Hay estrellas de masas, temperaturas y luminosidades muy diferentes, durante su estancia en la secuencia principal (mientras fusionan fundamentalmente hidrógeno) no son tan distintas unas de otras. La diferencia principal, como mencionamos al hablar de la secuencia principal, es cómo de rápido consumen el hidrógeno y, por lo tanto, cuánto tiempo permanecen en dicha etapa de su vida antes de precipitarse hacia su final.
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La vida privada de las estrellas Las entrañas de una estrellas
Hay estrellas de masas, temperaturas y luminosidades muy diferentes, durante su estancia en la secuencia principal (mientras fusionan fundamentalmente hidrógeno) no son tan distintas unas de otras. La diferencia principal, como mencionamos al hablar de la secuencia principal, es cómo de rápido consumen el hidrógeno y, por lo tanto, cuánto tiempo permanecen en dicha etapa de su vida antes de precipitarse hacia su final.
La vida privada de las estrellas La secuencia principal
Dos científicos realizaron diagramas muy parecidos a principios del
siglo XX: el danés Ejnar Hertzsprung, en 1911, elaboró un diagrama que
relacionaba la luminosidad de las estrellas conocidas en función de su
color. Dos años más tarde y de forma independiente, el estadounidense
Henry Norris Russell creó un diagrama muy parecido que relacionaba la
luminosidad con el tipo espectral (el cual, como ya sabes, es función de
la temperatura de la estrella y por lo tanto del color de su
superficie). Al ser ambos diagramas prácticamente iguales, el nombre de
este tipo de gráfica es diagrama de Hertzsprung-Russell.
La vida privada de las estrellas Clases de luminosidad
Hoy vamos a hablar acerca de cómo clasificar las estrellas no de acuerdo
con su color (como hicimos en la entrada anterior) sino con su
luminosidad (y, por lo tanto, su masa), en lo que se llama clases de luminosidad.
Imagina una estrella M5. Si recuerdas lo que leíste acerca de los tipos
espectrales (que indicaban el color y, por lo tanto, la temperatura de
la estrella) una estrella M5 es de color rojo y está relativamente fría.
Sin embargo, no basta con esto para saber cómo es la estrella: ya en la
entrada anterior dimos los ejemplos de dos estrellas tipo M, Próxima Centauri y Betelgeuse,
una de las cuales es muy pequeña y la otra, si estuviera donde se
encuentra nuestro Sol, englobaría a la Tierra en su interior. Hace falta
algo más para identificar una estrella.
La vida privada de las estrellas Tipos espectrales
Una vez que la temperatura en el núcleo de la estrella alcanza el valor adecuado, como dijimos en la entrada anterior, empieza la fusión del hidrógeno. Aunque algunas estrellas tienen más hidrógeno y otras menos cuando empiezan a brillar, en todas ellas el hidrógeno es un porcentaje elevadísimo de su masa – al final de la serie veremos por qué algunas (como nuestro Sol) ya tienen otros elementos cuando nacen.
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