Inicios
El primero en intentar una clasificación estelar fue Hiparco (190 a. C.). Su idea fue diferenciar a las estrellas según su brillo, y las ordenó por 'magnitud", empezando por las 20 más brillantes, de esta manera, estableción 6 órdenes de magnitud, magnitud = 1 Más Brillante, magnitud 6 = Menos Brillante, pero, cuando en 1609 Galileo apuntó su telescopio hacia las estrellas, aparecieron astros de magnitud aún menor (7, 8, 9, etc.). Aún antes, y sin afán de clasificar, las estrellas ya habían recibido nombres propios en base a su aspecto o color, por ejemplo, Antares, Regulus, Algol y Mira.
¿De dónde obtienen su color las estrellas?
Sir Isaac Newton
En 1665, Newton dedicó gran parte de su tiempo al estudio de la luz, demostró que un prisma podía descomponer un rayo de luz solar blanca en diferentes colores, los cuales son los mismos que se observan en el arcoiris, y aparecen en el mismo orden. La banda multicolor que resulta de la descomposición de la luz recibió el nombre de "espectro". Un espectro sin interrupciones es denominado "Espectro Continuo".
Cualquier que se exponga a la luz blanca del Sol, sentirá calor después de unos instantes. Si vestimos ropa negra, la absorción de la luz solar es mayor y sentiremos más calor.
En 1800, William Herschel realizó un experimento: pintó de negro un termómetro y lo expuso a los rayos solares. La temperatura ascendió rápidamente.Pero ¿Qué pasará si el termómetro solo recibe una parte del espectro solar? Herschel midió la temperatura del espectro, colocando un termómetro en cada color, observando la reacción del mismo, y colocando un termómetro a un lado del rojo, para tener un patrón de referencia, pero, para su sorpresa... ¡Su temperatura se incrementó!
Con este experimento, Herschel descubrió que el Sol emitía también luz no visible, dado que la 'encontró' al lado del rojo, se le denominó luz infrarroja.
En 1801, Johann Wilhelm Ritter, estaba realizando experimentos con cloruro de plata (Sustancia química que entre sus características se incluye el que adquiere un tono negro cuando es expuesto a la luz solar). El había escuchado que la exposición de esta sustancia a la luz azul causaba una reacción mayor que si se le exponía a la luz roja. Comenzó entonces a medir el tiempo en el cual reaccionaba a los diferentes colores. De forma similar a Herschel dirigió luz solar a través de un prisma para crear un espectro, y colocó cloruro de plata en cada color del mismo. Con ello comprobó que en efecto, la exposición a la luz azul si causaba que el cloruro de plata ennegreciera mucho más eficientemente que con la exposición a la luz roja, entonces, igual que Herschel, colocó cloruro de plata en el área localizada más allá de la parte violeta del espectro. Para su asombro, observó que la sustancia exhibía una intensa reacción. A este tipo de luz, Ritter la llamó "Rayos Químicos", aunque después evolucionó a su nombre actual "Radiación UltraVioleta (UV)".
El espectro visible e invisible constituye el "Espectro Electromagnético".
En 1802, William Wollaston observó que el espectro de la luz solar no era continuo, pues era interrumpido por una seria de líneas oscuras. En 1814, Joseph Fraunhofer realizó un estudio similar e identificó una gran cantidad de líneas oscuras (Alrededor de 600) en el espectro del Sol, además, notó que no aparecían al azar, su ubicación era específica y registró la posición de más de 300 de ellas. En 1861, William Huggins demostró que podía reproducir estas líneas sobre una fuente de luz utilizando elementos conocidos, los cuales absorbían determinados colores del espectro, por lo que las llamó "Líneas de Absorción".
Espectro visible.
Para sorpresa de muchos, estas líneas de absorción demostraron que el Sol estaba compuesto de materia común y corriente. Después, llegó el turno a las estrellas, y sus espectros también presentaron líneas de absorción pero en patrones muy variados, así, inició la clasificación espectral de las estrellas.
Clasificación de Secchi
La primera clasificación de estrellas de acuerdo a su espectro, data de la década de 1860, cuando el astrónomo italiano Ángelo Secchi las catalogó en cuatro categorías diferentes: blancas o azules, amarillas, naranjas y rojas. Al saber la categoría de una estrella, el astrónomo podía conocer su color, temperatura y su ubicación dentro de la evolución estelar.
