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CLASIFCACION DE ESTRELLAS
Por Pablo Lonnie Pacheco Railey
[email protected]
Cuando vemos las estrellas en una noche despejada, las podemos contar por miles y de no ser porque unas se ven
más brillantes que otras, podíamos asegurar que todas son iguales. Los astrónomos han tenido que trabajar con los
escasos rayos luminosos que nos llegan desde tan lejos y así han descubierto un vasto reino de estrellas de todo
tipo: grandes y pequeñas, frías y calientes, jóvenes y ancianas, imperturbables o explosivas. La siguiente es una
clasificación básica y general de las estrellas. Disfruta el viaje.
I.- Protoestrellas
II.- Enanas Cafés
III.- Clasificación según el tipo espectral Espectral
Tipos O, B, A, F, G, K, M, R, N, S, etc.
IV.- Estrellas en la secuencia Principal
Clasificación Espectral
Gigantes azules
Tipos O y B
Blancas
Tipos A y F
Enanas amarilla y naranja
Tipos G y K
Enanas rojas
Tipos M, R, N, S, etc.
V.- Estrellas fuera de la secuencia Principal
Super Gigantes Azules
Tipos O y B
Super Gigantes Rojas
Tipos M
Gigantes Rojas
Tipos M
VI.- Estrellas Variables
Intrínsecas
- pulsantes
- ceféidas
- RR Lyrae
- variables de período largo, Tipo Mira
- irregulares/semi regulares (viejas)
- irregulares (inmaduras) y otras
- eruptivas
Extrínsecas
(Falsas variables)
- Variables azules luminosas, Tipo P Cygni
- UG U Geminoirum
- UV UV Ceti ó Fulgurantes
- RCrB R Coronae Borealis
- Novas / Sistemas múltiples
- Supernovas / Sistemas múltiples y otras
- por rotación / Tipo BY Draconis
- por traslación ( Sistemas múltiples/binarios)
- eclipsantes / Tipo Algol
- Tipo Beta Lyrae
- No eclipsantes y otras
VII.- Sistemas Múltiples
Estrellas dobles ópticas
Estrellas binarias
- visuales
- espectroscópicas
- eclipsantes
- astrométricas
VIII.- Estrellas “muertas” o falsas estrellas
Enanas Blancas
Estrellas de Neutrones
Pulsares
Cuasares
I.- Protoestrellas
Son futuras estrellas cuyo proceso de formación no ha concluido aún. Están hechas de gas y polvo
concentrado a altas presiones debido a la contracción gravitacional. Están muy calientes. Emiten fuertemente
radiación Infra Roja. Sin embargo, la temperatura y presión central no es suficiente para producir reacciones de
fusión nuclear. Cuando la condensación de material dispare la temperatura a 10 millones k, entonces habrá nacido
la estrella, aunque pueden pasar millones de años para que la radiación producida en el interior escape hasta la
superficie. Aún así la estrella recién nacida permanecerá oculta tras un denso capullo de gas y polvo. Esta envoltura
de gas primordial será desvanecida poco a poco por la potente radiación de la ahora estrella.
II.- Enanas Cafés
Son masas de hidrógeno y helio muy parecidas a las estrellas pero que no contaron con suficiente material
para fusionar hidrógeno en su núcleo. Cuando mucho, una enana café será capaz de producir deuterio, una
manifestación pesada del hidrógeno (1 protón + 1 neutrón). Así como las protoestrellas, su máxima emisión
luminosa será Infra Roja. Son muy difíciles de detectar, su luz es en extremo débil y su efecto gravitacional
insignificante, si se le considera aisladamente. En grandes cantidades, las enanas cafés pueden tener un efecto
importante sobre la evolución de la Galaxia. Desafortunadamente, se conoce una fracción muy pequeña de la
población total estimada.
III.- Clasificación según el Tipo Espectral
Es todo un espectáculo ver un arcoiris y tiene un significado importante. Nos muestra de qué está hecha la luz
blanca: de todos los colores. Cada color representa una cantidad específica de energía. Los astrónomos pueden
descomponer la luz y realizar un arcoiris artificial. Le llaman espectro (visible). Además, no se conforman con
estudiar los colores visibles sino que van más allá y analizan colores (energías o radiaciones) que el ojo humano no
puede detectar. Un ejemplo de ello son los rayos infra rojos, ultravioletas, Rayos X, Ondas de Radio, Rayos
Gamma, etc. Cuando se incluyen todas radiaciones –visibles e invisibles- se habla del espectro electromagnético.
