Astrofísica

Astrofísica estelar

Clasificación estelar

Las estrellas pueden clasificarse a partir de la temperatura efectiva de sus fotosferas siguiendo la ley de Wien. Esta tarea se complica en el caso de estrellas distantes.

Una clasificación inicial se formuló en el siglo XIX organizando las estrellas en tipos espectrales de la A a la P, siendo este el origen de los modernos tipos espectrales.- ....................................:https://es.wikipedia.org/w/index.php?title=Especial:Libro&bookcmd=download&collection_id=0d0e673f70a36f2c67a8d0df0a411900d2210670&writer=rdf2latex&return_to=Clasificaci%C3%B3n+estelar

Una parte importante del trabajo científico consiste en clasificar y ordenar los objetos que estudia. Veamos como proceden los astrónomos con las estrellas.

Hiparco de Nicea (194 aC - 120 aC). Fue el astrónomo más grande de la antigüedad. Su catálogo de posición y brillo de 850 estrellas fue superado recién en el siglo XVI. Descubrió la precesión de los equinoccios, midió la distancia y tamaño de la Luna, e inventó la trigonometría esférica.

Fue un genial astrónomo griego, Hiparco de Nicea, quien intentó por primera vez hacer una clasificación de las estrellas. Su trabajo no nos llegó directamente, sino por los comentarios realizados por otro gran astrónomo de la antigüedad, Claudio Ptolomeo.

Lo que hizo Hiparco fue enumerar a las veinte estrellas más brillantes a simple vista, y las calificó como de “primera magnitud”. A las siguientes en brillo, las llamó de “segunda magnitud”, y así sucesivamente, hasta llegar a las que apenas eran perceptibles a simple vista, y las ubicó en la “sexta magnitud”.

Si bien actualmente se utiliza también un sistema de magnitudes aparentes, es decir, de la luminosidad de las estrellas tal como se las ve desde la Tierra, la escala ha dejado de ser subjetiva y aproximada, habiéndose establecido una base matemática para el cálculo. Se utiliza para esto la siguiente ecuación: m = -2,5 log(I), donde “m” es la magnitud de la estrella e “I” su intensidad con respecto a la de la estrella Vega, que ha sido tomada como patrón.

En el nuevo sistema matemático, se ha establecido que la relación de los brillos sea de 100 veces cada cinco magnitudes, es decir, que cada grado de magnitud hace que un objeto dado sea 2,5119 veces más brillante que otro objeto cuya magnitud sea numéricamente mayor en una unidad. 

Claudio Ptolomeo (85 -165). Nacido en Egipto, astrónomo y geógrafo, fue el último de los grandes científicos de la antigüedad. Recopiló los conocimientos de su época, incluyendo las observaciones de Hiparco y las suyas propias, creando una obra en 13 volúmenes que durante los catorce siglos siguientes dominó el pensamiento occidental. Esta obra llegó a Europa en una versión traducida al árabe, conocida como”Almagesto”. El propio Ptolomeo la había titulado “Sintaxis Matemática”.

El Sol tiene una magnitud aparente de -26, la Luna de -12,5 y la de Venus -4,74 (son negativas). Si bien a simple vista (es decir, sin ayuda de instrumentos ópticos) es posible ver objetos de hasta magnitud 6, ésto solamente se logra en condiciones de no-contaminación lumínica. En las ciudades es muy difícil ver objetos de magnitudes mayores a 3 o 4, en el mejor de los casos.

La espectroscopía estelar ofrece una buena forma de clasificar a las estrellas, de acuerdo con sus líneas de absorción.

Las líneas particulares de absorción pueden ser observadas solamente en un cierto rango de temperaturas, ya que solamente dentro de ese rango estén ocupados los niveles atómicos de energía involucrados.

Actualmente, existen dos tipos de clasificación espectral: el catálogo de Henry Draper, realizado en la Universidad de Harvard a principios del siglo XX. y el catálogo del Observatorio de Yerkes, de 1943.

Ambos tipos de clasificación son complementarios.

Clasificación de Harvard (espectros y temperatura superficial)

Esta clasificación estelar es la más comúnmente usada. Las clases se listan normalmente desde las más calientes hasta las más frías, y son las siguientes: 

La razón para este extraño conjunto de letras es histórica. Cuando se comenzaron a registrar los primeros espectros de las estrellas, se observó que estos objetos presentaban líneas espectrales de hidrógeno con energías muy diferentes. Fue así que originalmente se clasificó a las estrellas según la energía de la serie balmer de líneas de hidrógeno, en un rango que iba desde el tipo A (las más fuertes) hasta la Q (las más débiles).
Luego, entraron en escena otras líneas neutras e ionizadas (líneas de calcio, de sodio, etc.). Pero posteriormente se notó que algunas de estas clases eran realmente duplicados de otras, y entonces fueron eliminadas.

