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ESTRELLAS MASIVAS
Por Pablo Lonnie Pacheco Railey
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CLASIFICACION ESPECTRAL
Las estrellas se clasifican de acuerdo a su tipo espectral. El tipo espectral de cada estrella se determina dispersando
su luz en un espectro, es decir, un arco iris artificial donde cada color representa cierta cantidad de energía. El
espectro mostrará líneas oscuras o interrupciones cuando existe material absorbente entre la estrella y el observador
(espectro de absorción) o líneas brillantes, cuando existe un gas que ha sido excitado (espectro de emisión).
Los tipos espectrales básicos son O, B, A, F, G, K y M ( Oh, Be A Fine Girl/Guy Kiss Me -para facilitar las
cosas-) Las estrellas O son las calientes (25,000 k –grados Kelvin-) y las estrellas M son las frías (3,000 k). Cada
tipo espectral se subdivide del 0 al 9, siendo 9 la temperatura mínima para cada tipo espectral. El Sol es una estrella
promedio, de tipo espectral G2, madura y su temperatura superficial es de casi 6000 k. En general, las estrellas que
son más calientes y brillantes que el Sol es porque tienen una masa superior.
Entre 1911 y 1913, los astrónomos E. Hertzprung (danés) y H.N. Russell (norteamericano) hicieron un hallazgo. El
tipo espectral de las estrellas (su color) estaba relacionado con su luminosidad. Las estrellas más calientes –azulestenían una luminosidad superior que las estrellas frías, de color rojo. El diagrama Hertzprung-Russell muestra la
distribución de estrellas respecto a su luminosidad y temperatura. En el eje horizontal se indican las temperaturas
superficiales de las estrellas, descendiendo hacia la derecha. La luminosidad –por otro lado- ocupa el eje vertical,
con el brillo ascendiendo hacia la parte superior de la gráfica. Hacia abajo y a la derecha quedan las estrellas menos
luminosas y frías, mientras que arriba y a la izquierda se localizarán las estrellas más luminosas y calientes. Las
temperaturas y luminosidades intermedias se distribuyen en una franja diagonal ondulante. El 90% de las estrellas
–entre ellas, el Sol- se ubican en esta franja y se dice que están en la Secuencia Principal. Son estrellas maduras en
cuyo núcleo hay exclusivamente producción de Helio a partir de Hidrógeno, por medio de fusiones nucleares. Las
estrellas que no estén en Secuencia Principal serán estrellas inmaduras o evolucionadas (avejentadas).
ESTRELLAS TIPO O
Las estrellas tipo O aparecen en el borde superior izquierdo del diagrama H-R (Hertzprung-Russell) donde la
temperatura y luminosidad es más alta. Son estrellas masivas cuya temperatura superficial es de 28,000 a 40,000k
produciendo un exceso de radiación UV –ultravioleta- . Su aspecto es ligeramente azulado. Aunque el color es muy
sutil, suele decirse que estas estrellas son azules. Posiblemente existan estrellas tipo O0, O1 y O2, pero aún están
por descubrirse. O0, O1 y O2 representa a las estrellas más calientes y brillantes de la Galaxia. Sólo se conocen un
puñado de estrellas tipo O3 y O4. Por otro lado, las estrellas tipo M –rojas y frías- son muy abundantes,
acumulando hasta el 80% de las estrellas de la Galaxia.
El espectro de las estrellas tipo O es dominado por fuertes líneas de Helio Ionizado, es decir, que ha perdido sus
electrones (He II). También se observan líneas de emisión de otros elementos doble y triplemente ionizados, en
conjunto con líneas de Helio Neutral (He I) e Hidrógeno. Las líneas de Hidrógeno y Helio se fortalecen en
subdivisiones posteriores (a temperaturas menores).
