Hablemos sobre estrellas (Parte II)

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Un saludo a todos, en la primera parte de este trabajo expliqué brevemente algunas características generales sobre la estructura de las estrellas y la evolución estelar, en esta segunda parte, voy a dedicarme a hablarles sobre cómo se clasifican, explicaré un poco más sobre la materia degenerada y que son las estrellas degeneradas, describiré cual será el futuro de nuestro sol y finalmente presentaré cifras y datos sobre algunas estrellas peculiares o extremas.

¿Cómo se clasifican las estrellas?

Existen varias clasificaciones posibles de las estrellas, se pueden distinguir dos criterios fundamentales para hacer estas clasificaciones; el primero es el llamado tipo espectral el cual permite la descripción de parámetros como temperatura, color, y elementos presentes en la estrella y el segundo criterio es su agrupación gravitacional, el cual está relacionado con la formación o no de estructuras estelares, a continuación, veremos las clasificaciones según ambos criterios:

Clasificación por tipo espectral

El tipo espectral se refiere a la forma del espectro de la luz proveniente de la estrella, tras ser difractado por un prisma, este espectro posee datos importantes sobre la estrella como el pico espectral que describe su color, o las líneas de absorción las cuales definen los elementos presentes en la fotosfera y atmosfera estelar, esto permite obtener información como la luminosidad y temperatura de la estrella. Tomando como base las características espectrales de una estrella se definen dos sistemas de clasificación complementarios el Harvard y el Yerkes.

Sistema de clasificación Harvard

Esta forma de clasificación fue desarrollada en el Observatorio del Harvard College a finales de los 1800, es una clasificación unidimensional, fundamentada en la temperatura superficial de la estrella, basada en la intensidad de las líneas de hidrógeno, inicialmente consistía en un conjunto de grupos denotados por letras ordenadas de la A a la Q. Posteriormente fue refinado en 1924 por la astrónoma Annie Jump Cannon, quien descartó algunas clases que se superponían y consideró la intensidad de otras líneas espectrales con lo que se llegó a la clasificación actualmente en uso, la cual incluye 7 tipos ordenados según la temperatura superficial, de la siguiente forma OBAFGKM.

Debido a las diferencias en las intensidades de las líneas de absorción de la variedad de estrellas que pueden estar enmarcadas en una misma clase espectral, se han definido subclases que consisten en agregar una numeración de 0 a 9 de mayor a menor temperatura superficial, así por ejemplo, F8, F9, G0 y G1, sería una serie ordenada, de mayor a menor temperatura, de clases espectrales.

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Como nota curiosa para recordar el orden de esta clasificación se usa el nemotécnico en inglés “Oh, Be A Fine Girl/Guy, Kiss Me” (“Oh, se un(a) buen(a) chico(a), bésame”), sin embargo en español se suele utilizar la frase "¡Oh, Bienaventurados Aquellos Feligreses!, Gritó Krispín Mintiendo".

La siguiente tabla resume los tipos espectrales de la clasificación Harvard con algunas características que describen a las estrellas que conforman a cada tipo, así como un ejemplo y la fracción de estrellas de cada tipo que conforman la Secuencia Principal del Diagrama Hertzsprung-Russell.

Tipo	Temperatura superficial (°K)	Color aparente	Fracción de la secuencia principal	Ejemplo
O	>33.000	Azul	0,00003%	Sigma Orionis
B	10.000 – 33.000	Azul a Blanco azulado	0,13%	Rigel/Beta Orionis
A	7.500 – 10.000	Blanco a blanco azulado	0,6%	Sirio A/Alpha Canis Majoris
F	6.000 - 7.500	Blanco	3%	Canopus/Alpha Carinae
G	5.200 - 6.000	Blanco amarillento	7,6%	El Sol
K	3.700 - 5.200	Anaranjado	12,1%	Albireo A/Beta Cygni
M	<3.700	Rojo	76,45%	Próxima Centauri

Esta tabla fue modificada de su original en Fuente

A esta clasificación se han agregado posteriormente otros tipos como el W que corresponde a estrellas hiper gigantes azules Wolf-Rayet o el D para denotar las enanas blancas, posteriormente hablaré respecto a estos tipos extendidos.

