¿Cómo clasificamos a las estrellas? No es lo mismo una gigante roja que una enana roja, ni una supergigante azul que una supergigante roja… Del mismo modo, también es importante saber de qué están compuestas, cuál es su temperatura, de qué están formadas sus fotosferas, etcétera… Es más, si podemos clasificarlas correctamente, sabremos en qué punto de su evolución están, en qué pueden desembocar, y conseguir muchas respuestas sobre nuestra galaxia (incluso en qué planetas es más probable que haya vida)…

El diagrama de Hertzsprung-Rusell

En este diagrama H-R hay 22.000 estrellas representadas. Crédito: Richard Powell

En este diagrama H-R hay 22.000 estrellas representadas.
Crédito: Richard Powell

Este diagrama, que en castellano solemos abreviar como diagrama H-R, es un diagrama de dispersión de estrellas en el que relacionamos su magnitud absoluta, o su luminosidad, con su clasificación espectral o su temperatura efectiva. Es decir, coloca cada estrella en un gráfico en el que se mide su brillo en comparación a su temperatura (el color que emite), pero no almacena ninguna información sobre su ubicación. Fue creado allá por 1910 por Ejnar Hertzsprung y Henry Norris Russell, y representa un paso de gigante en la comprensión de la evolución estelar…

La clase espectral

Para poder entender la clasificación estelar, hace falta observar tres factores: su clase espectral, su color, y su magnitud absoluta.

Para la clase espectral, analizamos la luz que emiten, separándola con un prisma en el espectro de los colores del arcoiris. La clase espectral de una estrella es, básicamente, una especie de código corto que resume el estado de ionización de la estrella, y nos permite calcular de la temperatura de la fotosfera y su densidad.

Esta es la clasificación espectral de Morgan Keenan. Crédito: Usuario "LucasVB" de Wikipedia.

Esta es la clasificación espectral de Morgan Keenan.
Crédito: Usuario «LucasVB» de Wikipedia.

Hoy en día, la mayor parte de las estrellas están clasificadas bajo el sistema de Morgan-Keenan, utilizando las letras O, B, A, F, G, K, y M, yendo de mayor a menor temperatura. Además, cada letra se divide a su vez con un número, yendo desde el cero para el más cálido al 9 para el más frío (es decir, O8, O9, B0, B1 es una secuencia de mayor a menor calor). En la secuencia ahora también se incluyen clases para otras estrellas y objetos cuasi-estelares que no encajan en el sistema clásico, como por ejemplo la clase D para las enanas blancas y la clase C para las estrellas de carbono.

En este diagrama H-R puedes ver la clasificación de las estrellas según su tamaño y luminosidad (a la derecha dentro del diágrama), su clase espectral del sistema Morgan-Keenan (base del gráfico) y su magnitud absoluta (izquierda).

En este diagrama H-R puedes ver la clasificación de las estrellas según su tamaño y luminosidad (a la derecha dentro del diágrama), su clase espectral del sistema Morgan-Keenan (base del gráfico) y su magnitud absoluta (izquierda).

En el sistema de Morgan-Keenan, además, se añade la luminosidad a la estrella utilizando los números romanos, yendo desde el 0 hasta el VII, para poder distinguir así entre una estrella gigante de una enana. Las hipergigantes, por ejemplo, son de luminosidad 0 o Ia+, las supergigantes son de clase I, II para las gigantes, y así sucesivamente. Las estrellas en su secuencia principal son clase V. En nuestro caso, la clasificación completa del Sol es G2V, es decir, una estrella de clase G en su secuencia principal (tipo V, por su luminosidad, que es de 4.83, pero hablaré de eso más adelante.) con una temperatura de alrededor de 5.800º K (Kelvin, que son unos 5.526º C, y que le da el 2 de la letra). Del mismo modo, por ejemplo, la clasificación de Betelgeuse M2Iab, M por su clase (y su temperatura, 3.500º K le da ese 2), y su luminosidad (su magnitud aparente) que es de -5.85 y la coloca en el rango de supergigantes de luminosidad intermedia.

Cada clase y su color aparente

Debajo podrás ver cuál es el color de la estrella según su clase. Aquí no se tiene en cuenta el tamaño de la estrella, sólo su temperatura y su composición según lo que se ha observado en el prisma de colores del arcoiris. Es decir, una supergigante amarilla siempre será de clase F o G, nunca O. Por ejemplo, el Sol es una enana amarilla de clase G2V, y Capella, que es una gigante amarilla en la constelación de El Cochero, también es de clase G, su clasificación es G1III. Ese III sí indica su tamaño (gigante, en este caso).

