Una parte importante del trabajo científico es clasificar y ordenar los objetos que estudia. Veamos como proceden los astrónomos con las estrellas (Parte II: descripción de las clases espectrales y del esquema de Yerkes).

Descripción de las clases espectrales


Esta es la clasificación más común (NOTA: cuando damos los ejemplos de cada clase, a continuación de la clase espectral colocamos, en números romanos, el tipo a que pertenece según la clasificación de Yerkes; así, por ejemplo, Naos es una supergigante luminosa clase O5).
Vemos a continuación una descripción somera de la misma.

Clase O:

Masa promedio: 60 Soles
Radio promedio: 15 Soles
Luminosidad Promedio: 1.400.000 Soles
Temperatura superficial promedio: 28.000 a 50.000º K
Color: Azul violeta
Ejemplo: Naos (Zeta Puppis) (O5 – Ia)

Son estrellas muy calientes y luminosas, con una fuerte tonalidad azul. Estas estrellas muestran líneas de helio neutras e ionizadas prominentes, y solamente líneas débiles de hidrógeno. Emiten la mayor parte de su radiación en el ultra-violeta.

Clase B:

Masa promedio: 18 Soles
Radio promedio: 7 Soles
Luminosidad Promedio: 20.000 Soles
Temperatura superficial promedio: 10.000 a 28.000º K
Color: Azul
Ejemplo: Alfa Erídano A (B3 – IV)

Estas estrellas son también muy luminosas. Rigel (en Orión) es una supergigante azul clase B muy prominente. Sus espectros muestran líneas moderadas de helio neutro e hidrógeno. Como las estrellas O y B son tan poderosas, viven muy poco tiempo, y no se alejan mucho del área en que se formaron. Es así que tienden a agruparse en los que llamamos asociaciones OB1, en las que se encuentran junto a gigantescas nubes moleculares. La asociación OB1 de Orión comprende a todo un brazo espiral de nuestra galaxia (las estrellas brillantes son las que hacen que los brazos espirales luzcan más luminosos; no es que haya en ellos más estrellas) y contiene a toda la constelación de Orión.

Clase A:

Masa promedio: 3,2 Soles
Radio promedio: 2,5 Soles
Luminosidad Promedio: 80 Soles
Temperatura superficial promedio: 7.500 a 10.000º K
Color: Azul claro
Ejemplo: Sirio A (A0 – V)

Entre estas estrellas se encuentran las más comunes visibles al ojo humano. Deneb, en Cygnus (el Cisne), es otra estrella de formidable energía, mientras que Sirio es también una estrella clase A, pero mucho menos poderosa. Como sucede con todas las estrellas A, son blancas. Muchas enanas blancas son también clase A. Presentan fuertes líneas de hidrógeno (con las más energéticas en A0, decreciendo hacia A9) y también de metales ionizados.

Clase F:

Masa promedio: 1,7 Soles
Radio promedio: 1,3 Soles
Luminosidad Promedio: 6 Soles
Temperatura superficial promedio: 6.000 a 7.500º K
Color: Blanco
Ejemplo: Proción A (F5 – IV)

Son estrellas bastante poderosas, pero tienden a pertenecer a la secuencia principal, como sucede con Fomalhaut, en la constelación Pisces Australis (Pez Austral). Sus espectros se caracterizan por líneas más débiles de hidrógeno y de metales ionizados, y presentan también líneas de absorción de calcio (CaII).

Clase G:

Masa promedio: 1,1 Soles
Radio promedio: 1,1 Soles
Luminosidad Promedio: 1,2 Soles
Temperatura superficial promedio: 5.000 a 6.000º K
Color: Blanco a Amarillo
Ejemplo: Sol (G2 – V)

Son probablemente las más conocidas de todas, aunque más no sea porque nuestro Sol pertenece a esta clase. Tienen líneas de hidrógeno aún más débiles que las F, pero además de metales ionizados, muestran metales neutros. En el rango G se encuentra el “Vacío Evolutivo Amarillo”; las supergigantes oscilan a menudo entre los tipos O o B (azul) y K o M (rojo); mientras lo hacen, no permanecen por mucho tiempo en la clasificación G, ya que este es un lugar muy inestable para las supergigantes.

Clase K:

Masa promedio: 0,8 Soles
Radio promedio: 0,9 Soles
Luminosidad Promedio: 0,4 Soles
Temperatura superficial promedio: 3.500 a 5.000º K
Color: Naranja a Rojo
Ejemplo: Alfa Centauro B (K0 –V)

Son estrellas color naranja un poco más frías que nuestro Sol. Algunas estrellas K son gigantes y supergigantes, tales como Antares, mientras que otras como Alfa del Centauro B pertenecen a la secuencia principal. Sus líneas de hidrógeno son muy débiles (si es que se presentan), y la mayoría de las líneas restantes corresponden a metales neutros.