Sistema de Clasificación Yerkes o Morgan-Keenan

La clasificación Yerkes, Morgan-Keenan o MK, fue desarrollado en el Observatorio de Yerkes por los astrónomos estadounidenses William Wilson Morgan y Philip Childs Keenan en 1975, a partir del antiguo sistema Morgan-Keenan-Kellman, desarrollado en 1939 por los mismos científicos junto a Edith Kellman, esta clasificación complementa a la Harvard agregándole una dimensión adicional la luminosidad de las estrellas, esta es, al día de hoy, la clasificación más usada.

La clasificación Yerkes se fundamenta en el análisis de las líneas de absorción espectral que son afectadas por la temperatura y la gravedad superficial de la estrella y esto se relaciona con su Luminosidad¹, así por ejemplo las líneas y la intensidad de las mismas no serán iguales por ejemplo en dos estrellas como Próxima Centauri una enana roja y Betelgeuse una supergigante roja ambas de clase espectral M, según la clasificación Harvard, en consecuencia sus temperaturas superficiales serían de rangos similares, sin embargo en ambas estrellas la gravedad superficial sería muy diferente, al ser Betelgeuse más masiva pero menos densa existiría una menor presión de gravedad en su superficie que en la enana roja, por lo cual su luminosidad sería mayor.

La clasificación Yerkes agrega un número romano a la clase espectral Harvard que indicaría la luminosidad de la estrella, inicialmente este número iría del I al V, de mayor a menor luminosidad, sin embargo, posteriormente se incorporó el tipo 0, y el tipo I fue subdividido en los tipos Ia, Iab e Ib, esto con la intención de categorizar a estrellas super e hipergigantes, y también se incluyeron los tipos VI y VII para las estrellas subenanas y enanas blancas. La siguiente tabla muestra la clasificación Yerkes.

Clase de luminosidad	Descripción
0 o Ia+	Hipergigantes o supergigantes extremadamente luminosos
Ia	Supergigantes luminosos
Iab	Supergigantes luminosos medianos
Ib	Supergigantes menos luminoso
II	Gigantes luminosas
III	Gigantes normales
IV	Subgigantes
V	Estrellas de la secuencia principal (enanas)
sd o VI	Subenanas
D o VII	Enanas blanca

Esta tabla fue modificada de su original en Fuente

También se han incluido algunos códigos adicionales para describir características particulares del espectro de algunas estrellas, como, por ejemplo; señalar el símbolo químico de un elemento particular cuando éste se identifica en el espectro y no forma parte de los que habitualmente se encontrarían en una estrella de un tipo espectral específico.

Clasificación según su agrupamiento o clasificación gravitacional

La clasificación por agrupamiento, se refiere a la interacción gravitacional que pueden tener las estrellas con otros cuerpos, para esto la Unión Astronómica Internacional definió en 2006 cuatro criterios de clasificación, no excluyentes.

Clasificación por centro de gravitación estelar

Las estrellas pueden formar grupos que comparten un centro de gravitación, cuando en estas agrupaciones las estrellas orbitan este centro de gravedad se les denomina Sistema Estelar. En tal sentido, se pueden definir dos categorías, las Estrellas Sistémicas, que forma parte de un sistema estelar, y las Estrellas Solitarias que no son parte de un sistema estelar.

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Por ejemplo, el Sol es una estrella solitaria, no forma parte de ningún sistema estelar, mientras que la estrella más cercana a nosotros, Próxima Centauri es una estrella sistémica, pues forma parte un sistema triple que la incluye a ella y a Alfa Centauri A y B.

Clasificación de estrellas sistémicas por posición

En esta categoría se describen a las estrellas integrantes de un sistema estelar, en este caso los elementos del sistema pueden ser Estrellas Centrales, que contienen el centro de gravedad del sistema y Estrellas Satélites, que orbitan a las estrellas centrales.