En esta imagen de infrarrojos de la Nebulosa Trífida, en el centro, puedes ver una enorme estrella de clase O6.

En esta imagen de infrarrojos de la Nebulosa Trífida, en el centro, puedes ver una enorme estrella de clase O6. Crédito: NASA

Clase O: La temperatura de estas estrellas va de 30.000 a 60.000º K, y el color que emiten es azul. Las estrellas de este tipo son bastante raras. Sólo el 0,00003% de las estrellas en su secuencia principal son de tipo O. Como tienen temperaturas y luminosidades muy altas, suelen terminar sus vidas de forma rápida y en violentas explosiones de supernova, dando lugar a agujeros negros y estrellas de neutrones.

Rigel. Crédito: Uusario "Haktarfone" de Wikipedia

Rigel.
Crédito: Uusario «Haktarfone» de Wikipedia

Clase B: La temperatura de estas estrellas va de 10.000 a 30.000º K, y el color que emiten es, también, azul. Estas estrellas son extremadamente luminosas, suelen tener una masa de entre 2 y 16 veces la de nuestra estrella y tienen períodos de rotación muy rápidos. Curiosamente, estas estrellas no tienen una corona (el aura de plasma que rodea a estrellas como el Sol) ni una zona de convección (es decir, la zona de la estrella en la que la energía es transmitida por convección).

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Sirio A es una estrella de clase A

Clase A: Las estrellas de este tipo tienen temperaturas de 7.500 a 10.000ºK y el color que emiten es blanco. Tienen una masa de entre 1,4 y 2,1 veces la masa solar, y en esta clase hay varias estrellas que, sin duda, te resultarán familiares: Altair (que es A7V), Sirio A (A1V) y Vega (A0V). Los análisis indican que los planetas masivos se suelen formar alrededor de estrellas de clase A (aunque son difíciles de detectar).

Clase F: Las temperaturas de estas estrellas es de entre 6.000 y 7.500ºK, emiten un color blanco (ligeramente amarillento) y tienen una masa muy parecida a la del Sol, que va desde 1,0 a 1,4 masas solares. Como a las estrellas en su secuencia principal también solemos llamarlas enanas, si le añadimos el color blanco-amarillento que presentan, es posible que alguna vez oigas referencias a las estrellas de tipo F como «enanas blanco-amarillentas» (o algo similar). La más conocida de éstas, probablemente, sea Proción.

Una imagen del Sol, una estrella de clase G. Crédito: NASA

Una imagen del Sol, una estrella de clase G.
Crédito: NASA

Clase G: En el caso de estas estrellas, su temperatura va desde los 5.000 a los 6.000º K, emiten un color amarillo y tienen una masa de entre 0,8 y 1,2 veces la del Sol. A estas estrellas se las suele llamar enanas amarillas, aunque en realidad el nombre es bastante mentiroso. Solo las estrellas más frías de esta clase emiten un color ligeramente amarillo, el resto (incluida la nuestra), emiten un color blanco, aunque nosotros lo vemos en amarillo por el fenómeno de la dispersión de Rayleigh. El ejemplo más conocido, al margen del Sol es Alfa Centauri A (una de las tres estrellas que componen el sistema de Alfa Centauri). Como sabrás, las estrellas de este tipo tienen una vida aproximada (en su fase principal) de unos 10.000 millones de años.

Clase K: En este caso, el rango de temperaturas desciende a los 3.500 – 5.000º K, y emiten un color anarajando. Su masa siempre está por debajo de la del Sol (entre 0,6 y 0,9 masas solares) y tienen un período de vida mucho más largo. De entre 15 y 30.000 millones de años. No sólo eso, además, estas estrellas son alrededor de cuatro veces más comunes que las de Clase G, y hace que sean uno de los objetivos favoritos de los astrónomos para buscar planetas en los que pueda haber vida extraterrestre (teniendo en cuenta, también, que como emiten menos radiación ultravioleta es más fácil que el ADN esté protegido de esa radiación). La estrella más cercana conocida, de este tipo, es Epsilon Eridani, que está a unos 10 años luz de distancia.

