminosidad diferencian entre sus tamaños (supergigantes, gigantes,
estrellas de la secuencia principal, y sub-enanas).
Casos especiales
Sobre el
final de sus vidas, las estrellas pasan por eventos notables que las
convierten en algo bastante diferente a los objetos que son clasificados
según los parámetros anteriores.
En todos los casos, estos
acontecimientos son el resultado del consumo del combustible con el que
inicialmente contaban. Las condiciones iniciales de la vida de la
estrella, especialmente su tamaño, condicionan desde el principio el resto
de su vida.
En este sentido, la masa de la estrella será como la
gloria de Aquiles: cuanto más masiva, más breve la vida, más espectacular
el final, y más notable el resultado de todo ello.
Nebulosas
planetarias: Son el resultado de la muerte de estrellas
comparativamente poco masivas, similares a nuestro Sol. En una de sus
etapas finales, cuando han terminado con el combustible que mantenía su
horno nuclear, estas estrellas eyectan material al espacio, el que se
aleja de ellas formando un anillo que las rodea (de ahí su nombre de
planetarias).
Enanas blancas: Después de haber pasado por
la etapa de gigante roja y haber expulsado parte de su masa hacia el
espacio, el resto de la misma (el caliente núcleo de la antigua estrella),
se comprime hasta que (siempre y cuando su masa no sea superior a 1,4
masas solares, el “límite de Chandrasekhar”) la presión de sus electrones
“degenerados” (es decir, que ocupan todos los niveles de energía) impide
un mayor colapso.
En ese momento, su densidad llega a ser de
109 kg/m3, es decir, unas 200.000 veces la densidad
media de la Tierra., con un tamaño tal vez un poco mayor que el de nuestro
planeta (si su masa es aproximadamente igual a la del Sol) y una
temperatura superficial de 100.000ª C. Es interesante notar que cuanto
mayor sea su masa, menor será su tamaño.
Novas: Muchas
estrellas forman parte de sistemas binarios. Como las masas de ambas son
generalmente diferentes, también lo es su período vital. En algún momento,
la más masiva llega al final de su vida, y puede terminar como enana
blanca. Mientras tanto, la otra sigue desarrollando su vida, hasta que a
su vez abandona la secuencia principal y, en el comienzo de su propio
final, pasa por la fase de gigante roja. En este proceso, se expande y
expele sus capas exteriores, que son capturadas por su vecina.
Este material, compuesto principalmente por hidrógeno y helio, es
comprimido por la enorme gravedad superficial de la enana blanca, y se va
calentando hasta alcanzar una temperatura crítica en que se produce la
fusión nuclear. Los átomos de hidrógeno y helio se transforman en
elementos más pesados, liberando una gran cantidad de energía en un
destello de radiación, intensísimo pero de corta duración: un estallido
“nova”.
Supernovas: Las supernovas son, en su mayoría,
producidas por estrellas mucho más masivas que nuestro Sol que terminan
sus vidas en explosiones colosales.
Según sea el espectro que
presenten, las estrellas originales y el mecanismo que produce la
explosión, las supernovas se dividen en varios tipos: Ia, Ib, Ic y II..
Lo más importante de las supernovas es que, si bien como los otros
casos especiales que hemos visto, lanzan hacia el espacio materiales
producidos en sus hornos nucleares, materiales que a su vez serán
recogidos en las nubes cósmicas que darán origen a nuevas generaciones de
estrellas, los elementos que son regados por estos estallidos gigantescos
son los más pesados, tanto porque se hayan formado en su interior (hasta
el hierro), como porque sean creados en el momento mismo de la explosión,
llegando así hasta los elementos transuránicos.
Las estrellas que
se formen a partir de las nubes que contengan esos elementos, como nuestro
Sol, crearán tal vez sistemas planetarios similares al nuestro, que quizás
incluso lleguen a albergar vida.
La Tierra y todo lo que ella
contiene, incluso nosotros mismos, formamos alguna vez parte de un objeto
estelar que estalló violentamente. Somos, literalmente, hijos de las
estrellas.
Una parte importante del trabajo científico es
clasificar y ordenar los objetos que estudia. Veamos como proceden los
astrónomos con las estrellas (Parte II: descripción de las clases
espectrales y del esquema de Yerkes).
Descripción de las clases espectrales
Esta es la clasificación más común (NOTA:
cuando damos los ejemplos de cada clase, a continuación de la clase
espectral colocamos, en números romanos, el tipo a que pertenece según la
clasificación de Yerkes; así, por ejemplo, Naos es una supergigante
luminosa clase O5).
