Por F. Zapata

Al parecer hay casi tantos como estrellas vemos en el firmamento, podríamos decir. Al clasificar estrellas los astrónomos buscan características en común, lo que nos ha llevado a encontrar las estrellas más sorprendentes.

Ahora bien, el grupo al cual pertenece una estrella depende sobre todo del estadio evolutivo en el que se encuentre, aunque algunas estrellas, como Eta Carinae por ejemplo, pertenece a más de una de las categorías que citamos aquí:

Figura 1. La estrella Sirio es la más brillante del firmamento nocturno, pertenece a la secuencia principal y además es una estrella binaria. Fuente: Pixabay.

Estrellas de la secuencia principal

En cuanto nacen como tales, es decir, arranca a funcionar su reactor central, las estrellas se incorporan en la secuencia principal del diagrama HR o diagrama de Hertzsprung-Russell. Este diagrama es un tema recurrente en todo lo que se refiere a las clases de estrellas, se trata de un gráfico de luminosidad versus temperatura efectiva.

La secuencia principal es la región central en la que se encuentra la mayoría de las estrellas, incluyendo nuestro Sol. Las estrellas pasan la mayor parte de sus vidas estelares en esta región, y el lugar en particular que ocupan en ella depende de la masa inicial.

Todas las estrellas que usan hidrógeno como combustible están aquí.

Las estrellas muy calientes, azules o blanco azuladas y masivas se encuentran en el tope a la izquierda. El grupo desciende a medida que lo hace la temperatura y cambia el color. Nuestro Sol se encuentra en la sección de color amarillo, por supuesto, en la siguiente versión del diagrama obtenida de la Wikipedia. Esta versión me gusta mucho porque muestra la ubicación de las estrellas favoritas en el diagrama, así como las categorías:

Figura 2. Diagrama HR de la evolución estelar. Fuente: Wikimedia Commons.

Enanas rojas

Pertenecen a la secuencia principal, sin embargo, tal como indica su nombre, son de pequeño tamaño y color rojo, debido a que sus temperaturas son las más bajas. Las podemos ver en el extremo derecho del diagrama, sobre la secuencia principal abajo.

Ahí conseguimos a Próxima Centauri, la estrella más cercana a la Tierra. Y en realidad la mayoría de las estrellas cercanas pertenecen a esta clase, pues es la que más abunda en todo el universo. Y también están entre las más duraderas de todas, pues gastan el combustible nuclear con gran parsimonia, pero a cambio su baja luminosidad las hace difícilmente detectables.

Figura 3. Así se vería la enana roja Próxima Centauri desde el exoplaneta Próxima b, de acuerdo a esta recreación artística de la NASA.

Enanas blancas

Se encuentran en la parte inferior del diagrama, ¿cómo llegaron allí? En tiempos las enanas blancas fueron estrellas de la secuencia principal, pero ahora son sus remanentes, luego de que de la estrella, no muy masiva origanlmente, se desprendiera de buena parte de su masa por haber agotado el combustible nuclear.

Junto con las enanas rojas son las estrellas más abundantes en el universo. La más conocida es sin duda Sirio B, la compañera de la espléndida estrella blanca Sirio A. Su destino es ir enfriándose poco a poco hasta que cese todo rastro de movimiento en sus partículas, para convertirse así en una estrella enana negra.

Enanas negras

Nadie las ha visto todavía, pero se cree que las enanas blancas evolucionan lentamente hasta este estadio.

Se trata de objetos carentes de energía térmica, algo que no se ha visto hasta ahora en ninguna parte del universo, pues el cero absoluto de temperatura todavía no se ha logrado o detectado.

Enanas marrones

Se encuentran a medio camino entre estrellas y planetas, porque no llegaron a lograr la masa mínima necesaria para encender el reactor nuclear del centro y comenzar a quemar hidrógeno. Por eso se los menciona a veces como objetos subestelares.

Se cree que la masa mínima necesaria para que una estrella consiga entrar en la secuencia principal es de 0.075 masas solares, con una densidad mínima de 73.4 g/cm^3 en el núcleo. De lo contrario no se logra la temperatura mínima requerida para fusionar hidrógeno.

Pero no se trata de que las enanas marrones carezcan de una fuente, porque se cree que fusionan deuterio, un isótopo del hidrógeno, otras litio y algunas tritio, otro isótopo más del hidrógeno. Tales elementos no duran mucho en su papel como combustible, dejando a la enana marrón emitiendo el calor que logró adquirir y a algunas reacciones remanentes en su interior.

Estrellas gigantes y supergigantes

Poseen entre 10 y 100 el radio del Sol, pero no todas nacieron con ese tamaño, sino que en algunos casos es producto de su evolución como estrella. Se pueden encontrar de varias clases espectrales, o temperaturas, tal como muestra el diagrama HR.

Algunas de las estrellas favoritas de todos están en este grupo, pues son muy luminosas, algunas por su temperatura y otras por tener una gran área superficial.

Figura 4. Altair, Vega y Deneb en el Triángulo de Verano. Fuente: Wikimedia Commons.

Supergigantes azules

Algunas pertenecen a la secuencia principal y se ubican arriba y a la izquierda, otras ya salieron de ella y están por arriba de dicha secuencia. Son estrellas muy masivas y por ello queman su combustible nuclear a una tasa mayor, lo que no les garantiza la longevidad.

Probablemente sus días terminen en una gran explosión de supernova. Ejemplo de esta clase de estrellas es R136a1, a la que ya dedicamos un post por ser la estrella más masiva que se conoce hasta la fecha.

