CLASIFICACION
ESPECTRAL
Las
estrellas se clasifican de acuerdo a su tipo
espectral. El tipo espectral de cada estrella se
determina dispersando su luz en un espectro, es
decir, un arco iris artificial donde cada color
representa cierta cantidad de energía. El espectro
mostrará líneas oscuras o interrupciones cuando existe
material absorbente entre la estrella y el observador (espectro
de absorción) o líneas brillantes, cuando existe
un gas que ha sido excitado (espectro de emisión).
Los
tipos espectrales básicos son O, B, A, F, G, K y M
( Oh, Be A Fine Girl/Guy
Kiss Me -para facilitar las cosas-) Las
estrellas O son las calientes (25,000 k –grados
Kelvin-) y las estrellas M son las frías (3,000 k).
Cada tipo espectral se subdivide del 0 al 9, siendo 9 la
temperatura mínima para cada tipo espectral. El Sol es
una estrella promedio, de tipo espectral G2, madura y su
temperatura superficial es de casi 6000 k. En general,
las estrellas que son más calientes y brillantes que el
Sol es porque tienen una masa superior.
Entre
1911 y 1913, los astrónomos E. Hertzprung (danés) y
H.N. Russell (norteamericano) hicieron un hallazgo. El
tipo espectral de las estrellas (su color) estaba
relacionado con su luminosidad. Las estrellas más
calientes –azules- tenían una luminosidad superior
que las estrellas frías, de color rojo. El diagrama Hertzprung-Russell
muestra la distribución de estrellas respecto a su
luminosidad y temperatura. En el eje horizontal se
indican las temperaturas superficiales de las estrellas,
descendiendo hacia la derecha. La luminosidad –por
otro lado- ocupa el eje vertical, con el brillo
ascendiendo hacia la parte superior de la gráfica.
Hacia abajo y a la derecha quedan las estrellas menos
luminosas y frías, mientras que arriba y a la izquierda
se localizarán las estrellas más luminosas y
calientes. Las temperaturas y luminosidades intermedias
se distribuyen en una franja diagonal ondulante. El 90%
de las estrellas –entre ellas, el Sol- se ubican en
esta franja y se dice que están en
la Secuencia Principal.
Son estrellas maduras en cuyo núcleo hay exclusivamente
producción de Helio a partir de Hidrógeno, por medio
de fusiones nucleares. Las estrellas que no estén en
Secuencia Principal serán estrellas inmaduras o
evolucionadas (avejentadas).
ESTRELLAS
TIPO O
Las
estrellas tipo O aparecen en el borde superior izquierdo
del diagrama H-R (Hertzprung-Russell) donde la
temperatura y luminosidad es más alta. Son estrellas
masivas cuya temperatura superficial es de
28,000 a
40,000k produciendo un exceso de radiación UV
–ultravioleta- . Su aspecto es ligeramente azulado.
Aunque el color es muy sutil, suele decirse que estas
estrellas son azules. Posiblemente existan estrellas
tipo O0, O1 y O2, pero aún están por descubrirse. O0,
O1 y O2 representa a las estrellas más calientes y
brillantes de
la Galaxia. Sólo
se conocen un puñado de estrellas tipo O3 y O4. Por
otro lado, las estrellas tipo M –rojas y frías- son
muy abundantes, acumulando hasta el 80% de las estrellas
de
la Galaxia.
El
espectro de las estrellas tipo O es dominado por fuertes
líneas de Helio Ionizado, es decir, que ha perdido sus
electrones (He II). También se observan líneas de
emisión de otros elementos doble y triplemente
ionizados, en conjunto con líneas de Helio Neutral (He
I) e Hidrógeno. Las líneas de Hidrógeno y Helio se fortalecen
en subdivisiones posteriores (a temperaturas menores).
No
se ha detectado ninguna estrella tipo O en las galaxias
elípticas, sugiriendo que la producción de estrellas
masivas se ha detenido. Las estrellas observadas en
estas galaxias deben ser antiguas pues las estrellas
tipo O envejecen prematuramente y mueren pronto. Las
estrellas tipo O sólo duran de
3 a
6 millones de años. El Sol –en contraste- deberá vivir
unos ¡10,000 millones de años!.