Fue mucho más tarde que se descubrió que la energía de las líneas de hidrógeno estaba conectada con la temperatura superficial de la estrella. Estas clases fueron subdivididas después utilizando números arábigos (0 a 9). Por ejemplo, el tipo A0 corresponde a las estrellas más calientes de la clase A, y el tipo A9 a las más frías dentro de esa clase.
Esquema de Yerkes (espectros y luminosidad) 

La luminosidad es el brillo total de una estrella o de una galaxia, es decir, la cantidad total de energía que irradia un objeto cada segundo (incluyendo a todas las longitudes de onda de radiación electromagnética). 

La clasificación espectral de Yerkes, también llamada sistema MKK por las iniciales de los autores, fue introducido en 1943 por William W. Morgan, Phillip C. Keenan y Edith Kellman del Observatorio de Yerkes. Esta clasificación está basada en las líneas espectrales sensibles a la gravedad superficial de las estrellas, que está relacionada con la luminosidad, a diferencia de la clasificación de Harvard, que está basada en la temperatura superficial.

En el esquema de clasificación de Yerkes, las estrellas son asignadas a grupos de acuerdo al ancho de sus líneas espectrales. Es común que dos estrellas que pertenezcan a la misma clase espectral (esquema de Harvard), es decir, que tengan la misma temperatura superficial y el mismo color, presenten sin embargo características físicas muy diferentes, especialmente en lo que se refiere a su diámetro. Dos estrellas con la misma temperatura emiten la misma cantidad de energía por unidad de superficie, pero si una es mucho más grande que la otra, la energía total que emite por unidad de tiempo la primera, será, obviamente, muy superior.

Ahora bien, como el radio de una estrella gigante es mucho mayor al de una enana, aunque sus masas sean aproximadamente comparables, la gravedad, y por lo tanto la densidad y presión del gas en la superficie de una gigante son mucho más bajas que en una enana.

Estas diferencias se manifiestan en efectos de luminosidad, que afectan a su vez el ancho y la intensidad de las líneas espectrales, aspectos que pueden ser entonces medidos con mucha precisión. Es así que, para un grupo dado de estrellas con la misma temperatura, las clases de luminosidad diferencian entre sus tamaños (supergigantes, gigantes, estrellas de la secuencia principal, y sub-enanas).
Casos especiales 

Sobre el final de sus vidas, las estrellas pasan por eventos notables que las convierten en algo bastante diferente a los objetos que son clasificados según los parámetros anteriores.
En todos los casos, estos acontecimientos son el resultado del consumo del combustible con el que inicialmente contaban. Las condiciones iniciales de la vida de la estrella, especialmente su tamaño, condicionan desde el principio el resto de su vida.
En este sentido, la masa de la estrella será como la gloria de Aquiles: cuanto más masiva, más breve la vida, más espectacular el final, y más notable el resultado de todo ello.

Nebulosas planetarias: Son el resultado de la muerte de estrellas comparativamente poco masivas, similares a nuestro Sol. En una de sus etapas finales, cuando han terminado con el combustible que mantenía su horno nuclear, estas estrellas eyectan material al espacio, el que se aleja de ellas formando un anillo que las rodea (de ahí su nombre de planetarias).

Enanas blancas: Después de haber pasado por la etapa de gigante roja y haber expulsado parte de su masa hacia el espacio, el resto de la misma (el caliente núcleo de la antigua estrella), se comprime hasta que (siempre y cuando su masa no sea superior a 1,4 masas solares, el “límite de Chandrasekhar”) la presión de sus electrones “degenerados” (es decir, que ocupan todos los niveles de energía) impide un mayor colapso.
En ese momento, su densidad llega a ser de 109 kg/m3, es decir, unas 200.000 veces la densidad media de la Tierra., con un tamaño tal vez un poco mayor que el de nuestro planeta (si su masa es aproximadamente igual a la del Sol) y una temperatura superficial de 100.000ª C. Es interesante notar que cuanto mayor sea su masa, menor será su tamaño.

Novas: Muchas estrellas forman parte de sistemas binarios. Como las masas de ambas son generalmente diferentes, también lo es su período vital. En algún momento, la más masiva llega al final de su vida, y puede terminar como enana blanca. Mientras tanto, la otra sigue desarrollando su vida, hasta que a su vez abandona la secuencia principal y, en el comienzo de su propio final, pasa por la fase de gigante roja. En este proceso, se expande y expele sus capas exteriores, que son capturadas por su vecina.

