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Características estelares (continuación)

Las masas

as masas de las estrellas varían menos que sus volúmenes, éstas no superan los 1,9x10³³gramos; suelen oscilar entre los 0,2 y 50 masas solares; si la masa es inferior no se producirán las reacciones de fusión en su interior. Por su parte, por encima de las 50 masas solares las estrellas pierden excesiva cantidad de materia, pues la presión de la radiación supera a la atracción gravitatoria. Para determinar las masas estelares los astrónomos aplican fórmulas matemáticas utilizando la ley de gravitación. En el caso del Sol y estrellas binarias, las masas se pueden determinar de forma directa.

La masa inicial de las estrellas determinan su posterior evolución y destino final. Así, si la masa se encuentra entre 0,1 y 1,4 masas solares, terminará convirtiéndose en una enana blanca; sin embargo, si supera el 1,4 la estrella pasará por el estadio de supernova y finalizará como un púlsar. Si el residuo es mayor acabará en agujero negro.

La magnitud

El brillo de una estrella se define por su magnitud, entendiendo cada aumento de magnitud como un brillo 2,5 veces superior a la magnitud anterior. Aproximadamente la mitad de las estrellas visibles pertenecen a sistemas binarios o múltiples, albergadas en cúmulos estelares.

Las estrellas más brillantes se le considera de la 1ª magnitud, y las menos brillantes (visibles) de la 6ª magnitud. Sin embargo, la tecnología ha permitido escudriñar el espacio más lejano, descubriéndose nuevas estrellas de brillos muy débiles que superan incluso la 22ª magnitud, así como otras que son más brillantes que las de 1ª magnitud. Por esta razón, a las estrellas de brillo superior a la 1ª magnitud se les asigna valores negativos; por ejemplo, Sirio tiene una magnitud de -1,58.

No debemos confundir la magnitud aparente y magnitud absoluta de una estrella; la magnitud aparente es la que presenta cuando la observamos directamente proyectada en el firmamento, mientras que la magnitud absoluta sería la magnitud aparente de esa estrella si estuviese situada a una distancia de 32,6 años luz (10 parsecs).

El espectro

Las observaciones estelares han demostrado que gran parte de las estrellas conocidas, pueden ser clasificadas en una secuencia regular, donde las estrellas más brillantes corresponden a las más calientes, y las más pequeñas a las más frías. Las estrellas emiten espectros muy diversos, casi todos situados en una secuencia que agrupa siete clases principales, desde las estrellas azules a las rojas. Las distintas clases de espectros de las estrellas tienen su origen en las diferentes temperaturas de la superficie, causadas igualmente por diferentes composiciones.

El estudio de los espectros estelares fue iniciado por el astrónomo estadounidense Edward Pickering en 1885, prosiguiendo su trabajo Annie J. Cannon. Los trabajos de investigación de estos astrónomos concluyó con el descubrimiento de que los espectros estelares, estarían dispuestos en una secuencia continua en relación con la intensidad relativa de determinadas líneas de absorción. Las variaciones dentro de la secuencia proporcionarían información sobre las edades de las estrellas y sus grados de evolución.

Diagrama espectral HR (de Hertzprung Russell)

Cada una de las clases espectrales se designan por letras indicativas de la temperatura; de mayor a menor son: O,B,A,F,G,K,M. A su vez, cada una de las letras (o clases) se divide en diez partes del 0 al 9; ejemplo, nuestro Sol pertenece a la clase G2 (se sitúa entre G0 y K0).

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