Hay que destacar que Secchi no fotografiaba los espectros, sino que hacía observaciones visuales de estos, haciendo más difícil la tarea. Por eso, con el arribo de la cámara fotográfica, se pudieron apreciar mucho más detalles y, lo que es más importante, se pudieron guardar los espectros para estudiarlos detenidamente. Pasemos entonces a la clasificación de Secchi, tal como el la describió.
Tipo I.- Son estrellas de color blanco o azul por lo que se puede inferir que son extremadamente caliente. Es la clase más numerosa de las cuatro, por su espectro se puede saber que presentan gran cantidad de hidrógeno y helio (los elementos metálicos son escasos) y son muy densas. Algunos ejemplos son Sirius y Vega.
Tipo II.- Comprende a las estrellas amarillas, se encuentran a la mitad, entre las estrellas frías y calientes, a diferencia del Tipo I, dominan los metales sodio, hierro y magnesio, mientras que el hidrógeno y el helio no se presentan en gran cantidad. Son el segundo grupo más numeroso, siendo el 40% de la totalidad de las estrellas. Las más conocidas son Arturo y el Sol.
Tipo III.- Están entre las estrellas más frías, lo que causa su color naranja. Su espectro indica una fuerte presencia de carbono, óxidos de manganeso y titanio; a estos últimos dos se les atribuye el hecho de que las bandas oscuras del espectro presenten una degradación hacia el rojo. Las estrellas más prominentes de este tipo, son Antares y Betelgeuse.
Tipo IV.- Estas son las más frías y escasas. Son estrellas rojas, aunque muchas veces se confunden con el tipo anterior, se distinguen debido a que la degradación no es hacia el rojo, sino al violeta. Otra diferencia es que no presentan tipos de absorción, la más destacada es 19 Pisces, de sexta magnitud (Basándose en lo establecido por Hiparco y considerado el límite de la visión humana).
Clasificación Harvard
En 1872, Henry Draper registró fotográficamente le primer espectro de una estrella (Además del Sol), Vega. Además de Draper, Edward Pickerin tenía un profundo interés en los espectros estelares y propuso una clasificación espectral ordenada alfabéticamente (A - Q). Los resultados aparecieron publicados en 1890, pero posteriormente modificaron la secuencia. El legado de Draper pasó a manos del Observatorio de Harvard, donde al lado de Pickering, Annie Jump Cannon clasificó más de 450,000 estrellas, entre 1918 y 1924. Los resultados se publicaron como "The Hendry Draper Catalogue", con el registro espectral de todas las estrellas, hasta magnitud 9.
Anni Jump Cannon simplificó la clasificación espectral de las estrellas en 7 tipos: O, B, A, F, G, K, M. Para recordar la secuencia, se aplica la nemotecnia, la más conocida para esta secuencia es Oh, Be A Fine Girl (Guy), Kiss Me. Además de su espectro, las estrellas mostraban una variedad de colores, desde el rojo hasta el azul.
En 1893. el físico alemán Wilhelm Wien descubrió que existía una relación entre la temperatura de un objeto caliente y su color. A medida que la temperatura aumentaba, la longitud de onda emitida, disminuía. Para cuando Annie Jump Cannon había terminado la clasificación espectral, no había dudas: los colores de las estrellas estaban relacionadas con su temperatura, esto es, una estrella roja es 'fría', y una azul, caliente, de esta manera, el orden que Annie Jump estableció a la Clasificación Espectral, depende de la temperatura.
Tipo O.- Son las estrellas más calientes, sus temperaturas oscilan entre los 30 y 40,000 grados Celsius; a pesar de esto, muy pocas de ellas son visibles a simple vista. Están compuestas principalmente por helio ionizado debido a sus altas temperaturas, que lo hacen posible.
Tipo B.- Las estrellas que caen dentro de este tipo presentan helio neutro y se puede apreciar la absorción del hidrógeno (aunque no tan intensa como en el tipo A) por lo que son extremadamente calientes, su temperatura varía de 12 a 25,000 grados Celsius. Debido a que no tienen suficiente temperatura como para ionizar el helio, este se halla en estado neutros. Un claro ejemplo es Rigel que, al igual que muchas estrellas del Tipo B, es muy luminosa y visible a simple vista.