Este material, compuesto principalmente por hidrógeno y helio, es comprimido por la enorme gravedad superficial de la enana blanca, y se va calentando hasta alcanzar una temperatura crítica en que se produce la fusión nuclear. Los átomos de hidrógeno y helio se transforman en elementos más pesados, liberando una gran cantidad de energía en un destello de radiación, intensísimo pero de corta duración: un estallido “nova”.

Supernovas: Las supernovas son, en su mayoría, producidas por estrellas mucho más masivas que nuestro Sol que terminan sus vidas en explosiones colosales.
Según sea el espectro que presenten, las estrellas originales y el mecanismo que produce la explosión, las supernovas se dividen en varios tipos: Ia, Ib, Ic y II..

Lo más importante de las supernovas es que, si bien como los otros casos especiales que hemos visto, lanzan hacia el espacio materiales producidos en sus hornos nucleares, materiales que a su vez serán recogidos en las nubes cósmicas que darán origen a nuevas generaciones de estrellas, los elementos que son regados por estos estallidos gigantescos son los más pesados, tanto porque se hayan formado en su interior (hasta el hierro), como porque sean creados en el momento mismo de la explosión, llegando así hasta los elementos transuránicos.

Las estrellas que se formen a partir de las nubes que contengan esos elementos, como nuestro Sol, crearán tal vez sistemas planetarios similares al nuestro, que quizás incluso lleguen a albergar vida.
La Tierra y todo lo que ella contiene, incluso nosotros mismos, formamos alguna vez parte de un objeto estelar que estalló violentamente. Somos, literalmente, hijos de las estrellas.

Una parte importante del trabajo científico es clasificar y ordenar los objetos que estudia. Veamos como proceden los astrónomos con las estrellas (Parte II: descripción de las clases espectrales y del esquema de Yerkes).
Descripción de las clases espectrales 

Esta es la clasificación más común (NOTA: cuando damos los ejemplos de cada clase, a continuación de la clase espectral colocamos, en números romanos, el tipo a que pertenece según la clasificación de Yerkes; así, por ejemplo, Naos es una supergigante luminosa clase O5).

Vemos a continuación una descripción somera de la misma.
Clase O:

Masa promedio: 60 Soles
Radio promedio: 15 Soles
Luminosidad Promedio: 1.400.000 Soles
Temperatura superficial promedio: 28.000 a 50.000º K
Color: Azul violeta
Ejemplo: Naos (Zeta Puppis) (O5 – Ia)

Son estrellas muy calientes y luminosas, con una fuerte tonalidad azul. Estas estrellas muestran líneas de helio neutras e ionizadas prominentes, y solamente líneas débiles de hidrógeno. Emiten la mayor parte de su radiación en el ultra-violeta.

Clase B: 

Masa promedio: 18 Soles
Radio promedio: 7 Soles
Luminosidad Promedio: 20.000 Soles
Temperatura superficial promedio: 10.000 a 28.000º K
Color: Azul
Ejemplo: Alfa Erídano A (B3 – IV)

Estas estrellas son también muy luminosas. Rigel (en Orión) es una supergigante azul clase B muy prominente. Sus espectros muestran líneas moderadas de helio neutro e hidrógeno. Como las estrellas O y B son tan poderosas, viven muy poco tiempo, y no se alejan mucho del área en que se formaron. Es así que tienden a agruparse en los que llamamos asociaciones OB1, en las que se encuentran junto a gigantescas nubes moleculares. La asociación OB1 de Orión comprende a todo un brazo espiral de nuestra galaxia (las estrellas brillantes son las que hacen que los brazos espirales luzcan más luminosos; no es que haya en ellos más estrellas) y contiene a toda la constelación de Orión.
Clase A: 

Masa promedio: 3,2 Soles
Radio promedio: 2,5 Soles
Luminosidad Promedio: 80 Soles
Temperatura superficial promedio: 7.500 a 10.000º K
Color: Azul claro
Ejemplo: Sirio A (A0 – V)

Entre estas estrellas se encuentran las más comunes visibles al ojo humano. Deneb, en Cygnus (el Cisne), es otra estrella de formidable energía, mientras que Sirio es también una estrella clase A, pero mucho menos poderosa. Como sucede con todas las estrellas A, son blancas. Muchas enanas blancas son también clase A. Presentan fuertes líneas de hidrógeno (con las más energéticas en A0, decreciendo hacia A9) y también de metales ionizados.
Clase F: 

Masa promedio: 1,7 Soles
Radio promedio: 1,3 Soles
Luminosidad Promedio: 6 Soles
Temperatura superficial promedio: 6.000 a 7.500º K
Color: Blanco
Ejemplo: Proción A (F5 – IV)

Son estrellas bastante poderosas, pero tienden a pertenecer a la secuencia principal, como sucede con Fomalhaut, en la constelación Pisces Australis (Pez Austral). Sus espectros se caracterizan por líneas más débiles de hidrógeno y de metales ionizados, y presentan también líneas de absorción de calcio (CaII).