No se ha detectado ninguna estrella tipo O en las galaxias elípticas, sugiriendo que la producción de estrellas
masivas se ha detenido. Las estrellas observadas en estas galaxias deben ser antiguas pues las estrellas tipo O
envejecen prematuramente y mueren pronto. Las estrellas tipo O sólo duran de 3 a 6 millones de años. El Sol –en
contraste- deberá vivir unos ¡10,000 millones de años!.
Casi todas las estrellas tipo O aparecen en los brazos de las galaxias espirales. Es difícil encontrar una estrella tipo
O aislada. Generalmente estará acompañada por otras formado asociaciones OB. La mayoría de las estrellas tipo O
estudiadas revelan ser cuerpos de rotación muy veloz. ¡¡¡Zeta Puppis tiene un período de rotación de 8.54 horas!!!
Las primeras dos estrellas del cinturón de Orión son estrellas tipo O: Alnitak (Delta Orionis) y Alnilam (Zeta
Orionis). Otros ejemplos son: Naos (Zeta Puppis) y Gamma2 Velorum.
ESTRELLAS TIPO Of
Son estrellas de tipo espectral O de poca edad. Su espectro es dominado peculiarmente por líneas de Helio y
Nitrógeno Ionizado (He II y N III) además de un espectro de absorción muy marcado. Las intensas líneas de
emisión del Helio y el Nitrógeno ionizado son producidas por una atmósfera inestable que se está desprendiendo
violentamente de la estrella. Posiblemente las estrellas tipo Of sean las más masivas, calientes y brillantes de la
Galaxia. Es muy probable que las estrellas tipo Of sean las precusoras de las estrellas tipo Wolf-Rayet, una vez
que han perdido completamente su atmósfera exterior.
La estrella Of más masiva, caliente y luminosa conocida es HD 93129A, cerca de Eta Carinae. Cuenta con una
masa aproximada de 120 masas solares y su temperatura superficial excede 50,000 k. Su luminosidad es
equivalente a 3 millones de soles.
ESTRELLAS TIPO B
Las estrellas tipo B se encuentran en el extremo superior izquierdo del diagrama H-R, pero no san tan masivas,
calientes ni brillantes como las de tipo O. La temperatura superficial de las estrellas tipo B es de 10,000 a 28,000 k,
sin embargo, hay estrellas Supergigantes de tipo B que alcanzan temperaturas de hasta 30,000 k. La temperatura de
estas estrellas les otorga un brillo blanco-azulado y al igual que las estrellas tipo O, emiten un exceso de radiación
UV. Si bien las estrellas tipo B son muy escasas (no llegan al 1% de las estrellas en la Galaxia) su abundancia es
mayor que las estrellas tipo O.
A diferencia de las estrellas tipo O, las estrellas tipo B no presentan líneas de Helio Ionizado (He II) en su espectro.
El espectro de las estrellas tipo b es dominado por líneas de absorción de Helio Neutral (He I). Estas líneas
alcanzan su máxima intensidad en la subclasificación B2. En las estrellas tipo B de menor temperatura (hacia B9),
las líneas Balmer de Hidrógeno (entre el rojo y UV) se acentúan y se distinguen también líneas de Magnesio y
Silicio Ionizados.
Las estrellas tipo B2 y Be aparecen frecuentemente en las asociaciones OB, a lo largo de los brazos en las galaxias
espirales. Las galaxias elípticas carecen de estrellas tipo B, pues su vida es muy corta (de 6 a 10 millones de años)
y las galaxias elípticas han cesado de producir estrellas nuevas.
Las estrellas tipo B más reconocidas son Spica, Rigel, Bellatrix y Alpha Crucis.
ESTRELLAS TIPO Be
Las estrellas Be son estrellas de tipo espectral B que presentan fluctuaciones en su brillo, es decir, son variables. La
variabilidad de las estrellas Be es irregular, su comportamiento es errático e impredecible. El espectro de absorción
de las estrellas Be es –a primera vista- normal, pero sobre él aparecen superpuestas líneas de emisión de Hidrógeno
muy brillantes, como si se tratara de una nebulosa de emisión –como la Nebulosa de Orión- pero concentrada en
una estrella.