Un espectro que posee todos los colores –sin interrupciones- se llama espectro continuo.
Pocas veces puede verse un espectro continuo. Cuando alguna sustancia (gas) se interpone entre el objeto
emisor de luz y nosotros, parte de la energía desaparece (el gas la absorbió) y entonces el espectro aparece
incompleto. Faltan algunos colores. En el espectro hay líneas oscuras. Estamos observando un espectro de
absorción. Cada elemento, molécula o compuesto absorbe cierto color –o energía- específica. Los astrofísicos han
clasificado la absorción que cada elemento, molécula y compuesto producen en un rayo luminoso. De este modo
los astrónomos pueden identificar las sustancias que están en la atmósfera de las estrellas y en el espacio
interestelar.
Mientras, el gas no puede retener por mucho tiempo la energía absorbida y termina por liberarla. Los colores
que se ausentaron en el espectro de absorción son ahora emitidos y los rayos luminosos salen dispersos en todas
direcciones. Si observamos la nube –sin la intervención de la estrella- ésta brillará con los mismos colores que
antes había retenido. Si analizamos su luz, observaremos un espectro de emisión, aparecen líneas brillantes. El
fondo aparece negro y sólo destacan los colores previamente absorbidos. El espectro de emisión es la contraparte
del espectro de absorción.
Cuando se analiza la luz de las estrellas, cada una presenta un espectro de absorción único, que puede
relacionarse con los espectros de otras estrellas. Si dos espectros son similares, es porque la estrellas también lo
son. En un principio y sin entender la diferencia entre un espectro y otro (su significado) organizaron a las estrellas
de acuerdo a la intensidad de las líneas más comunes (debidas al hidrógeno...¡todas las estrellas tienen hidrógeno!)
y las ordenaron según la secuencia del abecedario: A si tenía líneas muy marcadas, B si eran menores, C si estaban
más delgadas aún... y así le siguieron hasta llegar a P.
Con el tiempo, los astrofísicos se dieron cuenta que era más razonable ordenar a las estrellas según su
temperatura. Y así lo hicieron...pero no cambiaron la nomenclatura. Las estrellas quedaron clasificadas según su
tipo espectral pero el abecedario quedó incompleto y revuleto. De acuerdo con sus temperaturas, ahora las estrellas
se clasifican como aparece a continuación, de mayor a menor temperatura:
Tipos O, B, A, F, G, K y M. Más recientemente se añadieron los tipos R, N, S, etc.
¿Cómo aprender esta serie sin cofundirnos? Los norteamericanos han sido muy ingeniosos y han echado
mano de la nemotecnia usando la frase: Oh!, Be A Fine Girl (Guy) Kiss Me, a lo que luego agregaron... Right
Now, Sweetie. (Oh! Sé una buena chica y dame un beso…en este momento, cariño) ¡¡¡Qué Cursi!!! ¿No? Tu
puedes hacer tu propio juego de palabras. ¿Qué tal...?
Oh!, Buen Amigo Fox, Ganaste Kilos de Más... Recuerda No Sobrepasarte.
Bueno, que cada quién le invente.
IV.- Estrellas en la Secuencia Principal
De acuerdo con la clasificación espectral, las estrellas tipo espectral O son las más calientes y las de tipo M
son las más frías (menos calientes, para ser realistas) El 90 % de las estrellas se dedican exclusivamente a
reacciones de fusión nuclear en las cuales transforman hidrógeno en Helio. Se dice que estas estrellas están en la
Serie o Secuencia Principal.
