Galaxias: qué son y como se clasifican

Las galaxias ¿qué son? ¿Como se clasifican? Estos son los temas principales de este post, donde hablaremos de sus estructuras, sus tipos y peculiaridades. ¿A que estas esperando a saber más? ¡Entra y descubre-lo!

Una galaxia es una agrupación de cuerpos celestes tales como estrellas, planetas, gas y polvo, agujeros negros… Como ya sabemos, la materia se agrupa debido a la interacción gravitatoria, por lo que tenemos un universo con zonas puntuales con masa, aunque a gran escala sea homogéneo.

Es una estructura bastante grande y compleja, donde aún hay incógnitas hoy día. Puede contener cientos de miles de millones de estrellas. Es complicado asignar un valor preciso del número de estrellas que una galaxia contiene, pero aproximadamente nuestra galaxia contiene de 400.000 a 800.000 millones de estrellas. Es una cantidad enorme, difícilmente imaginable por no decir imposible.

Hay distintos tipos de galaxias, que E. Hubble describió con lo que llamamos la secuencia de Hubble, que no es más que una forma de clasificar los tipos de galaxia que existen. Dichos tipos son:

  • Elípticas (de E0 a E7), tienen una distribución uniforme y elíptica, como su nombre indica.
  • Lenticulares (S0), tienen una forma circular y con poca diferenciación.
  • Espirales (de Sa a Sd), tienen unos brazos que salen del centro de la galaxia. La letra indica si los brazos están muy “contorneados” o por el contrario parecen muy planos.
  • Espirales barradas (de SBa a SBd), son similares a las anteriores pero los brazos salen de la zona central que tiene una forma elíptica más o menos. Se pueden incluir dentro de las espirales, como un subgrupo de las mismas.
  • Irregulares (Ir), no tienen una forma concreta ni siguen un patrón claro. Se usa como comodín para las que no encajan en los otros grupos.
Secuencia Hubble

La Vía Láctea es una galaxia espiral barrada SBb. Las galaxias espirales son las más abundantes del universo, representando sobre el 70% del total de galaxias observadas, mientras que las irregulares representan un 20% y las elípticas el 10% restante.

Además hay, galaxias peculiares, que suelen ser dos galaxias interactuando entre ellas. Dos ejemplos curiosos serían:

  • Galaxias Antennae (o de la antena). Dos galaxias interactuando, empezando hace millones de años. Actualmente uniéndose en una sola. En la imagen puede observarse los centros de ambas galaxias, las zonas más brillantes y amarillas. En la colisión de dos galaxias, apenas hay choques entre estrellas ni planetas, la densidad es tan baja que la enorme mayoría pasan sin acercarse unas a otras.

  • Arp 147. Forma parte del “Atlas de Galaxias Peculiares“, introducido por el astrónomo Halton Arp (de ahí el nombre de las galaxias). Es el resultado del choque entre una galaxia espiral y una elíptica, que ocurrió unos 40 millones de años atrás.

Para más información sobre Arp 147 puede consultarse el siguiente enlace a la Wikipedia, que un servidor redactó: Arp 147

Saludos y hasta la próxima

Kapteyn

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Coordenadas usadas en astronomía

Esta entrada trata de los distintos tipos de coordenadas que se usan en astronomía/astrofísica, para localizar la posición de los objetos celestes, así como la elaboración de mapas y cartas, usando los mismos. ¡Entra y descubre-lo!

Esta entrada trata de los distintos tipos de coordenadas que se usan en astronomía/astrofísica, para localizar la posición de los objetos celestes, así como la elaboración de mapas y cartas, usando los mismos.

