El Tamiz

Si no eres parte de la solución eres parte del precipitado

La vida privada de las estrellas - Clases de luminosidad

Continuamos hoy la serie La vida privada de las estrellas, en la que estamos recorriendo la vida de una estrella desde su nacimiento hasta su muerte. Si no has leído las entradas anteriores, deberías hacerlo antes de leer ésta (en el enlace de la categoría puedes ver los artículos en orden).

Hemos hablado ya de cómo se forma la joven estrella y de los tipos espectrales en los que puede encontrarse. Hoy vamos a hablar acerca de cómo clasificar las estrellas no de acuerdo con su color (como hicimos en la entrada anterior) sino con su luminosidad (y, por lo tanto, su masa), en lo que se llama clases de luminosidad. ¿Preparado?

Imagina una estrella M5. Si recuerdas lo que leíste acerca de los tipos espectrales (que indicaban el color y, por lo tanto, la temperatura de la estrella) una estrella M5 es de color rojo y está relativamente fría. Sin embargo, no basta con esto para saber cómo es la estrella: ya en la entrada anterior dimos los ejemplos de dos estrellas tipo M, Próxima Centauri y Betelgeuse, una de las cuales es muy pequeña y la otra, si estuviera donde se encuentra nuestro Sol, englobaría a la Tierra en su interior. Hace falta algo más para identificar una estrella.

Ese algo se definió en los años 40, y se denomina clases de luminosidad. ¿Qué diferencia tienen Próxima Centauri y Betelgeuse? Que, a pesar de estar a la misma temperatura superficial, como la segunda es muchísimo más grande que la primera, brilla más. De modo que el tamaño de la estrella puede medirse por su magnitud absoluta, es decir, el brillo que tiene independientemente de cómo de lejos estés cuando la miras.

Esta clasificación utiliza números romanos para indicar la luminosidad de la estrella: una estrella de clase VII es una enana minúscula (por ejemplo, una enana blanca), mientras que una de clase I es una supergigante. Para suavizar los escalones (igual que en los tipos había un número) se utiliza una letra: a indica una luminosidad muy grande, ab más pequeña y b más pequeña aún. También se utilizan estas letras “extra” para señalar peculiaridades de la estrella, como el hecho de que tenga líneas de emisión o cosas parecidas.

Por si te lo estás preguntando, Próxima Centauri es una estrella de clase Ve (“e” por líneas de emisión), mientras que Betelgeuse es una Ib. Ahí está la diferencia entre ambas. Las clases de luminosidad, y por tanto los tamaños, junto los nombres que suelen recibir, son (de pequeño a grande):

Las estrellas VII son minúsculas. De hecho, esta clase no suele utilizarse mucho, por ser tan específica: suele decirse simplemente que se trata de una enana blanca y punto. ¿Recuerdas esta imagen de la entrada anterior, en la que se ve a Sirio A?

Sirio El sistema binario Sirio.

Fíjate detenidamente en la parte inferior izquierda de la imagen. Al lado de Sirio A, que es una estrella de clase V (como nuestro Sol) se encuentra un minúsculo puntito blanco, que no es otra cosa que Sirio B, una estrella de clase VII: una enana blanca.

Las de clase VI se denominan subenanas, aunque esta clasificación tampoco suele usarse muy a menudo. Estas estrellas son sólo algo mayores que las enanas blancas, y una de las más conocidas es la estrella de Kapteyn (que se llama así en honor a su descubridor), que tiene un brillo unas 260 veces más tenue que nuestro Sol:

Estrella de Kapteyn Estrella de Kapteyn.

Las estrellas de clase V es la de las denominadas enanas o de secuencia principal. El nombre es algo confuso: las estrellas “enanas” son mucho más comunes que las más grandes, de modo que puede decirse que son de tamaño “normal”. Nuestro Sol es una de ellas, como lo es Tau Ceti.

Las estrellas IV se llaman subgigantes. Una de las más conocidas es Epsilon Reticuli, una subgigante naranja que ha abandonado ya la secuencia principal por haber consumido casi todo su hidrógeno. Esta estrella es interesante, además, porque tiene al menos un planeta (un gigante gaseoso mayor que Júpiter) que la orbita a una distancia similar a la de la Tierra alrededor del Sol. Se piensa que, en el pasado, las posibles lunas de ese planeta pueden haber tenido las condiciones adecuadas para la vida, pero al abandonar la estrella la secuencia principal e “hincharse” (como veremos en posteriores entradas de la serie), la temperatura a esa distancia se ha hecho demasiado grande para la vida que conocemos.

