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Características estelares (continuación)

El espectro (continuación)

a clase espectral de una estrella tiene relación con la magnitud absoluta; para su representación se utiliza un diagrama llamado Hertzprung Russell, en el cual 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

Presenta líneas de oxígeno, nitrógeno, helio e hidrógeno. Comprende estrellas muy calientes tanto con espectros de línea brillantes, como de líneas oscuras de hidrógeno y helio.

Clase B

Muestran la máxima intensidad de las líneas de helio en la subdivisión B2, decreciendo de forma progresiva en las subdivisiones superiores. Las líneas de hidrógeno mantiene un aumento constante en todas las subdivisiones. Una estrella de este grupo es por ejemplo Epsilon, en Orionis.

Clase A

En este grupo dominan los espectros con líneas de absorción del hidrógeno; define a las llamadas estrellas de hidrógeno. Ejemplo de una estrella de este tipo es Sirio.

Clase P

Predominan con fuerza en este grupo las líneas de calcio H y K, así como las líneas de hidrógeno. Ejemplo significativo de este grupo es la estrella Aquilae.

Clase G

Al igual que en la clase P, predominan las líneas H y K de calcio, pero las líneas de hidrógeno son más tenues. Una característica es la presencia de espectros de metales, especialmente hierro. A las estrellas G se les denomina también estrellas de tipo solar, pues nuestro Sol pertenece a este grupo.

Clase K

Agrupa a estrellas con líneas de calcio fuertes, así como de líneas que indican la presencia de otros metales. En este grupo el espectro violeta es mas tenue que otras clases. Una estrella característica de la clase K es Arturo...

Clase M

Agrupa a estrellas en cuyos espectros dominan las bandas resultantes de la presencia de moléculas de óxido de titanio, entre otros óxidos metálicos. Una estrellas típica de este grupo es Betelgeuse, Alpha Orionis.

Las características de todas estas estrellas concluyen en que su composición química es similar. La temperatura media en el centro de la estrella es de unos 20.000.000º C., y particularmente según el grupo se estiman las siguientes: O-22.000º C; B-13.900º C; A-10.000º C; F-6.650º C; G-5.540º C; K-3.870º C; M-1.760º C.

La energía y evolución estelar

Las teorías sobre la evolución estelar están basadas, fundamentalmente, en los estudios espectrales explicados en el apartado anterior. Como se ha visto, existe una relación directa entre luminosidad y temperatura. Las altas temperaturas y energía que irradian las estrellas sólo tienen explicación por las reacciones nucleares que se desarrollan en su interior, debido a la transformación de los núcleos de hidrógeno en núcleos de helio; esa perdida de masa se manifiesta mediante energía térmica y radiante. Posteriormente, en otra etapa de la evolución estelar, el helio se transforma en elementos más pesados.

En una primera etapa, las estrellas emiten una débil radiación infrarroja. Para que se puedan producir las reacciones nucleares son necesarias temperaturas del orden de millones de grados, las cuales sólo pueden alcanzarse en el núcleo de las estrellas mediante el proceso de contracción. Precisamente, el origen de las estrellas reside en la contracción gravitatoria de la materia interestelar, formada principalmente por hidrógeno y polvo estelar. Cuando las reacciones nucleares se han iniciado, la estrella alcanza una situación de equilibrio mediante la transformación de hidrógeno en helio, y la atracción gravitatoria con la presión ejercida por el núcleo caliente, que compensan la energía radiada.

Cuando la estrella se encuentra en esta situación de equilibrio, se encuadra dentro de la secuencia principal del diagrama del espectro Hertzprung Russell (véase el apartado anterior sobre el espectro de las estrellas). La estrella disminuye su temperatura superficial cuando se ha quemado todo el hidrógeno del núcleo, produciéndose entonces reacciones nucleares en las regiones situadas alrededor. 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.

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