Clases de estrellas

Esta clasificación se basa en el diagrama de Hertzsprung y Russell o diagrama “H-R”, que clasifica las estrellas según la temperatura de mayor a menor con una serie de letras: O, B, A, F, G, K y M, y que a su vez se dividen en diez partes del 0 al 9, por ejemplo nuestro sol pertenece a la clase G2.

 En este diagrama de Hertzsprung-Russell se sitúa una secuencia principal con la mayoría de estrellas, y que van desde magnitudes de -10 (clase O) hasta +15 (clase M).Por encima de esta secuencia se sitúa otra banda con las clases de la G a la M, que incluyen las estrellas gigantes y supergigantes. Por su parte, las estrellas enanas blancas se sitúan por debajo de la secuencia principal, correspondientes a las clases B a F.

Clase O
 Este grupo se caracteriza en primer lugar por las líneas de helio, oxigeno y nitrógeno, además de las líneas de hidrogeno. El grupo O que comprende las estrellas muy calientes incluye tanto las que muestras espectros de línea brillante de hidrogeno y helio, como las que muestras líneas oscuras de los mismo elementos.

 Clase B
 En este grupo, las líneas de helio alcanzan la máxima intensidad en la subdivisión B2 y palidece progresivamente en subdivisiones más altas. La intensidad de las líneas de hidrógeno aumenta en forma constante en todas las subdivisiones. Ejemplo: Estrella Épsilon Orionis.

 Clase A
 Este grupo comprende las llamadas estrellas de hidrógeno dominados por las líneas de absorción del hidrógeno. Ejemplo: Sirio.

 Clase F
 En este grupo son fuertes las llamadas líneas de calcio H y K y las líneas características de hidrógeno. Ejemplo: Estrella Aquilae.

 Clase G
 Este grupo comprende estrellas con prominentes líneas de hidrógeno. También están presentes los espectros de muchos metales en especial el hierro. El sol pertenece a este grupo y, por lo tanto, a las estrellas G se las denomina con frecuenta estrellas de tipo solar.

 Clase K
 A este grupo pertenecen las estrellas que tienen fuerte líneas de calcio y líneas que indican las presencia de otros metales. La luz violeta del espectro es menos intensa, comparada con la luz roja de las clases antes mencionadas. Ejemplo: Arturo.

 Clase M
 Este grupo comprende estrellas en cuyos espectros dominan las bandas resultantes de la presencia de moléculas de óxido de titanio, entre otros óxidos metálicos. El final violeta del espectro es menos intenso que el de las estrellas K. Ejemplos: Betelgeuse, Alpha Orionis. Cuando se acerca al final de su vida, la estrella se expande transformándose en una gigante roja. Si la masa de la estrella baja de 1,4 veces la solar, el helio se va quemando hasta la totalidad, contrayéndose gradualmente hasta que se apaga tras consumir todo el combustible, al enfriarse se queda transformada en una enana blanca. Si la masa de la estrella supera 1,4 veces la masa solar, entonces explota irradiando inmensas cantidades de energía, es decir, se convierte en una supernova.

 Las estrellas salen de la secuencia principal para morir.

 Enanas
 Son estrellas rojas (enanas rojas) o blancas (enanas blancas), de pequeño tamaño que se manifiestan por su baja luminosidad. Las enanas rojas se encuentran situadas en la secuencia principal del diagrama espectral hertzsprung-russell; son relativamente jóvenes y con masa muy inferior a la del Sol.

 Las enanas blancas son muy pequeñas y tienen densidades extremadamente altas a pesar de su pequeño tamaño. Estas estrellas se encuentran en el estadio final de la evolución estelar, es decir, la estrella se va apagando paulatinamente porque la energía que irradia no llega a ser compensada.

 Gigantes
 Se trata de estrellas muy grandes y luminosas cuyo diámetro pueden alcanzar el orden de cien soles. Tienen color amarillo o rojo. En el diagrama espectral Hertzsprung-Russell se encuentran situadas en su parte superior derecha. Su densidad es pequeña y corresponden a un nivel de la evolución estelar posterior al de las estrellas de la secuencia principal.

 Supergigante
 Se trata de una estrella que posee una luminosidad cuarenta o cincuenta veces superior a las gigantes; las más grandes poseen diámetros que supera en 400 veces el de nuestro Sol. Se sitúan en la parte más alta del diagrama Hertzsprung-Russell, fuera de la secuencia principal.

 Novas
 Las novas o estrellas nuevas, se las puede considerar estrellas variables que, en pocos días u horas, aumentan bruscamente su brillo en varias magnitudes, para después perderlo lentamente y recobrar su brillo anterior. Las Novas se producen cuando explosionan las capas más externas de las estrellas enanas blancas, despidiendo una luminosidad muy intensa. Pueden llegar a brillar hasta 200.000 veces más que el Sol.

 Se ha comprobado que algunas novas repiten el proceso aproximadamente al cabo de 10 años. Las novas más cercanas de las que se conoce distancia y brillo sirven de referencia para calcular otra incluso de otras galaxias. Antiguamente se denominaba nova a cualquier estrella nueva que aparecía súbitamente en algún lugar del firmamento, donde no se había observado nada con anterioridad aunque en realidad, estas estrellas ya existían antes de que se pudieran vera simple vista.

 Supernovas
 Las Supernovas son estrellas poco frecuentes cuyo proceso es, generalmente, similar al de una nova (aunque no son periódicas), pero que dada su excepcional violencia alcanzan luminosidades superiores al de toda la galaxia, además de ser muy duraderas. Son sin duda las estrellas variables más espectaculares. El aumento de brillo puede llegar a ser de hasta 20 magnitudes, y a pesar de ello sólo unas pocas se pueden observar a simple vista. La magnitud de la explosión (que podría durar unos pocos días) puede ser equivalente a 100.000 millones de veces superior al brillo de nuestro Sol. Tras la explosión de una supernova apenas quedan restos, en su lugar permanecen gases y materias interestelares que terminan expandiéndose, que podrían ser contempladas en forma de nebulosas o nubes de gas brillante; estas masas contribuirán en la aportación de materia para la formación de nuevas estrellas.

 Dentro de las Supernovas hay las de tipo I y II.

 Cefeidas
 Las cefeidas, llamadas así por Delta Cefei, de la constelación Cefeo, son estrellas variables que se caracterizan por la regularidad de su período, que suele ser bastante exacto. Generalmente acostumbran a tener períodos cortos de entre 2 a 50 días, aunque también las hay que superan los 100 días; todos estos periodos son cientos de veces más luminosos que nuestro Sol. Cuanto más largo sea el periodo de una cefeida, mayor será su brillo medio.
 El descubrimiento de las estrellas cefeidas ha resultado inestimable para realizar mediciones estelares. Polar Es una estrella visible que pertenece a la constelación de la Osa Menor.