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Imagen de un disco de acrecimiento en una estrella masiva

  CICLO DE VIDA DE LAS ESTRELLAS

  

 Las estrellas nacen en las regiones más densas de las nubes moleculares, como consecuencia de las inestabilidades gravitatorias causadas, principalmente, por supernovas o colisiones galácticas. Estas nubes de hidrógeno molecular (H2) una vez empiezan a caer sobre sí mismas se acelera el proceso, alimentado por la cada vez más intensa atracción gravitatoria.

   Su densidad aumenta progresivamente siendo más rápido el proceso en el centro que en la periferia. No tarda en formarse un nucleo en contracción muy caliente llamado protoestrella. El colapso en este núcleo es, finalmente, detenido cuando comienzan las reacciones nucleares que elevan la presión y temperatura de la protoestrella.

   Una vez se estabiliza en la fusión del hidrógeno se considera que está en la llamada secuencia principal, fase que ocupa aproximadamente un 90% de su vida. Una vez que el hidrogeno del núcleo se agota, su destino dependerá de la masa de la estrella, convirtiendose finalmente en una enana blanca , o explotando como supernova, dejando también un remanente estelar que puede ser una estrella de neutrones o un agujero negro.

   En las fases finales de la vida de una estrella, ya sea mediante supernovas o por la acción de intensíssimos vientos estelares ésta devuleve parte del material que la forma al espacio interestelar. Esto incluye elementos pesados producidos en la estrella que más tarde formarán nuevas estrellas y planetas aumentando así la metalicidad del Universo.

Agrupaciones estelares

   Estrellas ligadas: Las estrellas están normalmente ligadas gravitacionalmente unas con otras formando sistemas binarios, ternarios o agrupaciones mayores. La mayor parte de las estrellas forman parte de sistemas binarios, otras se agrupan en grandes concentraciones que van desde las decenas hasta los centenares de miles o incluso millones de estrellas. Los cúmulos, como así se llaman estas concentraciones, son fruto de grandes brotes de formación estelar.

   Estrellas aisladas: No todas mantienen esos lazos gravitatorios, otras como el Sol, viajan solitarias, habiéndose separado hace mucho de la agrupación estelar en la que se formaron. Estas estrellas aisladas sienten el efecto del campo gravitatorio global constituido por la superposición de los campos del total de objetos de la galaxia, entre agujeros negros, estrellas, objetos compactos y gas interestelar.

   Sistemas extrasolares: En tiempos recientes se han descubierto también otros sistemas planetarios. Se conocen alrededor de 120 estrellas con compañeros subestelares con masas en torno a 1-10 veces la masa de Júpiter. Son conocidos como planetas extrasolares aunque en los más grandes se discute si podrían ser, tal vez, enanas marrones. A pesar de todo la contribución a la masa total de la galaxia de estos cuerpos planetarios es menospreciable. También se aprecian alrededor de algunas estrellas discos de acreción protoplanetarios.

   Distribución estelar: Las estrellas no están distribuidas uniformemente en el Universo a pesar de lo que pueda parecer a simple vista. En realidad están agrupadas en Galaxias. Una Galaxia espiral típica (como la nuestra) contiene cientos de miles de millones estrellas agrupadas, la mayoría, en el estrecho plano galáctico. Nuestro cielo nocturno aparece homogéneo a simple vista porque no vemos más allá de una región muy localizada del plano galáctico. Extrapolando de lo observado en nuestra vecindad se puede decir que la mayor parte de estrellas se concentran en el disco galáctico y dentro de éste en una región central, el bulbo galáctico que se situa en la constelación de Sagitario.

Composición

   La composición química de una estrella varía según la generación a la que pertenezca. Cuanto más antigua sea la estrella más baja será su metalicidad. Una estrella de tipo solar al comenzar su vida contiene aproximadamente un 75% de hidrógeno y un 23% de helio. El 2% restante lo forman elementos más pesados aportados por generaciones anteriores de estrellas que nacieron y murieron antes que ella.

   En nuestra Galaxia, la Vía Láctea, se dividen las estrellas en dos grandes grupos segun su riqueza en metales (elementos más pesados que el helio). A las que tienen una cierta abundancia se dice que son de población I mientras que las estrellas pobres en metales forman parte de la población II. Normalmente la metalicidad va directamente relacionada con la edad de la estrella. A más elementos pesados más joven es la estrella.

   La composición de la estrella, como es de suponer, también evoluciona a lo largo de su vida, aumentando su contenido en elementos pesados en detrimento del hidrógeno, sobretodo. Ocurre, aun así, que las estrellas solo queman un 10% de su masa inicial por lo que globalmente su metalicidad tampoco aumenta mucho. Además, las reacciones nucleares solo se dan en las regiones más centrales de la estrella. Éste es el motivo por el que cuando analizamos el espectro de una estrella lo que vemos, es en realidad, la composición que ésta tenía cuando se formó.

Clasificación 

   Históricamente, la primera clasificación estelar fue realizada por Hiparco y preservada en la Cultura Occidental a través de Ptolomeo. Este sistema clasificaba las estrellas por la intensidad de su brillo aparente visto desde la Tierra. De esta manera Hiparco definió una escala decreciente de magnitudes, donde las estrellas más brillantes son de primera magnitud y las menos brillantes casi invisibles con el ojo desnudo, son de sexta magnitud. Aunque esta clasificacion ya no se emplea constituyó la base para la actual escala de magnitudes.

   La moderna clasificación estelar se realiza a través del tipo espectral. Existen dos tipos de clasificación espectral basados en dos catálogos diferentes. El catálogo de Henry Draper (HD) realizado en Harvard a principios de siglo y el catálogo del Observatorio de Yerkes de 1943.

 

Tipos espectrales

   Esta clasificación, realizada en Harvard, distingue las estrellas de acuerdo a su espectro luminoso y en función de la temperatura superficial de la estrella. Una medida simple de esta temperatura es el índice de color de la estrella.

   La clasificación es W, O, B, A, F, G, K, M, L, T. Yendo de mayor a menor temperatura. Así las estrellas de tipo O, B y A son muy calientes, y el tipo M es considerablemente mas frío. Los tipos W, L y T se han introducido recientemente. La temperatura superficial, que determina la clase espectral, también determina el color de la estrella. De esta manera, las estrellas O son azules, mientras que estrellas de menor temperatura superficial (clases K o M) son rojizas, como Betelgeuse o Antares.

   Una pequeña guía de los colores de diferentes estrellas se cita a continuación:

- Color azul como la estrella I Cephei

- Color blanco-azul como la estrella Spica

- Color blanco como la estrella Vega

- Color blanco-amarillo como la estrella Proción

- Color amarillo como nuestra estrella, el Sol

- Color naranja como la estrella Arcturus

- Color rojo como la estrella Betelgeuse

 

Clases de luminosidad

   Desafortunadamente la clasificacion de Harvard de tipos espectrales no determina univocamente las caracteristicas de una estrella. Estrellas con la misma temperatura pueden tener tamaños muy diferentes, lo que implica luminosidades muy diferentes. Para distinguirlas se definieron, en Yerkes, las clases de luminosidad. En este sistema de clasificación se examina nuevamente el espectro estelar y se buscan líneas espectrales sensibles a la gravedad de la estrella. De este modo es posible constreñir su tamaño.

 

 

Clase

Descripción

Ia

Supergigantes luminosas

Ib

Supergigantes

II

Gigantes luminosas

III

Gigantes

IV

Sub-gigantes

V

Enanas (Nuestro Sol)

VI

Sub-enanas

VII

Enanas blancas