Los integrantes de un sistema estelar no comparten todos el mismo centro de gravitación, así por ejemplo, en el sistema Alfa Centauri, la estrella A, la más masiva del sistema, es la estrella central para Próxima Centauri, sin embargo respecto a la estrella B, ambas orbitan un punto fuera de ambas estrellas, en consecuencia, en realidad el sistema Alfa Centauri no tendría una estrella central, todas serían satélites.

Clasificación por Agrupamiento Gravitacional

Cuando se habla de agrupamiento gravitacional se refiere a un conjunto de estrellas que sin orbitarse unas a otras, están lo suficientemente próximas como para que la gravedad de unas afecte a las otras. Dentro de esta clasificación pueden existir dos tipos de estrellas, las Independientes, que no forman parte de ninguna agrupación, y las Cumulares, que son integrantes de agrupaciones, también denominadas cúmulos estelares.

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Dentro de las estrellas cumulares, se pueden distinguir dos tipos de agrupaciones, los Cúmulos Globulares² y los Cúmulos Abiertos³

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Clasificación por sistema Planetario

En este caso se pueden definir las Estrellas Únicas, como aquellas que no tienen ningún sistema planetario del cual sean centro de gravedad y Estrellas con Sistema Planetario, como las que si son centro de gravedad de uno.

Otras clases estelares

Debido a la necesidad de categorizar algunas estrellas o cuasi estrellas, que no encajaban completamente en ninguna de las clases espectrales descritas por los sistemas Harvard y su Yerkes, se definieron algunas nuevas clases espectrales, estas son:

Clase W: ésta incluye las estrellas Wolf-Rayet un tipo de estrella super o hipergigante azul con ausencia de líneas espectrales de hidrógeno, se piensa que en este tipo de estrellas el hidrógeno de la superficie estelar fue barrido por un intenso viento estelar. Su pico de emisión se encuentra en el ultravioleta y sus temperaturas superficiales llegan a superar los 50.000 °K.

Clase C: son denominadas estrellas de carbono, por la abundancia de este elemento y sus compuestos en su espectro, son estrellas gigantes y supergigantes que se encuentran a medio camino entre los tipos G y M, de la clasificación Harvard. Este tipo de estrellas están en etapas muy avanzadas de su vida.

Clase S: son estrellas supergigantes similares a las de clase M, pero en lugar de tener abundancia de oxido de titanio en su superficie, tienen oxido de zirconio, son estrellas en etapas avanzadas de su vida.

Clase L: este grupo reúne a estrellas subenanas con temperaturas superficiales por debajo de los 2000 °K, generalmente son Enanas Marrones, objetos cuyas temperaturas no son suficientes como para iniciar las reacciones de fusión, suelen tener masas menores a las de las enanas rojas más pequeñas, sin embargo, pueden existir algunas cuya masa sea la suficiente como para albergar reacciones nucleares ocasionales. Generarian escasa o ninguna emisión en el espectro visible, teniendo su pico en la emisión de infrarrojos.

Otro tipo de objeto cuya existencia se especula son las gigantes de clase L, los cuales podrían formase como subproducto de colisiones estelares.

Algunas teorías apuntan a que, planetas gigantes gaseosos como Júpiter se quedaron a medio camino de ser enanas marrones, pues su masa no fue lo suficientemente grande como para calentarse por presión de la gravedad y formar plasma de hidrógeno.

Clase T: son enanas marrones con temperaturas superficiales que van de los 550 a las 1.300 °K y con predominancia del metano en sus líneas de absorción, se cree que este tipo de estrellas junto a las clase L, podrían ser las más abundantes en el universo, estudios recientes de nuestra galaxia indican que debería tener más estrellas de las que aparenta y eso puede ser debido a la abundancia de las enanas marrones que difícilmente pueden ser detectadas.

Clase Y: son un tipo extremo de enana marrón con temperaturas superficiales inferiores a los 550 °K, también son denominadas sub enanas o cuasi enanas marrones, en ellas no es posible la fusión del deuterio. Existe controversia entre los astrónomos sobre si pueden realmente considerarse estrellas fallidas o si son planetas, algunos las han catalogado como planetas errantes.

