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Friday, June 16, 2017

Tipos de estrellas. Astronomía

¿Todas las estrellas son iguales? Obviamente, como no todas están a la misma distancia, hay algunas que se ven más brillantes que otras. Por lo demás, una bola de fuego de miles de kilómetros de diámetro en el espacio es bastante similar a otra bola de fuego de miles de kilómetros, ¿cierto?

Mmmh… no exactamente.

Antes, bajo el sistema de Ptolomeo, se creía en Europa que la Tierra era plana, y que el Sol, la Luna y los planetas giraban a su alrededor, con las estrellas fijas en una gran esfera que englobaba a las demás. Como estaban inmóviles, obviamente se encontraban a la misma distancia de nosotros y las diferencias en sus brillos se debían a que unas eran más brillantes que otras, sin mayor explicación.

Ahora, sabemos que no solamente son su brillo y su distancia, sino que las estrellas también son diferentes entre sí por su tamaño, luminosidad, temperatura, color, edad, desarrollo, asociación con otras estrellas en sistemas estelares y hasta en su composición química.

¿Cómo se sabe eso, si las estrellas están demasiado lejos como para poder medirlas con tanto detalle?

Gracias a su espectro.

Y, ¿qué es un espectro? Así como al calentar un metal, éste cambia de color, de rojo a naranja, a amarillo y hasta blanco, el color de una estrella varía según la temperatura de su superficie. Las estrellas más frías son las rojas y, las más calientes, las azules. Y todas emiten luz de su color.

Al pasar un rayo de luz a través de un prisma, éste separa la luz en los colores que la forman. La luz blanca se transforma en una multitud de colores. Estos colores se denominan espectro. Podemos obtener este espectro mediante muchas maneras: a través de un prisma, con pequeñas gotas de agua (como en el arcoiris), o a través de rejillas o ranuras muy estrechas. Existen instrumentos especiales, llamados espectrógrafos, que se utilizan para separar la luz. Cuando los astrónomos pasan la luz de una estrella a través del espectrógrafo, obtienen el espectro de la estrella, que se ve como una banda con los colores del arcoiris, solo que con algunas líneas negras verticales.



Estas líneas oscuras se deben a que cada elemento absorbe la luz de un color en específico. Cuando la luz sale de la estrella, si cierto elemento se encuentra en ella, sus átomos absorben la luz en ese color y producen esas líneas tan características. Cada elemento tiene una “firma” especial, sin importar de dónde venga esa luz; si el elemento está presente, se reflejará en el espectro. Así, es posible saber de qué está compuesta la atmósfera de cada estrella – y de cada planeta y cometa y cualquier astro que veamos.

Al combinar la escala de temperaturas con los espectros, se obtiene la clasificación estelar siguiente, ordenadas de más calientes a menos calientes:



+
   Temperatura 
 -
Tipo
Color
Ejemplo
O
Azul violeta
Alniak A, del cinturón de Orión
B
Azul
Rigel, constelación Orión
A
Blanco
Sirio A, constelación Can Mayor
F
Blanco amarillo
Polaris, constelación Osa Menor
G
Amarillo
Sol
K
Amarillo naranja
Aldebarán, constelación Tauro
M
Rojo naranja
Betelgeuse, constelación Orión


Dentro de cada tipo de estrella, existen subclases, que van de 0 (la más caliente) a 9 (la menos caliente). 

En el caso del Sol, su clasificación espectral completa es G2 V, es decir, una estrella enana amarilla de temperatura alta (alrededor de 5,800 K), de secuencia principal.



¿Qué es una estrella de secuencia principal?

La secuencia principal es el periodo de vida de una estrella durante el cual 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 y, de hecho, la mayoría de las estrellas son de secuencia principal. Estas estrellas pueden variar en tamaño, masa y luminosidad, pero todas están haciendo básicamente lo mismo: convertir hidrógeno en helio en sus núcleos, y liberando una enorme cantidad de energía en forma de luz y calor.

Una estrella de secuencia principal está en un estado de equilibrio. La gravedad (debida a su gran masa) la comprime hacia adentro, mientras que la presión de la fusión nuclear en su centro la empuja hacia afuera. Estas dos fuerzas se contrarrestan, haciendo que la estrella conserve su forma.

Lo más pequeño que puede ser una estrella de secuencia principal es un 8% la masa del Sol – o aproximadamente 80 veces la masa de Júpiter. Esta es la masa mínima para encender el proceso de fusión en el núcleo. Los objetos de masa inferior simplemente nunca pueden detonar esa reacción: generan calor, pero debido solamente a la presión en sus núcleos. Son las llamadas enanas marrones. Desafortunadamente, brillan tan débilmente que es muy difícil detectarlas de manera directa. Aún así, se han detectado cientos de ellas, y se sabe que son las estrellas más comunes en el universo. Eso sí, no es lo mismo las estrellas que más hay, que las estrellas que mejor se ven en la galaxia. Las enanas marrones son muy pequeñas (para ser estrellas). En comparación, la estrella más grande que se conoce es diez mil veces más grande que la estrella marrón más pequeña.

Al terminarse su reserva de hidrógeno, las estrellas salen de la secuencia principal. El tiempo que pasen en la secuencia principal varía según la masa de la estrella; entre más grande y brillante sea una estrella, más rápido consumirá su combustible de hidrógeno y llegará al final de su vida, tal vez tan rápido como en un millón de años (para las estrellas super gigantes). 

¿Y eso es mucho o poco? Si las comparamos, el Sol se formó hace unos 4,600 millones de años, así que una estrella que vive solamente un millón de años es como un suspiro en comparación. Pero no hace falta que se preocupen porque el Sol se acerque al final de su vida, pues tiene combustible para otros 5,000 millones de años más.



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