Una parte importante del trabajo científico consiste en clasificar y ordenar los objetos que estudia. Veamos como proceden los astrónomos con las estrellas (Parte I: esquemas de clasificación).

Clasificación de las estrellas

Hiparco de Nicea (194 aC - 120 aC). Fue el astrónomo más grande de la antigüedad. Su catálogo de posición y brillo de 850 estrellas fue superado recién en el siglo XVI. Descubrió la precesión de los equinoccios, midió la distancia y tamaño de la Luna, e inventó la trigonometría esférica.

Fue un genial astrónomo griego, Hiparco de Nicea, quien intentó por primera vez hacer una clasificación de las estrellas. Su trabajo no nos llegó directamente, sino por los comentarios realizados por otro gran astrónomo de la antigüedad, Claudio Ptolomeo.

Lo que hizo Hiparco fue enumerar a las veinte estrellas más brillantes a simple vista, y las calificó como de “primera magnitud”. A las siguientes en brillo, las llamó de “segunda magnitud”, y así sucesivamente, hasta llegar a las que apenas eran perceptibles a simple vista, y las ubicó en la “sexta magnitud”.

Si bien actualmente se utiliza también un sistema de magnitudes aparentes, es decir, de la luminosidad de las estrellas tal como se las ve desde la Tierra, la escala ha dejado de ser subjetiva y aproximada, habiéndose establecido una base matemática para el cálculo. Se utiliza para esto la siguiente ecuación: m = -2,5 log(I), donde “m” es la magnitud de la estrella e “I” su intensidad con respecto a la de la estrella Vega, que ha sido tomada como patrón.

En el nuevo sistema matemático, se ha establecido que la relación de los brillos sea de 100 veces cada cinco magnitudes, es decir, que cada grado de magnitud hace que un objeto dado sea 2,5119 veces más brillante que otro objeto cuya magnitud sea numéricamente mayor en una unidad.

Claudio Ptolomeo (85 -165). Nacido en Egipto, astrónomo y geógrafo, fue el último de los grandes científicos de la antigüedad. Recopiló los conocimientos de su época, incluyendo las observaciones de Hiparco y las suyas propias, creando una obra en 13 volúmenes que durante los catorce siglos siguientes dominó el pensamiento occidental. Esta obra llegó a Europa en una versión traducida al árabe, conocida como”Almagesto”. El propio Ptolomeo la había titulado “Sintaxis Matemática”.

El Sol tiene una magnitud aparente de -26, la Luna de -12,5 y la de Venus -4,74 (son negativas). Si bien a simple vista (es decir, sin ayuda de instrumentos ópticos) es posible ver objetos de hasta magnitud 6, ésto solamente se logra en condiciones de no-contaminación lumínica. En las ciudades es muy difícil ver objetos de magnitudes mayores a 3 o 4, en el mejor de los casos.

La espectroscopía estelar ofrece una buena forma de clasificar a las estrellas, de acuerdo con sus líneas de absorción.

Las líneas particulares de absorción pueden ser observadas solamente en un cierto rango de temperaturas, ya que solamente dentro de ese rango estén ocupados los niveles atómicos de energía involucrados.

Actualmente, existen dos tipos de clasificación espectral: el catálogo de Henry Draper, realizado en la Universidad de Harvard a principios del siglo XX. y el catálogo del Observatorio de Yerkes, de 1943.

Ambos tipos de clasificación son complementarios.

Clasificación de Harvard (espectros y temperatura superficial)

Esta clasificación estelar es la más comúnmente usada. Las clases se listan normalmente desde las más calientes hasta las más frías, y son las siguientes:

La razón para este extraño conjunto de letras es histórica. Cuando se comenzaron a registrar los primeros espectros de las estrellas, se observó que estos objetos presentaban líneas espectrales de hidrógeno con energías muy diferentes.

Fue así que originalmente se clasificó a las estrellas según la energía de la serie balmer de líneas de hidrógeno, en un rango que iba desde el tipo A (las más fuertes) hasta la Q (las más débiles).

Luego, entraron en escena otras líneas neutras e ionizadas (líneas de calcio, de sodio, etc.). Pero posteriormente se notó que algunas de estas clases eran realmente duplicados de otras, y entonces fueron eliminadas.

Fue recién mucho más tarde que se descubrió que la energía de las líneas de hidrógeno estaba conectada con la temperatura superficial de la estrella. Estas clases fueron subdivididas después utilizando números arábigos (0 a 9). Por ejemplo, el tipo A0 corresponde a las estrellas más calientes de la clase A, y el tipo A9 a las más frías dentro de esa clase.

Esquema de Yerkes (espectros y luminosidad)

La luminosidad es el brillo total de una estrella o de una galaxia, es decir, la cantidad total de energía que irradia un objeto cada segundo (incluyendo a todas las longitudes de onda de radiación electromagnética).

La clasificación espectral de Yerkes, también llamada sistema MKK por las iniciales de los autores, fue introducido en 1943 por William W. Morgan, Phillip C. Keenan y Edith Kellman del Observatorio de Yerkes.

Esta clasificación está basada en las líneas espectrales sensibles a la gravedad superficial de las estrellas, que está relacionada con la luminosidad, a diferencia de la clasificación de Harvard, que está basada en la temperatura superficial.