Clase D: esta clase corresponde a las enanas blancas, este tipo de estrella es el producto de la muerte de estrellas enanas, están formadas por materia degenerada y no son capaces de realizar fusión nuclear, la luz que emiten proviene de la temperatura residual del núcleo de la estrella que la originó, por lo que terminarán enfriándose hasta convertirse en enanas negras.

¿Qué es el diagrama Hertzsprung-Russell (HR)?

Este diagrama es un gráfico de dispersión que agrupa las estrellas en dos dimensiones, relacionando magnitudes como su temperatura superficial o color aparente y su luminosidad o Magnitud⁴, en él se pueden identificar las diferentes tipologías, descritas en las clasificaciones Harvard y Yerkes. Este gráfico fue desarrollado por los astrónomos Ejnar Hertzsprung y Henry Norris Russell, quienes lo propusieron con poco tiempo de diferencia trabajando de forma independiente.

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En el diagrama HR se pueden identificar varias regiones donde se agrupan las diferentes tipologías de Yerkes, de ellas destaca la denominada secuencia principal, la cual agrupa a las estrellas enanas de clase V que están en el ciclo del hidrógeno, esta es la región del diagrama donde permanecen por más tiempo las estrellas.

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El diagrama HR representa una herramienta de gran valor para describir la evolución estelar, pues permite describir los cambios de temperatura, coloración y luminosidad que sufren las estrellas a lo largo de su vida.

¿Qué son las estrellas degeneradas?

Ya en publicaciones anteriores (1 y 2) he descrito lo que es la materia degenerada y algunos tipos de objetos y estrellas degeneradas, por lo tanto, no profundizaré en algunas tipologías que enumeraré aquí.

El concepto de materia degenerada corresponde a un estado fundamental de la materia, en él, la presión que ejerce la materia proviene del principio de exclusión de Pauli, según el cual dos Fermiones⁵ no pueden compartir los mismos números cuánticos, en consecuencia, no pueden compartir un mismo estado incluyendo su posición.

La materia degenerada puede existe bajo presiones extremas, por ejemplo, en el núcleo de algunas estrellas hiper masivas en los últimos estadios de su vida y en un tipo de estrellas particulares denominadas estrellas degeneradas o compactas, las cuales se forman a partir del núcleo colapsado tras la muerte de una estrella. Se sabe de la existencia de dos tipos de estrellas degeneradas, mientras los otros tipos que describiré aquí son hipotéticos.

Enanas Blancas: con anterioridad he descrito este tipo de estrellas, son el producto del colapso gravitacional de las estrellas cuyo núcleo tiene una masa igual o menor al límite de Chandrasekhar (1,44 masas solares), estas estrellas mantienen su estructura gracias a la presión de degeneración de los electrones; sus átomos están tan comprimidos que las nubes electrónicas casi se superponen. Las enanas blancas más masivas pueden llegar a tener casi la misma masa que el sol, comprimida en un volumen similar al de un planeta, lo que las hace sumamente densas.

Las enanas blancas, al igual que todas las estrellas degenerada no realizan fusión nuclear, la temperatura que poseen es el remanente de la temperatura del núcleo de la estrella original. Su escasa emisión en el espectro visible proviene de esta temperatura residual. Con el tiempo todas las enanas blancas terminarán enfriándose hasta dejar de emitir cualquier tipo de radiación electromagnética, en este punto se denominan enanas negras, se estima que el universo no es lo suficientemente viejo como para poseer enanas negras.

Estrellas de Neutrones: sobre este tipo de estrellas ya hablé extensamente con anterioridad, son el producto del colapso del núcleo de una estrella gigante o supergigante, cuya masa es menor al limite de Tolman-Oppenheimer-Volkoff (entre 1,5 y 3 masas solares), las estrellas de neutrones mantienen su estructura gracias a la presión de degeneración de los neutrones. Sus diámetros rondan los cientos de kilómetros.

Estrellas Q: son un tipo hipotético de estrellas de neutrones cuyos diámetros son tan pequeños que podrían confundirse con agujeros negros, debido a la intensidad de sus campos gravitatorios.