Clase M:

Masa promedio: 0,3 Soles
Radio promedio: 0,4 Soles
Luminosidad Promedio: 0,04 Soles
Temperatura superficial promedio: 2.500 a 3.500º K
Color: Rojo
Ejemplo: Wolf 359 (M5 – V)

Son por lejos las más comunes, si tomamos en cuenta su abundancia. Todas las enanas rojas entran aquí, y hay montones de ellas; más del 90% de todas las estrellas son enanas rojas, del tipo de Próxima Centauri. En esta clase se incluyen también a la mayoría de las gigantes y a algunas supergigantes tales como Arturo y Betelgeuse, y a las variables Mira. El espectro de una estrella M muestra líneas que pertenecen a metales neutros y a moléculas, pero normalmente faltan las de hidrógeno. El óxido de titanio puede mostrarse fuertemente en algunas de estas estrellas.

Clases adicionales:

También ha entrado en uso un cierto número de tipos espectrales para clasificar a los tipos raros de estrellas, a medida que las mismas han sido descubiertas:

Clase W: Esta clase comprende a las superluminosas estrellas Wolf-Rayet, que alcanzan hasta los 70.000ºK. Su diferencia más notable es que están compuestas principalmente de helio, en lugar de hidrógeno. Se piensa que son supergigantes moribundas que han expulsado su capa de hidrógeno a través de los fuertes vientos estelares causados por sus enormes temperaturas, que han dejando al desnudo los calientes núcleos de helio.

Clase L: Enanas marrones: Son estrellas con una masa insuficiente como para hacer funcionar un proceso regular de fusión del hidrógeno. Sus temperaturas oscilan entre los 1.500 y los 2.000ºK. Su designación proviene del litio presente en su núcleo. El litio sería destruido en las reacciones nucleares de las estrellas regulares, de modo que ésto indica que estos objetos no las están produciendo. Son de un color rojo muy oscuro y su brillo está en el infrarrojo. El gas que las compone es lo suficientemente frío como para permitir que los hidratos metálicos y los metales alcalinos sean prominentes en su espectro (ver nota a la clase T).

Clase T: Enanas marrones (más frías que las clase L): Muy jóvenes y de baja densidad, con temperaturas de unos 1.000ºK. Se las encuentra a menudo en las nubes interestelares donde nacieron. Son apenas lo suficientemente grandes como para ser consideradas como estrellas, teniéndoselas a menudo como sub-estrellas de la variedad de las enanas marrones. Son casi negras, y emiten muy poca o ninguna luz visible, estando su radiación más potente en el infrarrojo. En ellas se pueden formar moléculas complejas, evidenciadas por las fuertes líneas de metano en sus espectros.

Nota: Las enanas marrones de las clases L y T podrían ser más comunes que todas las otras clases combinadas, si las investigaciones recientes son acertadas. Del estudio del número de propílidos (las acumulaciones de gas en las nebulosas a partir de los cuales se forman las estrellas) surge que el número de estrellas en la galaxia debería ser superior por varios órdenes de magnitud al que conocemos.

Se teoriza que estos propílidos están en competencia unos con otros. Los primeros en formarse se convertirán en proto-estrellas, que son objetos muy violentos que afectarán a los otros propílidos de su vecindad, despojándoles de sus gases. Los propílidos víctimas probablemente sigan adelante para convertirse en estrellas de la secuencia principal o en enanas marrones de las clases L y T, que resultarán bastante invisibles para nosotros.

Como viven muchísimo (ninguna estrella que tenga menos de 0,8 masas solares ha muerto en toda la historia de la galaxia), estas estrellas más pequeñas continúan acumulándose con el correr del tiempo.

Clase C: Son estrellas de carbono, es decir, gigantes rojas hacia el fin de sus vidas que corren paralelas al sistema normal de clasificación que va aproximadamente de mediados de la clase G hasta los límites inferiores de la clase M. Según la nueva clasificación, contiene dos sub-clases, R y N, con la sub-clase N comenzando aproximadamente en lo que era C6:

b>Clase C Sub-Clase R: Antes era considerada una clase en sí misma, representando a las estrellas de carbono equivalentes a la clase G y K. Ejemplo: S Camelopardalis, en la constelación de la Jirafa.

b>Clase C Sub-Clase N: Antes era considerada una clase en sí misma, representando a las estrellas de carbono equivalentes a la clase M. Ejemplo: R Leporis, en la constelación de la Liebre.

Clase S: Estas estrellas son similares a las de la Clase M, pero con el óxido de circonio reemplazando al óxido de titanio regular, y se las localiza entre las estrellas M y las de carbono. Sus abundancias de carbono y oxígeno son casi exactamente iguales, y ambos elementos están encerrados casi totalmente en moléculas de monóxido de carbono.

