por Estrellas de la secuencia principal
La edad, la distribución y la composición de las estrellas trazan la historia, la dinámica y la evolución de su galaxia. Las estrellas son responsables de la producción y distribución de elementos pesados, como el carbono, el nitrógeno y el oxígeno.
Los distintos tipos de estrellas tienen diferentes zonas habitables. Se trata de la zona alrededor de una estrella en la que las condiciones son las adecuadas, ni demasiado calientes ni demasiado frías para que exista agua líquida en la superficie de un planeta. (Por esta razón, la zona habitable de una estrella suele denominarse informalmente «zona Ricitos de Oro»).
Estadísticamente, debería haber más de 100.000 millones de planetas en nuestra Vía Láctea. Los planetas tienen una gran variedad de tamaños y características. Los organismos complejos surgieron en la Tierra hace sólo 500 millones de años, y los humanos modernos llevan aquí sólo 200.000 años, un abrir y cerrar de ojos en las escalas de tiempo cosmológicas. La Tierra se volverá inhabitable para las formas de vida superiores dentro de poco más de mil millones de años, a medida que el Sol se calienta y seca nuestro planeta. Por ello, las estrellas ligeramente más frías que nuestro Sol -llamadas enanas naranjas- se consideran mejores para la vida avanzada. Pueden arder de forma constante durante decenas de miles de millones de años. Esto abre un vasto espacio de tiempo para que la evolución biológica lleve a cabo una infinidad de experimentos para producir formas de vida robustas. Y, por cada estrella como nuestro Sol, hay tres veces más enanas naranjas en la Vía Láctea.
Estrellas de tipo F
Si observamos el cielo nocturno en la oscuridad, veremos que está iluminado por cientos o incluso miles de puntos de luz individuales que parpadean. Aunque a un ojo inexperto le parezcan todas iguales -excepto, quizás, por el hecho de que algunas parecen más brillantes que otras-, una mirada más atenta revela una serie de diferencias intrínsecas entre ellas. Algunas parecen más rojas o más azules que otras; algunas son intrínsecamente más brillantes o más débiles, aunque estén a la misma distancia; algunas tienen tamaños físicos mayores que otras; algunas tienen mayores o menores porcentajes de elementos pesados en ellas. Durante mucho tiempo, los científicos no sabían cómo funcionaban las estrellas ni qué hacía que un tipo se diferenciara de otro. Sin embargo, a principios del siglo XX, todas las piezas se unieron para averiguar exactamente cómo debían clasificarse las diferentes estrellas, y todo se lo debemos a una mujer de la que quizá no hayas oído hablar: Annie Jump Cannon.
Con un cielo lo suficientemente bueno y un observador entrenado, o con un telescopio de calidad, una mirada a las estrellas muestra inmediatamente que vienen en diferentes colores. Dado que la temperatura y el color están tan estrechamente relacionados -al calentar algo, brilla en rojo, luego en naranja, después en amarillo, en blanco y, finalmente, en azul, a medida que aumenta la temperatura-, es lógico que se clasifiquen en función del color. Pero, ¿dónde se harían esas divisiones, y encapsularían esas divisiones toda la física y la astrofísica importantes que están ocurriendo? Sin más información, no habría un sistema bueno y universal con el que todo el mundo estuviera de acuerdo. Pero el estudio del color en astronomía (fotometría) se puede aumentar descomponiendo la luz en longitudes de onda individuales (espectroscopia). Si hay átomos neutros o ionizados en las capas más externas de la estrella, absorberán parte de la luz en determinadas longitudes de onda. Estas características de absorción pueden añadir una capa adicional de información, y dieron lugar al primer sistema de clasificación útil.
Enana blanca
En astronomía, la clasificación estelar es la clasificación de las estrellas basada en sus características espectrales. La radiación electromagnética de la estrella se analiza dividiéndola con un prisma o rejilla de difracción en un espectro que muestra el arco iris de colores intercalados con líneas espectrales. Cada línea indica un elemento químico o una molécula concreta, y la intensidad de la línea indica la abundancia de ese elemento. La intensidad de las diferentes líneas espectrales varía principalmente debido a la temperatura de la fotosfera, aunque en algunos casos existen verdaderas diferencias de abundancia. La clase espectral de una estrella es un código corto que resume principalmente el estado de ionización, dando una medida objetiva de la temperatura de la fotosfera.
En la actualidad, la mayoría de las estrellas se clasifican según el sistema Morgan-Keenan (MK) utilizando las letras O, B, A, F, G, K y M, una secuencia que va desde la más caliente (tipo O) hasta la más fría (tipo M). Cada clase de letra se subdivide a su vez mediante un dígito numérico, siendo el 0 el más caliente y el 9 el más frío (por ejemplo, A8, A9, F0 y F1 forman una secuencia de más caliente a más frío). La secuencia se ha ampliado con clases para otras estrellas y objetos similares a las estrellas que no encajan en el sistema clásico, como la clase D para las enanas blancas y las clases S y C para las estrellas de carbono.
Información de interés
Desde que el hombre pudo contemplar el cielo nocturno, las estrellas han sido observadas, datadas y analizadas. Una de las cartas estelares más antiguas y sorprendentemente precisas apareció en la antigua astronomía egipcia en el año 1534 a.C. Incluso se registraron supernovas desde la antigüedad, por ejemplo, en el año 185 d.C., los astrónomos chinos registraron una supernova que ahora se clasifica como SN 185.
Las estrellas se han utilizado para las navegaciones celestes y las prácticas religiosas, y muchos astrónomos antiguos creían que eran inmutables. Agruparon las estrellas en constelaciones y las utilizaron para rastrear los planetas y la posición inferida del Sol.
Más tarde, los astrónomos islámicos medievales dieron nombres árabes a muchas estrellas que siguen utilizándose hasta hoy. Fueron los primeros en construir grandes observatorios de investigación. En 1838, el astrónomo Friedrich Bessel realizó las primeras mediciones directas de la distancia de una estrella -61 Cygni- mediante la técnica del paralaje.
En 1913, se desarrolló el diagrama de Hertzsprung-Russell y, en 1921, Albert Michelson realizó las primeras mediciones del diámetro de una estrella mediante un interferómetro. En 1925, Cecilia Payne propuso por primera vez que las estrellas estaban formadas principalmente por hidrógeno y helio. Desde entonces, las estrellas se han clasificado en muchas divisiones y se nos han revelado muchos misterios. La gran variedad de estrellas es simplemente abrumadora.