Estrellas de Cuarks: al igual que las anteriores son un tipo de estrella hipotéticas que estarían conformadas por cuarks desconfinados, en ellas la presión ejercida por la gravedad es tan intensa que los neutrones se comprimirían a tal punto que los cuarks que los conforman se desligarían y se mantendría su estructura gracias a la presión de degeneración de éstos.

Estrellas de Preones: los preones son una hipotética partícula que conformaría a los cuarks, en consecuencia, una estrella de este tipo estaría conformada por preones desconfinados de sus cuarks, debido a la intensidad de la fuerza de la gravedad. Una estrella de preones de una masa similar a la de la tierra tendría un diámetro similar al de una pelota de tenis.

¿Qué sabemos sobre nuestro sol y su evolución?

Respecto al Sol se puede decir que es una estrella de clase G2V, lo que se define como una enana amarilla, su temperatura superficial es de 5600 °K, lo que le da una coloración blanca amarillenta.

Se origino del colapso de una nube de gas proveniente de una generación de estrellas anterior, por lo que contenía la metalicidad suficiente como para aportar el material necesario para formar los planetas cometas y asteroides, esto ocurrió hace unos 4.500 millones de años.

Se estima que el sol está a la mita de su periodo en la secuencia principal del diagrama HR, es decir esta a la mitad de su ciclo del hidrógeno, cuando haya terminado de consumir la mayor parte del hidrógeno de su núcleo, en unos 5.000 millones de años más, iniciará el ciclo del helio, en este punto se expandirá transformándose en una gigante roja, cuyo diámetro alcanzará los orbita terrestre, cuando haya concluido el ciclo del helio, su temperatura y presión no serán lo suficiente como para proseguir con la fusión del carbono, por lo que sus capas externas serán expulsadas, formando una nebulosa planetaria y su núcleo colapsará para formar una enana blanca. Todo este proceso podría durar unos 7.500 millones de años a partir de ahora.

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La enana blanca producto de la muerte del sol se estaría enfriando por otros mil millones de años más hasta convertirse en una enana negra.

¿Qué tan extrañas pueden ser las estrellas?

Esta pregunta la he propuesto aquí, con la intensión de mostrar algunas cifras y tipos de estrellas que podríamos denominar extrañas o extremas.

La más grande: el título de la estrella más grande conocida se lo disputan Uy Scuti en la constelación del Escudo y NML Cygni en la constelación del Cisne.

Uy Scuti ha sido declarada la más grande con un radio de 1708 ± 192 radios solares, el equivalente a 7,94 UA, su tamaño es tal que, si estuviera en el lugar del sol, abarcaría casi hasta la órbita de Saturno. Es una hipergigante roja situada a 9.500 años luz.

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Mientras que NML Cygni, es también una hipergigante roja situada a 5.300 años luz, se cataloga como la segunda más grande, pero existen dudas sobre su diámetro real, el cual se estima entre los 1640 a 2770 radios solares.

La más pequeña: la estrella más pequeña que forma parte de la secuencia principal es OGLE-TR-122b, situada en la constelación de Carina, forma parte de un sistema binario, tiene un radio equivalente a 0,12 radios solares y su masa se estima entra las 0,07 y 0,08 masas solares, su volumen es ligeramente mayor que el de Júpiter pero su masa 100 mayor, es una enana roja y se cree que su masa está en el límite necesario para soportar las reacciones de fusión del hidrógeno.

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La más cercana: Próxima Centauri, ubicada a 4,22 años luz de nosotros, es parte del sistema Alpha Centauri, integrado por dos estrellas más, alrededor de las cuales orbita, con un periodo de 500.000 años.

En 2016 se detectó la presencia de un planeta rocoso orbitándola a una distancia de apenas el 0,05 AU, denominado Próxima Centauri b, tendría un diámetro de 1,3 tierras y estaría en la zona de habitabilidad, debido a que la estrella es muy fría en comparación con el Sol, sin embargo, es cuestionable que pueda brindar condiciones para albergar vida, puesto que Próxima Centauri es una estrella fulgurante, que emite grandes erupciones de plasma con cierta regularidad.

