El universo observable contiene aproximadamente 110 24 estrellas. Vienen en tamaños muy diferentes, y sus masas y brillo pueden variar dramáticamente. Aun así, los investigadores han desarrollado un sistema que logró mirarlos a todos juntos.
El sistema de clasificación más común se llama MorganKeenan (MK), que clasifica las estrellas en función de la temperatura y la luminosidad. El sistema MK combina esencialmente dos sistemas diferentes:
- la clasificación de Harvard, donde las estrellas se clasifican según la temperatura de su superficie utilizando una sola letra del alfabeto: O (la más fría), B, A, F, G y M (la más caliente). Estas son las llamadas estrellas de secuencia principal, pero también hay tipos de estrellas más extremos (como estrellas gigantes, estrellas supergigantes y enanas blancas). Estos tipos amplios también se dividen, por lo que puede tener estrellas G1, estrellas G2, etc.
- la clasificación espectral de Yerkes (a veces utilizada como sinónimo del sistema MK), que es la luminosidad, donde las estrellas se nombran con números romanos: 0, I (Ia, Iab, Ib), II, III, IV, V, VI y VII.
En el sistema MK, las estrellas se definen con una letra de la clasificación de Harvard y un número romano de la de Yerkes (el Sol es una estrella G2-V).
A lo largo de los años, los astrónomos han creado diferentes catálogos en los que las estrellas se clasifican de formas un tanto diferentes, y no siempre es un proceso sencillo, ni la clasificación es inamovible; ha cambiado a lo largo de los años, a medida que ha mejorado nuestra comprensión de las estrellas. Entonces, en todo caso, la clasificación estelar discutida es una indicación general más que cualquier otra cosa.
Ahora, veamos las cosas con un poco más de detalle y veamos por qué esto es importante.
Puede haber una variación masiva entre los diferentes tipos de estrellas. Imagen vía Wiki Commons.
Ha nacido una estrella
El universo es grande, oscuro y frío en su gran mayoría, al menos.
Pero si fueras a vagar por este universo, seguramente te encontrarías con algo que es caliente y brillante. Las estrellas, como se llaman estos objetos, son reactores termonucleares gigantes. Son responsables de calentar algunos planetas a una temperatura habitable, producen la gran mayoría de los elementos químicos que conocemos, y son básicamente la razón por la que el universo no es un lugar completamente helado y estéril.
La vida de una estrella comienza cuando una nebulosa gaseosa de material comienza a colapsar por su propia gravedad.
Al igual que los planetas, todas las estrellas son redondas debido a este colapso gravitacional. Cuando el núcleo estelar reúne suficiente masa, comienza a desarrollar una atracción gravitatoria significativa, que empaqueta las partículas aún más apretadas, aumentando la densidad. Luego, una vez que se alcanza un punto crucial y el núcleo estelar se vuelve lo suficientemente denso, el hidrógeno comienza a convertirse en helio a través de la fusión nuclear, liberando energía en el proceso y, por lo tanto, nace una estrella.
Esta fusión de hidrógeno y helio es el combustible de la estrella, y el calor que produce también crea una presión que evita que las estrellas colapsen sobre sí mismas. Dependiendo de cuán masivas se vuelvan, las estrellas también terminarán en un curso diferente.
En general, las estrellas más grandes tienen una vida más corta, aunque todavía se suele hablar de miles de millones de años. Sin embargo, su ciclo de vida depende en gran medida de su masa.
Por ejemplo, una estrella con una masa superior a 0,4 veces la del Sol se expandirá y se convertirá en una gigante roja. Luego, a medida que expulsa gran parte de su masa violentamente a través de la galaxia, la estrella se convertiría en una enana blanca. Según su masa, la estrella también podría convertirse en una enana marrón, una estrella de neutrones o, si es lo suficientemente masiva, un agujero negro. Así que ya estábamos viendo que diferentes tipos de estrellas pueden convertirse en diferentes cosas después de que agotan su combustible.
- Las estrellas promedio se convierten en enanas blancas. Expulsan sus capas externas pero aún mantienen un núcleo caliente comparable en tamaño al de la Tierra. Contrariamente a la intuición, cuanto más pequeña es la enana blanca, mayor es su masa, esto sucede porque es la presión de los electrones que se mueven rápidamente lo que evita que estas estrellas colapsen, por lo que cuanto más masiva es la estrella, más capaz es de superar esta presión y, por lo tanto, las enanas blancas masivas tienden a volverse más pequeñas.
- Las enanas blancas pueden volver a convertirse en estrellas activas. Si una enana blanca está lo suficientemente cerca de una estrella compañera, puede comenzar a absorber material de la segunda estrella y, si adquiere suficiente, puede producir un estallido de fusión nuclear, lo que hace que brille y se convierta en una nova. Esto suele durar unos días, después de lo cual el proceso comienza de nuevo. Si se reúne suficiente material de una sola vez, la enana blanca puede convertirse en una supernova.