Vemos a continuación una descripción somera de
la misma.
Clase O:
Masa promedio: 60
Soles
Radio promedio: 15 Soles
Luminosidad Promedio: 1.400.000
Soles
Temperatura superficial promedio: 28.000 a 50.000º K
Color:
Azul violeta
Ejemplo: Naos (Zeta Puppis) (O5 – Ia)
Son
estrellas muy calientes y luminosas, con una fuerte tonalidad azul. Estas
estrellas muestran líneas de helio neutras e ionizadas prominentes, y
solamente líneas débiles de hidrógeno. Emiten la mayor parte de su
radiación en el ultra-violeta.
Clase B:
Masa promedio: 18
Soles
Radio promedio: 7 Soles
Luminosidad Promedio: 20.000 Soles
Temperatura superficial promedio: 10.000 a 28.000º K
Color: Azul
Ejemplo: Alfa Erídano A (B3 – IV)
Estas estrellas son también
muy luminosas. Rigel (en Orión) es una supergigante azul clase B muy
prominente. Sus espectros muestran líneas moderadas de helio neutro e
hidrógeno. Como las estrellas O y B son tan poderosas, viven muy poco
tiempo, y no se alejan mucho del área en que se formaron. Es así que
tienden a agruparse en los que llamamos asociaciones OB1, en las que se
encuentran junto a gigantescas nubes moleculares. La asociación OB1 de
Orión comprende a todo un brazo espiral de nuestra galaxia (las estrellas
brillantes son las que hacen que los brazos espirales luzcan más
luminosos; no es que haya en ellos más estrellas) y contiene a toda la
constelación de Orión.
Clase A:
Masa promedio: 3,2
Soles
Radio promedio: 2,5 Soles
Luminosidad Promedio: 80 Soles
Temperatura superficial promedio: 7.500 a 10.000º K
Color: Azul
claro
Ejemplo: Sirio A (A0 – V)
Entre estas estrellas se
encuentran las más comunes visibles al ojo humano. Deneb, en Cygnus (el
Cisne), es otra estrella de formidable energía, mientras que Sirio es
también una estrella clase A, pero mucho menos poderosa. Como sucede con
todas las estrellas A, son blancas. Muchas enanas blancas son también
clase A. Presentan fuertes líneas de hidrógeno (con las más energéticas en
A0, decreciendo hacia A9) y también de metales ionizados.
Clase F:
Masa
promedio: 1,7 Soles
Radio promedio: 1,3 Soles
Luminosidad
Promedio: 6 Soles
Temperatura superficial promedio: 6.000 a 7.500º K
Color: Blanco
Ejemplo: Proción A (F5 – IV)
Son estrellas
bastante poderosas, pero tienden a pertenecer a la secuencia principal,
como sucede con Fomalhaut, en la constelación Pisces Australis (Pez
Austral). Sus espectros se caracterizan por líneas más débiles de
hidrógeno y de metales ionizados, y presentan también líneas de absorción
de calcio (CaII).
Clase G:
Masa promedio: 1,1
Soles
Radio promedio: 1,1 Soles
Luminosidad Promedio: 1,2 Soles
Temperatura superficial promedio: 5.000 a 6.000º K
Color: Blanco a
Amarillo
Ejemplo: Sol (G2 – V)
Son probablemente las más
conocidas de todas, aunque más no sea porque nuestro Sol pertenece a esta
clase. Tienen líneas de hidrógeno aún más débiles que las F, pero además
de metales ionizados, muestran metales neutros. En el rango G se encuentra
el “Vacío Evolutivo Amarillo”; las supergigantes oscilan a menudo entre
los tipos O o B (azul) y K o M (rojo); mientras lo hacen, no permanecen
por mucho tiempo en la clasificación G, ya que este es un lugar muy
inestable para las supergigantes.
Clase K:
Masa promedio: 0,8
Soles
Radio promedio: 0,9 Soles
Luminosidad Promedio: 0,4 Soles
Temperatura superficial promedio: 3.500 a 5.000º K
Color: Naranja
a Rojo
Ejemplo: Alfa Centauro B (K0 –V)
Son estrellas color
naranja un poco más frías que nuestro Sol. Algunas estrellas K son
gigantes y supergigantes, tales como Antares, mientras que otras como Alfa
del Centauro B pertenecen a la secuencia principal. Sus líneas de
hidrógeno son muy débiles (si es que se presentan), y la mayoría de las
líneas restantes corresponden a metales neutros.