Antes de nada, las coordenadas representan la dirección en la que se encuentra el objeto concreto. Podríamos considerar el cielo como una cúpula esférica sobre la cual están situadas las estrellas. Lo único que se indica pues, es hacia donde está esa estrella concreta, la distancia es irrelevante hablando solo de sus coordenadas. Es frecuente el uso de dos ángulos, uno “vertical” y otro “horizontal” que nos permite desplazarnos por la bóveda al variar éstos. Es, pues, un sistema de coordenadas esféricas

Primero enumero los tipos de coordenadas que hay, o al menos los más usados, desconozco la existencia de otros tipos pero no la descarto:

  • Horizontales
  • Ecuatoriales (horarias y absolutas)
  • Eclípticas
  • Galácticas

Las horizontales son las más básicas y quizá las más intuitivas. Se basan en una altitud de la estrella, siendo esta el ángulo que hay entre el horizonte y dicha estrella (nunca mayor que 90º, que sería justo la posición más elevada del cielo, llamado cenit). La otra componente que nos permite saber la dirección horizontal, llamado acimut, que puede describir hasta 360 grados. Los acimut empiezan a contarse desde el sur, en sentido horario.

Pongamos un ejemplo para que se entienda: tenemos una estrella que está hacia el oeste justo, y a medio camino de altura entre el horizonte y el cenit. Las coordenadas horizontales para tal estrella serán 90º acimut, y unos 45º de altitud. Si la misma estrella estuviera a la misma altura pero en el norte de nuestra posición, los acimut serían 180º, si fuera al este 270º y finalmente en el sur 0º o 360º.

Este tipo de coordenadas tiene una desventaja considerable, al determinar las coordenadas de la estrella para un sitio concreto. Una estrella que se ve desde una ciudad, se verá en una distinta posición “aparente” desde otra (u otro país). Suele ser usado por aficionados a la astronomía.

Las ecuatoriales pueden ser absolutas u horarias. Tomando como referencia el ecuador celeste (que es digamos, el ecuador del cielo, que sería “coincidente” con el ecuador terrestre). La ventaja de tomar el ecuador como altitud (llamado declinación ahora) 0, es lógico si pensamos que la Tierra rota sobre el eje que une los polos. Entonces, en base al ecuador, las estrellas describen movimientos circulares.

Vemos como aparentemente las estrellas giran en círculos concéntricos a la estrella polar (polo norte celeste).

Las ecuatoriales horarias consideran, lo que en horizontales eran los acimut, como el ángulo horario siendo 0 en el meridiano de lugar. Los meridianos son líneas imaginarias que van de polo a polo, el de lugar es el meridiano que pasa por la posición en la que se encuentra el observador.

Para las ecuatoriales absolutas, es exactamente lo mismo pero el ángulo horario es fijo para cualquier posición, ya que se considera cero en el punto de Aries y se llama ascensión recta. Estas son las coordenadas más usadas en astrofísica, simbolizándose la ascensión recta (en horas, minutos y segundos) como “alpha” y la declinación como “delta”. Son las más usadas en astrofísica, puede comprobarse buscando una estrella en la Wikipedia y mirando en el marco de la derecha donde aparecen datos de la misma, y apreciamos la ascensión recta y la declinación. Un inciso en este tema es que, al moverse el sistema solar por la galaxia, las estrellas además se mueven con distintas velocidades, puede haber variaciones en las coordenadas ecuatoriales (aunque sean independientes de la rotación de la Tierra). Todas las coordenadas vienen dadas para J2000, o fecha juliana 2000, esto es la posición de las estrellas el día 1 de Enero de 2000 D.C. a las 12 del mediodía (UTC). O sea, cuando el sol cruzaba el meridiano de Greenwich.

Comento de forma breve qué es el punto de Aries, que además tiene algo de relación con las próximas coordenadas. En la Tierra tenemos el llamado plano ecuatorial, que sería un plano que se extiende cortando el ecuador y alejándose de la Tierra. Obviamente es algo imaginario. Por otro lado tenemos el plano de la eclíptica, que es el plano en el que se mueven los planetas. Para entender el punto de Aries, es el punto en el que el sol cruza del hemisferio sur al norte. Es también cuando empieza la primavera en el hemisferio norte, a partir de entonces el sol seguirá “subiendo” en el cielo hasta llegar a su máximo en el solsticio de verano (cuando comienza el verano, cae cerca de San Juan en España). Luego el sol baja y vuelve a cruzar el plano ecuatorial pero pasando esta vez del hemisferio norte al sur (punto de Libra o equinoccio de otoño) y sigue bajando hasta llegar al mínimo, que sería el solsticio de invierno (navidad, aproximadamente), para posteriormente volver a subir hasta llegar de nuevo al punto de Aries… Y así suceden las estaciones y los años.