Clase G: 

Masa promedio: 1,1 Soles
Radio promedio: 1,1 Soles
Luminosidad Promedio: 1,2 Soles
Temperatura superficial promedio: 5.000 a 6.000º K
Color: Blanco a Amarillo
Ejemplo: Sol (G2 – V)

Son probablemente las más conocidas de todas, aunque más no sea porque nuestro Sol pertenece a esta clase. Tienen líneas de hidrógeno aún más débiles que las F, pero además de metales ionizados, muestran metales neutros. En el rango G se encuentra el “Vacío Evolutivo Amarillo”; las supergigantes oscilan a menudo entre los tipos O o B (azul) y K o M (rojo); mientras lo hacen, no permanecen por mucho tiempo en la clasificación G, ya que este es un lugar muy inestable para las supergigantes.
Clase K: 

Masa promedio: 0,8 Soles
Radio promedio: 0,9 Soles
Luminosidad Promedio: 0,4 Soles
Temperatura superficial promedio: 3.500 a 5.000º K
Color: Naranja a Rojo
Ejemplo: Alfa Centauro B (K0 –V)

Son estrellas color naranja un poco más frías que nuestro Sol. Algunas estrellas K son gigantes y supergigantes, tales como Antares, mientras que otras como Alfa del Centauro B pertenecen a la secuencia principal. Sus líneas de hidrógeno son muy débiles (si es que se presentan), y la mayoría de las líneas restantes corresponden a metales neutros.
Clase M: 

Masa promedio: 0,3 Soles
Radio promedio: 0,4 Soles
Luminosidad Promedio: 0,04 Soles
Temperatura superficial promedio: 2.500 a 3.500º K
Color: Rojo
Ejemplo: Wolf 359 (M5 – V)

Son por lejos las más comunes, si tomamos en cuenta su abundancia. Todas las enanas rojas entran aquí, y hay montones de ellas; más del 90% de todas las estrellas son enanas rojas, del tipo de Próxima Centauri. En esta clase se incluyen también a la mayoría de las gigantes y a algunas supergigantes tales como Arturo y Betelgeuse, y a las variables Mira. El espectro de una estrella M muestra líneas que pertenecen a metales neutros y a moléculas, pero normalmente faltan las de hidrógeno. El óxido de titanio puede mostrarse fuertemente en algunas de estas estrellas.
Clases adicionales

También ha entrado en uso un cierto número de tipos espectrales para clasificar a los tipos raros de estrellas, a medida que las mismas han sido descubiertas:
Clase W: Esta clase comprende a las superluminosas estrellas Wolf-Rayet, que alcanzan hasta los 70.000ºK. Su diferencia más notable es que están compuestas principalmente de helio, en lugar de hidrógeno. Se piensa que son supergigantes moribundas que han expulsado su capa de hidrógeno a través de los fuertes vientos estelares causados por sus enormes temperaturas, que han dejando al desnudo los calientes núcleos de helio.
Clase L: Enanas marrones: Son estrellas con una masa insuficiente como para hacer funcionar un proceso regular de fusión del hidrógeno. Sus temperaturas oscilan entre los 1.500 y los 2.000ºK. Su designación proviene del litio presente en su núcleo. El litio sería destruido en las reacciones nucleares de las estrellas regulares, de modo que ésto indica que estos objetos no las están produciendo. Son de un color rojo muy oscuro y su brillo está en el infrarrojo. El gas que las compone es lo suficientemente frío como para permitir que los hidratos metálicos y los metales alcalinos sean prominentes en su espectro (ver nota a la clase T).
Clase T: Enanas marrones (más frías que las clase L): Muy jóvenes y de baja densidad, con temperaturas de unos 1.000ºK. Se las encuentra a menudo en las nubes interestelares donde nacieron. Son apenas lo suficientemente grandes como para ser consideradas como estrellas, teniéndoselas a menudo como sub-estrellas de la variedad de las enanas marrones. Son casi negras, y emiten muy poca o ninguna luz visible, estando su radiación más potente en el infrarrojo. En ellas se pueden formar moléculas complejas, evidenciadas por las fuertes líneas de metano en sus espectros.