Casi
todas las estrellas tipo O aparecen en los brazos de las
galaxias espirales. Es difícil encontrar una estrella
tipo O aislada. Generalmente estará acompañada por
otras formado asociaciones OB. La mayoría de las
estrellas tipo O estudiadas revelan ser cuerpos de
rotación muy veloz. ¡¡¡Zeta Puppis tiene un período
de rotación de 8.54 horas!!!
Las
primeras dos estrellas del cinturón de Orión son
estrellas tipo O: Alnitak (Delta Orionis) y Alnilam
(Zeta Orionis). Otros ejemplos son: Naos (Zeta Puppis) y
Gamma2 Velorum.
ESTRELLAS
TIPO Of
Son
estrellas de tipo espectral O de poca edad. Su espectro
es dominado peculiarmente por líneas de Helio y Nitrógeno
Ionizado (He II y N III) además de un espectro de
absorción muy marcado. Las intensas líneas de emisión
del Helio y el Nitrógeno ionizado son producidas por
una atmósfera inestable que se está desprendiendo
violentamente de la estrella. Posiblemente las estrellas
tipo Of sean las más masivas, calientes y brillantes de
la Galaxia. Es
muy probable que las estrellas tipo Of sean las
precusoras de
las estrellas tipo Wolf-Rayet, una vez que han
perdido completamente su atmósfera exterior.
La
estrella Of más masiva, caliente y luminosa conocida es
HD 93129A, cerca de Eta Carinae. Cuenta con una masa
aproximada de 120 masas solares y su temperatura
superficial excede 50,000 k. Su luminosidad es
equivalente a 3 millones de soles.
ESTRELLAS
TIPO B
Las
estrellas tipo B se encuentran en el extremo superior
izquierdo del diagrama H-R, pero no san tan masivas,
calientes ni brillantes como las de tipo O. La
temperatura superficial de las estrellas tipo B es de
10,000 a
28,000 k, sin embargo, hay estrellas Supergigantes de
tipo B que alcanzan temperaturas de hasta 30,000 k. La
temperatura de estas estrellas les otorga un brillo
blanco-azulado y al igual que las estrellas tipo O,
emiten un exceso de radiación UV. Si bien las estrellas
tipo B son muy escasas (no llegan al 1% de las estrellas
en
la Galaxia
) su abundancia es mayor que las estrellas tipo O.
A
diferencia de las estrellas tipo O, las estrellas tipo B
no presentan líneas de Helio Ionizado (He
II) en su espectro. El espectro de las estrellas tipo b
es dominado por líneas de absorción de Helio Neutral
(He I). Estas líneas alcanzan su máxima intensidad en
la subclasificación B2. En las estrellas tipo B de
menor temperatura (hacia B9), las líneas Balmer
de Hidrógeno (entre el rojo y UV) se acentúan y se
distinguen también líneas de Magnesio y Silicio
Ionizados.
Las
estrellas tipo B2 y Be aparecen frecuentemente en las
asociaciones OB, a lo largo de los brazos en las
galaxias espirales. Las galaxias elípticas carecen de
estrellas tipo B, pues su vida es muy corta (de
6 a
10 millones de años) y las galaxias elípticas han
cesado de producir estrellas nuevas.
Las
estrellas tipo B más reconocidas son Spica, Rigel,
Bellatrix y Alpha Crucis.
ESTRELLAS
TIPO Be
Las
estrellas Be son estrellas de tipo espectral B que
presentan fluctuaciones en su brillo, es decir, son
variables. La variabilidad de las estrellas Be es
irregular, su comportamiento es errático e
impredecible. El espectro de absorción de las estrellas
Be es –a primera vista- normal, pero sobre él
aparecen superpuestas líneas de emisión de Hidrógeno
muy brillantes, como si se tratara de una nebulosa de
emisión –como
la Nebulosa
de Orión- pero concentrada en una estrella.