Las estrellas Be están en expansión, perdiendo masa, al igual que sus primas las estrellas Ae (de menor masa) y las
T Tauri (de masa semejante al Sol). A veces al conjunto de estrellas Be y Ae se les conoce con el nombre de
Herbig Ae-Be. Las estrellas tipo Be están relacionadas con las Luminosas Azules Variables.
Se ha registrado en las estrellas tipo Be una velocidad de rotación muy rápida, superior a 200 km/segundo. ¡¡¡Si el
Sol rotara así, completaría una vuelta sobre sí mismo en 6 horas!!! La rotación de las estrellas Be las desfigura: se
achatan sensiblemente de los polos y ahí las temperaturas son superiores. Las estrellas tipo Be sufren una constante
y lenta pérdida de masa que alimenta una envoltura gaseosa, un cascarón en expansión. La veloz rotación de la
estrella Be obliga al cascarón a distorsionarse y acumularse alrededor de su ecuador formando un anillo o disco. La
estrella Be parecerá, entonces, un gran Saturno con anillos de color rojo brillante.
Cuando la estrella Be se encuentra en un sistema binario, se sospecha que el disco de gas que la rodea es material
desprendido de su estrella compañera, también masiva. El proceso es conocido como transferencia de masa. La
estrella que tiene más masa envejece primero, se dilata y transfiere parte de su material a la estrella vecina.
Las estrellas tipo Be –como todas las masivas- son raras. Algunos ejemplos son P Cygni, Gamma Cassiopeiae, Eta
Tauri y Beta Canis Minoris. En el cúmulo abierto –en Cassiopeia- NGC 663 se localiza un conjunto de estrellas
Be.
ESTRELLAS DE CASCARON (Shell Stars)
Las estrellas de Cascarón se parecen mucho a las estrellas tipo Be –tal vez DEMASIADO- En principio, las
estrellas de Cascarón se distinguen por un espectro complejo donde las líneas de absorción aparecen muy
pronunciadas, bordeadas por líneas de emisión de Hidrógeno muy brillantes, todo superpuesto en un espectro de
absorción típico de una estrella tipo B.
Hasta recientemente los astrónomos se percataron de que las estrellas de Cascarón eran en realidad estrellas tipo
Be. La sutil diferencia entre ambas son causadas por la perspectiva: la misma estrella perecerá una u otra
dependiendo del punto de vista del observador. Desde los polos de la estrella (arriba o abajo) el disco de gas y
polvo rodea a la estrella concéntricamente, dibujando un círculo y se ve una estrella tipo Be. Por otro lado -desde el
ecuador- el disco de gas y polvo se atraviesa frente a la estrella –causando una absorción muy acentuada- y se ve
una estrella de cascarón.
Conclusión: las estrellas tipo Be y de Cascarón son las mismas, lo único que cambia es la orientación de la estrella.
Pleione –en las Pleyades- es una estrella de Cascarón.
CÚMULOS OB
Los cúmulos abiertos que por su juventud presentan una gran cantidad de estrellas tipo O y B son conocidos con el
nombre de Cúmulos OB. Los cúmulos OB tienen edades inferiores a 10 millones de años, por lo que
frecuentemente muestran estrellas aún en proceso de formación (estrellas T Tauri).
Algunos cúmulos OB son NGC 869 y 884 (Cúmulo Doble de Perseo) y NGC 2264 (Cúmulo del Pino Navideño, en
Monoceros).
ASOCIACIONES OB
Las asociaciones OB son conjuntos dispersos de estrellas cuya similitud en el tipo espectral es debido a una edad
semejante. Son estrellas que resultaron de una formación estelar en cadena. La cadena incluye estrellas tipo O y b
de varios cúmulos abiertos que se extienden a lo largo de un brazo de la Galaxia, donde el gas y polvo son más
abundantes. Las dimensiones de las asociaciones OB van desde 10 hasta 1000 años-luz de largo. A veces un solo
cúmulo abierto aparece al centro de una asociación.