Supergigantes rojas

Estas estrellas han agotado el hidrógeno como combustible nuclear y se han hinchado de manera asombrosa. Originalmente se trata de estrellas con mucha más masa que el Sol, aunque se cree que este eventualmente se convertirá en una supergigante o una gigante roja. No sería conveniente estar cerca cuando eso suceda pero no será por lo pronto.

Se diferencian de las estrellas azules por su temperatura, las rojas son más frías. Una de las supergigantes rojas más amada por todos es Betelgeuse, de quien se teme pueda estar a punto de estallar convirtiéndose en supernova.

Figura 5. Betelgeuse en la constelación de Orión. Fuente: NASA.

Supergigantes e hipergigantes amarillas

Las estrellas supergigantes amarillas son extremadamente masivas y están en una suerte de estadio intermedio entre supergigante azul y supergigante roja. Estas últimas son fases avanzadas en la evolución de algunas estrellas masivas.

Una conocida supergigante amarilla es Canopus, la segunda estrella más brillante en el cielo nocturno después de Sirio.

En cambio las estrellas hipergigantes amarillas puede que provengan de supergigantes rojas, pero son sumamente raras de encontrar. Suelen perder gran cantidad de materia y se piensa que evolucionan hacia otro estadio conocido como variable luminosa azul, que evidentemente no se encuentran en la secuencia principal.

Figura 6. Canopus, la segunda estrella más brillante en el cielo nocturno de la Tierra. Fuente: Wikimedia Commons.

Estrellas binarias

Muchas estrellas no están solas, sino en pares, formando una estrella binaria. Nuestro solitario Sol parece más bien una excepción a la regla.

De hecho, muchas de las estrellas que adornan el firmamento nocturno son en verdad pares. El más famoso es el sistema de Sirio, con la luminosa estrella blanca Sirio A y su pequeña compañera Sirio B, causante de los vaivenes gravitatorios de su compañera mayor. También la estrella variable Algol experimenta cambios en su luminosidad debido a que es en realidad una estrella binaria.

La estrella variable, supermasiva y superluminosa Eta Carinae, además de ser una variable luminosa azul, forma parte también de un sistema estelar binario.

No solamente se forman parejas, hay sistemas con más integrantes, pero hay que establecer claramente que estas estrellas pueden estar realmente vinculadas por su cercanía y su gravedad, o bien puede ser la forma en que se ven desde la Tierra.

Lo bueno de las binarias es que, gracias a la ley de Gravitación universal de Newton, se pueden usar para “pesar” las estrellas y además ilustran la conservación del momento angular.

Estrellas variables

Como su nombre lo indica, varía su luminosidad, pero esto puede deberse a varias causas. Puede que la estrella en sí lleve a cabo procesos en los cuales su luminosidad cambia, por ejemplo se contrae, o ha expulsado gas que la oculta de la vista, disminuyendo su brillo.

Otras veces sucede que la estrella no está sola, sino que tiene una o más compañeras que la eclipsan, entonces visto desde la Tierra, el brillo parece disminuir. Algol es una estrella binaria conocida desde la antigüedad. Otra es Mira, en la constelación de la Ballena.

La estrella supergigante roja Betelgeuse ha estado experimentando variaciones en su brillo, se temió que fuese porque estaba pronta a sufrir una explosión de supernova, pero los astrónomos creen ahora que la disminución de su brillo se debe a que expulsó una gran cantidad de masa que la opaca.

Cefeidas

Las cefeidas son estrellas variables, en las cuales el cambio de luminosidad y temperatura oscila con períodos muy estables. Se trata de estrellas muy importantes porque gracias a ella se determinaron inicialmente las distancias entre las galaxias, concretamente entre Andrómeda y la Vía Láctea.

La primera cefeida en ser conocida es Delta Cephei, en la constelación del mismo nombre. Buena parte de las cefeidas conocidas son estrellas calientes, muy luminosas y mucho más grandes que el Sol.

Estrellas T Tauri

Estas son estrellas sumamente jóvenes, aunque todavía se las considera protoestrellas, no estrellas convencionales, sin embargo están muy cerca de serlo y por ello a punto de entrar en la secuencia principal.

Su fuente de energía aún no reside en el reactor central, sino en el proceso de contracción gravitacional, esa es la razón por la cual su luminosidad es muy alta, aunque variable.

Usualmente sus masas son relativamente pequeñas, menos de dos masas solares y al ser observadas, aún presentan los restos del disco de acreción que les dió origen.

Novas, supernovas e hipernovas

De esta manera terminan su vida las estrellas que superan la masa del Sol al menos una 7 veces. Se trata de explosiones colosales en las cuales una estrella, ya roto su equilibrio entre la presión hidrostática y la gravedad, imponiéndose la primera, expulsa violentamente su masa al espacio.

Se produce una colosal cantidad de energía que se emite al espacio en forma de radiación electromagnética.

La diferencia en los términos alude a las distintas energías que se liberan en cada proceso, así como el distinto origen de cada uno. Hay novas recurrentes, en cambio las supernovas y las hipernovas son eventos más catastróficos y destructivos, por así decirlo. Las hipernovas evidentemente surgen del colapso de las estrellas más masivas y degeneraría eventualmente en la creación de un agujero negro.

Figura 7. El remanente de la supernova de Kepler, tomada por el Chandra.

Estrellas de neutrones

Son el remanente de algunas explosiones de supernova, donde la estrella, habiendo expulsado la mayor parte de su masa, se queda solamente con el núcleo central con una masa aproximadamente 1.4 veces la del Sol.