Las
estrellas Be están en expansión,
perdiendo masa, al igual que sus primas las
estrellas Ae (de menor masa) y las T Tauri (de masa
semejante al Sol). A veces al conjunto de estrellas Be y
Ae se les conoce con el nombre de Herbig Ae-Be. Las
estrellas tipo Be están relacionadas con las Luminosas
Azules Variables.
Se
ha registrado en las estrellas tipo Be una velocidad de
rotación muy rápida, superior a 200 km/segundo. ¡¡¡Si
el Sol rotara así, completaría una vuelta sobre sí
mismo en 6 horas!!! La rotación de las estrellas Be las
desfigura: se achatan sensiblemente de los polos y ahí
las temperaturas son superiores. Las estrellas tipo Be
sufren una constante y lenta pérdida de masa que
alimenta una envoltura gaseosa, un cascarón en expansión.
La veloz rotación
de la estrella Be obliga al cascarón a distorsionarse y
acumularse alrededor de su ecuador formando un anillo o
disco. La estrella Be parecerá, entonces, un gran
Saturno con anillos de color rojo brillante.
Cuando
la estrella Be se encuentra en un sistema binario, se
sospecha que el disco de gas que la rodea es material
desprendido de su estrella compañera, también masiva.
El proceso es conocido como transferencia de masa.
La estrella que tiene más masa envejece primero, se
dilata y transfiere parte de su material a la estrella
vecina.
Las
estrellas tipo Be –como todas las masivas- son raras.
Algunos ejemplos son P Cygni, Gamma Cassiopeiae, Eta
Tauri y Beta Canis Minoris. En el cúmulo abierto –en
Cassiopeia- NGC 663 se localiza un conjunto de estrellas
Be.
ESTRELLAS
DE CASCARON (Shell Stars)
Las
estrellas de Cascarón se parecen mucho a las estrellas
tipo Be –tal vez DEMASIADO- En principio, las
estrellas de Cascarón se distinguen por un espectro
complejo donde las líneas de absorción aparecen muy
pronunciadas, bordeadas por líneas de emisión de Hidrógeno
muy brillantes, todo superpuesto en un espectro de
absorción típico de una estrella tipo B.
Hasta
recientemente los astrónomos se percataron de que las
estrellas de Cascarón eran en realidad estrellas tipo
Be. La sutil diferencia entre ambas son causadas por la
perspectiva: la misma estrella perecerá una u otra
dependiendo del punto de vista del observador. Desde los
polos de la estrella (arriba o abajo) el disco de gas y
polvo rodea a la estrella concéntricamente, dibujando
un círculo y se ve una estrella tipo Be. Por otro lado
-desde el ecuador- el disco de gas y polvo se atraviesa
frente a la estrella –causando una absorción muy
acentuada- y se ve una estrella de cascarón.
Conclusión:
las estrellas tipo Be y de Cascarón son las mismas,
lo único que cambia es la orientación de la estrella.
Pleione –en las Pleyades- es una estrella de Cascarón.
CÚMULOS
OB
Los
cúmulos abiertos que por su juventud presentan una gran
cantidad de estrellas tipo O y B son conocidos con el
nombre de Cúmulos OB. Los cúmulos OB tienen edades
inferiores a 10 millones de años, por lo que
frecuentemente muestran estrellas aún en proceso de
formación (estrellas T Tauri).
Algunos
cúmulos OB son NGC 869 y 884 (Cúmulo Doble de Perseo)
y NGC 2264 (Cúmulo del Pino Navideño, en Monoceros).
ASOCIACIONES
OB
Las
asociaciones OB son conjuntos dispersos de estrellas
cuya similitud en el tipo espectral es debido a una edad
semejante. Son estrellas que resultaron de una formación
estelar en cadena. La cadena incluye estrellas tipo O y
b de varios cúmulos abiertos que se extienden a lo
largo de un brazo de
la Galaxia
, donde el gas y polvo son más abundantes. Las
dimensiones de las asociaciones OB van desde 10 hasta
1000 años-luz de largo. A veces un solo cúmulo abierto
aparece al centro de una asociación.