Las estrellas que están en la Serie Principal y que son de tipo espectral O tienen en común lo siguiente:
Tipo Espectral O
Son las estrellas más calientes de la Galaxia
Son las más masivas (> a 20 M -masas solares-)
Son las más brillantes ( a mayor calor, mayor luminosidad)
Son estrellas gigantes
Son las más azules (a mayor calor, la radiación emitida es de mayor energía)
Son las que más pronto mueren ( a mayor calor, mayor consumo)
Son las más raras (escasean, sólo se les encuentra en los brazos espirales de la Galaxia)
Las estrellas que están en la Serie Principal y que son de tipo espectral M tienen en común lo siguiente:
Tipo Espectral M
Son las estrellas menos calientes de la Galaxia
Son las menos masivas (-0.10 M )
Son las menos brillantes (a menor calor, menor luminosidad)
Son estrellas enanas
Son las más rojas (a menor calor, la radiación emitida es de menor energía)
Son las que más viven ( a menor calor, menor consumo)
Son las más abundantes ( ocupan el 70-80% de la población galáctica)
Cada tipo espectral presenta caraterísticas específicas. Las estrellas más calientes –por ejemplo- son muy
destructivas y es difícil que alguna nube sobreviva cerca de ella. Sus espectros de absorción aparecen muy limpios
(casi no hay absorción) Por otro lado, las estrellas tipo M son tan frías que permiten a los atomos relacionarse a su
alrededor y formar moléculas complejas. Sus espectros aparecen con muchas líneas de absorción.
CARACTERISTICAS DE LAS ESTELLAS SEGÚN SU TIPO ESPECTRAL
TIPO
O
B
A
F
G
K
M
MASA (M )
16 - 100
2.50 – 16
1.60 - 2.50
1.05 - 1.60
0.90 – 1.05
0.60 – 0.90
0.085 – 0.60
TEMPERATURA (k)
25,000 a 50,000
11,000 a 25,000
7,500 a 11,000
6,000 a 7,500
5,000 a 6,000
3,500 a 5,000
2,500 a 3,500
COLOR
Azul
Blanca-azul
Blanca
Blanca-amarilla
Amarilla
Naranja
Roja
EDAD MAXIMA
5-10 millones años
10 a 500 millones
0.5 a 2 mil millones
2 a 6 mil millones
6 a 10 mil millones
10 a 15 mil millones
15 a 20 mil millones
Algunos ejemplos:
Tipo espectral O
Tipo espectral B
Tipo espectral A
Tipo espectral F
Tipo espectral G
Tipo espectral K
Tipo espectral M
Alnitak
Spica, Alnilam
Vega, Sirius, Deneb
Canopus, Procyon, Polaris
Sol, Alfa Centauri, Capella, Tau Ceti
Arcturus, Aldebarán, Pollux, Albireo, Kochab
Próxima Centauri, Estrella de Barnard, Lalande 21185
V.- Estrellas fuera de la secuencia Principal
Mencionamos anteriormente que el 90 % de las estrellas se dedican exclusivamente a la fusión de hidrógeno
en helio...y el 10% restante ¿qué hacen? Son estrellas inmaduras o en agonía. Las estrellas más viejas fusionan
otros elementos además del hidrógeno, y esto las dilata y descompone. Estas estrellas también se clasifican según
su tipo espectral, pero no se parecen a sus compañeras. Son estrellas inestables sin mucho futuro. Su tipo espectral
refleja únicamente la temperatura de su superficie.
Super Gigantes Azules
Enanas Blancas
Super Gigantes Rojas
Gigantes Rojas
Tipos O y B
Tipos O y B
Tipos M
Tipos M
Muy calientes
Muy calientes
Muy Frías
Muy Frías
Rigel, Eta Carinae
Sirius B
Betelgeuse, Antares, Mu Cephei
Mira, Rasalgethi, Mirach
VI.- Estrellas Variables
Las estrellas variables son astros cuyo brillo sufre cambios que transforman su aspecto en cuestión de horas,
días o años. El comportamiento de una estrella variable se describe mediante una gráfica o perfil donde se indican
los cambios de luminosidad contra el tiempo transcurrido. Algunas variables son tan constantes que permiten
predecir los cambios con mucha exactitud. Se llama período al ciclo de las estrellas variables si son regulares.