Nota: Las enanas marrones de las clases L y T podrían ser más comunes que todas las otras clases combinadas, si las investigaciones recientes son acertadas. Del estudio del número de propílidos (las acumulaciones de gas en las nebulosas a partir de los cuales se forman las estrellas) surge que el número de estrellas en la galaxia debería ser superior por varios órdenes de magnitud al que conocemos.

Se teoriza que estos propílidos están en competencia unos con otros. Los primeros en formarse se convertirán en proto-estrellas, que son objetos muy violentos que afectarán a los otros propílidos de su vecindad, despojándoles de sus gases. Los propílidos víctimas probablemente sigan adelante para convertirse en estrellas de la secuencia principal o en enanas marrones de las clases L y T, que resultarán bastante invisibles para nosotros. Como viven muchísimo (ninguna estrella que tenga menos de 0,8 masas solares ha muerto en toda la historia de la galaxia), estas estrellas más pequeñas continúan acumulándose con el correr del tiempo.
Clase C: Son estrellas de carbono, es decir, gigantes rojas hacia el fin de sus vidas que corren paralelas al sistema normal de clasificación que va aproximadamente de mediados de la clase G hasta los límites inferiores de la clase M. Según la nueva clasificación, contiene dos sub-clases, R y N, con la sub-clase N comenzando aproximadamente en lo que era C6:

Clase C Sub-Clase R: Antes era considerada una clase en sí misma, representando a las estrellas de carbono equivalentes a la clase G y K. Ejemplo: S Camelopardalis, en la constelación de la Jirafa.

Clase C Sub-Clase N: Antes era considerada una clase en sí misma, representando a las estrellas de carbono equivalentes a la clase M. Ejemplo: R Leporis, en la constelación de la Liebre.
Clase S: Estas estrellas son similares a las de la Clase M, pero con el óxido de circonio reemplazando al óxido de titanio regular, y se las localiza entre las estrellas M y las de carbono. Sus abundancias de carbono y oxígeno son casi exactamente iguales, y ambos elementos están encerrados casi totalmente en moléculas de monóxido de carbono.

Las estrellas que son lo suficientemente frías como para permitir que se formen esas moléculas tienden a consumir todo lo que quede del elemento menos abundante, lo que resulta en estrellas con restos de oxígeno en la secuencia normal, estrellas con restos de carbono en la secuencia C, y sin restos de ninguna clase en la secuencia S. En realidad, la relación entre estas estrellas y las de la secuencia principal tradicional sugieren un continuo de abundancias de carbono bastante grande, y si se la explorara completamente seguramente añadiría otra dimensión al sistema de clasificación estelar.
Clase D: Son las enanas blancas, como Sirio B. Es la fase final de la vida de la mayoría de las estrellas.
Descripción de los tipos de luminosidad 

Las clases de luminosidad, tal cual las define el esquema de Yerkes, están relacionadas con la emisión de energía por unidad de superficie de las estrellas. Dentro de una misma clase espectral (es decir, con una temperatura superficial y con un mismo color), las estrellas pueden presentar rasgos físicos diferentes, especialmente en cuanto a su tamaño.
Por lo tanto, si bien dos estrellas que tengan la misma temperatura superficial emiten la misma cantidad de energía por unidad de superficie, es evidente que la totalidad de energía liberada dependerá del diámetro que tengan.