Entendido esto, paso a las coordenadas eclípticas. Tenemos por un lado, el plano de la eclíptica antes descrito y por otro el también ya descrito plano del ecuador celeste. Como el eje de rotación de la Tierra está inclinado respecto al de la eclíptica (como dije, es el plano de la órbita de la Tierra y la mayoría de planetas), estos están inclinados 23,5º aproximadamente uno respecto al otro. A partir, nuevamente, del punto de aries y sobre la eclíptica tenemos la coordenada de la longitud celeste, y la latitud celeste es el ángulo (altura, podríamos decir informalmente) que forma el objeto con dicho plano. Es usado sobretodo para planetas del sistema solar, ya que se mantienen siempre sobre la línea de la eclíptica (latitud celeste 0).

Finalmente tenemos las coordenadas galácticas, útiles para situar otras estrellas de la Vía Láctea. Nuestra galaxia es más o menos plana, y consideramos ese plano como la base de las coordenadas. El Sol y todas las estrellas giran alrededor del centro galáctico. Un año galáctico es aproximadamente lo que tarda el sistema solar en dar una vuelta a la galaxia (unos 250 millones de años). Las dos componentes usadas son, la longitud galáctica, que se mide respecto al plano galáctico desde el sol, siendo el centro de la galaxia longitud cero. La latitud galáctica es el ángulo que forma un objeto siendo el plano galáctico latitud cero (va de +90º a -90º).

Vemos pues que, suele repetirse un patrón a la hora de determinar un sistema de coordenadas astronómicas, y suele consistir en escoger un plano y considerar los ángulos del mismo así como la altura respecto a este.

Es un tema algo confuso que requiere de habilidad para expresarse así como buena visión espacial del lector, por lo que dejo imágenes de los sistemas de coordenadas para mayor claridad:

Coordenadas horizontales.

Coordenadas ecuatoriales (RA significa Right Ascension, y DEC para declination).

Coordenadas ecuatoriales también, pero se aprecia como está de base el plano de la eclíptica, y la inclinación entre ambos (de 23,5º), por lo que puede facilitar el entendimiento de las coordenadas eclípticas.

Coordenadas galácticas (l es la longitud galáctica y b la latitud galáctica).

Saludos y hasta la próxima

Kapteyn

Pequeña introducción a la física de partículas

En esta ocasión nos vamos a centrar en las partículas más básicas que hay y que se dividirán en fermiones y bariones ¡Entra y descubre-lo!

Al ser la física de partículas quizá una de las ramas más llamativas (el LHC del CERN en Ginebra, es un buen ejemplo, ya que es bastante conocido), me he decantado por hacer una pequeña introducción sobre las partículas fundamentales, qué son y cuales hay.

Para empezar, las partículas fundamentales son, partículas que hasta la fecha son las más básicas que hay (no están formadas por partículas aún menores). Se dividirían en fermiones y bariones.

 

Los fermiones (en morado, quarks y en verde, leptones) y los bosones (en rojo).

 

Vamos por los fermiones, o partículas de materia, deben su nombre al físico Enrico Fermi. Forman los nucleones (protones y neutrones). ¿Y el electrón? El electrón es en si mismo un fermión, no está formado por partículas menores. Dentro de los fermiones encontramos a los quark, de los cuales hay séis tipos: up (arriba), down (abajo), encantado (charm), extraño (strange), cima (top) y fondo (bottom). Por otro lado tenemos a los leptones, entre los cuales se encuentra el ya mencionado electrón, entonces tenemos: electrón, muón y tauón (o simplemente mu y tau). Hay unos neutrinos, aún dentro de los leptones, que están asociados a cada leptón anteriormente citado: neutrino electrónico, neutrino muónico y neutrino tauónico.