Algunas son semirregulares y otras son completamente impredecibles. En su límite inferior luminoso, una estrella
puede opacarse tanto que se oculte de nuestra vista y sólo pueda ser detectada mediante el uso de potentes
telescopios. Las variables son producidas por fenómenos diversos. La mayoría de las variables observadas se
encuentran en extremos opuestos de su existencia: o son muy jóvenes e inmaduras, o su comportamiento irregular
anuncia que se avecina la muerte de la estrella (ya está chocheando). Otras variables son falsas, pues los cambios
observados en el brillo de la estrella no están relacionados con la estructura de la misma sino con la perspectiva que
percibimos desde la Tierra, debido a los movimientos de rotación y traslación de la o las estrellas.
Estrellas Variables intrínsecas (por evolución)
Estas estrellas sufren cambios propios que alteran su temperatura, color, luminosidad y tamaño. Están
experimentando un desequilibrio entre la contracción gravitacional y su presión interna. Son estrellas muy jóvenes
o de edad avanzada (evolucionadas). Las variables por evolución pueden ser pulsantes o eruptivas.
Variables pulsantes- son estrellas que varían por contracción y expansión. La mayoría son estrellas viejas
gigantes o súper gigantes. Los cambios en su diámetro provocan que la temperatura superficial varíe, así
como su brillantez. Unas pocas mueren en estallidos violentos llamados supernovas (variable eruptiva).
Las variables pulsantes más comunes son:
Variables Ceféidas
Nombradas así en honor de Delta Cephei. Son estrellas supergigantes rojas, muy evolucionadas. El hidrógeno
y helio en su núcleo está agotándose. Sus períodos son de 1 a 70 días con una diferencia de brillo de 0.2 a 2
magnitudes. Son muy útiles para determinar grandes distancias. El período de una ceféida está relacionado
con su máxima luminosidad. A mayor período, mayor luminosidad.
Ejemplos:
Nombre
Delta Cephei
U Carinae
T Monocerotis
X Cygni
RT Aurigae
Magnitud
3.5 – 4.4
5.7 – 7.0
5.5 – 6.6
5.9 – 6.9
5.00 – 5.82
Período
5.36 días
38.8 días
27 días
16.4 días
3.72 días
Variables RR Lyrae
Nombradas así por esta estrella. Son de masa superior al Sol, ya avejentadas. Algunos las denominan
“Ceféidas de Período Corto”. Su período va de 1 a 30 horas, aproximadamente, presentando cambios de 1 a 2
magnitudes. Son muy comunes en los cúmulos globulares y se utilizan también para establecer distancias
enormes. Shapley (1915) se valió de ellas para medir el tamaño de la Galaxia.
Ejemplos:
Nombre
RR Lyrae
UV Octantis
MT Telescopii
V Indi
SS Fornacis
Magnitud
7.06 – 8.12
8.92 – 9.79
8.68 – 9.28
9.12 - 10.48
9.45 – 10.60
Período
13.6 horas
13.00 horas
7.6 horas
11.51 horas
11.89 horas
Variables de período largo, Tipo Mira
Mira (La Maravillosa), llamada también omicron Ceti –en la constelación de Cetus- es el ejemplo más
famoso de las estrellas de este tipo. Son gigantes rojas de masa muy inferior al Sol. Están moribundas y son
muy abundantes. Son muy regulares y las diferencias de brillo son sorprendentes: de 2 a 8 magnitudes. Según
cada caso, sus períodos varían de 80 a 1000 días, aproximadamente.
Ejemplos:
Nombre
Omicron Ceti
R Carinae
R Hydrae
T Cephei
V Orionis
Magnitud
2.0 – 10.1
3.9 – 10.5
4.5 – 9.5
5.2 – 11.3
4.8 – 12.6
Período
332 días
308.7 días
389.6 días
388 días
372 días
Variables irregulares/semi regulares (viejas) / Tipos Lb, Lc, SR
Son estrellas ancianas y dilatadas de masa similar o superior al Sol. Sus cambios –casi impredecibles-no son
muy bruscos. Algunas son gigantes y otras supergigantes. Posiblemente su clasificación mejore a medida que
el estudio de dichas estrellas sea más completo.