Las llamadas gigantes son las estrellas de clase III. Estos astros tienen un brillo muchísimo mayor que el de nuestro Sol. Por ejemplo, Rho Persei, una gigante roja M4 IIIa (a veces aparece como M4 II). Algún día, el Sol se convertirá en una gigante de tipo III: su temperatura superficial descenderá según se hinche, pero la superficie será tan grande al aumentar de volumen que el brillo total aumentará mucho. Desgraciadamente, no podremos verlo desde la Tierra: para entonces, o bien hemos emigrado a otro sistema estelar o nos habremos achicharrado.

Pero hay estrellas aún más brillantes: las de clase II se denominan gigantes brillantes. Para que te hagas una idea de la luminosidad de estos monstruos, la estrella de la imagen es Epsilon Canis Majoris, también conocida como Adhara, y brilla como veinte mil soles:

Epsilon Canis Majoris (Adhara).

Además, Adhara es de clase espectral B2, es decir, está muy caliente. Este tamaño y temperatura hacen que esta estrella no vaya a durar mucho - está consumiendo su combustible de hidrógeno a un ritmo endiablado.

Sin embargo, las hay aún más grandes y brillantes: las supergigantes de clase I. Una de las más conocidas es Mu Cephei, una supergigante roja que, si estuviera donde está el Sol, llegaría hasta la órbita de Saturno. ¡Podríamos meter mil millones de Soles dentro! Su brillo es unas cuarenta mil veces el de nuestra estrella:

Mu Cephei es la estrella rojiza en la parte superior izquierda.

Puede parecer mentira, pero hay estrellas aún más brillantes que las supergigantes: son las de clase 0, denominadas hipergigantes. No tienen por qué tener más volumen que las supergigantes, pero brillan más porque tienen mayor masa. Las hipergigantes pueden brillar como millones de Soles.

Estos leviatanes estelares son muy inestables: su brillo suele variar debido a los cambios en su interior (a veces cataclísmicos), y además no suelen durar mucho tiempo debido a que necesitan consumir hidrógeno muy rápido para mantener el equilibrio hidrostático y no colapsarse y convertirse en supernovas.

Existen muy pocas hipergigantes: hasta hace muy poco sólo se conocían siete en nuestra galaxia. La más famosa, de la que ya hemos hablado en El Tamiz, es Eta Carinae, que brilla como cinco millones de Soles:

Eta Carinae Eta Carinae y la Nebulosa del Homúnculo.

Podrías preguntarte, ¿es posible que existan estrellas aún más brillantes? Por lo que sabemos, no: existe un límite, denominado Límite de Eddington, de unas 120 masas solares, por encima del cual una estrella sería tan masiva y se “encendería” nuclearmente de forma tan violenta que expulsaría parte de su masa en forma de anillo a su alrededor, quedándose con una masa inferior a ese límite. Por otro lado, sí parece que hay alguna estrella en el Universo que sobrepasa el límite, de modo que nuestras teorías sobre formación estelar aún no están completas.

En cualquier caso a estas alturas, si lees en alguna parte que el Sol es una estrella G2 V, puedes rascarte la barbilla y decir, “Hmm…nuestro Sol es una enana amarilla y está en la secuencia principal. En la próxima entrada combinaremos ambas clasificaciones, la del color y la del brillo, en el diagrama estelar más famoso de todos, el diagrama de Hertzsprung-Russell, y hablaremos acerca de esta secuencia principal y la madurez de una estrella.

Puedes ver este mismo artículo en vídeo aquí.

Astronomía, Ciencia, Física, La vida privada de las estrellas

20 comentarios

De: OSCAR SUÁREZ CUBILLO
2007-07-31 18:43:49

Reciban de mi parte un saludo lleno de buenos deseos.
Les pido el inmenso favor que me envíen un video y/o simulador sobre el opportunity y el spirit y sus exploraciones en marte.Gracias.

De: Antonio
2007-08-28 12:50:28

Todos los artículos publicados hasta ahora sobre el nacimiento, evolución y (esperemos)muerte de las estrellas me parecen excepcionalmente buenos para los aficionados a la astronomía que, como yo, no tenemos conocimientos científicos del asunto, aunque sí mucho interés en aprender. Muy agradecido.

De: Pedro
2007-08-28 14:38:18

Antonio,Es un placer hacerlo. Aún nos quedan capítulos de la serie - y habrá otras de astronomía, es seguro -, de modo que te queda por disfrutar. Es posible incluso que, cuando haya suficiente material, lo ampliemos un poco más y publiquemos alguna monografía en papel.

De: Astro Web — La vida privada de las estrellas 2 - Tipos espectrales
2007-10-04 00:07:22

[...] hablaremos de la segunda parte de la clasificación, de acuerdo con el brillo de la estrella: las clases de luminosidad. Sin comentarios [...]


