ASTROFÍSICA : (5) Estrellas

5- ESTRELLAS

 

51- Clasificación Estelar

El estudio de las estrellas ha formado parte de la astronomía desde sus inicios. Aparte de ubicarlas en el firmamento, resultó interesante para los astrónomos, el hecho de poder clasificarlas, de igual forma que la taxonomía hacía con los animales. Los primeros intentos de clasificación estelar, se dieron con Hiparco, en el S II a.c., quien utilizó el brillo como medida. En la actualidad el sistema más común es el conocido como "sistema Harvard", que clasifica las estrellas según sus tipos espectrales, así como posteriores ampliaciones.

 

Esta clasificación de siete tipos (O, B, A, F, G, K, M), permite agrupar las estrellas según su temperatura superficial, su radio y su luminosidad y puede completarse con otros 10 subgrupos cada uno (del 0 al 9):

Confeccionando una tabla en función de esta clasificación (Diagrama de Hertzprung-Russell), se puede observar que la mayoría de las estrellas se encuentran en una posición conocida como "secuencia principal".

Otra variante clasificatoria conocida como sistema Yerkes (MKK) complementa la clasificación de las estrellas en función de su luminosidad, basándose en las líneas espectrales sensibles a la gravedad (relacionada con la luminosidad)

Tipos 0 y I: Supergigantes: Son estrellas extremadamente masivas y luminosas, que se encuentran generalmente en sus últimos momentos de existencia, como Canopus (F0 Ib), Betelgeuse (M2 Ib) o Antares (M1 Ib)

 

Tipo II: Gigantes luminosas: Algo menores que las del grupo anterior, pero que brillan unas 1000 veces más que el Sol. Por ejemplo Adara (B2 II), Sargas (F1 II) o Kraz (G5 II).

 

Tipo III: Gigantes normales: Unas 100 veces más luminosas que el Sol. La mayoría son amarillas (G), naranjas (K) o rojas (M), como Arturo (K2 III), Agena (B1 III) o Aldebarán (K5 III).

 

Tipo IV: Sub-Gigantes: Aún algo más masivas y luminosas que el Sol, pero mucho más pequeñas que las verdaderas gigantes, como Acrux (B0,5 IV), Shaula (B1,5 IV) o Miaplacidus (A2 IV).

 

Tipo V: Enanas: Algo menores que las anteriores, consumen hidrógeno de manera normal y se ubican en medio de la "secuencia principal", como el Sol (G2 V) , Sirio (A0 V) o Alfa Centauro (G2 V).

 

Tipo VI: Sub-Enanas: Grupo poco utilizado, formado por estrellas con una masa demasiado pequeña como para que comience en ellas la fusión (menos de 0,8 masas solares) como las enanas marrones, o las aún más débiles enanas negras.

 

Tipo VII: Enanas Blancas: Grupo también poco utilizado, con una masa cercana a las 0,6 masas solares, como consecuencia de la etapa final de una estrella que al nacer tuvo menos de 8 masas solares.

52- Casos especiales

 

Estrellas binarias visuales

Es una pareja de estrellas que giran en un mismo plano, en torno a un centro común de gravedad. Se llaman "visuales", porque el plano donde se mueven es casi perpendicular a la posición de la Tierra, con lo que las órbitas de ambas estrellas pueden verse claramente. Las estrellas binarias o

dobles, resultan de interés para la astrofísica, porque gracias a las leyes de Kepler, su interacción gravitacional permite calcular sus masas con bastante exactitud. Esto es posible gracias a que ambas estrellas giran en torno a un centro de masas común y conociendo los semiejes de sus respectivas órbitas, se puede calcular la masa de cada estrella aplicando la fórmula:

Donde M1 es la masa de la estrella "1", G es la constante gravitacional, A2 es la suma de los dos semiejes mayores de las órbitas de ambas estrella (A= A1 + A2), elevado al cuadrado, A2 es el semieje mayor de la estrella "2" y "r" es la distancia al observador.

Estrellas dobles fotométricas

En este caso, la pareja de estrellas discurren por un plano paralelo al del observador, con lo que en ocasiones, una de las estrellas eclipsa a la otra. Entre el momento del comienzo de un eclipse y su finalización, la curva de luz tiene una forma muy particular conocida como tipo "Algol". El hecho de encontrar una curva de luz de este tipo, implica que el astro observado no es una estrella simple, sino una pareja cuyo plano de traslación es paralelo a la Tierra.

 

Estrellas dobles espectroscópicas

En este tipo de parejas, sólo podemos observar una de las estrellas, si bien, se sabe que son dos por los desdoblamientos y desplazamientos Dopler de sus líneas espectrales. Se utilizan sistemas similares a este en el descubrimiento de planetas masivos extrasolares. Efectivamente, algunos planetas de gran masa influyen en su estrella de tal forma, que desplazan el centro común de masas lo bastante como para que, a pesar de no poder ver el planeta por la extrema luminosidad de su estrella, se pueda inferir su masa, distancia o posición.

