Estrellas

     Fuente: Wikipedia                            Clasificación de las estrellas

Las estrellas son masas de gases compuestas principalmente por hidrógeno y helio, que emiten luz y en su interior se producen reacciones de tipo nuclear. Pasan por diferentes fases evolutivas, que van desde su nacimiento hasta su muerte. Durante este periodo de tiempo las estrellas experimentan una lucha que está condicionada por el antagonismo de dos fuerzas: la fuerza gravitatoria que es la que provoca el colapso gravitatorio de la estrella a partir de una nube de gas, y por otro lado, la fuerza nuclear que ejerce una oposición a la contracción o colapso gravitatorio, debido a la energía que resulta de los procesos y reacciones de tipo nuclear que ocurre en el interior de las estrellas.

El pulso entre las dos fuerzas citadas anteriormente siempre se decanta por la primera , la gravedad, puesto que las estrellas en su estadio final han agotado su combustible nuclear. Finalmente, la evolución de una estrella va depender de su masa inicial, de su metalicidad (abundancia relativa de elementos más pesados que el helio en la estrella), su velocidad de rotación y de la presencia de estrellas cercanas. Debido a la enorme cantidad y a la gran variedad de estrellas que existen, los científicos han  podido estudiar las diferentes fases por las que atraviesa una estrella y para ello han empleado parámetros como la masa o la temperatura, sin olvidarnos de una técnica muy utilizada en la astronomía como es la espectroscopia.

La luz de las estrellas se descompone en colores, en lo que denominamos espectro, que viene a ser como una "huella digital" de cada estrella. En ese espectro, a parte de los colores también se pueden identificar una serie de líneas que, en función de su posición en dicho espectro determinan la temperatura de la superficie de la estrella y la presencia de determinados elementos químicos en su atmósfera. Determinados elementos químicos tienen la propiedad de absorber o emitir luz , basándonos en esta propiedad, la ausencia o presencia de ciertos elementos en la atmósfera de la estrella, pueden indicarnos su temperatura.

El estudio espectral de las estrellas que inició en 1885 el astrónomo Edward Pickering y lo concluyó su colega Annie J. Cannon sirvió para establecer las edades de las estrellas y sus diferentes estadios o grados de desarrollo. Por ello se elaboró una clasificación de los diferentes espectros y se relacionó con un patrón de letras:

O,B,A,F,G, K, M. También se utilizan subíndices del 0 al 9  para indicar sucesiones dentro de cada clase de estrella.

Tipo O: Encontramos helio, oxígeno, nitrógeno así como hidrógeno. Se trata de estrellas muy calientes.  Aquí se incluyen tanto las que muestran espectros de línea brillante del helio y el hidrógeno como las que muestran líneas oscuras de los mismos elementos citados anteriormente. Como ejemplo podemos citar Alnitak, en la constelación de Orión.
TIPO B: Lineas del helio que alcanzan la máxima intensidad de la subdivisión B2 y que van palideciendo de forma progresiva en subdivisiones más altas. Sirva como ejemplo Rigel (constelación de Orión).
TIPO A: Tenemos las estrellas de hidrógeno y en sus espectros prevalecen lineas de absorción del hidrógeno. Una estrella representativa es Sirius (constelación Canis Major).
TIPO F: Destacan las llamadas lineas H y K del calcio y las líneas características del hidrógeno. Representativa de este grupo es Canopus (constelación Carina).
TIPO G: Este grupo comprende estrellas con fuertes líneas H y K del calcio, y líneas de hidrógeno menos fuertes. También se hallan presentes espectros de otros metales, en especial del hierro. El Sol pertenece a este grupo y es por ello que a las estrellas del tipo G se les denomina estrellas solares.
TIPO K: Estas estrellas poseen fuertes líneas de calcio y de otros metales. representativa de este grupo es Aldebaran (constelación Tauro).
TIPO M: Sus espectros están dominados por bandas que indican la presencia de óxidos metálicos, principalmente de titanio. Dentro de este grupo se encuentra Betelgeuse (constelación Orión).

Las estrellas más grandes que conocemos son las Supergigantes, que pueden llegar a tener un diámetro de 400 veces más grande que el Sol, sin embargo las estrellas más pequeñas conocidas como Enanas Blancas tan solo tienen un diámetro que equivale a una centésima parte del diámetro del Sol. Pero no siempre las estrellas más grandes poseen mayor masa, ya que éstas suelen tener masas apenas 40 veces más grande que el Sol, mientras que las enanas blancas, a pesar de su pequeño tamaño, suelen ser muy densas.

La evolución de las estrellas hasta su final puede ser diferente y va en función de su masa inicial. Cabe citar como ejemplo que nuestro Sol, después de 5.000 o 10.000 millones de años, evolucionará a un estadio denominado Gigante roja. Se convertirá en un cuerpo de mayor tamaño (que en su estado previo), pero mucho más frió y con un color mas rojo. Esta estrella seguirá emitiendo luz hasta que su  núcleo genere menos energía y calor. A continuación la estrella empezará a contraerse, lo que provocará una disminución de su tamaño, sin embargo aumentará la temperatura en su superficie. 

Se considera que si la estrella originalmente, posee una masa cuarenta veces mayor a la del Sol, pasará al estadio de gigante roja en unas decenas de millones de años. A partir de aquí, irá disminuyendo su tamaño y perderá parte de su masa que será expulsada hacia el espacio. El final de otras estrellas es en forma de  Nebulosa planetaria. 

Las nebulosas planetarias son el estadio final de aquellas estrellas que alcanzan la fase de gigante roja. Sucede que las capas más externas de la estrella son expulsadas como consecuencia de las pulsaciones internas  que sufre y también a los intensos vientos estelares. Al desaparecer las capas más externas permanece un pequeño núcleo que se encuentra a gran temperatura. Este núcleo brilla muy intensamente y expulsa una radiación  de tipo ultravioleta que ioniza aquellas capas que habían sido expulsadas por la estrella.

Como hemos dicho anteriormente no todas las estrellas tiene el mismo fin (enanas blancas), sino que dependerá de su masa inicial, cuando inició su existencia. Por ejemplo, una estrella de gran masa y que a lo largo de su vida no haya perdido mucha materia, acabará de forma violenta, tras una gran explosión, en forma de Supernova. Cuando esto sucede la estrella puede brillar tanto como la galaxia que la alberga, aunque ese brillo será efímero , dando paso  a su extinción como tal.

En el cuadro inferior se representa el final evolutivo de la estrella en función de su masa (M) y expresada como Masa Solar=1.

   

Masa al inicio de su existencia	Final evolutivo
< 0,01 M	Planeta
0,01 -  0,08 M	Enana marrón
0,08 - 12 M	Enana blanca
12 - 40 M	Supernova y estrella de Neutrones
> 40 M	Supernova y agujero negro