Tipos de estrellas

 Hay muchas formas de clasificar las estrellas. Una posibilidad es:
  • Según su espectro
  • Estrellas múltiples
  • Estrellas variables
  • Novas, supernovas y púlsares
 
Según su espectro

Si hacemos pasar una luz por un prisma de cristal, se descompone en los colores del arco iris. Usando los espectrógrafos, se puede observar unas líneas en determinadas posiciones que forman el espectro de esa luz. Esas posiciones corresponden a los elementos que contiene la estrella. Las estrellas de colores similares tienen espectros similares, es decir, están compuestos de elementos químicos parecidos.

A) Una posible clasificación de las estrellas es según el espectro que presenten de acuerdo con los tipos espectrales. Es la clasificación según ANNE CONNAN .Estos siguen la siguiente secuencia:

_ Secuencia "O": Para estrellas azules y blancas.
_ Secuencia "B": Para blancas azuladas
_ Secuencia "A": Para estrellas blanco-amarillentas.
_ Secuencia "F": Estrellas amarillo claras.
_ Secuencia "G": Para amarillas.
_ Secuencia "K": Amarillo-rojizas.
_ Secuencia "M": Rojizas o rojas.

Estas secuencias van desde las de mayor a las de menor temperatura superficial y que no representan una composición química distinta.
 

 Tipos espectrales

 Temperaturas
(K)

 Color

Ejemplos 

 Espectro

 O

 25.000-50.000

 Azul

Mintaka, Alnitak

Rayas de helio ionizado

 B

 11.000-25.000

 Blanca azulada

 Rigel, Régulo

Rayas de helio neutro

 A

 7.500-11.000

Blanca-amarillenta 

Vega, Sirio 

Rayas de hidrógeno fuertes 

 F

 6.000-7.500

 Amarillo claro

Procyón, Polaris 

Rayas de metales ionizados 

 G

 5.000-6.000

 Amarilla

Sol, Capella 

Rayas de metales neutros 

 K

3.500-5.000 

 Amarillo-rojizas

Arturo, Aldebarán 

Bandas moleculares 

 M

2.000-3.500 

 
Roja
 
Betelgeuse, Antares
 
 
                                                                                                                           
 
 
 
 
 Para dividir estos espectrales de un modo aún más exacto se introducen 10 subclases que se representan por números del 0 al 9, y que se añaden a la letra correspondiente a la clase, a excepción de los grupos "O" y "M". Así el Sol es una G2.

B) Los tipos espectrales según A. SECCHI son:
_ Tipo 1 : Estrellas blancas. Tienen un espectro casi continuo formado por muy pocas rayas.
_ Tipo 2 : Estrellas amarillas. Espectro muy parecido al del Sol, con unas rayas muy intensas al lado de rayas más finas.
_ Tipo 3 : Estrellas amarillo-anaranjadas. Su espectro tiene rayas muy finas y otras muy difuminadas que se llaman bandas.
_ Tipo 4 : Estrellas rojas. Aparecen muchas bandas junto a las rayas.
El astrónomo italiano PIETRO ANGELO SECCHI (1818-1878) estudió los espectros de lo que disponía y las clasificó de esa forma.
 
Para estudiar las estrellas se emplea el diagrama de Hertzsprung-Rusell (H-R), que nos da de forma gráfica una relación entre la luminosidad absoluta y el tipo espectral, principalmente temperatura y color, de ellas. Así las agrupa en diversas regiones, encontrándose la mayor parte de ellas en una región que lo cruza desde el extremo superior izquierdo hasta el extremo inferior derecho y que se llama secuencia principal. Ésta abarca desde estrellas blancas de alta temperatura hasta estrellas enanas rojas de baja temperatura, pasando por estrellas amarillas parecidas al Sol. Por encima de esta secuencia principal se halla la zona de las gigantes rojas, en las que están situadas las estrellas amarillas y rojas de gran luminosidad y gran radio, y la zona de las supergigantes, que son estrellas de mayor radio y luminosidad. Por debajo de la secuencia principal se encuentra la rama de las enanas blancas donde se sitúan estrellas de alta temperatura y baja luminosidad.