Mientras que en el cúmulo abierto las estrellas tipo O y b permanecen unidas entre sí por atracción gravitacional,
las estrellas de una asociación viajan libremente por la Galaxia, en franca expansión, lo que permite –
afortunadamente- medir la edad de la asociación. Si se mide la velocidad a la que se separan entre sí las estrellas de
una asociación, lo único que ha de hacer el astrónomo para conocer cuándo nació la asociación, es medir la
distancia que han viajado las estrellas y calcular el tiempo necesario para que las estrellas recorrieran esa distancia.
Así, la asociación II Persei muestra indicios de estar en expansión desde poco más de 1 millón de años, de modo
que esta es la edad estimada de la asociación. La asociación Zeta Persei rodea e incluye al Cúmulo doble de Perseo.
La asociación de Orión (I Orionis) está formada pro unas 1000 estrellas en cuyo centro está la nebulosa de Orión
(M42) Incluye varios cúmulos abiertos, entre ellos: el Cúmulo de Lambda Orionis, El Cinturón de Orión (alrededor
de Epsilon Orionis), NGC 1981 y el Trapecio.
Algunas estrellas tipo O y B pueden describirse también como estrellas Ultra Violeta, Luminosas Azules Variables
y/o estrellas Wolf Rayet.
ESTRELLAS ULTRAVIOLETAS
Las estrellas más calientes de la Galaxia también se llaman estrellas Ultra Violetas (UV). Las estrellas tipo
espectral O y B emiten hasta el 80% de su energía en forma de radiación UV y emiten poderosos vientos estelares
que tienden a arrancar las capas más externas de la estrella. El Sol también pierde material en el viento solar, pero
no tanto.
Todas las nebulosas de emisión que se distinguen por su color rojo encendido deben su belleza a la cercanía de
estrellas UV. La clasificación de estrellas UV incluye las de tipo espectral O y B, estrellas Wolf Rayet y enanas
blancas. Las enanas blancas no son masivas pero tienen una temperatura superficial altísima.
Entre las estrellas UV están las enanas blancas en el centro de las nebulosas planetarias M27 y M57, y las gigantes
azules tipo O y B que excitan los gases en la nebulosa de la Roseta (NGC 2244) y la nebulosa de la Laguna (NGC
6523).
LUMINOSAS AZULES VARIABLES
Su nombre lo dice todo: Son las estrellas más brillantes de la Galaxia, el color azul indica una temperatura altísima
y su brillo no es constante. Las Luminosas Azules Variables son estrellas masivas, muy calientes y con
fluctuaciones erráticas en su brillo. La variabilidad se debe a la emisión esporádica de masa a manera de
erupciones explosivas. Su luminosidad está casi en el tope del diagrama Hertzprung-Russell convirtiéndolas en la
estrellas más luminosas de la Galaxia, tal vez superadas sólo por algunas estrellas Supergigantes.
Se cree que las Luminosas Azules Variables proceden de estrellas con una masa superior a 40 masas solares: La
temperatura en el interior de estas estrellas es tan alta que la presión de la radiación empuja violentamente las capas
de la estrella hacia fuera, en un intento para liberar energía. Las variaciones de brillo resultantes son peculiares en
cada caso y los períodos latentes –de aparente estabilidad- son impredecibles, a veces duran mucho y en otras son
muy breves.
Cuando la estrella Luminosa Azul Variable incrementa su brillo sensiblemente (más de 3 magnitudes) la escalada
sucede súbitamente, estabilizándose luego por un período que dura siglos o milenios. Por otro lado, cuando la
estrella Luminosa azul Variable incrementa su brillo sutilmente (inferior a 0.5 de magnitud), la meseta dura
algunos meses o años.
