En el primer artículo de esta serie, La vida privada de las estrellas, hablamos acerca del nacimiento de una estrella. Hoy vamos a ver qué ocurre a partir del momento en el que la estrella se “enciende” (inicia la fusión del hidrógeno), y además vamos a revisar una de las formas más comunes de clasificar estrellas.
Una vez que la temperatura en el núcleo de la estrella alcanza el valor adecuado, como dijimos en la entrada anterior, empieza la fusión del hidrógeno. Aunque algunas estrellas tienen más hidrógeno y otras menos cuando empiezan a brillar, en todas ellas el hidrógeno es un porcentaje elevadísimo de su masa - al final de la serie veremos por qué algunas (como nuestro Sol) ya tienen otros elementos cuando nacen.
Hay diversas reacciones nucleares involucradas en la fusión del hidrógeno en el interior de las estrellas, pero el resultado fundamental es el siguiente: cuatro protones (núcleos de hidrógeno) se unen para formar un núcleo de helio (dos protones y dos neutrones), liberando dos positrones y dos neutrinos electrónicos (lo que convierte a dos protones en neutrones), además de una enorme cantidad de energía en forma de fotones.
Cuanto mayor es la masa de la estrella recién nacida, mayor es la temperatura en su núcleo y más rápido se produce esta reacción. Una estrella muy pequeña y relativamente fría consume su hidrógeno muy lentamente, de ahí que pueda seguir brillando (aunque débilmente) durante muchísimo tiempo; por otro lado, una estrella de enorme masa en cuanto nace empieza a consumimr su hidrógeno a un ritmo endiablado: brilla como un millón de Soles, pero en unos pocos millones de años ha consumido casi todo el hidrógeno.
De modo que, dependiendo de la masa de la nube de hidrógeno que dio lugar a la joven estrella, ésta tiene un color y luminosidad u otro. Existen muchas formas de clasificar las estrellas, pero la más común combina dos aspectos (el color y la luminosidad), y probablemente la has visto alguna vez. Por ejemplo, nuestro Sol es una estrella G2 V. Pero, ¿qué significa todo eso?
La primera parte de la clasificación de una estrella se denomina tipo espectral, y dice básicamente de qué color es la estrella. O, dicho de otra manera, a qué temperatura está su superficie. Piensa en lo siguiente: si calientas un clavo poco a poco, al principio no brilla, luego puedes verlo brillar de un color rojo oscuro que va volviéndose más brillante, anaranjado, amarillo, blanquecino e incluso azulado. La temperatura del clavo determina el color de la luz que emite - y lo mismo pasa con las estrellas.
Vamos a recorrer brevemente los tipos espectrales más comunes, de las estrellas más frías a las más calientes. Los tipos espectrales son letras, de modo que es una clasificación algo artificial y escalonada. Con el tiempo se añadió un número del 0 al 9 para suavizar la clasificación:
Las estrellas del tipo L son muy frías: por debajo de 2.000 K. Si recuerdas el artículo anterior, las enanas marrones son estrellas de este tipo. Las estrellas de este tipo brillan con un color rojo oscuro (casi toda su energía se emite por debajo del visible, en el infrarrojo). Aunque no son realmente estrellas “en toda regla”, pues no producen la fusión del hidrógeno, no he querido dejar de mencionar este tipo espectral porque enlaza con el artículo anterior.
Por supuesto, no todas las estrellas tipo L son iguales: una que sea de tipo L9 es muy fría, mientras que una L5 es algo más caliente y una L0 es casi ya del siguiente tipo (el tipo M). Así funciona el sistema “suavizado” por los números.
El siguiente tipo es el M, el más común del Universo. Son estrellas cuya superficie está entre 2.000 y 3.500 K, es decir, aún bastante frías (una tipo M9 estará a 2.000 K y una M0 a 3.500 K). Tres de cada cuatro estrellas pertenecen a este tipo espectral.
Estas estrellas rojas pueden ser de muchos tamaños. Por ejemplo, probablemente sabes que el sistema estelar más cercano al nuestro es Alfa Centauri (a poco más de 4 años-luz de nosotros). Bien, ese sistema consta de tres estrellas, una de las cuáles (Proxima Centauri) es una minúscula estrella de tipo M5 que tiene un radio que es la quinta parte del del Sol. Por cierto, ahora mismo Proxima Centauri está algo más cerca de nosotros que las otras dos estrellas, de modo que es la estrella más cercana a la Tierra después del Sol.