 
 
 
 
 
 
Estrellas múltiples

A simple vista, hay estrellas que pueden parecer que se encuentran aisladas en una posición determinada del espacio. Sin embargo, son sistemas o estrellas múltiples. Éstos pueden estar formados por dos o más estrellas. Si está formado por dos, se llama sistema binario. Ellas giran juntas alrededor de un único centro de gravedad. Es el caso del sistema binario formado por Alcor y Mizar, las estrellas situadas en la Osa Mayor. Si se observa con telescopio, se ve que Mizar, a su vez , es otra estrella doble formada por Mizar A y Mizar B. Y si se hace un análisis espectroscópico de las 2 componentes visibles de Mizar, se descubre que cada una de ellas está formada a su vez por una binaria espectroscópica, es decir, un sistema doble tan próximo que sólo con el análisis de sus espectros es posible determinarlo. Al final se llega a la conclusión de que Mizar es un sistema cuádruple de estrellas.

Las estrellas dobles más conocidas son:
 
 
Nombre Bayer m1 m2 color
Mizar zeta Ursae Majoris 2,4 4 blancas
Cor Caroli alfa Canun Venaticorum 2,9 5,4 blancas
Albireo beta Cygni 3,2 5,4 naranja, azul
Acrab beta Scorpii 2,9 5,1 blancas
epsilón Lyrae 4,5 4,7 blancas
Algedi alfa Capricorni 3,8 4,5 blancas
gamma Delphini 4,5 5,5 rosada, blanca
Alamak gamma Andromedae 2,3 5,1 naranja, azul
Ras Algheti alfa Herculis 3,5 5,4 naranja, azul
Mesarthim gamma Ari 4,8 4,8 blancas
Algieba gamma Leonis 2,1 3,4 naranja, amarilla
delta Serpentis 4,2 5,2 amarillas
 
                                                                                                                                    m1 y m2 son las magnitudes, medida del brillo de las estrellas.

Las órbitas de las estrellas binarias dependen de la relación de masas que haya entre las estrellas. Cuando sus masas son parecidas, como en el caso A de la figura de abajo, la órbita es circular y el centro de gravedad del sistema está en el centro. Cuando la masa de una es mucho mayor que la otra (figura B), la menor gira en torno a la mayor, que contiene el centro de gravedad. En este caso, si el centro de gravedad no coincide con la mayor, describen órbitas elípticas alrededor de un centro común. 
 
 
 

Hay algunos casos en que estrellas que aparentemente forman un sistema doble no están físicamente relacionadas, y que sólo las asociamos visualmente por encontrarse en la misma línea de visión, aunque se encuentran a distancias distintas. Estas estrellas se llaman binarias ópticas o dobles ópticas
Hay otros casos en que una de las componentes del sistema binario es demasiado débil para ser vistaincluso con telescopio, y sólo se puede saber de su existencia estudiando su efecto sobre el propio movimiento de la estrella más brillante.
Este sistema se llama binario astrométrico, y es el caso de Sirio, que está formada por
Sirio A, visible, y por Sirio B, una enana blanca cuyo diámetro es 3 veces más pequeño que el de la Tierra.

También hay veces en que las dos estrellas están tan próximas que parecen una sola, y sólo se sabe de ella por el estudio espectroscópico de su luz. Son las llamadas binarias espectroscópicas.

Por último, existe otro tipo de binarias llamadas eclipsantes, que son aquéllas en los que el plano de la órbita está orientado de forma que cada una de sus componentes eclipsa total o parcialmente a la otra durante el periodo orbital. La frecuencia de los eclipses depende del tiempo que tarda una de las estrellas en orbitar alrededor de la otra.
Un ejemplo de este tipo lo forma Algol, que está formada por dos estrellas de tamaños casi iguales, pero una de ellas es más brillante que la otra. La que menos brilla se sitúa delante de la que más, produciéndose una ocultación parcial que hace que Algol tenga una disminución de intensidad.
 
 
 
 
 
Estrellas variables

Las estrellas variables son aquellas que presentan cambios en su brillo a intervalos de tiempo cortos. Las verdaderas variables se distinguen de las binarias eclipsantes porque su variación en el brillo se debe a una causa intrínseca, mientras que en las binarias eclipsantes era debido a la forma en que está situado el plano de órbita, haciendo que una estrella ocultara a la otra.
Las estrellas variables se pueden clasificar en variables eclipsantes , variables intrínsecas y variables eruptivas.

Las variables eclipsantes son dos estrellas que giran una alrededor de la otra, en un plano que contiene a la Tierra. Cuando una estrella pasa por delante de la otra, se produce el eclipse., y la luminosidad total baja. Si no hay eclipse la luminosidad total es la suma de las dos.