Tipo A.- Este es un grupo muy numeroso de estrellas, tienen temperaturas del orden de los 8 a los 12,000 grados Celsius. Debido a que tienen gran intensidad de hidrógeno, de hecho, son el tipo espectral que tiene más intensidad de hidrógeno. También tienen algunos metales ionizados. Son muchas las estrellas que pertenecen a este tipo, destacándose Sirius y Vega.
Tipo F.- Su temperatura ronda los 7,000 grados Celsius, aún se aprecian líneas del hidrógeno aunque débiles, por otro lado, tienen mas líneas de absorción de metales como el calcio, magnesio y el hierro. Varias estrellas brillantes pertenecen a este grupo, como por ejemplo Canopus y Procion.
Tipo G.- También conocido como tipo solar. Su temperatura comprende los 4 a 6,000 grados Celsius y se observan muchas líneas espectrales correspondientes a metales (cerca de 12,000 en el Sol) destacándose por su intensidad, calcio II, hidrógeno (aunque muy débil) y otros metales neutros. A este grupo pertenecen el Sol, Capella y Alpha Centauri.
Tipo K.- Están compuestos principalmente por metales neutros como el óxido de titanio que se manifiestan en las bandas de absorción por estar en estado molecular. Sus temperaturas rondan los 4,000 grados Celsius y sus estrellas más conocidas son Aldebarán y Arturo.
Tipo M.- Al igual que el tipo anterior, presenta óxido de titanio en estado molecular. Está formado por las estrellas más frías que comprenden temperaturas entre los 2 y 3,500 grados Celsius, son de color rojo o naranja, algunas pueden observarse a simple vista, como Antares y Betelgeuse.
Cada tipo es subdivisible en diez subtipos diferentes, añadiendo un número del 0 al 9, así, una estrella del tipo espectral B5 estaría entre los tipos B y A. Por otro lado, muchos astrónomos advierten que es ineficaz realizar una clasificación tan diversificada. Recientemente, se agregaron más tipos espectrales, como W, C (primitivamente dividido en R y N), S, P yQ, pero estos son tratados normalmente como tipos espectrales paralelos.
Clasificación MKK
Es la forma de clasificar a las estrellas actualmente en eso, no reemplaza al anterior, sino que lo complementa, porque a la letra con que se etiquetaba a una estrella que correspondía al tipo espectral, también se le agrega un número romano, indicando su clase de luminosidad. Además de saber la temperatura y composición de una estrella, mediante su tipo espectral, también se conoce su tamaño, densidad y masa, por la clase de luminosidad. Estrellas muy grandes tienen una densidad relativamente muy baja en las regiones externas, que es de donde proviene el espectro, por esta razón, cuanto más luminosidad tiene una estrella, las líneas de absorción del espectro son más angostas.
A mediados del siglo XX, los científicos Morgan, Keenan y Kellman notaron que las estrellas caían dentro de un mismo tipo espectral, tenían líneas absorción de diferente longitud, por esto desarrollaron el sistema MKK, que incluía, además de la letra correspondiente al tipo espectral, un número romano (del I al VII) que aumenta proporcionalmente al ancho de la línea de absorción.
Tipo 0. Hipergigantes.- Son estrellas muy masivas, de más de 100 masas solares, se conocen muy pocas, como la R136a1. Se considera que son las más luminosas que existen, con temperaturas superficiales entre los 3,500 y 35,000 Kelvin. Su promedio de vida fluctúa entre 1 y 3 millones de años, antes de convertirse en supernovas. Pueden variar de color, el azul indica que su superficie es muy caliente, el rojo señala que son 'frías', se especula que deben existir amarillas también, pero la inestabilidad causada por las temperaturas moderadas y las altas presiones en su interior hacen que sean más raras que las otras posibilidades. Su magnitud bolométrica es de alrededor de -9.5, lo que equivale a una luminosidad de 500,000 veces la de nuestro Sol.