La más caliente: la estrella más caliente detectada a la fecha es la enana blanca RX J0439.8-6809 ubicada en dirección a la Nube de Magallanes, tiene una temperatura superficial de unos 250.000 °K, esta estrella se encuentra en su fase de enfriamiento y se estima que hace mil años debió tener una temperatura de 400.000 °K.

La más fría: descubierta en 2013 por Kevin Luhman de la Universidad de Penn State, WISE J085510.83-071442.5, tiene una temperatura superficial entre los 225 a 260 °K (-48 a -13 °C), se trata de una enana marrón, ubicada apenas a 7,2 años luz del Sol, lo que la convierte también en la cuarta estrella más cercana, tiene una masa de entre 3 y 10 veces la de Júpiter, por lo que también se especula que puede tratarse de un planeta errante, también hay estudios recientes que plantean la posibilidad de que posea un planeta gaseoso de tres veces la masa de júpiter orbitándola.

La más brillante: en este caso hay varios factores a tomar en cuenta, una estrella puede brillar en diferentes longitudes de onda, así, por ejemplo, una estrella puede ser más brillante en las longitudes de onda de la luz visible, pero otra puede serlo más en el rango de los ultravioleta o los rayos X, así que para fines prácticos me referiré en este punto al brillo sólo en el rango de la luz visible.

Luego hay otros dos conceptos importantes, la magnitud aparente y absoluta de una estrella, la magnitud aparente es el brillo con el cual un objeto es visto desde la tierra, en este ámbito la estrella más brillante del cielo nocturno es Sirio o Alpha de Canis Majoris, con una magnitud aparente de -1,47, en términos de magnitud, mientras más pequeño es el valor, mayor es el brillo del cuerpo celeste.

Por el contrario, la magnitud absoluta, se refiere al brillo de cualquier estrella tal como se vería si estuviera a una distancia de 10 parsecs (poco más de 32.000 años luz) y su luz no fuera opacada por ningún tipo de polvo o gas del medio estelar. Por ejemplo, una estrella como el Sol que tiene una magnitud aparente de –26,8, tiene una absoluta de +4,8, mientras que Betelgeuse con una magnitud aparente de +0,58, tiene una absoluta de -5,0.

Otro concepto a considerar es el de luminosidad, desde la perspectiva de la astronomía, la luminosidad de la estrella está relacionado con su potencia, es la cantidad de energía que emite por unidad de tiempo, en consecuencia, una estrella puede ser más luminosa que otra, pero tener una menor magnitud absoluta, pues la magnitud está relacionada con la banda visible del espectro electromagnético. En este caso la estrella más luminosa es R136a1, una estrella tipo Wolfe-Rayet ubicada en la Nebulosa de la Tarántula en la Gran Nube de Magallanes, con una luminosidad 8.700.000 veces mayor a la solar. Coincidencialmente esta estrella es también la más brillante en términos de su magnitud absoluta con una de -12,5.

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La más masiva: la estrella de mayor masa conocida es también la más brillante, R136a1, con una total de 265 masas solares, es una hipergigante azul, hiper masiva, del tipo Wolfe-Rayet, ubicada en la Nebulosa de la Tarántula en la Gran Nube de Magallanes a 22.000 años luz.

La más rápida: el récord de velocidad lo tiene US 708, una sub enana en la constelación de la Osa Mayor, que se desplaza a través de la galaxia a una velocidad de 1.200 Km/s, un objeto desplazándose a esta velocidad, recorrería la distancia entre la tierra y la luna en cinco minutos. Es una velocidad considerable, si tomamos en cuanta que el promedio de velocidad con la que se desplazan los objetos en la galaxia, es del orden de los cientos de kilómetros por segundo.

La más vieja: La estrella más vieja conocida es HD 140283, también conocida como Matusalén, con una edad estimada de 13.9 ± 0.8 mil millones de años, lo cual resulta impresionante si se toma en cuenta que la edad del universo se estima en 13.7 mil millones de años, es una sub gigante roja de la constelación de Libra ubicada a uno 190,1 años luz de la tierra. Se piensa que se formó poco después del Big-Bang, sin embargo, la presencia de metales en su espectro, supone que debió formarse a partir de los restos de otras estrellas.