Clase M:
Masa promedio: 0,3
Soles
Radio promedio: 0,4 Soles
Luminosidad Promedio: 0,04 Soles
Temperatura superficial promedio: 2.500 a 3.500º K
Color: Rojo
Ejemplo: Wolf 359 (M5 – V)
Son por lejos las más comunes, si
tomamos en cuenta su abundancia. Todas las enanas rojas entran aquí, y hay
montones de ellas; más del 90% de todas las estrellas son enanas rojas,
del tipo de Próxima Centauri. En esta clase se incluyen también a la
mayoría de las gigantes y a algunas supergigantes tales como Arturo y
Betelgeuse, y a las variables Mira. El espectro de una estrella M muestra
líneas que pertenecen a metales neutros y a moléculas, pero normalmente
faltan las de hidrógeno. El óxido de titanio puede mostrarse fuertemente
en algunas de estas estrellas.
Clases adicionales
También ha entrado en uso un cierto número de tipos espectrales
para clasificar a los tipos raros de estrellas, a medida que las mismas
han sido descubiertas:
Clase W: Esta clase comprende a las
superluminosas estrellas Wolf-Rayet, que alcanzan hasta los 70.000ºK. Su
diferencia más notable es que están compuestas principalmente de helio, en
lugar de hidrógeno. Se piensa que son supergigantes moribundas que han
expulsado su capa de hidrógeno a través de los fuertes vientos estelares
causados por sus enormes temperaturas, que han dejando al desnudo los
calientes núcleos de helio.
Clase L: Enanas marrones: Son
estrellas con una masa insuficiente como para hacer funcionar un proceso
regular de fusión del hidrógeno. Sus temperaturas oscilan entre los 1.500
y los 2.000ºK. Su designación proviene del litio presente en su núcleo. El
litio sería destruido en las reacciones nucleares de las estrellas
regulares, de modo que ésto indica que estos objetos no las están
produciendo. Son de un color rojo muy oscuro y su brillo está en el
infrarrojo. El gas que las compone es lo suficientemente frío como para
permitir que los hidratos metálicos y los metales alcalinos sean
prominentes en su espectro (ver nota a la clase T).
Clase T: Enanas marrones (más frías que las clase L): Muy
jóvenes y de baja densidad, con temperaturas de unos 1.000ºK. Se las
encuentra a menudo en las nubes interestelares donde nacieron. Son apenas
lo suficientemente grandes como para ser consideradas como estrellas,
teniéndoselas a menudo como sub-estrellas de la variedad de las enanas
marrones. Son casi negras, y emiten muy poca o ninguna luz visible,
estando su radiación más potente en el infrarrojo. En ellas se pueden
formar moléculas complejas, evidenciadas por las fuertes líneas de metano
en sus espectros.
Nota: Las enanas marrones de las clases L
y T podrían ser más comunes que todas las otras clases combinadas, si las
investigaciones recientes son acertadas. Del estudio del número de
propílidos (las acumulaciones de gas en las nebulosas a partir de los
cuales se forman las estrellas) surge que el número de estrellas en la
galaxia debería ser superior por varios órdenes de magnitud al que
conocemos.
Se teoriza que estos propílidos están en competencia
unos con otros. Los primeros en formarse se convertirán en
proto-estrellas, que son objetos muy violentos que afectarán a los otros
propílidos de su vecindad, despojándoles de sus gases. Los propílidos
víctimas probablemente sigan adelante para convertirse en estrellas de la
secuencia principal o en enanas marrones de las clases L y T, que
resultarán bastante invisibles para nosotros. Como viven muchísimo
(ninguna estrella que tenga menos de 0,8 masas solares ha muerto en toda
la historia de la galaxia), estas estrellas más pequeñas continúan
acumulándose con el correr del tiempo.
Clase C: Son
estrellas de carbono, es decir, gigantes rojas hacia el fin de sus vidas
que corren paralelas al sistema normal de clasificación que va
aproximadamente de mediados de la clase G hasta los límites inferiores de
la clase M. Según la nueva clasificación, contiene dos sub-clases, R y N,
con la sub-clase N comenzando aproximadamente en lo que era C6:
Clase C Sub-Clase R: Antes era considerada una clase en
sí misma, representando a las estrellas de carbono equivalentes a la clase
G y K. Ejemplo: S Camelopardalis, en la constelación de la Jirafa.