Ejemplos:
Nombre
Betelgeuse (Alfa Orionis)
Antares (Alfa Scorpii)
Mu Cephei
R Lyrae
L2 Puppis
Magnitud
0.40 – 1.30
0.9 – 1.80
3.4 – 5.1
3.9 – 5.0
2.6 – 6.2
Período
+- 2110 días
+- 1733 días
+- 730 días
+- 46 días
+- 140 días
Variables Irregulares (inmaduras) Tipo T Tauri / Tipos In, InT
Son estrellas muy jóvenes, frecuentemente con edades menores a 1 millón de años, su actividad es irregular y
errática, completamente impredecible. Las de Tipo In e InT están aún rodeadas por la nube que las formó.
Casi todas tienen una masa inferior al Sol y todavía no están en la Secuencia Principal (son tan jóvenes que
aún no aprenden bien su tarea de fusionar Hidrógeno en Helio)
Ejemplos:
Nombre
T Tauri
AK Scorpii (masiva)
XY Persei (masiva)
RY Tauri
AB Aurigae (masiva)
KX Orionis
NV Orionis
Magnitud
8.4 – 13.5
8.8 – 10.3
9.2 – 10.6
9.3 – 13.00
6.9 – 8.40
6.9 – 8.10
8.7 – 11.3
Tipos Is, IsT.-Son estrellas muy jóvenes, frecuentemente con edades menores a 1 millón de años, su actividad
es irregular y errática, completamente impredecible. Las de Tipo Is e IsT ya abandonaron la nube que las
formó. Su variabilidad es brusca, incrementando su brillo de 0.5 a 1 magnitud durante unas horas o pocos
días.
Ejemplos:
Nombre
CE Cygni (masiva)
V 538 Cassiopeiae (masiva)
VY Tauri
UX Orionis (masiva)
Magnitud
9.00 – 10.60
9.40 – 10.60
9.00 – 14.50
8.70 – 12.80
Variables eruptivas.- son estrellas que sufren emisiones súbitas o explosiones que afectan el brillo de la
misma. Las explosiones pueden darse en una región de la estrella o en su totalidad (variables cataclísmicas).
Algunas variables eruptivas son discretas y en lugar de explotar desprenden calladamente formidables
bocanadas de gas y polvo cósmico
Las variables eruptivas más comunes son:
Variables Azules Luminosas (LBV, por sus siglas en inglés)
Tipo P Cyngi
Son estrellas super masivas (masa superior a 40 Masas solares) reconocidas por sus emisiones masivas
esporádicas. Incluye estrellas tipo P Cygni y tipo Hubble-Sandage (en las galaxias M31 y M33). Son las
estrellas más brillantes que existen. La inestabilidad interna proviene de la intensa radiación de alta energía
producida en el núcleo. Son irregulares. Pueden incrementar súbitamente su brillo hasta poor 3 magnitudes y
mantenerse así de cientos a miles de años. Las variaciones más pequeñas, menores a mag 0.5 duran de meses
a años.
Ejemplos:
Nombre
Eta Carinae
AG Carinae
P Cygni
S Doradus
Magnitud
-0.8 a 7.9
Período
Irregular
Variables Fulgurantes o Tipo UV (UV Ceti)
Son estrellas enanas rojas, de baja temperatura, que presentan explosiones en regiones localizadas de su
superficie. La estrella incrementa su brillo súbita y brevemente. En cuestión de segundos la estrella puede
incrementar su brillo por 2 o más magnitudes, volviendo a la normalidad en menos de una hora. Algunas se
“recuperan” en ¡no más de 10 minutos! La mayoría son estrellas muy jóvenes, tienen velocidades de rotación
muy altas y pertenecen a sistemas binarios.
Ejemplos:
Nombre
UV Ceti
YZ Canis inoris
Magnitud
Período
Variables Tipo R CrB (R Coronae Borealis)
Son estrellas cuya atmósera despide nubes de carbono, las cuales oscurecen temporalmente a la estrella de 1 a
9 magnitudes en períodos indeterminados. La nube se queda alrededor de la estrella, orbitándola, hasta que la
radiación de la estrella la dispersa.
Ejemplos:
Nombre
R Coronae Borealis
RY Sagittarii
Magnitud
5.71 – 14.8
6.00 – 15.0
Período
¿?
¿?
