TIPOS DE ESTRELLAS

Tipos de estrellas


DIAGRAMA HR

Alrededor de 1910, Ejnar Hertzsprung y Henry Norris Russell estudiaron la relación entre las magnitudes absolutas y los tipos espectrales de las estrellas. El diagrama que muestra estas dos variables recibe el nombre de Diagrama de Hertzsprung-Russell, o diagrama HR. Se ha convertido, desde entonces, en una ayuda muy importante para el estudio de la evolución estelar.

El eje vertical es una medida de la energía que libera la estrella (muy relacionada con su magnitud absoluta) mientras que la abscisa nos informa del color o, equivalentemente, la temperatura de la superficie visible. Así, en el eje horizontal se puede encontrar expresado tanto en unidades de temperatura, en colores, o clase espectral. Muchas veces, sobre todo a la hora de clasificar a las estrellas, es esta última la que se toma. Están establecidas según las características de los espectros que se obtienen de las estrellas. Por motivos históricos, las clases espectrales son: 

O      B       A      F       G      K       M

La letra M se subdivide en las letras N, R y S. Esta secuencia se puede recordar fácilmente con la frase Oh, Be A Fine Girl, Kiss Me!. El intervalo entre una clase y otra se divide en otras 10 partes. Así, el Sol es una estrella del tipo G2. Las estrellas más calientes pertenecen a la clase O5, con temperaturas superficiales de 40 000 K, y las más frías a la clase M8, con unos 2 400 K. Las principales características (líneas de absorción) que definen los espectros de cada una de las clases son:



Imagen del Sol (NASA)

O  
B

A
 
F

G

K
 
M

 

helio ionizado
helio neutro; aparece el hidrógeno.
domina el hidrógeno; hay materiales ionizados.
hidrógeno débil; calcio ionizado.
domina el calcio ionizado; hidrógeno muy débil; metales neutros.
dominan los metales neutros.

bandas moleculares; particularmente óxido de titanio.

Se puede ver cómo a medida que disminuye la temperatura, disminuye el estado de ionización de las estrellas, que es donde se originan las líneas de absorción. Las clases espectrales están estrechamente relacionados con el color de las estrellas. Las estrellas de tipo M las vemos rojas, las K anaranjadas, las G y las F amarillas, las A y las B blancas (aunque si siguiéramos la sucesión del espectro de luz blanca correspondería verlas verdes, pero en esta región se sitúa el máximo de sensibilidad nocturna del ojo humano, por lo cual, y al recibir fotones de casi todos los colores en cantidades comparables, la mezcla se nos aparece blanca), y las O azules.

Las clases de luminosidad están relacionadas con la intensidad luminosa intrínseca de las estrellas. Dentro de una misma clase espectral (con una misma temperatura superficial y color) las estrellas pueden tener características físicas diferentes, en especial en cuanto a su diámetro. Dos estrellas con la misma temperatura emiten la misma la misma energía por unidad de superficie, pero si una es mucho más grande, la energía total emitida será también muy superior.

Las principales clases de luminosidad se clasifican según siete grupos en números romanos.

Enanas blancas en el cúmulo M4
(Hubble-NASA)

I II III IV V VI VII
supergigantes gigantes luminosas gigantes subgigantes secuencia principal subenanas enanas blancas

Imagen ultravioleta del Sol (SOHO-NASA)

La clase de luminosidad se añade a la clase espectral a la hora de designar una estrella: el Sol es así una estrella del tipo G2V.

Como el radio estelar, la luminosidad y la temperatura superficial de la estrella son muy variadas, se debería esperar que las estrellas deben encontrarse uniformemente distribuidas en el diagrama HR. Sin embargo, en realidad se encuentra que las estrellas se sitúan en su mayoría (alrededor del 90%) en un curva diagonal que recibe el nombre de secuencia principal. El Sol se sitúa aproximadamente en la mitad de esta secuencia principal.

Del estudio de este diagrama y de los modelos sobre la estructura interna de las estrellas pueden deducirse las correspondientes masas para cada tipo espectral, como figura en la tabla adjunta para algunas de las estrellas de la secuencia principal (V).

 

Tipo espectral

05

B0

B5

A0

A5

F0

F5

G0

G5

K0

K5

M0

M5

Masa de las estrellas en masas solares

40

17

7,0

3,5

2,2

1,8

1,4

1,07

0,93

0,81

0,69

0,48

0,22

Dibujo artístico de Hiparco

 

Altair, estrella de la constelación del Águila (NASA)

Magnitud aparente

 

Una de las primeras diferencias que se perciben entre las estrellas cuando se observan es que algunas son más brillantes que otras y precisamente esta diferencia fue lo primero que se intentó clasificar. Así Hiparco de Nicea y, posteriormente, Ptolomeo, imaginaron estrellas fijas, clavadas a igual distancia de la Tierra, y pensaron que las mayores en tamaño eran las que, razonablemente, debían de ofrecer un brillo mayor.

En la obra de Ptolomeo, Almagesto, se hallan clasificadas las estrellas según su magnitud, siguiendo el sistema de Hiparco. Ptolomeo admitió seis clases o categorías de brillo. A las estrellas más brillantes, aquellas que son visibles después de ponerse el Sol o antes de su salida, las denominó de primera magnitud. Seguidamente escogió a todas las estrellas que parecen ser más o menos la mitad de brillantes que las anteriores y les dio la magnitud 2. Siguió con las que eran la mitad de las anteriores (una cuarta parte de las primeras) y les dio  la magnitud de 3. Y así hasta alcanzar las menos brillantes con una magnitud 6.

En 1856 el astrónomo inglés Norman Pogson confirmó el descubrimiento anterior de William Herschel de que el brillo de una estrella de primera magnitud es aproximadamente cien veces mayor que el de una de sexta. Pogson redefinió la escala de magnitudes estableciendo que a una diferencia de cinco magnitudes corresponde exactamente un factor cien en brillo y asignó el valor de magnitud 1 a las estrellas Aldebarán y Altair. Su relación de brillos correspondientes a una diferencia de una magnitud es entonces 1001/5 = 2,512 (escala de Pogson).

El concepto de clasificación estelar por magnitudes se fue complicando a medida que el brillo se pudo determinar con mayor exactitud. Hubo de convenir el dividir las magnitudes, al igual que toda otra unidad de medida, en décimas, centésimas, etc.

Por otra parte esta escala de magnitudes aparentes se extiende por una parte hacia el cero y los números negativos, para abarcar así a los astros muy luminosos como, por ejemplo, algunos planetas, el Sol (-27,74), la Luna y las estrellas Sirio, Canopo, Arturo y a-Centauri (Toliman). Y, también se ha extendido a números mucho mayores para poder abarcar a estrellas muy débiles. Actualmente se pueden fotografiar estrellas de magnitud aparente 29 con el telescopio espacial Hubble.

 



Departament de física i química


Antoni Salvà i Tomàs
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