De: Astro Web — La vida privada de las estrellas 3 - Clases de luminosidad
2007-10-29 12:05:18

[...] Eltamiz.com por Pedro Gómez-Esteban Continuamos hoy la serie La vida privada de las estrellas, en la que [...]


De: Astro Web — La vida privada de las estrellas 4 - La secuencia principal
2007-11-07 16:00:22

[...] anteriores de la serie hemos hablado del nacimiento de una estrella, los tipos espectrales y las clases de luminosidad. Hoy hablaremos sobre la etapa más larga de la vida de una estrella: la secuencia principal, [...]


De: chapu
2008-05-30 15:38:41

Fantastica esta serie.. puedo agregar algo sobre esta ultima clasificación? bueno, yo haria hincapié en que esta clasificacion de luminosidad (I,II,III,IV,V) solo es válida para estrellas del mismo tipo espectral (temperatura). Si bien los mencionas al comienzo, yo le daria mas fuerza a esa parte. Saludos y gracias por los articulos


De: xx32
2008-07-12 01:39:39

¿Existen estrellas pequeñas que orbiten estrellas mallores, como planetas pero muy calientes?


De: ALBERT GEOVO
2009-05-03 19:41:51

Saludos a todos los buscadores sinceros de la verdad


De: Juan Carlos Giler
2010-09-11 00:48:54

"existe un límite, denominado Límite de Eddington, de unas 120 masas solares"
Creo que recién descubrieron una súper estrella de 200 y pico masas solares. ¿Como es posible?


De: Miguel
2012-11-16 18:47:52

Cómo es que ¡Podríamos meter mil millones de Soles dentro! y que existe un límite, denominado Límite de Eddington, de unas 120 masas solares.

ojalá me puedan explicar.


De: Juan Carlos
2012-11-16 21:04:39

"Mil millones de soles" es volumen. "200 masas solares" es masa.

Saludos


De: Sergio B
2012-11-17 10:06:28

Yo he leido por ahi, (el link es este, pero no se si se puede poner http://casanchi.com/ast/mmasiva01.pdf), que el limite es 150, con un colchon entre 120 y 200, lo que seria una aproximacion de punto gordo bastante exagerada para mi punto de vista, pero bueno. Por otro lado tambien comentan, que estrellas al principio del universo, con un bajo contenido de metales, no se encenderia tan violentamente, por lo que quiza podrian alcanzar masas mayores, quiza esas condiciones de poca densidad de metales se pueda dar localmente en algun lado, propiciando otra vez una estrella muy grande.

Por cierto, los agujeros negros supermasivos de los centros de algunas galaxias, ¿fueron alguna vez una estrella?


De: Angel
2012-11-17 15:02:24

Sergio B: el problema de calcular el límite de Eddington es que los modelos son tremendamente complejos. En primera aproximación resulta relativamente sencillo, pero cuantos más detalles metes más se complica la cosa y pequeñas variaciones en los parámetros cambián bastante los modelos de formación estelar. Además hay cosas que aun no se entienden demasiado bien, como por ejemplo la influencia de los campos magnéticos. Se sabe que son importantes en la formación estelar (es la mejor manera para explicar la perdida de momento angular de la nube original) pero quedan muchas cosas por resolver. De ahí la aproximación "de punto gordo", que por otro lado es bastante común en astronomía. Los errores en medidas astronómicas suelen ser bastante grandes comparados con otras ciencias, y las predicciones teóricas suelen tener márgenes de error considerables.

Respecto a los agujeros negros supermasivos, no tenemos una idea clara de su origen. Son demasiado grandes para haberse formados por el colapso de una sola estrella. Como bien dices, se supone que las primeras estrellas fueron mucho más masivas que las actuales, pero se quedan muy lejos de los millones (o miles de millones) de masas solares de un agujero negro de estos.

Algunos modelos de evolución de galaxias comienzan suponiendo que las galaxias primigenias contenían agujeros negros de masa intermedia (varios miles de masas solares). Según la idea de evolución jerarquica, estas pequeñas primeras galaxias se van uniendo formando galaxias cada vez más masivas, y sus agujeros negros se fusionan hasta alcanzar las masas que podemos observar. De todos modos este modelo no esta nada claro: la teoría nos dice que la evolución galáctica tiene que ser más o menos así, pero las observaciones no acaban de cuadrar con lo que dice la teoría. Es cierto que a redshifts altos (es decir, en el pasado lejano) se observan más colisiones de galaxias que ahora, pero se observan también galaxias más masivas de lo esperado.

En todo caso, seguimos sin tener ni idea de como pudieron formarse esos agujeros negros de masa intermedia. Hay un tipo de fuente astronómica que algunos proponen como candidatos a estos agujeros negros de masa intermedia: las fuentes de rayos X ultraluminosas (ULX, de 'ultraluminous X-ray source'), pero el asunto es todavía bastante polémico.