Supernovas Tipo Ib, Ic y Tipo II
Ocurren en estrellas masivas, con una masa superior a 10 o 20 masas solares, que terminan prematuramente
su vida colapsándose bajo su propio peso generando una onda de choque cuya ráfaga destroza a la estrella en
una violenta y deslumbrante explosión. El incremento en brillo puede exceder 10 magnitudes en 1 día para
después declinar lentamente en cuestión de meses o años. Estas supernovas dejan tras de sí una estrella de
neutrones o un hoyo negro
Ejemplos:
Nombre
N 1054 en Taurus
N 1604 en Ophiuchus
SN 1987 A en Dorado
Variables eruptivas en Sistemas Binarios (más de una estrella involucrada):
Variables Tipo UG (U Geminorum)
Novas enanas
Es un sistema binario que incluye una estrella de tipo solar y una estrella caliente (azul o enana blanca). El
sistema, atrapado en una órbita muy cercana, estará sujeto a transferencia de masa, produciendo
periódicamente explosiones menores.
Ejemplos:
Nombre
SS Cygni
Magnitud
8.2 – 12.4
Período
+- 50 días
Novas
Ocurren en sistemas binarios. Cuando el núcleo desnudo de una estrella muerta (enana blanca) recibe una
provisión fresca de gas por cortesía de su estrella compañera, la enana blanca vuelve a la vida, pero sólo
temporalmente. Una súbita y radiante explosión localizada la hace brillar como en tiempos pasados
incrementando su luminosidad de 7 a 16 magnitudes en un tiempo que va de 1 a 100 días. Si la ración de gas
provista por la compañera es constante pero discreta, la nova será recurrente, es decir, las explosiones serán
periódicas. En algunos casos, a la estrella compañera se le pasa la mano de generosa y la explosión destruye
completamente a la enana blanca. Si esto acontece, será llamada supernova.
Ejemplos de nova clásica:
Nombre
Nova Persei 1901 / GK Per 2
Nova Aquilae 1918 / V603 Aql 3
Nova Pictoris 1925 / RR Pictoris
Nova Herculis 1934 / DQ Her
Nova Cygni 1975 / V 1500 Cyg
Ejemplos de nova recurrente:
Nombre
T Coronae Borealis
T Pyxidis
N 1978 / WZ Sge
Magnitud
13.5 a 0.2
10.6 a -1.1
12.7 a 1.2
14.3 a 1.4
> 20 a 1.8
Magnitud
2.0 – 10.8
6.3 – 14.0
7.0 – 15.5
Período
24.65 años
19.20 años
32.6 años
Supernovas Tipo Ia
Cuando la enana blanca de un sistema binario es alimentada masivamente por su compañera vieja y dilatada,
la explosión resultante puede volar en pedazos a la enana si ésta acumula más de 1.4 Masas solares. La
explosión será catastrófica y superluminosa. Las supernovas de Tipo Ia son más brillantes que las demás.
Estrellas Variables extrísecas (por perspectiva)
Son llamadas también variables falsas porque estas estrellas no sufren cambios propios que alteren su
temperatura, color, luminosidad y tamaño. Los cambios de luminosidad observados están más bien relacionados
con los movimintos propios de la estrella (rotación o traslación) Frecuentemente lo que parece ser una estrella
variable resulta ser una pareja de estrellas formando ilusiones ópticas.
Variables por rotación- son estrellas cuyo período variable coincide con su período de rotación. Los
cambios observados son menores a mag 0.1 por lo que difícilmente se pueden distinguir visualmente y se
usan detectores electrónicos para monitorearlos.
Variables Tipo BY Draconis
(Tipo espectral Me)
Son estrellas enanas rojas, de poca masa, con intensos campos magnéticos. Estos producen grandes manchas
oscuras de menor temperatura (como las manchas solares). Cada vez que la estrella completa una vuelta sobre
sí misma, la reaparción de una gran mancha parece oscurecer a toda la estrella. Las regiones oscuras pueden
cubrir hasta un 20% de la superficie de la estrella.
Ejemplos:
Nombre
BY Draconis
RS Canum Venaticorum
Variables por traslación (en un Sistema Binario)- son estrellas variables falsas pues los cambios observados
se deben exclusivamente al dinamismo de un sistema múltiple de estrellas. El movimiento propio de estas
estrellas nos obliga a observarlas desde distintos ángulos y la perspectiva cambia constantemente.
