Introducción sobre las estrellas 1

En esta pequeña serie, con dos entradas, trataré un poco el concepto de estrella, qué es y su vida, a grandes rasgos. En esta primera parte me centraré en su composición y como se clasifican, para luego en la segunda parte centrarme en los cambios que sufren a lo largo de su vida, así como su muerte.

Así que, para empezar cabría preguntarnos, ¿qué es una estrella? Una estrella es una acumulación de materia, principalmente Hidrógeno, seguido de Helio, y otros elementos que dependen del tipo y edad de la estrella. Emite radiación electromagnética, no solo en el espectro visible (la luz que puede ver el ojo humano) sino en otros espectros. Como emiten radiación (energía), debe haber algún proceso que les permita transformar su materia en energía. Este proceso es, en su mayoría, de fusión nuclear del Hidrógeno a Helio.

No entraré en excesivo detalle del procedimiento, tanto por complejidad como porqué le corresponde mejor a la segunda entrada. Aún así, comentar brevemente que las estrellas fusionan el hidrógeno por dos procesos, siendo el principal la cadena protón-protón (o también cadena p-p) en estrellas de masas similares a la de nuestro Sol, y el ciclo CNO toma más importancia en estrellas más masivas. Esto es, que dadas ciertas condiciones de temperatura y presión, se pueden unir dos núcleos de Hidrógeno (protones, ya que el Hidrógeno solo posee un protón y un electrón) y formar un núcleo de Helio (dos protones), liberándose mucha energía en el proceso.

Ahora que sabemos qué es una estrella, vamos a ver cual es la clasificación actual:

Las estrellas se clasifican por tipo espectral, normalmente, ya que existe una relación entre la luminosidad y temperatura de las estrellas. Se puede representar pues, en lo que en astrofísica llamamos un diagrama de Hertzprung-Russell (o diagrama HR). Las estrellas más masivas, y más azuladas, serán las que tengan mayor temperatura y luminosidad. Por el contrario, las menos masivas y más frías son las que tienen un color rojo (dedicaré una entrada a la relación entre el color de una estrella y su temperatura, que viene determinado por la ley de Wien).

Así pues, tenemos los tipos espectrales O, B, A, F, G, K y M. De más azul, caliente, masivo y luminoso, a menos. Dentro de cada tipo espectral contemplamos distintos niveles, ya que por desgracia el universo no funciona de forma discreta (tomando valores enteros y diferenciados entre sí), hay matices. Hay estrellas que están a medio camino entre O y B, por ejemplo. Esto sería una estrella O5, ya que se contempla una escala del 0 al 9 según si la estrella tiende hacia “arriba” o hacia “abajo” en la clasificación. Una estrella A5, por ejemplo, estaría a medio camino entre A0 y F0.

Además, en función del tamaño este afecta a la luminosidad de la estrella también. Por eso, se estableció un complemento para clasificarlas, que se añade después del tipo espectral. De mayor a menor:

  • 0 Hipergigantes
  • Ia Supergigantes luminosas
  • Ib Supergigantes menos luminosas
  • II Gigantes luminosas
  • III Gigantes
  • IV Subgigantes
  • V Secuencia principal (enanas)
  • VI Subenanas

Así pues, para acabar, y qué mejor ejemplo que usar nuestro propio sol (una estrella de la secuencia principal) como ejemplo para acabar de entender como se clasifica una estrella. Nuestro sol es, una estrella tipo G2 V. Se encuentra, como se ve, en la secuencia principal que es la fase que atraviesan la enorme mayoría de estrellas (una fase estable).

Adjunto una imagen del diagrama HR y las clases espectrales, y doy por finalizada esta primera parte de la introducción a las estrellas/astrofísica estelar.

 

Diagrama H-R. Se aprecia la línea de la secuencia principal, así como a más temperatura (más a la izquierda) mayor luminosidad (más arriba), y como varía el color. En la parte inferior se aprecian los tipos espectrales.

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Un pensamiento en “Introducción sobre las estrellas 1

  1. […] esta entrada, que es la continuación de esta otra entrada (pinchar para ver), hablaremos sobre los procesos que se desarrollan en el interior de las […]

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