Eta carinae, AG Carinae, P Cygni y S Doradus son Luminosas Azules Variables muy conocidas. Las estrellas tipo
P Cygni y las Variables Hubble-Sandage también son Luminosas Azules Variables.
ESTRELLAS TIPO P CYGNI
Las estrellas tipo P Cygni –a las cuales se extiende el nombre en honor de esta estrella- son Luminosas Azules
Variables de tipo espectral b. El espectro de las estrellas P Cygni exhibe numerosas líneas de emisión muy
acentuadas, semejantes a las estrellas tipo Be y Wolf Rayet, además de unas líneas de absorción muy pronunciadas
que presentan corrimiento al azul, es decir, los gases responsables de esta absorción se están alejando velozmente
de la fuente luminosa, hacia nosotros.
El gas que emite continuamente la estrella tipo P Cygni forma un cascarón gaseoso de baja densidad, sin embargo,
puede haber destellos súbitos aleatorios. La estrella P Cygni es el mejor ejemplo de esta clasificación.
ESTRELLAS VARIABLES HUBBLE-SANDAGE
Fueron descubiertas por Edwin Hubble y Alan Sandage en 1953, por su variabilidad. Las Variables HubbleSandage fueron las primeras estrellas Luminosas Azules Variables en ser detectadas fuera de nuestra Galaxia, en
las galaxias del Cúmulo Local M31 y M33. Con unas cuantas excepciones casi todas las estrellas variables HubbleSandage presentan una variabilidad lenta, pequeña e irregular. Su característica principal es el haberlas descubierto
más allá de la Galaxia.
Algunas estrellas Supergigantes se han colado en esta clasificación, sin ser Luminosas azules Variables.
ESTRELLAS WOLF RAYET
Las estrellas Wolf Rayet fueron descubiertas en 1867 por un par de astrónomos franceses: Charles J. E. Wolf y
Georges Rayet.
Las estrellas Wolf Rayet son superluminosas, pero muy escasas. De cada 1000 estrellas, tal vez menos de 30 sean
de tipo Wolf Rayet. Se conocen poco más de 300 estrellas Wolf Rayet, ninguna de ellas cerca del Sistema Solar
pero caso todas en la Galaxia. Las estrellas Wolf Rayet son tan brillantes, que fácilmente se detectan en las otras
galaxias del Cúmulo Local. Su gran luminosidad se debe a la altísima temperatura de su superficie, que puede
llegar a 90,000 k o más. Ninguna estrella en la Secuencia Principal puede producir tanta energía, por lo que las
estrellas Wolf Rayet son especiales.
La masa promedio de las estrellas Wolf Rayet es de unas 10 masas solares, por lo que su temperatura parece ser
excesiva para tan poca masa. El espectro de una Wolf Rayet –en efecto- es anómalo: presenta líneas de emisión
fuertes y ensanchadas que corresponden a Helio, Carbono, Oxígeno y Nitrógeno ionizado, pero una ausencia casi
total de líneas de absorción. Lo sorprendente de las estrellas Wolf Rayet es su escasez de Hidrógeno. Se supone
que todas las estrellas transforman Hidrógeno en Helio para producir energía, pero las estrellas Wolf Rayet tienen
poco o nada de Hidrógeno.
Los modelos actuales de formación estelar y la evidencia encontrada demuestran que las estrellas se forman a partir
de nubes moleculares –nebulosas- abundantes en Hidrógeno. ¿Cómo es posible que las estrellas Wolf Rayet se
puedan formar exclusivamente de Helio? Esto es imposible. Las estrellas Wolf Rayet tuvieron que formarse del
mismo modo, pero algún mecanismo se encargó de eliminar el hidrógeno en ellas.