Las variables falsas más comunes son las variables eclipsantes: sistemas binarios que están orientados de
modo que cada componente es parcial o totalmente oculto por su compañera, resultando en una pérdida
aparente de luminosidad. El sistema es tan cercano entre sí que las estrellas no se distinguen por separado. El
período de esta “variable” es el período orbital del sistema. Generalmente se tratará de estrellas de gran
tamaño con órbitas muy cerradas (pequeñas) lo que propicia la transferencia de material entre las dos.
Variables eclipsantes Tipo W UMa (W Ursa Majoris)
Estrellas elípticas
Son estrellas binarias de poca masa cuya órbita se ha ido cerrando hasta que se presenta la transferencia
mutua de material formando una binaria de contacto (parecen darse un beso). La cercanía entre las
componentes es tal, que la marea gravitacional distorsiona sensiblemente a las estrellas y adquieren una
forma elipsoide. Aunque su masa sea muy dispareja, la luminosidad de ambas es similar por la transferencia
de energía. Finalmente, el pez gordo se come al chico, la estrella masiva incorpora a su compañera y queda
sólo 1 estrella.
Variables eclipsantes Tipo W Serpentis y Beta Lyrae
Estrellas elípticas
Son estrellas binarias eclipsantes muy distorsionadas por la marea gravitacional y de edad avanzada en las
que una gran cantidad de masa está pasando rápidamente de la estrella más masiva a la componente menor.
¡Las estrellas gigantes rojas W Ser pueden transferir hasta el 85 % de su masa! El resultado final son dos
estrellas esféricas de tamaño similar (eclipsantes tipo Algol) En las estrellas Beta Lyrae, la componente
secundaria queda inmersa en un disco de material que rodea a la estrella supergigante azul. Esta parece tener
una protuberancia en el lado donde habita la compañera. Cuando la protuberancia se ve más alta, el brillo
total del sistema parece incrementarse.
Variables eclipsantes Tipo Agol (Beta Persei)
Sistema binario eclipsante en el que la estrella más masiva y brillante está aún en la Secuencia Principal (no
ha envejecido) mientras que la estrella secundaria se adelanta en la evolución y se dilata. ¿Qué pasó? ¡Se
supone que las estrellas masivas evolucionan primero! Efectivamente, así sucede, y en una eclipsante Tipo
Algol la secundaria era originalmente la estrella más masiva que se dilató primero y transfirió hasta un 85%
de su masa a la compañera, que ahora es la más masiva. En las estrellas tipo Algol los papeles se invierten.
La transferencia de material en una estrella Tipo Algol produce estrellas del mismo tamaño, aunque sus
masas y temperaturas sean distintas. La secundaria es tan opaca que durante el eclipse la brillantez del
sistema parece disminuir dramáticamente.
Ejemplo:
Nombre
Algol (Beta Persei)
Magnitud
2.2 – 3.5
Período
68.8 horas
Los observadores de estrellas variables acostumbran fechar el comportamiento de éstas bajo los tiempos del
calendario juliano, un calendario que cuenta los días acumulativamente desde el 1° de enero del año 4,713 a.C. De
acuerdo a este calendario, el cambio de fecha acontece al mediodía y no a la medianoche y no se ve afectado por
meses de 28, 30 o 31 días, ni por los años bisiestos. Las fracciones de día se miden no en horas sino en decimales.
Ejemplo: el 1° de enero de 1995 –al mediodía- fue el inicio del día 2’449,719.0 del calendario Juliano. (¡Qué
relajo!).
VII.- Sistemas Múltiples
Más de la mitad de las estrellas en la Galaxia forman grupos de dos o más estrellas. Si el sistema está
formado por dos estrellas, recibe el nombre de estrella binaria. El Sol es una de esas estrellas “raras” que
permanecen solitarias toda su vida. Generalmente las estrellas múltiples lo son de nacimiento. En estos sistemas, el
movimiento de las estrellas será alrededor de un centro común de masas. La estrella más brillante o la más masiva,
será considerada la estrella primaria y la menos brillante o menos masiva será llamada secundaria. A veces serán
designadas A, B, C, etc. siendo “A” la estrella primaria. Es poco frecuente que las estrellas componentes de un
sistema múltiple coincidan en masa, temperatura y luminosidad. Por esto mismo, el desarrollo de cada estrella será
independiente. La más masiva envejecerá más pronto y se dilatará, acercándose poco a poco a su compañera hasta
que se desprenda material de ella para ser capturado por la otra. Mientras, el espectáculo de ver dos astros tan
distintos casi en contacto inspira pensar en el singular amanecer que sus planetas han de experimentar.