Clase C Sub-Clase N: Antes era considerada una clase en
sí misma, representando a las estrellas de carbono equivalentes a la clase
M. Ejemplo: R Leporis, en la constelación de la Liebre.
Clase
S: Estas estrellas son similares a las de la Clase M, pero con el
óxido de circonio reemplazando al óxido de titanio regular, y se las
localiza entre las estrellas M y las de carbono. Sus abundancias de
carbono y oxígeno son casi exactamente iguales, y ambos elementos están
encerrados casi totalmente en moléculas de monóxido de carbono.
Las estrellas que son lo suficientemente frías como para permitir
que se formen esas moléculas tienden a consumir todo lo que quede del
elemento menos abundante, lo que resulta en estrellas con restos de
oxígeno en la secuencia normal, estrellas con restos de carbono en la
secuencia C, y sin restos de ninguna clase en la secuencia S. En
realidad, la relación entre estas estrellas y las de la secuencia
principal tradicional sugieren un continuo de abundancias de carbono
bastante grande, y si se la explorara completamente seguramente añadiría
otra dimensión al sistema de clasificación estelar.
Clase
D: Son las enanas blancas, como Sirio B. Es la fase final de la vida
de la mayoría de las estrellas.
Descripción de los tipos de luminosidad
Las clases de luminosidad,
tal cual las define el esquema de Yerkes, están relacionadas con la
emisión de energía por unidad de superficie de las estrellas.
Dentro de una misma clase espectral (es decir, con una temperatura
superficial y con un mismo color), las estrellas pueden presentar rasgos
físicos diferentes, especialmente en cuanto a su tamaño.
Por lo tanto,
si bien dos estrellas que tengan la misma temperatura superficial emiten
la misma cantidad de energía por unidad de superficie, es evidente que la
totalidad de energía liberada dependerá del diámetro que tengan.
Este es el rasgo que toma el catálogo de Yerkes para clasificar a
las estrellas, a las que divide en siete grupos, los que se expresan en
números romanos.
Tipo I: Supergigantes: Son
estrellas extremadamente masivas y luminosas, usualmente hacia el final de
sus vidas. Son muy poco comunes: solamente una estrella de cada millón es
una supergigante. Se las sub-clasifica en los tipos Ia y Ib, con Ia
representado a las más luminosas. Si bien pueden ser de todos los colores,
las más comunes son rojas. Ejemplos: Canopus (F0 Ib), que es la más
cercana a nosotros, Rigel (B8 Ia), Betelgeuse (M2 Ib) y Antares (M1 Ib).
Tipo II: Gigantes luminosas: Un grupo relativamente
poco común de estrellas gigantes que no se encuentran en la secuencia
principal y que brillan unas 1000 veces más que el Sol. Ejemplos: Adara
(B2 II), Sargas (F1 II) y Kraz (G5 II).
Tipo III: Gigantes
normales: Típicamente, son unas 100 veces más luminosas que el
Sol. Estas estrellas gigantes no continúan fusionando hidrógeno para
formar helio en sus núcleos En su lugar, la fusión se realiza fuera de sus
núcleos, o comienza a realizar otros tipos de fusiones, o ambas cosas a la
vez. Son el producto de la evolución de estrellas que tienen menos de ocho
veces la masa del Sol. La mayor parte de estas gigantes son amarillas (G),
naranjas (K) o rojas (M). Ejemplos: Arturo (K2 III), Agena (B1 III) y
Aldebarán (K5 III).
Tipo IV: Sub-Gigantes: Aunque
todavía son más masivas y luminosas que el Sol, son mucho más pequeñas que
las verdaderas gigantes. Son estrellas que han comenzado a evolucionar
hacia los estados de gigante o supergigante. Entre ellas se incluyen Acrux
(B0,5 IV), Shaula (B1,5 IV) y Miaplacidus (A2 IV). Proción, por ejemplo,
está entrando en esta categoría, por lo cual se la clasifica como (F5
IV-V).
Tipo V: Enanas: Una clase muy numerosa de
estrellas de la secuencia principal, cuyas masas y luminosidades son en
general comparables con las del Sol (G2 V) y que, como éste, consumen
hidrógeno en forma normal. Ejemplos: Sirio (A0 V), Alfa Centauro (G2 V) y
Vega (A0 V).
Tipo VI: Sub-Enanas: Actualmente, esta
clase no se utiliza mucho. Se incluye para completar la clasificación
original. Incluye a las enanas marrones, estrellas con una masa demasiado
pequeña (menos de 0,8 masas solares) como para que comience en ellas la
fusión. Cuando son jóvenes brillan en el rojo al convertir la energía
gravitatoria en calor. Cuando envejecen, se hacen más débiles, se enfrían,
y se convierten en enanas negras.