Estrellas como el Sol emiten un espectro continuo que aparece interrumpido por líneas de absorción a causa de los
gases en su atmósfera. En las estrellas Wolf Rayet parece existir también una atmósfera en vertiginosa expansión
(3,000 km/seg) que es responsable de las líneas de emisión observadas. La excitación por la radiación de la estrella
es tan alta que los gases no producen absorción, sino emisión de energía. Las estrellas Wolf Rayet se desprenden
tan violentamente de estos cascarones de gas, que la pérdida de masa debe ser muy importante. La pérdida es
masiva, veloz y constante.
La envoltura de gases en expansión que se detecta en el espectro es en algunos casos francamente visible como una
burbuja luminosa e intrincada que rodea a la estrella Wolf Rayet. En algunos casos, se le ha llamado nebulosa
planetaria, aunque las auténticas nebulosas planetarias suceden en estrellas de menor masa –como el Sol-.
Las características de la estrella Wolf Rayet sugieren que se trata de una estrella tipo espectral Of que ha perdido su
envoltura exterior de Hidrógeno a causa de potentes vientos estelares. En otras palabras estamos viendo
directamente el núcleo desnudo de una estrella...¡¡¡Por eso es tan caliente!!! La ransformación de la estrella tipo Of
a Wolf Rayet es breve (100,000 años) y desgastante: en el proceso, la estrella pierde más de 10 masas solares.
El Sol también perderá la capa externa de Hidrógeno cuando se convierta en nebulosa planetaria, pero en su caso el
núcleo desnudo no es una estrella Wolf Rayet sino una estrella enana blanca. La diferencia principal estriba en que
la enana blanca está apagada: ya no produce reacciones de fusión nuclear, es una estrella muerta. Pero la estrella
Wolf Rayet es el núcleo de una estrella tipo Of que -aún descascarado- sigue vivo.
Alrededor del 50% de las estrellas Wolf Rayet están en sistemas binarios. Las estrellas compañeras suelen ser
estrellas masivas tipo espectral O ó B, con una luminosidad inferior a la Wolf Rayet. Aunque en un sistema binario
la Wolf Rayet sea de menor masa que su compañera, su avanzada evolución implica que su masa original era más
alta, cuando menos dos veces mayor. El hecho de que la estrella Wolf Rayet se encuentre en un estado avanzado de
evolución significa que su masa y temperatura la obligaron a envejecer más pronto que su compañera. La extrema
cercanía de la estrella compañera puede estimular y acelerar la pérdida masiva de la estrella Wolf Rayet.
Gamma Velorum (WC8 +07) es una estrella Wolf Rayet de tipo espectral O que reside en un sistema binario.
En el caso de las estrellas Wolf Rayet solteras la causa principal del desprendimiento masivo se debe a la presión
que la radiación del núcleo ejerce hacia las capas extwernas de la estrella.
Las estrellas Wolf Rayet se subclasifican de acuerdo a la intensidad de sus líneas de emisión:
WC (Apa nombrecito).- Líneas de Helio, Carbono y Oxígeno.
WN.- Líneas de Helio y Nitrógeno.
WO.- Líneas muy fuertes de Oxígeno. Son muy raras.
ESTRELLAS SUPERGIGANTES
Las estrellas Supergigantes son las más luminosas y grandes de la Galaxia. Las estrellas gigantes –como Capella y
Arcturus- son muy grandes pero las Supergigantes son mayores y más masivas. Si las estrellas tipo O y B eran las
más notorias de la Galaxia...¿qué diferencia puede haber con otras estrellas que llaman Supergigantes?
Comparemos:
Las estrellas tipo O y B son masivas y las Supergigantes... también.
Las estrellas tipo O y B son maduras pero las Supergigantes muestran síntomas de envejecimiento, por eso están
tan dilatadas.
Las estrellas O y B son calientes pero las Supergigantes pueden tener cualquier temperatura. Las hay frías, tibias o
calientes y por lo tanto, habrá estrellas Supergigantes de todos los tipos espectrales: O, B, A, F, G, K y M.
