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 |