Mientras
que en el cúmulo abierto las estrellas tipo O y b
permanecen unidas entre sí por atracción
gravitacional, las estrellas de una asociación viajan
libremente por
la Galaxia
, en franca expansión, lo que permite
–afortunadamente- medir la edad de la asociación. Si
se mide la velocidad a la que se separan entre sí las
estrellas de una asociación, lo único que ha de hacer
el astrónomo para conocer cuándo nació la asociación,
es medir la distancia que han viajado las estrellas y
calcular el tiempo necesario para que las estrellas
recorrieran esa distancia.
Así,
la asociación II Persei muestra indicios de estar en
expansión desde poco más de 1 millón de años, de
modo que esta es la edad estimada de la asociación. La
asociación Zeta Persei rodea e incluye al Cúmulo doble
de Perseo. La asociación
de Orión (I Orionis) está formada pro unas 1000
estrellas en cuyo centro está la nebulosa de Orión
(M42) Incluye varios cúmulos abiertos, entre ellos: el
Cúmulo de Lambda Orionis, El Cinturón de Orión
(alrededor de Epsilon Orionis), NGC 1981 y el Trapecio.
Algunas
estrellas tipo O y B pueden describirse también como
estrellas Ultra Violeta,
Luminosas Azules Variables y/o estrellas Wolf
Rayet.
ESTRELLAS
ULTRAVIOLETAS
Las
estrellas más calientes de
la Galaxia
también se llaman estrellas Ultra Violetas (UV). Las
estrellas tipo espectral O y B emiten hasta el 80% de su
energía en forma de radiación UV y emiten poderosos
vientos estelares que tienden a arrancar las capas más
externas de la estrella. El Sol también pierde material
en el viento solar, pero no tanto.
Todas
las nebulosas de emisión que se distinguen por su color
rojo encendido deben su belleza a la cercanía de
estrellas UV. La clasificación de estrellas UV incluye
las de tipo espectral O y B, estrellas Wolf Rayet y
enanas blancas. Las enanas blancas no son masivas pero
tienen una temperatura superficial altísima.
Entre
las estrellas UV están las enanas blancas en el centro
de las nebulosas planetarias M27 y M57, y las gigantes
azules tipo O y B que excitan los gases en la nebulosa
de
la Roseta
(NGC 2244) y la nebulosa de
la Laguna
(NGC 6523).
LUMINOSAS
AZULES VARIABLES
Su
nombre lo dice todo: Son las estrellas más brillantes
de
la Galaxia
, el color azul indica una temperatura altísima y su
brillo no es constante. Las Luminosas Azules Variables
son estrellas masivas, muy calientes y con fluctuaciones
erráticas en su brillo. La variabilidad se debe a la
emisión esporádica de masa a manera de erupciones
explosivas. Su luminosidad está casi en el tope
del diagrama Hertzprung-Russell convirtiéndolas en la
estrellas más luminosas de
la Galaxia
, tal vez superadas sólo por algunas estrellas Supergigantes.
Se
cree que las Luminosas Azules Variables proceden de
estrellas con una masa superior a 40 masas solares: La
temperatura en el interior de estas estrellas es tan
alta que la presión de la radiación empuja
violentamente las capas de la estrella hacia fuera, en
un intento para liberar energía. Las variaciones de
brillo resultantes son peculiares en cada caso y los períodos
latentes –de aparente estabilidad- son impredecibles,
a veces duran mucho y en otras son muy breves.
Cuando
la estrella Luminosa Azul Variable incrementa su brillo
sensiblemente (más de 3 magnitudes) la escalada
sucede súbitamente, estabilizándose luego por un período
que dura siglos o milenios. Por otro lado, cuando la
estrella Luminosa azul Variable incrementa su brillo
sutilmente (inferior a 0.5 de magnitud), la meseta
dura algunos meses o años.