Una asociación de quarks, forman los llamados hadrones. Estos a su vez se dividen en dos grupos, bariones y mesones. Los bariones (o partículas pesadas) están formadas por tres quarks. Tanto el neutrón como el protón son bariones, por lo que poseen tres quarks cada uno. Los mesones están formados por un quark y un antiquark (un antiquark es un quark con la misma vida media, masa y espín, pero con carga opuesta).

Pasando a los bosones, son partículas portadoras de fuerza. El concepto es bastante más abstracto que para los fermiones, comentar como curiosidad que los bosones tienen el espín entero, mientras que los fermiones lo tienen semientero (no definiré el concepto de espín pues me llevaría seguramente toda una entrada entera). Existen las partículas portadoras de la fuerza/interacción electromagnética, los fotones. Los bosones W y Z para la interacción nuclear débil (unión entre quarks), los gluones para la nuclear fuerte (unión entre nucleones, la usada en física nuclear) y el gravitón que es la hipotética partícula portadora de la interacción gravitatoria (no ha sido confirmada, pero puesto que dicha interacción existe parece razonable suponer que esta partícula exista también).

Como curiosidad, el bosón de Higgs que fue descubierto recientemente también es un bosón simple, y sería el encargado de proporcionar masa a las demás partículas. Así pues, se usa la terminología “campo” asociado a un bosón, y si una partícula interacciona con un determinado campo, significa que adquiere sus “propiedades”. Por ejemplo, un quark interacciona con un campo de Higgs, ya que tiene masa.

Espero que haya sido claro y comprensible, este pequeño inciso en física de partículas. No he abordado temas como el color o el sabor de los quarks, y muchos ejemplos son simples aproximaciones para entender un poco de qué trata el tema, y así debe ser pues el propósito de esta entrada era hacer comprender estos conceptos de forma amena sin usar terminología excesiva.

Saludos y hasta la próxima

Kapteyn

¿Por qué el cielo es azul?

Es una pregunta formulada muchas veces, y respondida ya tantas otras, pero jamás respondida des de CienciaPoliticamenteIncorrecta, así que vamos allá. ¡Entra y descubre-lo!

Es una pregunta formulada muchas veces, y respondida ya tantas otras, pero jamás respondida por mi, así que vamos allá.

La luz que emite el Sol es, podríamos decir, blanca (ciertamente tiende al amarillo, pero este es un tema que trataré en otra entrada). Esto quiere decir, como ya sabemos, que contiene toda la gama de colores que el ojo humano puede reconocer (y más, pero nos interesa esta parte concreta del espectro).

Hasta aquí bien. El tema está en que, cuando la luz incide sobre la materia, en este caso la atmósfera, “choca” contra las moléculas del gas que la compone. Mayoritariamente Nitrógeno y Oxígeno. Las moléculas absorben la energía de la luz, y emiten solo una determinada. La luz se expresa, como toda onda, con una determinada longitud de onda (y frecuencia asociada). La longitud de onda es, la longitud que hay entre dos puntos iguales de la onda. Podríamos considerar un punto cualquiera, y si “avanzamos” por la onda, esta subiría (o bajaría) para volver a bajar y estar en la misma “altura”. Esta medida es la longitud de onda, que puede ser mayor o menor.La luz azul/violeta tiene menor longitud de onda, y la roja mayor, estando cada una en el extremo de la luz que los humanos podemos ver.

Normalmente las moléculas reflejan la radiación con una longitud de onda del órden de su tamaño, que curiosamente para el nitrógeno y el oxígeno es aproximadamente el azul (también el violeta, pero el ojo humano capta mejor el azul). Este fenómeno es llamado dispersión de Rayleigh.

