Estrella

4.6

Clase K

A este grupo pertenecen las estrellas que tienen fuertes líneas del calcio y líneas que indican la presencia de otros metales. La luz violeta del espectro es menos intensa (en comparación con la luz roja) que en las clases antes mencionadas. Este grupo está tipificado por Arturo.

4.7

Clase M

Este grupo comprende estrellas con espectros dominados por bandas que resultan de la presencia de moléculas de óxidos metálicos, sobre todo las del óxido de titanio. El final violeta del espectro es menos intenso que el de las estrellas K. La estrella Betelgeuse, Alpha Orionis, es típica de este grupo.

Estas características son compatibles con la conclusión de que las estrellas de estas clases son todas de similar composición química y están organizadas en un orden de temperatura de más caliente a más frío. Las temperaturas de la superficie de los distintos grupos son aproximadamente las siguientes: O, 22.200 °C; B, 13.900 °C; A, 10.000 °C; F, 6.600 °C; G, 5.500 °C; K, 3.800 °C; M, 1.700 °C. La temperatura en el centro de una estrella media es de unos 20.000.000 °C.

5

Estrellas dobles

Más de la mitad de las estrellas del firmamento son, de hecho, miembros de sistemas de dos estrellas o de sistemas de estrellas múltiples. Algunas estrellas dobles o binarias cercanas aparecen separadas cuando se las observa a través de telescopios, pero a la mayoría se las detecta como dobles sólo por medios espectroscópicos. Están compuestas por dos estrellas próximas que giran en una órbita alrededor de su centro de masas. Fueron descritas por primera vez en 1803 por el astrónomo británico William Herschel.

Las binarias espectroscópicas, identificadas por primera vez en 1889, no son separables visualmente por medio del telescopio, pero se pueden reconocer al duplicarse o ensancharse las líneas del espectro cuando gira el par de estrellas. Cuando uno de los componentes se aleja de la Tierra, el otro se aproxima a ella; las líneas del espectro de la estrella que se aleja se desplazan hacia el rojo, mientras que las de la estrella que avanza se desplazan hacia el violeta (véase Efecto Doppler).

Otro tipo de estrella doble es la llamada binaria eclipsante. Las estrellas de este tipo están formadas por un componente más brillante y otro más oscuro. Vista desde la Tierra, cuando la órbita es tal que la estrella más pálida eclipsa a la más brillante, la intensidad de la luz que llega desde la estrella cae hasta un mínimo. En estos sistemas binarios se produce una oscilación periódica del brillo aparente.

Las investigaciones han demostrado que una de cada dos o tres estrellas visibles con telescopio de tamaño moderado es una estrella doble. Miles de binarias visuales y muchos cientos de binarias espectroscópicas han sido estudiadas con gran detenimiento. Estas estrellas son la fuente principal de información sobre las masas estelares.

6

Estrellas variables

Es probable que todas las estrellas, incluido el Sol, varíen ligeramente de brillo con cierta periodicidad. Estas variaciones apenas son mensurables. Sin embargo, algunas estrellas cambian mucho de brillo y se las denomina estrellas variables. Hay muchos tipos. Unas repiten los ciclos con una precisión casi de reloj; otras son muy irregulares. Algunas necesitan sólo horas o días para volver a un brillo determinado, otras necesitan años. El brillo de estas estrellas puede cambiar de modo casi imperceptible o de forma violenta.

Las variables más espectaculares son las novas y supernovas. Las novas pueden llegar a brillar hasta 200.000 veces más que el Sol perdiendo quizá una centésima o una milésima del 1% de la masa del Sol a velocidades por encima de los 960 km/s. Algunas novas repiten este proceso cada cierto tiempo hasta que pierden demasiada masa para continuarlo.

Aunque las supernovas tienen un nombre similar, son un fenómeno mucho más catastrófico y no periódico. Representan la explosión real de una estrella que a veces brilla durante unos pocos días el equivalente a unos 100.000 millones de veces el brillo real del Sol antes de desvanecerse del todo. Dejan tras de sí restos que se expanden y se contemplan como nubes brillantes de gas o nebulosas. Un ejemplo es la nebulosa del Cangrejo, observada por primera vez desde la Tierra como supernova en 1054. A veces también queda un púlsar (véase más adelante) como vestigio en el centro de los restos. Las novas se presentan con frecuencia en la Vía Láctea, quizá una de cada dos de las que se observan cada año, pero las supernovas son mucho más raras. La más reciente de la Vía Láctea apareció en 1604, aunque en 1987 se tuvo la ocasión única de observar la explosión de una supernova en una galaxia cercana que llamó mucho la atención.

Muchas estrellas variables cambian su brillo porque oscilan, esto es, se expanden y se contraen de forma parecida a un globo. Un tipo importante, llamadas variables cefeidas (por Delta Cefei, de la constelación Cefeo), repiten sus ciclos de brillo con bastante exactitud. Sus periodos oscilan de un día a unos cuatro meses, siendo siempre cientos de veces más luminosos que el Sol. Cuanto más largo sea el periodo de una variable cefeida, mayor será el brillo medio de la estrella. Esta relación entre el periodo y la luminosidad, descubierta por la astrónoma estadounidense Henrietta Leavitt, ha resultado inestimable para medir distancias estelares, en particular las de las galaxias cercanas. Para medir una distancia sólo se necesita observar el brillo medio aparente de una cefeida. Las novas y especialmente las supernovas también son medidas de distancia importantes porque su increíble brillo en su luz máxima hace que se las pueda observar a distancias enormes.

Las estrellas variables son de un interés extraordinario porque su variación suele producirse por alguna peculiaridad de su estructura interna que se desarrolla con el tiempo. De este modo, las estrellas variables pueden aportar información sobre la evolución estelar. Por ejemplo, las supernovas han consumido su combustible nuclear y deben expulsar materia porque se hacen inestables cuando sufren un colapso gravitacional.

Las binarias eclipsantes, un tipo de estrella variable mencionado ya en la sección anterior, cambian más por causas externas que por causas internas. Es típica la estrella Algol, en la constelación Perseo. Algol es una estrella doble formada por una componente brillante y otra más débil que giran una alrededor de la otra en un plano casi en la línea de visión desde la Tierra. Cuando la componente más oscura eclipsa a la más brillante, el brillo aparente del par cae de modo abrupto; una disminución semejante pero menos marcada se da cuando la componente más brillante eclipsa a la más oscura. Los astrónomos han observado miles de binarias eclipsantes, muy valiosas para medir las masas estelares.

7

Púlsares y estrellas de neutrones

Gracias a los radiotelescopios se han descubierto numerosas fuentes distintas de radiopulsos, calificadas como púlsares. Los periodos de vibración oscilan entre varios segundos y una minúscula fracción de segundo, como confirman observaciones ópticas y de rayos X. Estos periodos son tan constantes que sólo los relojes más precisos pueden detectar un leve aumento en el intervalo del pulso medio y sólo en unos pocos púlsares. Este aumento indica que tardarían un millón de años en duplicar su periodo característico.

Los indicios sugieren que los púlsares son estrellas de neutrones que giran con diámetros de sólo unos 16 km. Es probable que giren una vez por periodo de vibración. Su densidad es tan enorme que si la bola de la punta de un bolígrafo tuviera una densidad semejante su masa alcanzaría más de 91.000 toneladas.