Enanas Blancas

Las Enanas Blancas son un caso muy particular, que a veces presentan contrariedades muy curiosas. En realidad se trata de estrellas más o menos normales, de una masa inferior a 10 soles, cuyo Hidrógeno ha terminado de

consumirse. Al haber desaparecido el combustible, la presión de las reacciones nucleares disminuye de tal manera, que la estrella se ve incapaz de soportar un colapso gravitatorio. Cuando esto sucede, la estrella se comprime sobre sí misma, reduciendo bruscamente su volumen y por tanto, aumentando su densidad (Presión de Fermi). En dicho instante, los electrones se acercan tanto entre sí que colapsan hasta un límite máximo que ya no pueden superar por causa del Principio de Exclusión de Pauli, alcanzando lo que se conoce como "estrella degenerada de electrones" (= enana blanca). Un sistema de electrones ha alcanzado un estado "degenerado", cuando los electrones que componen la estrella se aproximan entre sí a menor distancia que la longitud de onda de De Broglie, calculable con la expresión:

Donde "λ" es la Long. de Onda de De Broglie, "me" es la masa del electrón y "T" es la temperatura del fluído (la estrella)

Con frecuencia, las enanas blancas rozan el límite del comportamiento relativista. Curiosamente, cuanta más masa posea una estrella de este tipo, más se reduce su tamaño, como puede comprobarse en la fórmula que relaciona la Masa de la estrella con su radio:

Es decir, que si la masa de la estrella aumenta, su volumen decrece. Superado el límite de la máxima presión en el corazón de las enanas blancas, los electrones alcanzan tal nivel energético, que su velocidad se equipara al de la velocidad de la luz, momento en el que aparece una estrella enana blanca relativista. En dichas estrellas, y después de relacionar debidamente sus parámetros, se comprueba que para calcular la masa no resulta necesario conocer el volumen (el radio de la estrella), lo que concluye que la masa de una estrella enana blanca relativista, no depende de su tamaño y, por tanto, es una constante.

Concretamente, equivale a 0.23 veces la masa del Sol (masa de Chandrasekhar). Si acrecentamos la materia de este tipo de estrellas, ya dejan de ser "enanas blancas relativistas", transformándose en estrellas de neutrones (si los e- se unen a los p+ para formar nº) o desprendiéndose de la materia sobrante, eyectándola al espacio.

Estrellas masivas

Existen también límites de masa superiores para estrellas masivas, debido al equilibrio hidrostático al que deben someterse. Un exceso de masa produce a su vez, un exceso de luminosidad que provoca una fuerza radiativa hacia el exterior de la estrella. Dicha fuerza se opone a la gravedad del conjunto y, por tanto, puede existir un límite que si es superado, se traduzca en la "evaporación" de la propia estrella, por exceso de radiación (Límite de Eddington). Así pues, la más grande de las estrellas ve ambas fuerzas igualadas en equilibrio, de forma que:

Estrellas de neutrones

Normalmente, cuando una estrella enana blanca llega al límite de Chancrasekhar, puede terminar colapsándose hasta formar una estrella de neutrones, es decir, que está compuesta sobretodo de dichas partículas. El límite de masa es aproximadamente de 2MO (Oppenheimer-Volkov) y la densidad, del orden de 1015 gcm-3. .Se suelen asociar a los púlsares (estrellas que emiten un "pulso" cíclico debido a una rápida rotación)

Púlsares

Son estrellas de neutrones con una rotación muy rápida. Su radiación suele generar dos haces perpendiculares a cada uno de los polos, que se dirigen alternativamente hacia nuestro planeta, por lo que desde aquí percibimos un pulso

 

Enanas marrones

Son astros de muy poca masa (aproximadamente 0.07 Mº, incapaces de iniciar una fusión nuclear (estrellas fallidas), porque el mecanismo de Kelvin queda interrumpido antes de alcanzar la secuencia principal, estimado en 107 K en su interior.

 

Estrellas variables

Son estrellas que muestras marcadas variaciones en su luminosidad. Hay dos tipos:

Variables binarias (cuya variación de luminosidad se debe a que hay algún otro astro que eclipsa periódicamente su luminosidad) y Cefeidas variables, cuyo tamaño y luminosidad varía realmente (Delta Cefeo).

 

Estrellas T-Tauri

Son estrellas muy jóvenes, incipientes, de unos pocos miles o millones de años, de un tamaño y masa parecido al del Sol (de cien mil años a diez millones de años de edad) con masas similares a la de nuestro Sol, quien pudo haber comenzado su historia como una estrella tipo T-Tauri.

Agujeros negros

Un agujero negro suele ser el resultado de la muerte de una estrella supermasiva, donde una enorme concentración de masa se colapsa bajo su propia gravedad, hasta tal punto, que la estrella en sí se convierte en una zona del espacio-tiempo donde apenas tiene sentido la mecánica Newtoniana. Dicha región es tan densa y singular, que la velocidad de escape termina por igualarse a la velocidad de la luz, por lo que ya no existe partícula capaz de escapar de su gravitación (ni siquiera la luz). Su límite puede expresarse como el "radio de Schwarzschild", cuya expresión es:

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