La luz azul/violeta, es la más energética del espectro visual. Podríamos decir, coloquialmente, que la luz se dispersa “poco”. Pero, en el atardecer y en la salida del sol, como el sol está bajo en el cielo, debe la luz de él atravesar una cantidad mucho mayor de atmósfera. Entonces pues, la luz se dispersa más, y “pierde más energía”. Esto se traduce en una mayor longitud de onda (y menor frecuencia). Por lo que la luz acaba en tonos anaranjados o rojizos.

Aclarar que, esto sucede en las zonas próximas al sol (aparentmente, claro), ya que la luz sigue dispersándose de un modo similar por todo el resto de la atmósfera. Podríamos decir que la luz va rebotando por toda la atmósfera, por esto que se ve todo el cielo azul y no solo la zona que rodea al sol.

 

Dibujo y explicación de las dispersiones de Rayleigh y Mie.

 

Por último, las nubes se ven blancas ya que son gotas de agua, de un tamaño mucho mayor que las moléculas de gas del N y O. Lo que pasa en tal caso es que la luz se dispersa totalmente, quedando como era, blanca. Esta dispersión es mayor si nos encontramos justo en el otro lado. Es en esa dirección cuando la dispersión es mayor (tiene el nombre de dispersión de Mie). Esto sucede también para aerosoles presentes en la atmósfera (polvo, etc..), y propicia amaneceres/atardeceres más rojos aún que solo por la dispersión de Rayleigh.

Hay un hecho curioso, es que en Marte esto se invierte. Los atardeceres en Marte, son azules (debido al tamaño del polvo en su atmósfera) pero durante el día el cielo tiene un tono rojizo-rosado. El polvo en cuestión está formado mayoritariamente por óxidos, lo que le confiere un color similar al de su propio suelo. Puede parecer contradictorio con lo antes explicado, pero hay que tener en cuenta que el mayor peso en la dispersión se lo lleva el polvo, como he explicado, y no los gases de la ténue atmósfera marciana (además compuesta en su enorme mayoría por dióxido de carbono). Al anochecer naturalmente, como en la Tierra, el Sol está más bajo y permite la dispersión hasta lograr tonos azulados al ser más gruesa la capa de gas que debe atravesar la luz. Entra en juego también la dispersión de Mie, como en los atardeceres terrestres, donde ya he explicado que es debida a, también, aerosoles.

Dejo un par de imágenes, que siempre vienen bien para ilustrar la teoría:

 

Parte del cielo de Marte durante el día (JPL-NASA).

Atardecer en Marte, imagen tomada por el Curiosity. Aproximadamente así es como vería el ojo humano un atardecer en Marte, pero la cámara del Curiosity tiene menos sensibilidad al azul, así que se vería más azulado. (JPL-NASA).

Saludos y hasta la próxima

Kapteyn

No se puede superar la velocidad de la luz

En esta entrada hablaremos sobre la velocidad de la luz, y la posibilidad de viajar a esa velocidad (o a más). ¡Entra y descubre-lo!

En esta entrada hablaré sobre la velocidad de la luz, y la posibilidad de viajar a esa velocidad (o a más).

Seguramente es conocido por todos este límite de velocidad, que suele comentarse pero que no siempre se sabe el motivo de que sea tal. Albert Einstein o relatividad, son conceptos que van asociados a dicha condición. Ciertamente las ecuaciones de la relatividad (especial, en este caso) desarrolladas por A. Einstein son las indicadas en tal caso.

Sin entrar en detalles matemáticos complejos ni transformaciones de Lorentz (es un ejercicio interesante, deducir algunas fórmulas de la relatividad especial), pasaremos directamente al concepto en si.

La velocidad de la luz, c, es una constante. Aproximadamente unos 300.000 km/s, que es la velocidad a la que viajan los fotones. Dicha velocidad es el límite, no por un capricho del señor Einstein, por supuesto. Aquí hay un par de igualdades que sería necesario explicar, esto es la dilatación del tiempo y la relación energía-masa.

La ecuación de la dilatación temporal.

