Continuamos hoy la serie La vida privada de las estrellas, en la que estamos recorriendo la vida de una estrella desde su nacimiento hasta su muerte. Si no has leído las entradas anteriores, deberías hacerlo antes de leer ésta (en el enlace de la categoría puedes ver los artículos en orden).
Hemos hablado ya de cómo se forma la joven estrella y de los tipos espectrales en los que puede encontrarse. Hoy vamos a hablar acerca de cómo clasificar las estrellas no de acuerdo con su color (como hicimos en la entrada anterior) sino con su luminosidad (y, por lo tanto, su masa), en lo que se llama clases de luminosidad. ¿Preparado?
Imagina una estrella M5. Si recuerdas lo que leíste acerca de los tipos espectrales (que indicaban el color y, por lo tanto, la temperatura de la estrella) una estrella M5 es de color rojo y está relativamente fría. Sin embargo, no basta con esto para saber cómo es la estrella: ya en la entrada anterior dimos los ejemplos de dos estrellas tipo M, Próxima Centauri y Betelgeuse, una de las cuales es muy pequeña y la otra, si estuviera donde se encuentra nuestro Sol, englobaría a la Tierra en su interior. Hace falta algo más para identificar una estrella.
Ese algo se definió en los años 40, y se denomina clases de luminosidad. ¿Qué diferencia tienen Próxima Centauri y Betelgeuse? Que, a pesar de estar a la misma temperatura superficial, como la segunda es muchísimo más grande que la primera, brilla más. De modo que el tamaño de la estrella puede medirse por su magnitud absoluta, es decir, el brillo que tiene independientemente de cómo de lejos estés cuando la miras.
Esta clasificación utiliza números romanos para indicar la luminosidad de la estrella: una estrella de clase VII es una enana minúscula (por ejemplo, una enana blanca), mientras que una de clase I es una supergigante. Para suavizar los escalones (igual que en los tipos había un número) se utiliza una letra: a indica una luminosidad muy grande, ab más pequeña y b más pequeña aún. También se utilizan estas letras “extra” para señalar peculiaridades de la estrella, como el hecho de que tenga líneas de emisión o cosas parecidas.
Por si te lo estás preguntando, Próxima Centauri es una estrella de clase Ve (“e” por líneas de emisión), mientras que Betelgeuse es una Ib. Ahí está la diferencia entre ambas. Las clases de luminosidad, y por tanto los tamaños, junto los nombres que suelen recibir, son (de pequeño a grande):
Las estrellas VII son minúsculas. De hecho, esta clase no suele utilizarse mucho, por ser tan específica: suele decirse simplemente que se trata de una enana blancay punto. ¿Recuerdas esta imagen de la entrada anterior, en la que se ve a Sirio A?
Fíjate detenidamente en la parte inferior izquierda de la imagen. Al lado de Sirio A, que es una estrella de clase V (como nuestro Sol) se encuentra un minúsculo puntito blanco, que no es otra cosa que Sirio B, una estrella de clase VII: una enana blanca.
Las de clase VI se denominan subenanas, aunque esta clasificación tampoco suele usarse muy a menudo. Estas estrellas son sólo algo mayores que las enanas blancas, y una de las más conocidas es la estrella de Kapteyn (que se llama así en honor a su descubridor), que tiene un brillo unas 260 veces más tenue que nuestro Sol:
Las estrellas de clase V es la de las denominadas enanas o de secuencia principal. El nombre es algo confuso: las estrellas “enanas” son mucho más comunes que las más grandes, de modo que puede decirse que son de tamaño “normal”. Nuestro Sol es una de ellas, como lo es Tau Ceti.
Las estrellas IV se llaman subgigantes. Una de las más conocidas es Epsilon Reticuli, una subgigante naranja que ha abandonado ya la secuencia principal por haber consumido casi todo su hidrógeno. Esta estrella es interesante, además, porque tiene al menos un planeta (un gigante gaseoso mayor que Júpiter) que la orbita a una distancia similar a la de la Tierra alrededor del Sol. Se piensa que, en el pasado, las posibles lunas de ese planeta pueden haber tenido las condiciones adecuadas para la vida, pero al abandonar la estrella la secuencia principal e “hincharse” (como veremos en posteriores entradas de la serie), la temperatura a esa distancia se ha hecho demasiado grande para la vida que conocemos.
Las llamadas gigantes son las estrellas de clase III. Estos astros tienen un brillo muchísimo mayor que el de nuestro Sol. Por ejemplo, Rho Persei, una gigante roja M4 IIIa (a veces aparece como M4 II). Algún día, el Sol se convertirá en una gigante de tipo III: su temperatura superficial descenderá según se hinche, pero la superficie será tan grande al aumentar de volumen que el brillo total aumentará mucho. Desgraciadamente, no podremos verlo desde la Tierra: para entonces, o bien hemos emigrado a otro sistema estelar o nos habremos achicharrado.
Pero hay estrellas aún más brillantes: las de clase II se denominan gigantes brillantes. Para que te hagas una idea de la luminosidad de estos monstruos, la estrella de la imagen es Epsilon Canis Majoris, también conocida como Adhara, y brilla como veinte mil soles:
Además, Adhara es de clase espectral B2, es decir, está muy caliente. Este tamaño y temperatura hacen que esta estrella no vaya a durar mucho - está consumiendo su combustible de hidrógeno a un ritmo endiablado.
Sin embargo, las hay aún más grandes y brillantes: las supergigantes de clase I. Una de las más conocidas es Mu Cephei, una supergigante roja que, si estuviera donde está el Sol, llegaría hasta la órbita de Saturno. ¡Podríamos meter mil millones de Soles dentro! Su brillo es unas cuarenta mil veces el de nuestra estrella:
Puede parecer mentira, pero hay estrellas aún más brillantes que las supergigantes: son las de clase 0, denominadas hipergigantes. No tienen por qué tener más volumen que las supergigantes, pero brillan más porque tienen mayor masa. Las hipergigantes pueden brillar como millones de Soles.
Estos leviatanes estelares son muy inestables: su brillo suele variar debido a los cambios en su interior (a veces cataclísmicos), y además no suelen durar mucho tiempo debido a que necesitan consumir hidrógeno muy rápido para mantener el equilibrio hidrostático y no colapsarse y convertirse en supernovas.
Existen muy pocas hipergigantes: hasta hace muy poco sólo se conocían siete en nuestra galaxia. La más famosa, de la que ya hemos hablado en El Tamiz, es Eta Carinae, que brilla como cinco millones de Soles:
Podrías preguntarte, ¿es posible que existan estrellas aún más brillantes? Por lo que sabemos, no: existe un límite, denominado Límite de Eddington, de unas 120 masas solares, por encima del cual una estrella sería tan masiva y se “encendería” nuclearmente de forma tan violenta que expulsaría parte de su masa en forma de anillo a su alrededor, quedándose con una masa inferior a ese límite. Por otro lado, sí parece que hay alguna estrella en el Universo que sobrepasa el límite, de modo que nuestras teorías sobre formación estelar aún no están completas.
En cualquier caso a estas alturas, si lees en alguna parte que el Sol es una estrella G2 V, puedes rascarte la barbilla y decir, “Hmm…nuestro Sol es una enana amarilla y está en la secuencia principal. En la próxima entrada combinaremos ambas clasificaciones, la del color y la del brillo, en el diagrama estelar más famoso de todos, el diagrama de Hertzsprung-Russell, y hablaremos acerca de esta secuencia principal y la madurez de una estrella.