Tipo I. Súpergigantes.- Su masa está comprendida entre 10 y 50 veces la de nuestro Sol. Ocupan la parte superior del diagrama HR, las hay de ñuminosidad Ia (más luminosas) o Ib (menos luminosas). Sus magnitudes bolométricas típicas van desde -12 a -5. Dado que son de corta vida, se observan en estructuras cósmicas de poca edad, como los cúmulos abiertos jóvenes, los brazos de las galaxias espirales y las galaxias irregulares. Por lo general, son menos abundantes en los bulbos galácticos, y son raramente observadas en galaxias elípticas o cúmulos globulares, los cuales están constituidos por estrellas viejas.Las estrellas más grandes conocidas, en términos de tamaño físico (no de masa o luminosidad), son Betelgeuse, VY Canis MAjoris, W Cephei, V354 Cephei, KW Sagittarii, KY Cygny y u Cephei.
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Imagen en UV de Betelgeuse, tomada por el Hubble.
Tipo II. Gigantes Brillantes.- Son estrellas cuyas características son intermedias entre las de una estrella gigante y una súpergigante. En general, en este grupo entran aquellas con una luminosidad especialmente alta, si bien no son tan brillantes ni tan masivas como para ser clasificadas como súpergigantes. Su radio fluctúa entre las 10 y 100 veces el radio solar y su luminosidad está entre 10 y 1,000 veces la del Sol. Debido a su gran tamaño y luminosidad, estás también están situadas por encima de la secuencia principal en el diagrama de HR.
Tipo III. Gigantes.- Estrellas de gran diámetro, que les permite ser más luminosas que las sub-gigantes. Por ejemplo Capella, es G2 III, de mismo tipo espectral que el Sol G2, pero distinto índice de tamaño, el Sol es una enana V. Capella tiene una magnitud absoluta de -0.5, es decir, 5.4 magnitudes más brillante que el Sol, y su diámetro es casi 10 veces el solar.
Tipo IV. Sub-Gigantes.- Estrellas de mayor tamaño que las enanas, pero sin poder ser consideradas como gigantes. Suelen tener un tipo espectral G y K. Están fuera de la secuencia principal, suelen ser muy antiguas y se encuentran en los cúmulos globulares. Suelen ser de menor masa que el Sol, evolucionan hasta agotar su hidrógeno fusionable. Por ejemplo, Alpha Crucis, B0 IV. También se encuentran estrellas similares al Sol o algo mayores, si bien esta fase en estrellas más masivas es (en términos astrnómicos) fugas y es un estado de transición a una estrella gigante.
Tipo V. Enanas de la secuencia principal (del diagrama HR, que explicaré al final). Son como nuestro Sol, el cual es una enana G2 I, donde la I nos proporciona información acerca de su tamaño. La mayoría de las estrellas conocidas pertenecen a este tipo. El Sol ha permanecido en este estado durante 4,500 millones de años y seguirá así, otros 4,500 millones de años más. Cuando el suministros de hidrógeno finalice, el Sol comenzará a expandirse y su superficie se enfriará, convirtiéndose en una Gigante Roja. En el caso de las estrellas de baja masa, los conocimiento sobre su evolución son teóricos, porque su secuencia principal dura más que la edad actual del Universo, así que ninguna de las estrellas en este rango de masas ha evolucionado lo suficiente como para tener evidencias observacionales. Se cree que su evolución procederá como para las estrellas de masa mediana, a excepción de que la temperatura en su interior nunca se elevará lo suficiente como para llegar a la ignición del helio. El hidrógeno continuará quemándose en una capa, pero eventualmente se agotará, la estrella simplemente se enfriará cada vez más, terminando después de unos 50,000 millones de años o más, como una enana negra.
Tipo VI. Sub-Enanas.- En ocasiones se indican con el prefijo "sd". El término subenana fue acuñado por Gerard Peter Kuiper en 1939 para referirse a una serie de estrellas con espectro anómalo, y que con anterioridad se habían identificado como enanas blancas intermedias. Tienen una luminosidad entre 1.5 y 2, por debajo de las estrellas de la secuencia principal, con el mismo tipo espectral, debido a que tienen menor melaticidad que estas últimas.