En esta ecuación vemos que, t es el tiempo “propio”, el tiempo que experimenta la que a partir de ahora será nuestra ficticia nave espacial. t’ es el tiempo que transcurre para el resto del universo (más o menos, suponiendo que estuviera estático), v es la velocidad a la que nos movemos y c, como ya dije, es la velocidad de la luz.

Así pues, con esa ecuación podemos determinar el tiempo propio de nuestra nave, en función de una velocidad fija (próxima a c). Ilustrando con un ejemplo, viajando a una velocidad anormalmente alta (pero aún así, posible) de 0,9999999c, tremendamente próxima a c. Ponemos que t=0,5 años, o sea, que transcurren seis meses para los tripulantes de la nave espacial, nos resulta que para el universo (y la Tierra, claro) habrían transcurrido 1.118 años. La fecha actual cuando volvieramos de nuestro viaje de seis meses, sería de el 3133 D.C., el siglo XXXII.

Cuanto más nos acercamos a la velocidad de la luz, más rápido pasa el tiempo para nosotros. Esto permite algunas situaciones algo ilógicas en principio, como que pudieran hacerse viajes estelares en mucho menos tiempo del estimado (siempre para los tripulantes). Realizar viajes de, por ejemplo, 10 años luz en 5 años, sin superar la velocidad de la luz (un año luz es una medida de longitud, esto es, un año viajando a 300.000km/s), ya que el tiempo pasaría distinto para nosotros.

¿Por qué c? Un fotón, la partícula a la que, con determinada longitud de onda o frecuencia, denominamos luz, viaja exactamente a esa velocidad como ya se ha mencionado. No es por capricho. Se ha determinado, experimentalmente que la velocidad de la luz es siempre la misma, se mida desde donde se mida. Desde el sistema de referencia del fotón (siendo nosotros él), al viajar a la velocidad de la luz, su dilatación temporal es máxima, y le lleva exactamente 0 tiempo desplazarse cualquier distancia. No sería incorrecto afirmar que, para él, el tiempo se detiene. Obviamente, pensar en qué pasaría si algo superara dicha velocidad es fantasear (ya de entrada tendríamos un número negativo en una raíz cuadrada, por lo que deberíamos tirar de análisis complejo).

Ahora pasamos a la segunda parte, y más breve. La energía asociada a una partícula es bien conocida por todos, E=mc^2, siendo E=energía, m=masa, y c la ya famosa velocidad de la luz. Pero esta ecuación es incompleta. La energía de una partícula no solo reside en su masa, sino también en su “momento”, que dicho a grandes rasgos vendría siendo su velocidad. Una partícula en movimiento tiene más energía que una en reposo (¿lógico, no?). Así pues, la ecuación es la parte ya famosa, y la suma del momento:

La fórmula completa

Hacemos una breve mirada a la nueva fórmula. La primera parte es idéntica, no hay que asustarse, simplemente ahora le energía se encuentra elevada al cuadrado (por eso se ha sumado 2 a los exponentes de m y c). El nuevo término, p, es el momento lineal, el cual depende solamente de la masa y la velocidad de la partícula. A mayor masa y/o mayor velocidad, mayor energía, nuevamente. Entonces, existe una relación directa entre estos tres términos. Desarrollando cuatro números, puede verse que al aumentar el momento, aumenta la masa de la partícula, hasta llegar al infinito. Al igual que el tiempo, la masa varía en función de la velocidad. Cuanto más cerca estuviéramos de la velocidad de la luz, más costaría acelerar la nave (ya que tendría más masa), hasta necesitar energía infinita puesto que la masa sería infinita también.

Extraño mundo, en el que vivimos.

En un futuro ampliaré la entrada, centrándome en la última ecuación, que da para mucho texto.

Saludos y hasta la próxima

Kapteyn

Introducción sobre las estrellas 1

En esta pequeña serie, con dos entradas, trataremos un poco el concepto de estrella, qué es y su vida, a grandes rasgos. En esta primera parte me centraré en su composición y como se clasifican. ¿Quieres saber más? ¡Entra y descubre-lo!