Eta
carinae, AG Carinae, P Cygni y S Doradus son Luminosas
Azules Variables muy conocidas. Las estrellas tipo P
Cygni y las Variables Hubble-Sandage también son
Luminosas Azules Variables.
ESTRELLAS
TIPO P CYGNI
Las
estrellas tipo P Cygni –a las cuales se extiende el
nombre en honor de esta estrella- son Luminosas Azules
Variables de tipo espectral b. El espectro de las
estrellas P Cygni exhibe numerosas líneas de emisión
muy acentuadas, semejantes a las estrellas tipo Be y
Wolf Rayet, además de unas líneas de absorción muy
pronunciadas que presentan corrimiento al azul, es
decir, los gases responsables de esta absorción se están
alejando velozmente de la fuente luminosa, hacia
nosotros.
El
gas que emite continuamente la estrella tipo P Cygni
forma un cascarón gaseoso de baja densidad, sin
embargo, puede haber destellos súbitos aleatorios. La
estrella P Cygni es el mejor ejemplo de esta clasificación.
ESTRELLAS
VARIABLES HUBBLE-SANDAGE
Fueron
descubiertas por Edwin Hubble y Alan Sandage en 1953,
por su variabilidad. Las Variables Hubble-Sandage fueron
las primeras estrellas Luminosas Azules Variables en ser
detectadas fuera de nuestra Galaxia, en las galaxias del
Cúmulo Local M31 y M33. Con unas cuantas excepciones
casi todas las estrellas variables Hubble-Sandage
presentan una variabilidad lenta, pequeña e irregular.
Su característica principal es el haberlas descubierto
más allá de
la Galaxia.
Algunas
estrellas Supergigantes se han colado en esta
clasificación, sin ser Luminosas azules Variables.
ESTRELLAS
WOLF RAYET
Las
estrellas Wolf Rayet fueron descubiertas en 1867 por un
par de astrónomos franceses: Charles J. E. Wolf y
Georges Rayet.
Las
estrellas Wolf Rayet son superluminosas, pero muy
escasas. De cada 1000 estrellas, tal vez menos de 30
sean de tipo Wolf Rayet. Se conocen poco más de 300
estrellas Wolf Rayet, ninguna de ellas cerca del Sistema
Solar pero caso todas en
la Galaxia. Las
estrellas Wolf Rayet son tan brillantes, que fácilmente
se detectan en las otras galaxias del Cúmulo Local. Su
gran luminosidad se debe a la altísima temperatura de
su superficie, que puede llegar a 90,000 k o más.
Ninguna estrella en
la Secuencia Principal
puede producir tanta energía, por lo que las estrellas
Wolf Rayet son especiales.
La
masa promedio de las estrellas Wolf Rayet es de unas 10
masas solares, por lo que su temperatura parece ser
excesiva para tan poca masa. El espectro de una
Wolf Rayet –en efecto- es anómalo: presenta líneas
de emisión fuertes y ensanchadas que corresponden a
Helio, Carbono, Oxígeno y Nitrógeno ionizado, pero una
ausencia casi total de líneas de absorción. Lo
sorprendente de las estrellas Wolf Rayet es su escasez
de Hidrógeno. Se supone que todas las estrellas
transforman Hidrógeno en Helio para producir energía,
pero las estrellas Wolf Rayet tienen poco o nada de Hidrógeno.
Los
modelos actuales de formación estelar y la evidencia
encontrada demuestran que las estrellas se forman a
partir de nubes moleculares –nebulosas- abundantes en
Hidrógeno. ¿Cómo es posible que las estrellas Wolf
Rayet se puedan formar exclusivamente de Helio? Esto es
imposible. Las estrellas Wolf Rayet tuvieron que
formarse del mismo modo, pero algún mecanismo se encargó
de eliminar el hidrógeno en ellas.