Las estrellas tipo O y B son brillantes pero las Supergigantes lo son más.
Las estrellas O y B son grandes pero las Supergigantes son ENORMES.
De acuerdo a la clasificación espectral, las estrellas Supergigantes son –independientemente de su tipo espectralde clase luminosa Ia (Supergigantes luminosas) y Ib (Supergigantes). La clase luminosa se refiere indirectamente al
tamaño de la estrella.
Una estrella puede ser de tipo espectral B, es decir: caliente. Pero si encima de eso su clase luminosa es Ia o Ib,
significa que es una estrella enorme, con una gran superficie, lo que le permite emitir una mayor cantidad de
radiación y ser más brillante que otras estrellas de temperatura similar.
La magnitud absoluta bolométrica (la que incluye toda la radiación emitida, visible e invisible) de las estrellas
Supergigantes es de –5 a –12. Las estrellas rojas Supergigantes sólo pueden alcanzar una magnitud absoluta
bolométrica de –9.7, por lo que estas estrellas se utilizan como indicadores de distancia. Las Supergigantes rojas
son relativamente frías por unidad de superficie (¡ el Sol es más caliente!) pero su tamaño es tan formidable, que
colectivamente producen una cantidad espantosa de radiación. El brillo de las Supergigantes es tan importante que
su luz destaca en los brazos espirales de ¡otras galaxias! ¡a millones de años luz de distancia!
Solamente las estrellas más masivas pueden convertirse en Supergigantes al avanzar en su estado evolutivo y por lo
tanto, las estrellas Supergigantes son muy raras. Frecuentemente las estrellas Supergigantes son inestables,
mostrando fluctuaciones en su luminosidad. Son Variables.
Algunas Supergigantes adornan algunas constelaciones famosas: Rigel (la rodilla hombro de Orión) es una
Supergigante azul, así como Zeta Puppis. Betelgeuse (el hombro de Orión) y Antares (cabeza del Escorpión) son
Supergigantes rojas y Polaris es una Supergigante amarilla.
SUPERGIGANTES: CEFEIDAS CLÁSICAS O TIPO I
Las estrellas variables Ceféidas –nombradas así por Delta Cefei- han demostrado ser una útil herramienta para
medir distancias en el espacio. Sus períodos son muy regulares y se relacionan directamente con el máximo brillo
que pueden alcanzar entre períodos. Así, al medir el período de una Ceféida, es posible establecer su magnitud
absoluta y la distancia que recorrió en función del atenuamiento observado.
Las estrellas Ceféidas se dividen en Tipo I y Tipo II. Las Ceféidas de Tipo I (Clásicas) son estrellas Supergigantes,
de color amarillo. Son estrellas masivas de población I (jóvenes y calientes) que se distribuyen en los brazos de la
Galaxia. Las estrellas Ceféidas de Tipo II no son masivas, son más viejas y se localizan en los cúmulos globulares
y en el halo de la Galaxia. Las Ceféidas Tipo II son escasas.
La Ceféida Clásica (Tipo I) más famosa es Polaris. Otras relativamente fáciles de encontrar son: T Monocerotis, X
Sagittarii y Eta Aquila.
EL DESTINO DE LAS ESTRELLAS MASIVAS
Todas las estrellas masivas están en aprietos. El desequilibrio que sufren estas estrellas entre la elevadísima
temperatura y presión interior y la aplastante carga que ejerce su masa sobre el núcleo de la estrella se convierte en
una batalla que dura poco: las estrellas masivas mueren pronto. El ganador siempre es el colapso gravitacional.
Tras una portentosa explosión –una supernova- el núcleo es estrujado para convertirse en un hoyo negro o en una
estrella de neutrones. Las estrellas masivas mueren de forma tan violenta que la explosión puede ser vista da lado a
lado en el Universo conocido.
MORALEJA: Mas vale paso que dure que trote que canse, y estas estrellas van hechas... bala.