En esta pequeña serie, con dos entradas, trataré un poco el concepto de estrella, qué es y su vida, a grandes rasgos. En esta primera parte me centraré en su composición y como se clasifican, para luego en la segunda parte centrarme en los cambios que sufren a lo largo de su vida, así como su muerte.

Así que, para empezar cabría preguntarnos, ¿qué es una estrella? Una estrella es una acumulación de materia, principalmente Hidrógeno, seguido de Helio, y otros elementos que dependen del tipo y edad de la estrella. Emite radiación electromagnética, no solo en el espectro visible (la luz que puede ver el ojo humano) sino en otros espectros. Como emiten radiación (energía), debe haber algún proceso que les permita transformar su materia en energía. Este proceso es, en su mayoría, de fusión nuclear del Hidrógeno a Helio.

No entraré en excesivo detalle del procedimiento, tanto por complejidad como porqué le corresponde mejor a la segunda entrada. Aún así, comentar brevemente que las estrellas fusionan el hidrógeno por dos procesos, siendo el principal la cadena protón-protón (o también cadena p-p) en estrellas de masas similares a la de nuestro Sol, y el ciclo CNO toma más importancia en estrellas más masivas. Esto es, que dadas ciertas condiciones de temperatura y presión, se pueden unir dos núcleos de Hidrógeno (protones, ya que el Hidrógeno solo posee un protón y un electrón) y formar un núcleo de Helio (dos protones), liberándose mucha energía en el proceso.

Ahora que sabemos qué es una estrella, vamos a ver cual es la clasificación actual:

Las estrellas se clasifican por tipo espectral, normalmente, ya que existe una relación entre la luminosidad y temperatura de las estrellas. Se puede representar pues, en lo que en astrofísica llamamos un diagrama de Hertzprung-Russell (o diagrama HR). Las estrellas más masivas, y más azuladas, serán las que tengan mayor temperatura y luminosidad. Por el contrario, las menos masivas y más frías son las que tienen un color rojo (dedicaré una entrada a la relación entre el color de una estrella y su temperatura, que viene determinado por la ley de Wien).

Así pues, tenemos los tipos espectrales O, B, A, F, G, K y M. De más azul, caliente, masivo y luminoso, a menos. Dentro de cada tipo espectral contemplamos distintos niveles, ya que por desgracia el universo no funciona de forma discreta (tomando valores enteros y diferenciados entre sí), hay matices. Hay estrellas que están a medio camino entre O y B, por ejemplo. Esto sería una estrella O5, ya que se contempla una escala del 0 al 9 según si la estrella tiende hacia “arriba” o hacia “abajo” en la clasificación. Una estrella A5, por ejemplo, estaría a medio camino entre A0 y F0.

Además, en función del tamaño este afecta a la luminosidad de la estrella también. Por eso, se estableció un complemento para clasificarlas, que se añade después del tipo espectral. De mayor a menor:

  • 0 Hipergigantes
  • Ia Supergigantes luminosas
  • Ib Supergigantes menos luminosas
  • II Gigantes luminosas
  • III Gigantes
  • IV Subgigantes
  • V Secuencia principal (enanas)
  • VI Subenanas

Así pues, para acabar, y qué mejor ejemplo que usar nuestro propio sol (una estrella de la secuencia principal) como ejemplo para acabar de entender como se clasifica una estrella. Nuestro sol es, una estrella tipo G2 V. Se encuentra, como se ve, en la secuencia principal que es la fase que atraviesan la enorme mayoría de estrellas (una fase estable).

Adjunto una imagen del diagrama HR y las clases espectrales, y doy por finalizada esta primera parte de la introducción a las estrellas/astrofísica estelar.

 

Diagrama H-R. Se aprecia la línea de la secuencia principal, así como a más temperatura (más a la izquierda) mayor luminosidad (más arriba), y como varía el color. En la parte inferior se aprecian los tipos espectrales.

Saludos y hasta la próxima

Kapteyn