Todas las estrellas tienen unas características comunes bien concretas. Son cuerpos gaseosos, esféricos, con un núcleo de elevada densidad y temperatura que genera una radiación en todas las longitudes de onda del espectro electromagnético. Las estrellas se diferencian entre sí por la temperatura/densidad y por el tamaño, estando en función de estos parámetros la luminosidad absoluta, es decir, la cantidad de luz que irradian, prescindiendo de la distancia. Por ejemplo, aunque el Sol es una estrella amarilla más caliente que Betelgeuse, de color rojo, al ser ésta una estrella supergigante su energía total es claramente superior y, por tanto, es más luminosa aunque sea más fría.

Un aspecto significativo es el que hace referencia a la vida de una estrella. Está se desarrolla en función de la cantidad de “combustible nuclear” que contenga. Durante la mayor parte de su vida, en su núcleo el hidrógeno se transforma en helio, dando lugar a una emisión de energía que percibimos en forma de radiación. Dependiendo de la composición y de la masa inicial -cuanto más elevada es su masa, más rápidamente envejecerá. Si la masa inicial es baja, la vida será lenta-, unas estrellas realizan el proceso de combustión mucho más rápido que otras, lo que constituye la causa por la que, mientras unas estrellas tienen temperaturas muy elevadas, otras las tienen menores.

Es evidente que tendrán una vida más corta las estrellas cuya combustión sea más intensa. Así, las estrellas que presentan temperaturas más elevadas y que son más luminosas son todas ellas relativamente jóvenes, ya que no pueden mantener por mucho tiempo el ritmo de emisión energética. Por el contrario, las estrellas rojas de pequeño tamaño –enanas rojas- son, en su mayor parte, unas estrellas viejísimas que han tenido una vida muy regular y apacible. El Sol se halla en un estadio intermedio. Es una estrella mediana, más bien pequeña, con unos cinco mil millones de años de vida, cuyas reacciones termonucleares convierten su masa en energía a un ritmo de 4,5 millones de toneladas por segundo.

La situación de una estrella dentro del periodo evolutivo se aprecia fácilmente con sólo estudiar su coloración. Por la noche, basta con fijarse atentamente en las estrellas brillantes y compararlas entre sí para advertir inmediatamente que son de distintos colores. Se aprecian algunas blancas-azuladas, otras amarillentas y otras anaranjadas o ligeramente rojizas.

El color de cada estrella esta en función de su temperatura superficial. Según ello, cualquier persona puede conocer someramente la temperatura de la superficie de una estrella con sólo mirar al cielo, teniendo en cuenta la siguiente escala:

Estrellas rojas

3000º K

Estrellas amarillas

6000º K

Estrellas blancas

10000º K

Estrellas blancas-azuladas

15000º K

Estrellas azuladas

40000º K


En realidad estos colores son aparentes porque no hay estrellas propiamente blancas. Su gama cromática real sigue el orden del espectro: rojo, anaranjado, amarillo, verde y azul.

El color de las estrellas dio lugar a una división en función de los tipos espectrales (color estelar según su temperatura estelar), desde las más calientes y azules hasta las más frías y rojas. A las principales categorías espectrales se les asignó una serie de letras: O, B, A, F, G, K y M. El sol pertenece al tipo G al igual que Alfa Centauri; Sirius al tipo A y Rigel al B. Las estrellas del tipo O, las más calientes, son bastante raras. Del tipo M destaca la gigante Antares. Cada tipo espectral está a su vez, dividido en 10 subtipos, del 0 al 9. Asimismo según su estudio espectral se pueden clasificar en W, R, N y S. Las del tipo W son más calientes que las del O, y las de los R, N y S son más frías que las del M.

En la clasificación espectral de las estrellas, el tipo se acompaña a la derecha por la subdivisión relativa a la luminosidad expresada en números romanos. El I indica estrellas supergigantes (Betelgeuse); el II, gigantes luminosas (Albireo); el III, gigantes (Aldebarán); el IV, subgigantes (Altair); y el V, enanas (Sol, Alfa Centauri).

Asimismo según su composición química se puede llegar a deducir su edad. Las más viejas están compuestas fundamentalmente por hidrógeno y helio, elementos constituyentes en la formación de las galaxias en su estadio más primitivo. En cambio, las jóvenes han nacido o nacen en una época en la que ya son abundantes los elementos más pesados. A las estrellas jóvenes se las denomina población I y a las viejas población II. Partiendo de este hecho se ha podido observar como en las galaxias de tipo espiral, por ejemplo, la zona central está compuesta por estrellas de población II, en tanto que las zonas externas (brazos) lo están por estrellas de población I.

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