Estrellas
como el Sol emiten un espectro continuo que aparece
interrumpido por líneas de absorción a causa de los
gases en su atmósfera. En las estrellas Wolf Rayet
parece existir también una atmósfera en vertiginosa
expansión (3,000 km/seg) que es responsable de las líneas
de emisión observadas. La excitación por la radiación
de la estrella es tan alta que los gases no producen
absorción, sino emisión de energía. Las estrellas
Wolf Rayet se desprenden tan violentamente de estos
cascarones de gas, que la pérdida de masa debe ser muy
importante. La pérdida es masiva, veloz y constante.
La
envoltura de gases en expansión que se detecta en el
espectro es en algunos casos francamente visible como
una burbuja luminosa e intrincada que rodea a la
estrella Wolf Rayet. En algunos casos, se le ha llamado nebulosa
planetaria, aunque las auténticas nebulosas
planetarias suceden en estrellas de menor masa –como
el Sol-.
Las
características de la estrella Wolf Rayet sugieren que
se trata de una estrella tipo espectral Of que ha
perdido su envoltura exterior de Hidrógeno a causa de
potentes vientos estelares. En otras palabras estamos
viendo directamente el núcleo desnudo de una
estrella...¡¡¡Por eso es tan caliente!!! La
ransformación de la estrella tipo Of a Wolf Rayet es
breve (100,000 años) y desgastante: en el proceso, la
estrella pierde más de 10 masas solares.
El
Sol también perderá la capa externa de Hidrógeno
cuando se convierta en nebulosa planetaria, pero en su
caso el núcleo desnudo no es una estrella Wolf Rayet
sino una estrella enana blanca. La diferencia
principal estriba en que la enana blanca está apagada:
ya no produce reacciones de fusión nuclear, es una
estrella muerta. Pero la estrella Wolf Rayet es
el núcleo de una estrella tipo Of que -aún
descascarado- sigue vivo.
Alrededor
del 50% de las estrellas Wolf Rayet están en sistemas
binarios. Las estrellas compañeras suelen ser estrellas
masivas tipo espectral O ó B, con una luminosidad
inferior a
la Wolf Rayet.
Aunque en un sistema binario
la Wolf Rayet
sea de menor masa que su compañera, su avanzada evolución
implica que su masa original era más alta, cuando menos
dos veces mayor. El hecho de que la estrella Wolf Rayet
se encuentre en un estado avanzado de evolución
significa que su masa y temperatura la obligaron a
envejecer más pronto que su compañera. La extrema
cercanía de la estrella compañera puede estimular y
acelerar la pérdida masiva de la estrella Wolf Rayet.
Gamma
Velorum (WC8 +07) es una estrella Wolf Rayet de tipo
espectral O que reside en un sistema binario.
En
el caso de las estrellas Wolf Rayet solteras la
causa principal del desprendimiento masivo se debe a la
presión que la radiación del núcleo ejerce hacia las
capas extwernas de la estrella.
Las
estrellas Wolf Rayet se subclasifican de acuerdo a la
intensidad de sus líneas de emisión:
WC
(Apa nombrecito).- Líneas de Helio, Carbono y Oxígeno.
WN.-
Líneas de Helio y Nitrógeno.
WO.-
Líneas muy fuertes de Oxígeno. Son muy raras.
ESTRELLAS
SUPERGIGANTES
Las
estrellas Supergigantes son las más luminosas y grandes
de
la Galaxia. Las
estrellas gigantes –como Capella y Arcturus- son muy
grandes pero las Supergigantes son mayores y más
masivas. Si las estrellas tipo O y B eran las más
notorias de
la Galaxia..
.¿qué diferencia puede haber con otras estrellas que
llaman Supergigantes? Comparemos:
Las
estrellas tipo O y B son masivas y las Supergigantes...
también.
Las
estrellas tipo O y B son maduras pero las Supergigantes
muestran síntomas de envejecimiento, por eso están tan
dilatadas.
Las
estrellas O y B son calientes pero las Supergigantes
pueden tener cualquier temperatura. Las hay frías,
tibias o calientes y por lo tanto, habrá estrellas
Supergigantes de todos los tipos espectrales: O, B, A,
F, G, K y M.