Tipo VII: Enanas
Blancas: Actualmente, esta clase no se utiliza mucho. Se incluye
para completar la clasificación original. Son estrellas de la secuencia
principal que tienen un tamaño similar al de la Tierra, con una masa de
aproximadamente 0,6 masas solares. Representan la etapa final de una
estrella que al nacer tuvo menos de 8 masas solares. Luego de dejar la
secuencia principal, evoluciona hacia una gigante roja, expulsa luego sus
capas exteriores formando una nebulosa planetaria y deja expuesto su
núcleo caliente, que es entonces la enana blanca en sí.
Una parte importante del trabajo científico es
clasificar y ordenar los objetos que estudia. Veamos como proceden los
astrónomos con las estrellas (Parte III: casos especiales, evolución
estelar y diagrama Hertzprung-Russell).
Casos especiales
Los casos especiales
de clasificación de objetos estelares que veremos aquí son el producto de
las etapas finales de la vida de las estrellas. La masa es el
factor clave en la evolución de las estrellas, y el final de las mismas no
escapa a su influjo. De hecho, todas los otros aspectos de una estrella,
como ser su luminosidad, temperatura, tamaño, densidad, etc., pueden ser
explicados utilizando su propiedad fundamental: la masa.
Es cierto
que también la composición de la estrella influye en sus características,
pero dado que están compuestas principalmente de hidrógeno y helio, lo que
importa realmente es la cantidad.
Sub-gigantes, Gigantes y
Súper-gigantes Rojas
En las estrellas más
masivas, el proceso nuclear puede generar energía extra a partir de la
fusión de núcleos más ligeros que el hierro. Pero la fusión de este
elemento absorbe energía. El núcleo de la estrella masiva implota, y la
densidad es tan grande que los protones y los electrones se combinan para
formar neutrones y neutrinos, y las capas exteriores son eyectadas en una
enorme explosión supernova. Las estrellas de menor masa (que son
las más comunes) tienen una muerte más tranquila, formando una nebulosa
planetaria.
Remanentes estelares
Lo que queda luego de
que las capas exteriores de una estrella son expulsadas al espacio,
depende de la masa del núcleo. Si el núcleo tiene una masa de
menos de 1,4 masas solares, se encogerá hasta formar una enana
blanca, que tendrá aproximadamente el tamaño de la Tierra. Los
electrones del gas comprimido se chocan unos contra otros para formar una
extraña forma de materia denominada “gas degenerado”. Los electrones
previenen un mayor colapso del remanente.
Si el núcleo tiene una
masa de entre 1,4 y 3 masas solares, los electrones no podrán impedir la
continuación del colapso, y serán entonces los neutrones los que se
pegarán unos contra otros para formar un nuevo gas degenerado, que creará
una estrella neutrónica de unos 10 kilómetros de diámetro. Estos
neutrones impedirán así un colapso mayor.
En el caso de que el núcleo
tenga una masa mayor a las 3 masas solares, nada podrá impedir el colapso
total. En el camino hacia éste, se creará momentáneamente una estrella
neutrónica y el consiguiente rebote de una explosión supernova. Pero
finalmente, la gravedad vencerá; nada puede enfrentarse a ella. En este
caso, la gravedad del núcleo remanente será tan fuerte que las leyes de
Newton (las de la física clásica) ya son inadecuadas para representar lo
que sucede, y las nuevas condiciones serán descritas mejor por la Teoría
de la Relatividad General de Einstein. El mismo espacio-tiempo se
distorsionará, y el punto de masa súper-compactada formará entonces un
agujero negro, llamado así porque la velocidad de escape alrededor
de ese punto será mayor que la velocidad de la luz, y ni siquiera ésta
podrá liberarse del tirón gravitatorio. La distancia a la cual la
velocidad de escape iguala a la velocidad de la luz se denomina horizonte
de eventos. Expresado en kilómetros, el radio de este horizonte de eventos
será aproximadamente igual a 3 multiplicado por la masa del remanente,
expresada en masas solares.
Evolución simplificada de estrellas solitarias
El desarrollo de la vida de una estrella depende casi
exclusivamente de su masa, luego del colapso proto-estelar que la formó.
Masa: de 0,8 a 11 masas solares
Comienzan
como estrellas de la secuencia principal de los tipos B, A, F, G, K o M.