Como podrás ver, todo lo relacionado con la formación y evolución de galaxias es todavía un problema abierto en astronomía y, para mi, uno de los más interesantes.


De: Sergio B
2012-11-17 16:28:58

Recuerdo que cuando ley sobre esto, la teoria de formacion por adicion tenia el problema de que no hemos visto agujeros negros intermedios, solo pequeños (para ser un agujero negro) o gigantes, por lo que la teoria de masa colpasando, tampoco es para descartarla. A mi me parece razonable, por que a cierto nivel de escala las galaxias espirales tienen cierto aire a un sistema planetario, a lo mejor una galaxia es el producto de una superacumulacion de gas en un agujero negro supermasivo, y los efectos catastroficos que pudiera tener durante el proceso. Pero vamos, si es interesante lo que todavia se puede descubrir.

Entiendo la dificultad de explicar algunas cosas, pero en ocasiones no consigo entender esa necesidad de puntos gordos. ¿No es mas sencillo decir ahora mismo no sabemos cual es el limite de masa? Sospechamos que existe y ya, y como no somos capaces de calcularlo pues no nos tiramos flores por saber que existe (sobre todo por que es un pregunta a si o no y se puede acertar facilmente). Pero en fin, supongo que es el sindrome de becario que llevo ultimamente, te tiran un punto gordo y tu tienes que hacer un trabajo enorme para concretar algo de verdad, pero al final el merito es del que hace esos puntos gordos, hara falta mucho trabajo y observaciones para concretar ese modelo y obtener resultados detallados, ¿le cambiaran el nombre?


De: Angel
2012-11-17 19:26:31

[Sergio B]

Recuerdo que cuando ley sobre esto, la teoria de formacion por adicion tenia el problema de que no hemos visto agujeros negros intermedios, solo pequeños (para ser un agujero negro) o gigantes, por lo que la teoria de masa colpasando, tampoco es para descartarla.

El problema es que por simple acreción no da tiempo a pasar de agujeros negros de masa estelar a agujeros negros supermasivos. Por otro lado, que no te despisten las espirales. La forma espiral no tiene nada que ver los agujeros negros sino, muy probablemente a colisiones o interacciones con otras galaxias. Además, los agujeros negros más masivos (los que "encienden" a los quasares) suelen estar en galaxias elípticas.

Pero si es cierto que hay datos que apuntan a que la formación de galaxias y los agujeros negros supermasivos están relacionados. Para empezar, parece que la masa de estos agujeros negros y la masa de los bulbos galácticos están correlacionadas. Añadele que la historia cósmica de la formación estelar (como evoluciona en el tiempo la masa de gas que se transforma en nuevas estrellas) y de la acreción (cantidad de gas que cae en los agujeros negros supermasivos) son muy similares, las dos con un máximo a redshift dos, mas o menos.

[Sergio B]

Entiendo la dificultad de explicar algunas cosas, pero en ocasiones no consigo entender esa necesidad de puntos gordos. ¿No es mas sencillo decir ahora mismo no sabemos cual es el limite de masa? Sospechamos que existe y ya, y como no somos capaces de calcularlo pues no nos tiramos flores por saber que existe (sobre todo por que es un pregunta a si o no y se puede acertar facilmente).

Hombre, pero la cosa es que algo si sabemos. Con un modelo sencillo consigues un orden de magnitud que coincide con las observaciones, cosa que en astronomia ya es mucho. Así que los modelos más complicados no podrán ser muy distintos a esa primera aproximación (como efectivamente ocurre). El punto gordo te da un buen punto de partida, una idea con la que comenzar a trabajar, no es simplemente echarse flores. Por eso, a mi entender, son tan importantes. En ocasiones esa primera idea correcta puede ser mucho más difícil de alcanzar que los refinamientos posteriores, aunque estos resulten más laboriosos de desarrollar.


De: Miguel
2012-11-21 17:45:03

Gracias a Juan Carlos, si entiendo lo del volumen (1,000,000,000 de soles) y la masa (200 soles), y ya no entiendo que con la densidad resultante (.0000002 de sol) se puede tener una estrella.


De: Angel
2012-11-21 18:51:51

Miguel: piensa que la estrella no es homogénea. Su densidad en el núcleo es millones de veces más alta que en las capas externas.


De: Juan Carlos
2012-11-21 18:55:56

Es correcto, tengo entendido que su densidad -como dice Angel, que no es constante- es menor incluso que nuestra atmósfera.

Saludos


De: Miguel
2012-11-22 02:12:18

Muchas gracias Angel y Juan Carlos, ya estoy imaginando una estrella con su pesado núcleo en donde está nuestro sol y su etérea superficie apenas distingible del vacio por la órbita de Saturno.


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