Las variables intrínsecas son aquellas que palpitan, normalmente por estar en un período crítico de su vida. Las más conocidas son las Cefeidas , por ser su prototipo Delta de Cefeo, y las estrellas de fulguraciones , cuyo patrón es Mira. También se las conoce a las intrínsecas como variables pulsantes.

Las variables eruptivas , donde la variación está en función de fenómenos explosivos que van desde los del tipo solar hasta los relacionados con cataclismos tipo supernovas. En las supernovas la variación es superior a la de las novas.

Fuera de esta clasificación se encuentran las variables que lo hacen sin período fijo, llamándose irregulares. Suelen ser estrellas en su última etapa de la vida y por lo tanto supergigantes. Por ejemplo la estrella llamada Granate de la constelación de Cefeo, que es una de las más rojas del cielo y tiene un gran diámetro.

Las variables más brillantes tienen su propio nombre, mientras que las más débiles se designan mediante un nombre compuesto por una letra latina, comenzando por la R, seguido del nombre, en genitivo, de la constelación a la que pertenece. Por ejemplo: R Tauri

Las variables que se descubren con posterioridad siguen la secuencia hasta la Z, y una vez agotada ésta se vuelve a comenzar con dos letras RR......RZ, después SS hasta llegar a SZ, y así hasta alcanzar ZZ.

En realidad, es bastante rara la estrella que no varía su luz, aunque sea muy lentamente. En los tiempos de los fenicios Alfa Draconis era la más brillante de esa constelación, y hoy en día ocupa el sexto lugar.
 
Novas, supernovas y púlsares
 
Las novas son estrellas que tienen un repentino aumento de su luminosidad, haciéndose 100.000 veces más brillante, recuperando después poco a poco su luminosidad original. El mecanismo de aparición de una nova puede ser así:

- Cuando el combustible nuclear de una estrella se va combustionando, va quedando un empaquetamiento muy denso en materia, que es incapaz de generar de generar energía mediante reacciones nucleares.

- Si una estrella como esta forma parte de un sistema doble, la 2ª estrella se transforma en una gigante roja y la materia fluye desde ésta hasta la enana blanca que la acompaña. Esa materia cuando cae sobre la enana blanca puede llegar a provocar grandes explosiones, que se pueden repetir en períodos de años.

A lo largo de los años ha habido muchas observaciones de novas. Estas son las más importantes:
 
 

Año

Constelación

Brillo

Observaciones

- 134

 

 

Posible observación de Hiparco

183

Centauro

Mayor o igual a Venus

Observada en China

393

Escorpión

 

Según los chinos brilló 8 meses

1006

Lobo

200 veces mayor que Venus

3 referencias árabes. Fue visible durante 3 años.

1054

Tauro

2 o 3 veces mayor que Venus

Apareció el 4 de julio. Brilló mucho 3 semanas y se observó su declinación durante 2 años.

1181

Cassiopea

Vega

 

11 Nov. 1572

Cassiopea

Mayor que Venus

Observada por Tycho. Midió con un sextante su posición. La estudió durante 485 días. En 1573 publica "De nova stella"

1596

Ballena

3ª magnitud

La observa Fabricius

1604

Ophiuco

Júpiter

La estudian Kepler y Fabricius

1638

Ballena

 

H. de Franeker observa que el brillo aumenta y disminuye cada mes. La variación llega a ser de 250 veces

1667

 

 

Montonari observa el brillo cambiante de Algol, entre 2,5 y 3,5

1782

 

 

Johan Goodrick, estudia Algol y elabora la idea de estrella doble(eclipsantes)

1784

 

 

Goodrick estudia delta cephei.Eddington explicó este tipo de variables

1838

 

 

Herschel estudia Eta-Carinae, y dice que es una variable irregular

1848

Serpentario

4ª magnitud

La primera desde Kepler, y la 1ª observada con telescopio

1891

Auriga

5ª magnitud

T.D. Anderson, clérigo escocés, es el primer aficionado que descubre una nova

1901

Persei

Vega

T.D.Anderson. Hubo registros fotográficos. Era una nova explosiva eruptiva

8 jun 1918

Águila

Sirio

Tiene un espectro antes de convertirse en nova

1934

Hércules

3ª magnitud

Descubrieron un nuevo tipo de novas

29 ago 1975

Cisne

 

En un día aumento su brillo 30 millones de veces

23 feb 1987

Nubes de Magallanes

 

Supernova descubierta en Australia

28 Mar 1993

Osa Mayor

 

Nova descubierta por aficionados de Lugo

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