Clasificación estelar

Clasificación estelar de Hiparco

En el año 134 a.C., el astrónomo griego Hiparco creó un sistema de clasificación de estrellas según su brillo. Para ello, Hiparco asignó la magnitud 1 a las estrellas que más brillaban. Luego magnitud 2 a las siguientes más débiles, y así fue asignando valores mayores a estrellas más débiles. Por último, asignó la magnitud 6 a estrellas que apenas eran visibles a simple vista. Más tarde, Ptolomeo adoptó este sistema y lo transmitió. Actualmente, este sistema de clasificación complementa a los de tipo espectral y de luminosidad.

En el Observatorio de la Universidad de Harvard, Pickering y sus mujeres computadoras comenzaron a desarrollar en el año 1890 un arduo trabajo de clasificación estelar. Antonia Maury colocó el subtipo Orión en la clase Secchi I por delante del resto, colocando así el tipo moderno B por delante del A, aunque no utilizó letras, sino números romanos, del I al XXII. En 1901 fue perfeccionado por Annie Jump Cannon, quien volvió a los tipos con letras, aunque dejó caer todas las letras excepto las que se utilizan en la actualidad. Clasificaron los espectros de 225.300 estrellas, creando la Clasificación espectral de Harvard, un sistema que aún hoy es utilizado por los astrónomos. Su trabajo se publicó en nueve volúmenes iniciales que se conocen como el Catálogo Henry Draper, llamado así porque al morir este, su viuda donó al observatorio una importante cantidad de dinero que hizo posible continuar con los trabajos de clasificación. Este catálogo fue ampliado hasta las 359.000 estrellas por Annie Jump Cannon. Es frecuente identificar una estrella por su número en el catálogo Henry Draper o HD. 

Masa, tamaño, luminosidad y temperatura de una estrella. El diagrama de Hertzsprung-Rusell

Publicado el 1 febrero, 2019 por José Luis Martínez Martínez

En el momento que se forma una estrella, su masa inicial va a determinar sus características: tamaño, luminosidad y temperatura, así como su evolución y su vida.

Las estrellas brillan debido a la energía generada en las reacciones de fusión nuclear que se producen en su interior. Si la masa inicial es baja (inferior a unas 0,08 masas solares), no se producen reacciones nucleares y el cuerpo generado no se convierte en una estrella, sino en una estrella fallida o enana marrón.

No obstante, si la masa inicial es enorme se vuelven inestables. Durante tiempo se pensaba que la masa inicial máxima de una estrella era de 150 masas solares y que por encima el cuerpo sería tan inestable que no formaría ninguna estrella.

Pero en 2010, un equipo de astrónomos dirigidos por Paul Crowther, profesor de astrofísica de la Universidad de Sheffield (Gran Bretaña), utilizando el VLT (Very Large Telescope) del ESO (European Southern Observatory) en Chile, junto con información del telescopio espacial Hubble de la NASA y la Agencia Espacial Europea (ESA), descubrió una estrella hipermasiva, R136a1, en un cúmulo estelar denominado RMC 136a (conocido también como R136) que se encuentra en la nebulosa de la Tarántula, en la Gran Nube de Magallanes (pequeña galaxia satélite de nuestra Vía Láctea) a unos 165000 años luz de distancia. El equipo encontró diversas estrellas con masas superiores a las 150 masas solares, pero en el centro del cúmulo se encontraron con R136a1, una estrella con una masa actual de 265 masas solares, pero que cuando nació estiman que era de 320 masas solares.

Así, si la masa inicial es superior a las 0,08 masas solares, el cuerpo formado empieza a fusionar hidrógeno en helio y se convierte en una estrella. Pero no todas las estrellas son iguales. Por un lado existe diferencia de tamaños: hay estrellas enormes, grandes, medianas y pequeñas, como muestra la figura siguiente, donde se puede observar el tamaño muy diferente de algunas estrellas.

Hay estrellas muy grandes, las llamadas supergigantes, como Betelgeuse o Antares; estrellas grandes, las llamadas gigantes, como Rigel o Aldebarán; estrellas medianas, como el Sol o Sirio y estrellas muy pequeñas (algo más grandes que una enana marrón), son las llamadas enanas, como Sirio B (Sirio es una estrella binaria formada por Sirio o Sirio A, una estrella mediana y Sirio B, una enana blanca) o Proxima Centauri, la estrella más cercana a nosotros, después del Sol, que es una enana roja y que también forma parte de un sistema múltiple.  

Pero no solo existen diferencias en el tamaño, sino que las estrellas también son diferentes en temperatura/color, (estas dos características, temperatura y color, están relacionadas): las estrellas más calientes (unos 30000 K) son azules y las más frías (entre 3000 K a 1600 K) son rojas. Este aspecto hace que hayan siete tipos de estrellas según su temperatura/color, según su llamado tipo espectral, como puede verse en la figura siguiente.  

Una estrella con una masa inicial grande será mayor que una con una masa inicial pequeña y, a su vez, estará más caliente (más azul), por lo que su brillo o luminosidad también será mayor. Pero no solamente la masa inicial determina el tamaño, la temperatura y la luminosidad de la estrella, sino que también va a determinar su evolución y su vida en definitiva. El ciclo de vida de una estrella y su edad está directamente relacionado con su masa, ya que las estrellas masivas consumen su combustible muy rápido, viviendo menos tiempo que las estrellas menos masivas, las cuales tardan más en quemar su combustible. 

A principios del siglo XX, el danés Ejnar Hertzsprung y el estadounidense Henry Norris Russell, e independientemente el uno del otro, se dieron cuenta de esta relación entre la masa de una estrella y su luminosidad, temperatura, tamaño y vida. Observaron que si se disponían las estrellas en un diagrama de ejes cartesianos, donde en el eje de abscisas (horizontal) se representaban las temperaturas en orden decreciente (o el tipo espectral desde el O al M) y en el de ordenadas (vertical), la luminosidad en orden creciente (o la magnitud absoluta en orden decreciente), la mayoría de estrellas se situaban en una diagonal convexo-cóncava, desde la zona superior izquierda (estrellas grandes, azules, calientes y luminosas) a la inferior derecha (estrellas pequeñas, rojas, frías y poco luminosas), diagonal que conoce como la secuencia principal.

En el mismo diagrama, las supergigantes se situarían en la zona superior, las gigantes entre éstas y la secuencia principal y las enanas blancas por debajo de ésta. Además, el radio de las estrellas aumenta en diagonal, desde abajo a la izquierda a arriba a la derecha y el tiempo de vida de la estrella aumenta en la secuencia principal a medida que avanzamos desde la zona superior izquierda hasta la inferior derecha.

Paralela e independientemente, y sin conocer ninguno los estudios del otro, Hertzsprung en 1910 y Russell en 1913, publicaron sus diagramas que eran básicamente iguales. Debido a ello, se le llama diagrama Hertzsprung-Russell o simplemente diagrama H-R. Originalmente en este diagrama se situaba en el eje horizontal el tipo espectral y en el vertical la magnitud absoluta y después se situaron sus equivalentes temperatura y luminosidad.

La imagen siguiente es el diagrama Hertzsprung-Russell.

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.

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:

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: 

Clases adicionales

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).

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

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.

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