Este es el rasgo que toma el catálogo de Yerkes para clasificar a las estrellas, a las que divide en siete grupos, los que se expresan en números romanos.
Tipo I: Supergigantes: Son estrellas extremadamente masivas y luminosas, usualmente hacia el final de sus vidas. Son muy poco comunes: solamente una estrella de cada millón es una supergigante. Se las sub-clasifica en los tipos Ia y Ib, con Ia representado a las más luminosas. Si bien pueden ser de todos los colores, las más comunes son rojas. Ejemplos: Canopus (F0 Ib), que es la más cercana a nosotros, Rigel (B8 Ia), Betelgeuse (M2 Ib) y Antares (M1 Ib).
Tipo II: Gigantes luminosas: Un grupo relativamente poco común de estrellas gigantes que no se encuentran en la secuencia principal y que brillan unas 1000 veces más que el Sol. Ejemplos: Adara (B2 II), Sargas (F1 II) y Kraz (G5 II).
Tipo III: Gigantes normales: Típicamente, son unas 100 veces más luminosas que el Sol. Estas estrellas gigantes no continúan fusionando hidrógeno para formar helio en sus núcleos En su lugar, la fusión se realiza fuera de sus núcleos, o comienza a realizar otros tipos de fusiones, o ambas cosas a la vez. Son el producto de la evolución de estrellas que tienen menos de ocho veces la masa del Sol. La mayor parte de estas gigantes son amarillas (G), naranjas (K) o rojas (M). Ejemplos: Arturo (K2 III), Agena (B1 III) y Aldebarán (K5 III).
Tipo IV: Sub-Gigantes: Aunque todavía son más masivas y luminosas que el Sol, son mucho más pequeñas que las verdaderas gigantes. Son estrellas que han comenzado a evolucionar hacia los estados de gigante o supergigante. Entre ellas se incluyen Acrux (B0,5 IV), Shaula (B1,5 IV) y Miaplacidus (A2 IV). Proción, por ejemplo, está entrando en esta categoría, por lo cual se la clasifica como (F5 IV-V).
Tipo V: Enanas: Una clase muy numerosa de estrellas de la secuencia principal, cuyas masas y luminosidades son en general comparables con las del Sol (G2 V) y que, como éste, consumen hidrógeno en forma normal. Ejemplos: Sirio (A0 V), Alfa Centauro (G2 V) y Vega (A0 V).
Tipo VI: Sub-Enanas: Actualmente, esta clase no se utiliza mucho. Se incluye para completar la clasificación original. Incluye a las enanas marrones, estrellas con una masa demasiado pequeña (menos de 0,8 masas solares) como para que comience en ellas la fusión. Cuando son jóvenes brillan en el rojo al convertir la energía gravitatoria en calor. Cuando envejecen, se hacen más débiles, se enfrían, y se convierten en enanas negras.
Tipo VII: Enanas Blancas: Actualmente, esta clase no se utiliza mucho. Se incluye para completar la clasificación original. Son estrellas de la secuencia principal que tienen un tamaño similar al de la Tierra, con una masa de aproximadamente 0,6 masas solares. Representan la etapa final de una estrella que al nacer tuvo menos de 8 masas solares. Luego de dejar la secuencia principal, evoluciona hacia una gigante roja, expulsa luego sus capas exteriores formando una nebulosa planetaria y deja expuesto su núcleo caliente, que es entonces la enana blanca en sí. Una parte importante del trabajo científico es clasificar y ordenar los objetos que estudia. Veamos como proceden los astrónomos con las estrellas (Parte III: casos especiales, evolución estelar y diagrama Hertzprung-Russell).
Casos especiales 

Los casos especiales de clasificación de objetos estelares que veremos aquí son el producto de las etapas finales de la vida de las estrellas. La masa es el factor clave en la evolución de las estrellas, y el final de las mismas no escapa a su influjo. De hecho, todas los otros aspectos de una estrella, como ser su luminosidad, temperatura, tamaño, densidad, etc., pueden ser explicados utilizando su propiedad fundamental: la masa.

Es cierto que también la composición de la estrella influye en sus características, pero dado que están compuestas principalmente de hidrógeno y helio, lo que importa realmente es la cantidad.

Sub-gigantes, Gigantes y Súper-gigantes Rojas

Cuando una estrella ha consumido totalmente el hidrógeno de su núcleo, convirtiéndolo en helio, el proceso de fusión nuclear en su interior se detiene. La estrella colapsa y los gases se comprimen y se calientan. Eventualmente, la capa más cercana al núcleo se calienta lo suficiente como para comenzar nuevamente la fusión. La luminosidad de la estrella aumenta y el gas que rodea al núcleo es empujado hacia fuera, y la estrella se convierte primero en una sub-gigante y luego en una gigante roja. En el caso de las estrellas más masivas y luminosas, se puede llegar a formar una supergigante roja.

Cuando el combustible del nuevo núcleo ampliado se agota, éste reasume su colapso. Si la estrella es lo suficientemente masiva, se repetirá la etapa anterior. La cantidad de veces que una estrella puede completar el ciclo descrito depende de su masa. Cada vez que pasa por un ciclo, la estrella crea elementos más pesados a partir de las cenizas de las reacciones de fusión del ciclo anterior.

Esta creación de elementos más pesados a partir de elementos ligeros se conoce como nucleosíntesis estelar. Una estrella como nuestro Sol puede llegar a sintetizar en su núcleo elementos tan pesados como el carbono o el oxígeno, pero no puede llegar más allá.