- Las estrellas más grandes se convierten en supernovas. Una supernova no es solo una gran nova. En una nova, la superficie de la estrella explota, pero en una supernova, el núcleo también colapsa y explota. El proceso de generación de supernova es catastrófico en cuestión de segundos, el núcleo se reduce de miles de kilómetros a solo unas pocas docenas y la temperatura puede aumentar más de 100 mil millones de grados. Una erupción de supernova puede eclipsar a toda una galaxia. Cada año, descubrimos de 20 a 40 supernovas en otras galaxias.
- Las supernovas pueden convertirse en estrellas de neutrones. Después de este proceso impío, el núcleo colapsa. Si el núcleo estelar que colapsa tiene una masa de 1,4 a 3 masas solares, lo que queda es una estrella de neutrones. Las estrellas de neutrones son las estrellas más pequeñas y densas, si excluimos los agujeros negros o hipotéticos como los agujeros blancos. Las estrellas de neutrones tienen un radio del orden de 10 kilómetros, y las que hemos observado hasta ahora parecen muy calientes, aunque en realidad ya no producen calor y se enfrían lentamente con el tiempo.
La formación de una estrella de neutrones. Imagen vía Wiki Commons.
- Grandes supernovas se convierten en agujeros negros. Si el núcleo estelar que queda después de la explosión de la supernova es mayor que tres masas solares, colapsará en un agujero negro. Los agujeros negros son los objetos más masivos que conocemos en el universo, tan masivos que incluso la luz no puede escapar de su alcance. Los agujeros negros son tan excepcionales que comienzan a romper nuestra comprensión actual de la física. Se cree que los agujeros negros son extremadamente fríos por dentro, pero increíblemente calientes por fuera.
- Los desechos estelares a menudo forman nuevas estrellas. El polvo y los desechos expulsados por las novas y las supernovas son excelentes semillas para nuevas estrellas, reciclando el material y formando potencialmente nuevas generaciones de estrellas.
Un remanente de supernova
Entendiendo las estrellas
Ya hemos visto algunos tipos de estrellas, pero antes de profundizar en la clasificación en sí, echemos un breve vistazo a lo que sabemos y no sabemos sobre las estrellas.
Fuera del sol, la estrella más cercana a la Tierra es una de las tres estrellas del sistema Alpha Centauri, a unos 4,3 años luz de la Tierra. Eso es muy, muy lejos. Para tener una idea de qué tan lejos está, la distancia de la Tierra a Marte es de alrededor de 0,00001 años luz y, con nuestras mejores naves espaciales disponibles, el viaje tomaría alrededor de 7 meses. Para llegar a Alpha Centauri a esa velocidad se necesitarían más de 100.000 años. Entonces, si bien la humanidad ha mirado las estrellas desde siempre, solo recientemente comenzamos a mirarlas de cerca .
Por supuesto, no estaban físicamente cerca de las estrellas, pero con la ayuda de telescopios, podemos observarlas más de cerca. Los telescopios terrestres permiten a los científicos estudiar estrellas en diferentes longitudes de onda de luz, incluido el espectro visible, las ondas de radio e incluso la luz infrarroja.
Los investigadores no solo realizan observaciones, sino que también realizan experimentos en el laboratorio para inferir las propiedades de las estrellas e investigar los procesos que las alimentan. En última instancia, el modelado por computadora también ha ayudado a mejorar nuestra comprensión de las estrellas.
Gracias a la investigación moderna, sabemos que las estrellas tienen capas estratificadas parecidas a cebollas. Aquí vemos una estrella masiva antes de explotar. Imagen vía Wiki Commons.
Con modelos informáticos, podemos aproximar diferentes propiedades de las estrellas (como densidad, presión, velocidad, composición) y ver cómo influyen en las observaciones.
Basta de cháchara. Veamos algunas estrellas.
Estrellas de la secuencia principal y más allá
En astronomía, la secuencia principal es un término que se utiliza para denotar estrellas que encajan en el grupo común de estrellas en los gráficos de color versus luminosidad. Estos diagramas, también llamados diagramas de HertzsprungRussell en honor a sus co-desarrolladores, son la herramienta de clasificación común para las estrellas.
El diagrama de HertzsprungRussell es esencialmente un cuadrado donde las estrellas se trazan con color en la horizontal y luminosidad en la vertical. El color depende de la temperatura y el brillo depende del tamaño, por lo que también puede verlo como un gráfico de temperatura y tamaño.
La secuencia principal de estrellas es exactamente lo que dice el nombre: la secuencia principal en la que se agrupan estas estrellas, desde la parte superior izquierda (brillantes y azules/más calientes) hasta la parte inferior derecha (menos brillantes y menos calientes).
Diagrama de HertzsprungRussell, a través de Wiki Commons.
Es difícil decir por qué las estrellas se agrupan a lo largo de este gráfico, pero alrededor del 90% de todas las estrellas conocidas en el universo (incluido el sol) son estrellas de la secuencia principal.
Eso no significa que las estrellas de la secuencia principal sean monótonas, sino todo lo contrario. Puede haber una gran variación, que va desde una décima parte de la masa del sol hasta 200 veces más masiva.