Tipo VII. Enanas Blancas.- Son remanentes estelares generados cuando una estrella de masa menor a 9 - 10 masas solares ha agotado su combustible nuclear. De hecho, se trata de una etapa de evolución estelar que atravesará el 97% de las estrellas que conocemos, incluido el Sol. Las enanas blancas, junto a las rojas, son las estrellas más abundantes en el Universo. Stephen Hawking en Historia del Tiempo las define como: "Estrellas frías estables, mantenidas por la repulsión debida al principio de exclusión ente electrones". El origen de estos cuerpos es progresivo y suave, en las estrellas maduras, las capas exteriores están muy expandidas en sus transformaciones a estrellas gigantes y poco a poco se desprenden de su agotado núcleo. Cuando finalizan las reacciones de fusión, el núcleo se contrae y se calienta, sin llegar a la temperatura de ignición de la siguiente fase. Antes de llegar a dicha temperatura, los electrones se degeneran y detienen el proceso, formándose una enana blanca con una temperatura de partida en su núcleo de entre 100 y 200 millones de grados Celsius, que se irá enfriando de manera paulatina. El material desprendido formará a su vez, una nebulosa planetaria, en cuyo centro estará la enana blanca.
Algunas clases, especialmente la I, se subdividen en a, b y ab, para especificar algunas particularidades, por ejemplo, Ia es una Súpergigante más brillante que Ib. El Sol pertenece a las enanas de la secuencia principal siendo, según este sistema de clasificación, una estrella G2I.
El Diagrama HR
A principios del siglo XX, se disponía de la clasificación espectral de numerosas estrellas, pero se sabía poco acerca de sus 'luminosidades' reales, y es que una estrella puede aparecer muy brillante (De forma aparente) por tener una alta luminosidad intrínseca o por encontrarse muy cercana a la Tierra. Para resolver esta ambigüedad y calcular la luminosidad intrínseca de una estrella, hay que medir su distancia, algo que generalmente entraña grandes dificultades.
En 1913, Henry Norris Russel, situó en un diagrama Temperatura-Luminosidad todas las estrellas con tipo espectral y luminosidad conocidas. Simultáneamente, el danés Ejnar Hertzsprung estaba realizando un trabajo similar para las estrellas de los cúmulos de las Pléyades y de las Hyades. Las estrellas en un mismo cúmulo se encuentran a distancias muy similares de la Tierra, por lo que el factor de conversión de brillo aparente a luminosidad es el mismo para todas ellas, lo que simplifica de forma considerable la determinación de la luminosidad. El diagrama Hertzsprung-Russell (HR) resultó ser una herramienta clave en los estudios estelares, ya que en este diagrama, las estrellas se agrupan de manera natural en familia, una de las cuales, denominada "Secuencia Principal" empieza con estrellas 'frías' y débiles (esquina inferior derecha del diagrama) y progresa hacia las calientes y muy luminosas (esquina superior izquierda). Otra familia es una banda horizontal de estrellas extremadamente luminosas que pueden tener cualquier tipo espectral: la "Banda de los Gigantes", en la región inferior del diagrama se agrupa la "Banda de las enanas blancas", etc.
La Evolución Estelar
Las estrellas nacen, viven y muere, pero el tiempo que emplean en cada una de estas fases es muy grande, comparado con la vida humana, por lo que estos cambios no pueden apreciarse en una estrella individual. Sin embargo, estudiando un gran número de estrellas es posible ver ejemplares en cada uno de los momentos de su evolución. El diagrama HR, fue el marco idóneo para reconocer las estrellas que, encontrándose en diferentes momentos de su vida, pueden servir para reconstruir el nacimiento, evolución y muerte de cualquier estrella individual. Una gran cantidad de eminentes astrónomos y físicos han contribuido a elaborar la teoría de la evolución estelar, la cual es considerada uno de los mayores logros de la astrofísica.
Para Saber Mas:
David Darling
Michael Richmond
M. A. Barstow and K. Werner
Steven D. Kawaler and Michael Dahlstrom
Scientific American, Dec 31, 2002. Special Edition.
C. Simon. Jeffery
Dr. Jeffrey W. Brosius
Dave Gentile (Tesis)
Swinburne University of Technoloy
Dr. Stephen Thompson & Joe Staley