En las estrellas más masivas, el proceso nuclear puede generar energía extra a partir de la fusión de núcleos más ligeros que el hierro. Pero la fusión de este elemento absorbe energía. El núcleo de la estrella masiva implota, y la densidad es tan grande que los protones y los electrones se combinan para formar neutrones y neutrinos, y las capas exteriores son eyectadas en una enorme explosión supernova. Las estrellas de menor masa (que son las más comunes) tienen una muerte más tranquila, formando una nebulosa planetaria.
Remanentes estelares 

Lo que queda luego de que las capas exteriores de una estrella son expulsadas al espacio, depende de la masa del núcleo. Si el núcleo tiene una masa de menos de 1,4 masas solares, se encogerá hasta formar una enana blanca, que tendrá aproximadamente el tamaño de la Tierra. Los electrones del gas comprimido se chocan unos contra otros para formar una extraña forma de materia denominada “gas degenerado”. Los electrones previenen un mayor colapso del remanente.

Si el núcleo tiene una masa de entre 1,4 y 3 masas solares, los electrones no podrán impedir la continuación del colapso, y serán entonces los neutrones los que se pegarán unos contra otros para formar un nuevo gas degenerado, que creará una estrella neutrónica de unos 10 kilómetros de diámetro. Estos neutrones impedirán así un colapso mayor. 

En el caso de que el núcleo tenga una masa mayor a las 3 masas solares, nada podrá impedir el colapso total. En el camino hacia éste, se creará momentáneamente una estrella neutrónica y el consiguiente rebote de una explosión supernova. Pero finalmente, la gravedad vencerá; nada puede enfrentarse a ella. En este caso, la gravedad del núcleo remanente será tan fuerte que las leyes de Newton (las de la física clásica) ya son inadecuadas para representar lo que sucede, y las nuevas condiciones serán descritas mejor por la Teoría de la Relatividad General de Einstein. El mismo espacio-tiempo se distorsionará, y el punto de masa súper-compactada formará entonces un agujero negro, llamado así porque la velocidad de escape alrededor de ese punto será mayor que la velocidad de la luz, y ni siquiera ésta podrá liberarse del tirón gravitatorio. La distancia a la cual la velocidad de escape iguala a la velocidad de la luz se denomina horizonte de eventos. Expresado en kilómetros, el radio de este horizonte de eventos será aproximadamente igual a 3 multiplicado por la masa del remanente, expresada en masas solares.
Evolución simplificada de estrellas solitarias 

El desarrollo de la vida de una estrella depende casi exclusivamente de su masa, luego del colapso proto-estelar que la formó.
Masa: de 0,8 a 11 masas solares 

Comienzan como estrellas de la secuencia principal de los tipos B, A, F, G, K o M. Sobre el final de sus vidas pasan por una fase de gigante roja (con un núcleo de helio) y/o por una fase de supergigante roja (con núcleo de carbono-oxígeno). Generarán una nebulosa planetaria, y su remanente será una enana blanca.
Masa: de 11 a 50 masas solares 

Comenzarán su vida en la secuencia principal como estrellas tipo O o B. Hacia el final pasarán por una fase de supergigante roja o azul con núcleo de helio, y por una fase de supergigante roja con núcleo de hierro. Producirán una explosión supernova tipo II y su remanente será casi seguramente una estrella neutrónica.
Masa: más de 50 masas solares 

Inicialmente, serán estrellas tipo O en la secuencia principal. Hacia el término de su vida, pasarán por una fase de estrella tipo Wolf-Rayet y generarán una explosión supernova tipo Ib. Su remanente será un agujero negro.
Duración de las vidas de las estrellas

Las estrellas pasan la mayor parte de sus vidas dentro de la secuencia principal del diagrama Hertzprung-Russell. Antes de llegar a ella, por un corto período son nubes de gas y polvo que se condensan en protoestrellas hasta que encienden sus hornos nucleares. Cuando abandonan la secuencia principal, pasan por fases más o menos cortas, eyectan la mayor parte de su masa y sus remanentes (enanas blancas, estrellas neutrónicas, agujeros negros) tendrán una vida indefinida (o, por lo menos, muy larga).