Las estrellas que son lo suficientemente frías como para permitir que se formen esas moléculas tienden a consumir todo lo que quede del elemento menos abundante, lo que resulta en estrellas con restos de oxígeno en la secuencia normal, estrellas con restos de carbono en la secuencia C, y sin restos de ninguna clase en la secuencia S.

En realidad, la relación entre estas estrellas y las de la secuencia principal tradicional sugieren un continuo de abundancias de carbono bastante grande, y si se la explorara completamente seguramente añadiría otra dimensión al sistema de clasificación estelar.

Clase D: Son las enanas blancas, como Sirio B. Es la fase final de la vida de la mayoría de las estrellas.

Descripción de los tipos de luminosidad


Las clases de luminosidad, tal cual las define el esquema de Yerkes, están relacionadas con la emisión de energía por unidad de superficie de las estrellas.

Dentro de una misma clase espectral (es decir, con una temperatura superficial y con un mismo color), las estrellas pueden presentar rasgos físicos diferentes, especialmente en cuanto a su tamaño.
Por lo tanto, si bien dos estrellas que tengan la misma temperatura superficial emiten la misma cantidad de energía por unidad de superficie, es evidente que la totalidad de energía liberada dependerá del diámetro que tengan.

Este es el rasgo que toma el catálogo de Yerkes para clasificar a las estrellas, a las que divide en siete grupos, los que se expresan en números romanos.

Tipo I: Supergigantes: Son estrellas extremadamente masivas y luminosas, usualmente hacia el final de sus vidas. Son muy poco comunes: solamente una estrella de cada millón es una supergigante. Se las sub-clasifica en los tipos Ia y Ib, con Ia representado a las más luminosas. Si bien pueden ser de todos los colores, las más comunes son rojas. Ejemplos: Canopus (F0 Ib), que es la más cercana a nosotros, Rigel (B8 Ia), Betelgeuse (M2 Ib) y Antares (M1 Ib).

Tipo II: Gigantes luminosas: Un grupo relativamente poco común de estrellas gigantes que no se encuentran en la secuencia principal y que brillan unas 1000 veces más que el Sol. Ejemplos: Adara (B2 II), Sargas (F1 II) y Kraz (G5 II).

Tipo III: Gigantes normales: Típicamente, son unas 100 veces más luminosas que el Sol. Estas estrellas gigantes no continúan fusionando hidrógeno para formar helio en sus núcleos En su lugar, la fusión se realiza fuera de sus núcleos, o comienza a realizar otros tipos de fusiones, o ambas cosas a la vez. Son el producto de la evolución de estrellas que tienen menos de ocho veces la masa del Sol. La mayor parte de estas gigantes son amarillas (G), naranjas (K) o rojas (M). Ejemplos: Arturo (K2 III), Agena (B1 III) y Aldebarán (K5 III).

Tipo IV: Sub-Gigantes: Aunque todavía son más masivas y luminosas que el Sol, son mucho más pequeñas que las verdaderas gigantes. Son estrellas que han comenzado a evolucionar hacia los estados de gigante o supergigante. Entre ellas se incluyen Acrux (B0,5 IV), Shaula (B1,5 IV) y Miaplacidus (A2 IV). Proción, por ejemplo, está entrando en esta categoría, por lo cual se la clasifica como (F5 IV-V).

Tipo V: Enanas: Una clase muy numerosa de estrellas de la secuencia principal, cuyas masas y luminosidades son en general comparables con las del Sol (G2 V) y que, como éste, consumen hidrógeno en forma normal. Ejemplos: Sirio (A0 V), Alfa Centauro (G2 V) y Vega (A0 V).

Tipo VI: Sub-Enanas: Actualmente, esta clase no se utiliza mucho. Se incluye para completar la clasificación original. Incluye a las enanas marrones, estrellas con una masa demasiado pequeña (menos de 0,8 masas solares) como para que comience en ellas la fusión. Cuando son jóvenes brillan en el rojo al convertir la energía gravitatoria en calor. Cuando envejecen, se hacen más débiles, se enfrían, y se convierten en enanas negras.

Tipo VII: Enanas Blancas: Actualmente, esta clase no se utiliza mucho. Se incluye para completar la clasificación original. Son estrellas de la secuencia principal que tienen un tamaño similar al de la Tierra, con una masa de aproximadamente 0,6 masas solares. Representan la etapa final de una estrella que al nacer tuvo menos de 8 masas solares. Luego de dejar la secuencia principal, evoluciona hacia una gigante roja, expulsa luego sus capas exteriores formando una nebulosa planetaria y deja expuesto su núcleo caliente, que es entonces la enana blanca en sí.

Este es el segundo de una serie de tres artículos sobre el tema. Los otros dos pueden ser leídos en los siguientes enlaces:
Clasificación estelar: Parte 1; Parte 3.

Heber Rizzo Baladán
Enero 2005


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