Próxima Centauri, la estrella más cercana al Sistema Solar, es una enana roja de clase M. Crédito: ESA/Hubble & NASA

Próxima Centauri, la estrella más cercana al Sistema Solar, es una enana roja de clase M.
Crédito: ESA/Hubble & NASA

Clase M: Aquí ya estamos hablando de las estrellas (consideradas estrellas como tal, ojo, que hay otros objetos celestes, como las enanas marrones, que también emiten calor) más frías, con temperaturas de 2.000 a 3.500º K. Emiten un color rojizo, y son las estrellas más longevas del universo. Tanto es así, que se estima que su vida en fase principal está en el orden de los billones de años (sí, con b). Es decir, como el universo, en comparación, es mucho más joven, no hay ninguna enana roja que esté en una fase avanzada de su evolución. Además, es el tipo de estrella más común en nuestra galaxia (las tres cuartas partes del total de estrellas de la Vía Láctea son enanas rojas).

Esto quiere decir que es muy probable que muchas enanas rojas tengan planetas a su alrededor, pero el problema es que tendrían que estar tan cerca de la estrella, que estarían en rotación síncrona (es decir, la misma cara del planeta apuntaría siempre a la estrella) y eso dificultaría enormemente el desarrollo de vida en el planeta. La historia cambia, sin embargo, si hablamos de una luna alrededor de un planeta gigante, ya que en ese caso la luna estaría en rotación síncrona con el planeta, y sí podría tener una atmósfera estable.

En cualquier caso, por si te pica la curiosidad, la estrella de clase M más cercana es la enana roja de Próxima Centauri (una de las tres estrellas del sistema triple de Alfa Centauri).

La magnitud absoluta (y la aparente)

La Nebulosa de la Tarantula, a 170.000 años luz tiene una magnitud aparente de 8 (la absoluta es de -11). Si estuviese a la misma distancia de nosotros que la Nebulosa de Orión (que está a sólo 1.200), su magnitud aparente sería tal que podría proyectar sombras sobre nuestro planeta. Crédito: ESO/M.-R. Cioni/VISTA Magellanic Cloud survey

La Nebulosa de la Tarantula, a 170.000 años luz tiene una magnitud aparente de 8 (la absoluta es de -11). Si estuviese a la misma distancia de nosotros que la Nebulosa de Orión (que está a sólo 1.200), su magnitud aparente sería tal que podría proyectar sombras sobre nuestro planeta.
Crédito: ESO/M.-R. Cioni/VISTA Magellanic Cloud survey

Por último, sólo nos queda entender un factor más sobre la clasificación estelar: su magnitud absoluta. La magnitud absoluta es la medida del brillo intrínseco de un objeto en el espacio. Ahora, antes de hablar en chino, hay que hablar de la magnitud aparente. ¿Qué es la magnitud aparente? Es el brillo de un cuerpo celeste, visto desde la Tierra, si no hubiera atmósfera. Cuanto más brillante sea ese objeto, más bajo será el número que le asignemos.

¿Por qué digo esto? Porque la magnitud absoluta es, en realidad (y aquí viene lo enrevesado) la magnitud aparente de cualquier objeto celeste a una distancia de 10 pársecs, unos 32,6 años luz de distancia respecto al observador. Esto nos permite comparar la cantidad de energía real de esos objetos sin que importe su distancia. La magnitud absoluta del Sol es 4.83, mientras que su magnitud aparente es de, prácticamente, -27. Otro ejemplo puede ser el de la estrella Sirio, que tiene una magnitud aparente de -1.47 (es decir, es visible al ojo humano), mientras que su magnitud absoluta es de 1,42.

¿Por qué es útil?

Todo esto sirve a los científicos, para, por ejemplo, medir la distancia de ciertos objetos respecto a la Tierra. Por ejemplo, para medir la distancia de un cúmulo estelar, comparamos la magnitud aparente de las estrellas en el cúmulo con las magnitudes absolutas de estrellas con distancias conocidas. A partir de ahí, comparamos la diferencia de magnitud entre los dos grupos (el cúmulo observado y el de referencia) para poder saber la distancia.

Asimismo, el diagrama original de Hertzsprung-Rusell, en su momento, llevó a los astrónomos a especular que podía demostrar la evolución estelar, sugiriendo que las estrellas colapsaban desde un estado inicial de gigantes rojas hasta convertirse en estrellas enanas, que era cuando, según creían, comenzaban su fase principal. Es decir, a los astrónomos de la época les hizo creer que las estrellas, radiaban energía al convertir la energía de la gravedad en radiación. ¿El problema? Pues que con esos cálculos, el Sol tenía una edad de sólo decenas de millones de años. Esto sucedió a principios del siglo pasado, cuando los biólogos y geólogos ya tenían evidencias de que la Tierra era mucho más vieja que eso. El conflicto se resolvió algunos años después, cuando se descubrió que la fuente de energía de las estrellas es la fusión nuclear…

Referencias: Wikipedia y Astrophysical