Por lo tanto, consideraremos como su “lapso vital” el que permanezcan en la secuencia principal, Y como casi todo lo que refiere a las estrellas, ésto también depende de su masa. A continuación presentamos una tabla con sus masas, tipo estelar asociado, y tiempo de permanencia (aproximada) en la secuencia principal: 

El diagrama Hertzprung-Russell es una representación estadística en la cual se clasifican las estrellas de acuerdo a su temperatura y a su luminosidad, ubicando estas propiedades en un plano de coordenadas. La luminosidad (magnitud absoluta) se dispone en el eje vertical, en sentido creciente de abajo hacia arriba, y la temperatura superficial (y por lo tanto, su color) se coloca en el eje horizontal, en sentido decreciente de izquierda a derecha. Muchas veces, el eje horizontal se expresa en clases espectrales (de izquierda a derecha: O, B, A, F, G, K, M).

Al proceder de esta manera, se observa que la mayor parte de las estrellas ocupan una zona diagonal del diagrama, la secuencia principal. Desde el punto de vista evolutivo, es la zona en las estrellas pasan la mayor parte de su vida (aproximadamente el 90% de ella), y allí permanecen mientras en su núcleo continúe la fusión de hidrógeno en helio. Las estrellas azules, de gran masa y luminosidad, se encuentran arriba y a la izquierda. Las amarillas, con luminosidad y temperatura medias (como nuestro Sol) se ubican en el centro, y las más rojas y pequeñas se posicionan abajo y a la derecha.

Además de la secuencia principal, el diagrama muestra otras dos zonas principales, una rama arriba y a la derecha, donde se encuentran las gigantes y supergigantes rojas de poca luminosidad, y otra rama abajo y hacia la izquierda del centro, donde se ubican las enanas blancas de alta luminosidad.
Casos varios 
Pulsares 

Son estrellas neutrónicas de rotación muy rápida. Su radiación, que se genera como dos haces, uno en cada polo, puede así dirigirse hacia nuestro planeta en forma alternada, ya sea que un haz esté enfocado o no hacia nosotros. Esto produce un encendido-apagado o pulsos cuando los detectamos,
Enanas marrones 

Son objetos de muy poca masa, tan poca en realidad que en ellos no se puede iniciar una fusión nuclear. Son “estrellas fallidas”. Por supuesto, su temperatura y luminosidad (ambas muy débiles), dependen únicamente de la generada por la compresión del gas y del polvo de los que se formaron.
Estrellas binarias 

Aproximadamente la mitad de las estrellas pertenecen a un sistema binario, es decir, son dos estrellas que giran en torno a un centro común de gravedad. Esto afecta mucho a la evolución de las mismas, especialmente hacia el final de sus vidas.
Se pueden encontrar también sistemas con tres estrellas (como el de Alfa del Centauro, por ejemplo), pero son bastante raros.
Estrellas variables

Son estrellas que muestras variaciones en sus luminosidades. Pueden pertenecer a dos tipos: Variables binarias. No son variables “reales”, sino que forman parte de un sistema en que. por efecto de su traslación alrededor de un centro de gravedad común, y por encontrarse nuestra línea de visión en el plano de sus órbitas, periódicamente una de ellas “eclipsa” a la otra, provocando variaciones en la luminosidad general de ambas. Cefeidas variables. Las cefeidas variables son objetos estelares que en forma regular presentan cambios en tamaño y en brillo. Cuando la estrella aumenta su tamaño, su brillo decrece, y viceversa, cuando su tamaño disminuye, su brillo aumenta. 

Las cefeidas variables pueden no serlo permanentemente, y sus fluctuaciones pueden ser simplemente una fase inestable por la cual esté atravesando la estrella. Estas estrellas, que reciben su nombre genérico por la primera en ser estudiada, Delta de Cefeo, resultaron ser muy importantes para la astronomía. En efecto, en 1912 Henrietta Leavitt descubrió que existía una relación entre sus períodos y su luminosidad: cuanto más largo el período, más brillante (en magnitud absoluta) era la estrella. Con esto se pudo establecer en primera instancia una “curva de período-luminosidad”.

Más tarde, cuando se pudo establecer la distancia de una cefeida (lo que fue logrado en 1913 por Ejnar Hertzprung) y establecer así la magnitud absoluta de la misma, se pudo utilizar la curva de período-luminosidad de Leavitt y la magnitud aparente de cualquier cefeida para establecer la distancia a la que se encontraba. Fue así que estas estrellas se convirtieron en el patrón de medida del universo.
Estrellas T-Tauri 

Son estrellas muy jóvenes (de cien mil años a diez millones de años de edad) con masas similares a la de nuestro Sol. En su mayoría parecen estar rodeadas de un disco de gas y polvo, con abundante emisión en el infrarrojo, y a veces presentan fuertes vientos estelares. Más que un tipo de estrella, parecería ser una fase evolutiva, y se piensa que nuestro Sol pasó también por un período T-Tauri en su juventud.