También hay otros cúmulos de estrellas a la izquierda, vemos las enanas blancas menos brillantes, que ya hemos comentado, y encima de la secuencia principal, tenemos las gigantes y las supergigantes. Así es como se ve un diagrama real de estrellas, de 22,000 estrellas trazadas del Catálogo Hipparcos y 1,000 del Catálogo Gliese de estrellas cercanas, siendo la más prominente la diagonal de la secuencia principal.
Imagen vía Wiki Commons.
Entonces, la primera clasificación estelar es en estrellas de la secuencia principal y estrellas que no pertenecen a la secuencia principal. La secuencia principal es que las estrellas son la norma, otros tipos de estrellas pueden existir dispersas alrededor del diagrama (aunque también tienden a agruparse en cúmulos).
Tipos de estrellas de secuencia principal
Como ya hemos mencionado, las estrellas de secuencia principal también son extremadamente variadas, por lo que también existe una clasificación separada para ellas.
La clasificación tradicional aquí se llama la clasificación de Harvard, una clasificación unidimensional donde las estrellas se agrupan por su temperatura, con una letra que representa cada categoría. Sin embargo, esta clasificación no distingue entre estrellas con la misma temperatura pero diferente luminosidad. Entonces se ideó un nuevo sistema de clasificación, la clasificación MorganKeenan (MK), que también incluye la luminosidad.
El sistema de clasificación moderno para ellos se llama clasificación MorganKeenan (MK) y también incluye la luminosidad.
A cada estrella se le asigna una clase espectral de la antigua clasificación espectral de Harvard, así como una clase de luminosidad usando números romanos como se explica a continuación, formando la clasificación de estrellas. Entonces tendría, por ejemplo, estrellas B0, BI, estrellas, BII, etc.
| Ia-O | supergigantes extremadamente luminosas |
| I a | supergigantes luminosas |
| Ib | supergigantes menos luminosas |
| II | gigantes brillantes |
| tercero | gigantes normales |
| IV | subgigantes |
| V | secuencia principal estrellas enanas |
| VI, o SD | subenanos |
| D | enanas blancas |
Clasificación estelar del brillo.
Entonces, las estrellas M son las más pequeñas, las estrellas O son las más grandes y la luminosidad varía de I (más brillante) a VI (menos brillante) y D (enanas blancas). Como se mencionó, el Sol es una estrella de tipo G2V. Alpha Centauri A también es una estrella G2V, mientras que Proxima Centauri es una estrella de tipo M5.5-V.
La clasificación también se puede ampliar a estrellas fuera de la secuencia principal. Una gráfica de las estrellas se vería así:
¿Por qué clasificamos las estrellas?
Bueno, para empezar, a los investigadores les encanta clasificar todas las cosas, así es como entendemos mejor las tendencias y los patrones. Así es como sabemos, por ejemplo, que las estrellas de tipo M son, con diferencia, las más abundantes del universo conocido. El Sol pertenece a un grupo relativamente raro de estrellas.
Los astrónomos también calculan la zona habitable alrededor de diferentes tipos de estrellas, la distancia a la que puede existir un planeta alrededor de la estrella para que albergue agua líquida y, por lo tanto, podría albergar vida.
La misión Kepler de la NASA está buscando planetas habitables alrededor de estrellas cercanas de la secuencia principal menos masivas que las estrellas de tipo A pero más masivas que las de tipo M, por lo tanto, principalmente alrededor de los tipos de estrellas K, G y F.
En última instancia, clasificamos las estrellas porque queremos comprenderlas y definirlas mejor. Todavía estamos apenas arañando la superficie de un universo de conocimiento muy vasto, y ayuda a agrupar las cosas de manera ordenada y sistemática.
Más estrellas exóticas
No es la única clasificación estelar, y no es del todo fija e inamovible. Hay otras clasificaciones y hablar de cambiar las clasificaciones no es inaudito en el mundo astronómico, a medida que nuestra comprensión progresa y mejora.
También hay tipos de estrellas más exóticos. Por ejemplo, investigaciones recientes han sugerido que las estrellas de clase L (pequeñas, oscuras, rojizas) y las estrellas de clase T (enanas de metano) podrían ser más comunes que todas las demás clases combinadas, pero son más difíciles de descubrir.
Hay otra clase Clase Y de estrellas enanas marrones, más frías que las de la clase espectral T y con firmas espectrales diferentes. Hasta el momento, se han confirmado menos de dos docenas de estas estrellas. También se analiza la clase C de estrellas de carbono, y las estrellas de clase D se utilizan normalmente para indicar cualquier estrella que no esté experimentando actualmente una fusión. Se estima que hay 300 mil millones de estrellas solo en nuestra galaxia, y tenemos muy poca idea de cuántas galaxias hay en el universo, pero las estimaciones varían en billones. Te dejaré hacer los cálculos.
A medida que avanza nuestra capacidad de detección y el poder de procesamiento de imágenes, es probable que sigamos descubriendo nuevas estrellas que mejoren y desafíen nuestra comprensión actual. Hay mucho, mucho más por descubrir.
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