La más joven: en este caso no se trata de una estrella sino de una aun en formación, en una guardería estelar en la constelación de Perseo a unos 800 años luz, L1448-IRS2E, se encuentra en las primeras etapas de su formación como estrella, dando muestras de haber formado un núcleo denso y caliente.

La estrella Przybylski: es una estrella peculiar situada en la constelación de centauro a 410 años luz, fue descubierta por el astrónomo Antoni Przybylski en 1961, tiene la particularidad de tener un espectro similar al de las estrellas clase S, pero aparenta ser una estrella de secuencia principal o una subgigante, además de poseer líneas de absorción que delatan la existencia de elementos lantánidos, así como de otros elementos radioactivos con una vida media muy baja, lo que resulta inexplicable.

La estrella de Tabby: KIC 8462852, o estrella de Tabby o WTF Star, es una estrella cuyo comportamiento fue estudiado por la astrónoma Tabetha S. Boyajian, está ubicada entre las constelaciones de Cisne y Lira, es de tipo F y tiene una masa ligeramente superior a la solar, esta estrella tiene la particularidad de tener periodos irregulares de disminución de su brillo, lo que no es consistente con la interferencia de ningún tipo de cuerpo conocido, lo que ha llevado a especular que se trate de algún tipo de mega estructura alienígena, como una esfera de Dyson, sin embargo se han propuesto otras explicaciones para este fenómeno como el consumo de un planeta, la presencia de una nube de cometas o de escombros de algún tipo, entre otras.

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El descubrimiento posterior de otras estrellas con oscurecimientos similares, ha contribuido a la desestimación de la teoría de la mega estructura alienígena.

Con este resumen de algunos datos peculiares sobre las estrellas, concluyo esta publicación, espero que haya sido de su agrado y estoy atento a sus comentario y observaciones.

Notas

1. Luminosidad: en términos astronómicos, la luminosidad se refiere a la potencia de una estrella u otro tipo de objetos que emitan energía, se resume como la cantidad de energía que es emitida en todas las direcciones, por cantidad de tiempo.
2. Cúmulo Globular: son agrupaciones de estrellas muy densas con una forma esférica que se encuentran en el halo galáctico, y orbitan a la galaxia a manera de satélites, las estrellas que conforman un cúmulo globular se encuentran intensamente relacionadas por la gravedad, por lo que estas agrupaciones suelen ser muy densas.
3. Cúmulo Abierto: son agrupamientos estelares que se pueden formar en cualquier parte de la galaxia, están constituidas por estrellas que se originaron a partir de la misma nube molecular, son asimétricas y sus estrellas jóvenes. Un ejemplo de cúmulo abierto son las Pléyades, en la constelación de Tauro.
4. Magnitud: es una medida del brillo de un objeto, se pueden identificar tres tipos de medidas de magnitud, la aparente que se refiere al brillo de un objeto visto desde la tierra, la absoluta que hace referencia al brillo de un objeto visto desde una distancia de 10 parsecs, sin la interferencia de gas o polvo estelar, y la bolométrica, que corresponde al brillo del objeto tal como se vería desde la tierra sin la interferencia de la atmosfera o cualquier tipo polvo o gas estelar.
5. Fermión: los fermiones son uno de los dos tipos de partículas elementales que existen en la naturaleza, los fermiones son los elementos constitutivos de la materia, y existen dos tipos; los cuarks y los leptones, estos últimos incluyen a los electrones, muones, tau y neutrinos, por su parte los cuarks son los elementos constitutivos de los bariones que incluyen a protones y neutrones.

Referencias

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• About Español. Clases de estrellas, About Español
• Astropedia, Clasificación estelar, Astropedia
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• El Tamiz, La vida privada de las estrellas - Tipos espectrales, El Tamiz
• GeoEnciclopedia, Tipos de Estrellas, GeoEnciclopedia.
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• Xataka Ciencia, La estrella más brillante de nuestra galaxia hace que nuestro Sol sea como una simple bombilla, Xataka Ciencia
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