La mayoría de las estrellas binarias son tan lejanas a nosotros, o están tan cercanas entre sí, que no podemos
distinguirlas independientemente: se confunden en un solo resplandor, sin importar cuánto aumento apliquemos a
un telescopio.
Estrellas dobles ópticas (falsas)
Son estrellas que –al ser examinadas en el telescopio- tienen el aspecto de una estrella binaria pero
representan la alineación fortuita de dos estrellas. En este caso las estrellas no están relacionadas. Generalmente, la
componente secundaria será una estrella mucho más lejana. Los astrónomos identifican una doble óptica cuando
cada una de las estrellas observadas lleva una trayectoria independiente por la Galaxia.
Estrellas binarias visuales
Son aquellas que se pueden detectar mediante el uso de un telescopio. La capacidad de distinguirlas
dependerá del diámetro y calidad del telescopio así como de las condiciones atmosféricas.
Estrellas binarias espectroscópicas
Estas nunca se pueden ver por separado, debido a su lejana distancia a nosotros o porque están muy próximas
entre sí. ¿Cómo se detectan? El espectro de estas estrellas (el análisis de su luz mediante la separación de sus
colores) puede revelar la presencia de más de una estrella, pues cada estrella emite su espectro muy particular.
Visualmente aparece una estrella, pero espectroscópicamente, la multiplicidad del sistema se pone en evidencia.
Este método ha sido útil para identificar –además- la presencia de planetas extrasolares. El vaivén de la estrella –
ligeramente arrastrada por sus grandes planetas- deja una huella en el espectro. Si el vaivén es producido por otra
estrella, ésta aparecerá también en el espectro.
Estrellas binarias astrométricas
Igual que en las binarias espectroscópicas, las binarias astrométricas nunca se ven por separado, sin embargo,
quedan en evidencia cuando –al ser observadas detenidamente- parecen columpiarse de un lado a otro
rítmicamente. El meneo observado es producido por el movimiento de traslación de la estrella principal alrededor
del centro común de masas que comparte con la estrella secundaria. El tiempo que toma en dar un meneo es el
período orbital del sistema binario. Este método se ha seguido también en la búsqueda de planetas más allá del Sol.
Estrellas binarias eclipsantes
Ver Estrellas Variables por Traslación
VIII.- Estrellas “muertas” o falsas estrellas
Enanas Blancas
Es el núcleo desnudo, apagado y frío que queda tras la muerte de una estrella cuya masa no superó 8 masa
solares. Las enanas blancas poseen una masa de 0.07 a 1.4 masas solares y ya no son capaces de producir fusiones
nucleares por sí mismas.
Estrellas de Neutrones
Es el núcleo de una estrella supermasiva que se ha transformado de una masa de hierro y acumulado 1.4
M . Tras esto, el núcleo implota y se degrada hasta quedar sólo neutrones. El resto de la estrella explota en una
colosal explosión. La estrella de neutrones ya no es capaz de sostener reacciones de fusión nuclear.
Pulsares
Cuando la estrella de neutrones rota a gran velocidad y los campos magnéticos residuales se concentran en
la diminuta estrella. Potentes chorros de radiación son emitidos desde los polos magnéticos de la estrella. La
rotación del sistema le da el aspecto de un faro, que parpadea intermitentemente. Eso es un Pulsar.
Cuasares
Objetos que por algún tiempo fueron confundidos con estrellas. Se descubrieron por la poderosa
radioemisión que algunos emitían. Son también potentes emisores de rayos X y radiación Infra Roja. Son los
objetos más brillantes y lejanos el Universo. La fuente luminosa corresponde al disco de acreción de un hoyo negro
supermasivo calentado a temperaturas altísimas.