Sobre el final de sus vidas pasan por una fase de gigante roja (con un
núcleo de helio) y/o por una fase de supergigante roja (con núcleo de
carbono-oxígeno). Generarán una nebulosa planetaria, y su remanente será
una enana blanca.
Masa: de 11 a 50 masas solares
Comenzarán su vida en la secuencia principal como estrellas tipo O
o B. Hacia el final pasarán por una fase de supergigante roja o azul con
núcleo de helio, y por una fase de supergigante roja con núcleo de hierro.
Producirán una explosión supernova tipo II y su remanente será casi
seguramente una estrella neutrónica.
Masa: más de 50 masas
solares
Inicialmente, serán estrellas tipo O en la
secuencia principal. Hacia el término de su vida, pasarán por una fase de
estrella tipo Wolf-Rayet y generarán una explosión supernova tipo Ib. Su
remanente será un agujero negro.
Duración de las vidas de
las estrellas
Las estrellas pasan la mayor parte de sus
vidas dentro de la secuencia principal del diagrama Hertzprung-Russell.
Antes de llegar a ella, por un corto período son nubes de gas y polvo que
se condensan en protoestrellas hasta que encienden sus hornos nucleares.
Cuando abandonan la secuencia principal, pasan por fases más o
menos cortas, eyectan la mayor parte de su masa y sus remanentes (enanas
blancas, estrellas neutrónicas, agujeros negros) tendrán una vida
indefinida (o, por lo menos, muy larga).
Por lo tanto,
consideraremos como su “lapso vital” el que permanezcan en la secuencia
principal, Y como casi todo lo que refiere a las estrellas, ésto también
depende de su masa. A continuación presentamos una tabla con sus masas,
tipo estelar asociado, y tiempo de permanencia (aproximada) en la
secuencia principal:
Al
proceder de esta manera, se observa que la mayor parte de las estrellas
ocupan una zona diagonal del diagrama, la secuencia principal. Desde el
punto de vista evolutivo, es la zona en las estrellas pasan la mayor parte
de su vida (aproximadamente el 90% de ella), y allí permanecen mientras en
su núcleo continúe la fusión de hidrógeno en helio. Las estrellas azules,
de gran masa y luminosidad, se encuentran arriba y a la izquierda. Las
amarillas, con luminosidad y temperatura medias (como nuestro Sol) se
ubican en el centro, y las más rojas y pequeñas se posicionan abajo y a la
derecha.
Además de la secuencia principal, el diagrama muestra
otras dos zonas principales, una rama arriba y a la derecha, donde se
encuentran las gigantes y supergigantes rojas de poca luminosidad, y otra
rama abajo y hacia la izquierda del centro, donde se ubican las enanas
blancas de alta luminosidad.
Casos varios
Pulsares
Son estrellas neutrónicas de rotación muy rápida. Su radiación,
que se genera como dos haces, uno en cada polo, puede así dirigirse hacia
nuestro planeta en forma alternada, ya sea que un haz esté enfocado o no
hacia nosotros. Esto produce un encendido-apagado o pulsos cuando los
detectamos,
Enanas marrones
Son objetos de
muy poca masa, tan poca en realidad que en ellos no se puede iniciar una
fusión nuclear. Son “estrellas fallidas”. Por supuesto, su temperatura y
luminosidad (ambas muy débiles), dependen únicamente de la generada por la
compresión del gas y del polvo de los que se formaron.
Estrellas binarias
Aproximadamente la mitad
de las estrellas pertenecen a un sistema binario, es decir, son dos
estrellas que giran en torno a un centro común de gravedad. Esto afecta
mucho a la evolución de las mismas, especialmente hacia el final de sus
vidas.
Se pueden encontrar también sistemas con tres estrellas (como
el de Alfa del Centauro, por ejemplo), pero son bastante raros.
Estrellas variables
Son estrellas que
muestras variaciones en sus luminosidades. Pueden pertenecer a dos tipos:
Variables binarias. No son variables
“reales”, sino que forman parte de un sistema en que. por efecto de su
traslación alrededor de un centro de gravedad común, y por encontrarse
nuestra línea de visión en el plano de sus órbitas, periódicamente una de
ellas “eclipsa” a la otra, provocando variaciones en la luminosidad
general de ambas. Cefeidas variables. Las
cefeidas variables son objetos estelares que en forma regular presentan
cambios en tamaño y en brillo. Cuando la estrella aumenta su tamaño, su
brillo decrece, y viceversa, cuando su tamaño disminuye, su brillo
aumenta.
Javier de Lucas