Por otro lado, la gigantesca Betelgeuse (a unos 427 años-luz de nosotros) es de tipo M2, pero tiene un radio que es más de seiscientas veces el de nuestro Sol. Aquí tienes una imagen de Betelgeuse tomada por el Hubble:
Llegamos ahora al tipo espectral de nuestro Sol, el tipo G de estrellas amarillas-blanquecinas…que son menos comunes de lo que podrías pensar: sólo el 8% de las estrellas son de tipo G. Su temperatura superficial está entre 5.000 K y 6.000 K. Algunas de las más conocidas (además, por supuesto, del Sol) son Alfa Centauri A, Capella o Tau Ceti. Nuestro Sol, por cierto, es una estrella G2.
Naturalmente, en muchas obras de ciencia-ficción se plantea la posibilidad de que exista vida parecida a la nuestra en estrellas de tipo G, puesto que son tan similares al Sol, pero dada la frecuencia de las estrellas tipo M, puede haber bastante más vida en sistemas estelares de ese tipo, aunque la cosa no está clara y hay opiniones para todos los gustos.
Pasamos ahora a estrellas más calientes que el Sol. Las de tipo F son blancas y su superficie está entre 6.000 K y 7.500 K. Únicamente el 3% de las estrellas que vemos son de este tipo. La segunda estrella más brillante del cielo nocturno, Canopus, es de tipo F. Aquí puedes ver una magnífica fotografía de Canopus tomada desde la Estación Espacial Internacional:
Pero hay estrellas aún más calientes: las de tipo A están entre 7.500 K y 10000 K y brillan con un color blanco azulado. Paradójicamente, a pesar de que sólo una de cada doscientas estrellas está tan caliente, las estrellas de tipo A son de las más conocidas desde hace milenios porque, al estar a una temperatura tan grande, suelen brillar mucho y son visibles a simple vista. Por ejemplo, Vega y Deneb son de tipo A. La estrella nocturna más brillante de todas, Sirio (más específicamente, Sirio A, porque es un sistema binario), también es de tipo A:
¡Pero no hemos acabado aún! Las estrellas cuya superficie está entre 10.000 y 30.000 K son de tipo B. Brillan con un color azul intenso pero, al estar tan calientes, no suelen durar mucho tiempo. Hay poquísimas estrellas de este tipo, porque hace falta una gran densidad de hidrógeno para que se formen: sólo una de cada ochocientas estrellas es de tipo B. Sin embargo, suelen estar juntas formando grupos en las zonas en las que las nubes de gas que las formaron eran muy densas. Las Pléyades, que ya mostramos en la entrada anterior, contienen varias estrellas de tipo B:
Aunque parezca mentira, sigue habiendo estrellas más calientes (aunque pocas). Las de tipo Oestán entre 30.000 y 60.000 K y brillan, igual que las de tipo B, con color azul. De hecho, hay más radiación emitida en el ultravioleta que en el visible. Sólo una de cada tres millones de estrellas es de este tipo - fíjate en el salto respecto a las de tipo B. Es muy difícil que se den las condiciones para que se formen estas estrellas y, además, duran tan poco tiempo que casi todas las que se formaron en el pasado ya no están.
Como has podido comprobar, el código de letras es bastante arbitrario (en su origen tuvo que ver con las líneas espectrales del hidrógeno y otros elementos), de modo que se han inventado varias reglas mnemotécnicas para recordar el orden de los más comunes (OBAFGKM). La más famosa (en inglés) es Oh, Be A Fine Girl, Kiss Me. En español la más conocida es Otros Buenos Astrónomos Fueron Galileo, Kepler, Messier.
Aquí tienes una imagen en la que puedes ver el color que percibe el ojo humano de cada uno de los tipos espectrales. Los tamaños no tienen por qué ser así - como veremos más adelante, suele ocurrir que cuanto más caliente es la estrella, más grande es, pero ya hemos visto que Betelgeuse es de tipo M y sin embargo es gigantesca:
En la próxima entrada hablaremos de la segunda parte de la clasificación, de acuerdo con el brillo de la estrella: las clases de luminosidad.
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Tomado de: Pedro Gómez-Esteban González. (2009). El Tamiz. Recuperado de: https://eltamiz.com