En el esquema de clasificación de Yerkes, las estrellas son asignadas a grupos de acuerdo al ancho de sus líneas espectrales.

Es común que dos estrellas que pertenezcan a la misma clase espectral (esquema de Harvard), es decir, que tengan la misma temperatura superficial y el mismo color, presenten sin embargo características físicas muy diferentes, especialmente en lo que se refiere a su diámetro. Dos estrellas con la misma temperatura emiten la misma cantidad de energía por unidad de superficie, pero si una es mucho más grande que la otra, la energía total que emite por unidad de tiempo la primera, será, obviamente, muy superior.

Ahora bien, como el radio de una estrella gigante es mucho mayor al de una enana, aunque sus masas sean aproximadamente comparables, la gravedad, y por lo tanto la densidad y presión del gas en la superficie de una gigante son mucho más bajas que en una enana.

Estas diferencias se manifiestan en efectos de luminosidad, que afectan a su vez el ancho y la intensidad de las líneas espectrales, aspectos que pueden ser entonces medidos con mucha precisión. Es así que, para un grupo dado de estrellas con la misma temperatura, las clases de luminosidad diferencian entre sus tamaños (supergigantes, gigantes, estrellas de la secuencia principal, y sub-enanas).

Casos especiales

Sobre el final de sus vidas, las estrellas pasan por eventos notables que las convierten en algo bastante diferente a los objetos que son clasificados según los parámetros anteriores.

En todos los casos, estos acontecimientos son el resultado del consumo del combustible con el que inicialmente contaban. Las condiciones iniciales de la vida de la estrella, especialmente su tamaño, condicionan desde el principio el resto de su vida.

En este sentido, la masa de la estrella será como la gloria de Aquiles: cuanto más masiva, más breve la vida, más espectacular el final, y más notable el resultado de todo ello.

Nebulosas planetarias: Son el resultado de la muerte de estrellas comparativamente poco masivas, similares a nuestro Sol. En una de sus etapas finales, cuando han terminado con el combustible que mantenía su horno nuclear, estas estrellas eyectan material al espacio, el que se aleja de ellas formando un anillo que las rodea (de ahí su nombre de planetarias).

Enanas blancas: Después de haber pasado por la etapa de gigante roja y haber expulsado parte de su masa hacia el espacio, el resto de la misma (el caliente núcleo de la antigua estrella), se comprime hasta que (siempre y cuando su masa no sea superior a 1,4 masas solares, el “límite de Chandrasekhar”) la presión de sus electrones “degenerados” (es decir, que ocupan todos los niveles de energía) impide un mayor colapso.

En ese momento, su densidad llega a ser de 10⁹ kg/m³, es decir, unas 200.000 veces la densidad media de la Tierra., con un tamaño tal vez un poco mayor que el de nuestro planeta (si su masa es aproximadamente igual a la del Sol) y una temperatura superficial de 100.000ª C. Es interesante notar que cuanto mayor sea su masa, menor será su tamaño.

Novas: Muchas estrellas forman parte de sistemas binarios. Como las masas de ambas son generalmente diferentes, también lo es su período vital. En algún momento, la más masiva llega al final de su vida, y puede terminar como enana blanca. Mientras tanto, la otra sigue desarrollando su vida, hasta que a su vez abandona la secuencia principal y, en el comienzo de su propio final, pasa por la fase de gigante roja. En este proceso, se expande y expele sus capas exteriores, que son capturadas por su vecina.

Este material, compuesto principalmente por hidrógeno y helio, es comprimido por la enorme gravedad superficial de la enana blanca, y se va calentando hasta alcanzar una temperatura crítica en que se produce la fusión nuclear. Los átomos de hidrógeno y helio se transforman en elementos más pesados, liberando una gran cantidad de energía en un destello de radiación, intensísimo pero de corta duración: un estallido “nova”.

Supernovas: Las supernovas son, en su mayoría, producidas por estrellas mucho más masivas que nuestro Sol que terminan sus vidas en explosiones colosales.

Según sea el espectro que presenten, las estrellas originales y el mecanismo que produce la explosión, las supernovas se dividen en varios tipos: Ia, Ib, Ic y II..

Lo más importante de las supernovas es que, si bien como los otros casos especiales que hemos visto, lanzan hacia el espacio materiales producidos en sus hornos nucleares, materiales que a su vez serán recogidos en las nubes cósmicas que darán origen a nuevas generaciones de estrellas, los elementos que son regados por estos estallidos gigantescos son los más pesados, tanto porque se hayan formado en su interior (hasta el hierro), como porque sean creados en el momento mismo de la explosión, llegando así hasta los elementos transuránicos.

Las estrellas que se formen a partir de las nubes que contengan esos elementos, como nuestro Sol, crearán tal vez sistemas planetarios similares al nuestro, que quizás incluso lleguen a albergar vida.

La Tierra y todo lo que ella contiene, incluso nosotros mismos, formamos alguna vez parte de un objeto estelar que estalló violentamente. Somos, literalmente, hijos de las estrellas.

Este es el primero de una serie de tres artículos sobre el tema. Los otros dos pueden ser leídos en los siguientes enlaces:
Clasificación estelar: Parte 2; Parte 3.

Heber Rizzo Baladán
Enero 2005


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