Las
estrellas tipo O y B son brillantes pero las
Supergigantes lo son más.
Las
estrellas O y B son grandes pero las Supergigantes son ENORMES.
De
acuerdo a la clasificación espectral, las estrellas
Supergigantes son –independientemente de su tipo
espectral- de clase luminosa Ia (Supergigantes
luminosas) y Ib (Supergigantes). La clase luminosa se
refiere indirectamente al tamaño de la estrella.
Una
estrella puede ser de tipo espectral B, es decir:
caliente. Pero si encima de eso su clase luminosa es Ia
o Ib, significa que es una estrella enorme, con una gran
superficie, lo que le permite emitir una mayor cantidad
de radiación y ser más brillante que otras estrellas
de temperatura similar.
La
magnitud absoluta bolométrica (la que incluye toda la
radiación emitida, visible e invisible) de las
estrellas Supergigantes es de –5 a –12. Las
estrellas rojas Supergigantes sólo pueden alcanzar una
magnitud absoluta bolométrica de –9.7, por lo que
estas estrellas se utilizan como indicadores de
distancia. Las Supergigantes rojas son relativamente frías
por unidad de superficie (¡ el Sol es más caliente!)
pero su tamaño es tan formidable, que colectivamente
producen una cantidad espantosa de radiación. El
brillo de las Supergigantes es tan importante que su luz
destaca en los brazos espirales de ¡otras galaxias! ¡a
millones de años luz de distancia!
Solamente
las estrellas más masivas pueden convertirse en
Supergigantes al avanzar en su estado evolutivo y por lo
tanto, las estrellas Supergigantes son muy raras.
Frecuentemente las estrellas Supergigantes son
inestables, mostrando fluctuaciones en su luminosidad.
Son Variables.
Algunas
Supergigantes adornan algunas constelaciones famosas:
Rigel (la rodilla hombro de Orión) es una Supergigante
azul, así como Zeta Puppis. Betelgeuse (el hombro de
Orión) y Antares (cabeza del Escorpión) son
Supergigantes rojas y Polaris es una Supergigante
amarilla.
SUPERGIGANTES:
CEFEIDAS CLÁSICAS O TIPO I
Las
estrellas variables Ceféidas –nombradas así por
Delta Cefei- han demostrado ser una útil herramienta
para medir distancias en el espacio. Sus períodos son
muy regulares y se relacionan directamente con el máximo
brillo que pueden alcanzar entre períodos. Así, al
medir el período de una Ceféida, es posible establecer
su magnitud absoluta y la distancia que recorrió en
función del atenuamiento observado.
Las
estrellas Ceféidas se dividen en Tipo I y Tipo II. Las
Ceféidas de Tipo I (Clásicas) son estrellas
Supergigantes, de color amarillo. Son estrellas masivas
de población I (jóvenes y calientes) que se
distribuyen en los brazos de
la Galaxia. Las
estrellas Ceféidas de Tipo II no son masivas, son más
viejas y se localizan en los cúmulos globulares y en el
halo de
la Galaxia. Las
Ceféidas Tipo II son escasas.
La
Ceféida Clásica
(Tipo I) más famosa es Polaris. Otras relativamente fáciles
de encontrar son: T Monocerotis, X Sagittarii y Eta
Aquila.
EL
DESTINO DE LAS ESTRELLAS MASIVAS
Todas
las estrellas masivas están en aprietos. El
desequilibrio que sufren estas estrellas entre la elevadísima
temperatura y presión interior y la aplastante carga
que ejerce su masa sobre el núcleo de la estrella se
convierte en una batalla que dura poco: las estrellas
masivas mueren pronto. El ganador siempre es el colapso
gravitacional. Tras una portentosa explosión –una supernova-
el núcleo es estrujado para convertirse en un hoyo
negro o en una estrella de neutrones. Las estrellas
masivas mueren de forma tan violenta que la explosión
puede ser vista da lado a lado en el Universo conocido.
MORALEJA:
Mas vale paso que dure que trote que canse, y estas
estrellas van hechas... bala.
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