El gas emitido continuamente por la estrella de tipo P Cygni forma una envoltura gaseosa de baja densidad, pero son posibles erupciones ocasionales. La estrella P Cygni es el mejor ejemplo de esta clasificación.
ESTRELLAS VARIABLES HABULO-SANJU
en 1953 fueron descubiertos por Edwin Hubble y Alan Sandage debido a su variabilidad. Las variables Hubble y Sandage fueron las primeras estrellas variables de color azul brillante descubiertas fuera de nuestra galaxia, en las galaxias locales del cúmulo M31 y M33. Con pocas excepciones, casi todas las estrellas variables de Hubble-Sandage presentan una variabilidad lenta, pequeña e irregular. Su principal característica es descubrirlos más allá de la galaxia.
Algunas estrellas supergigantes entran en esa clasificación, pero las variables azules brillantes no.
ESTRELLAS DE WOLF RAYET
Wolf Rayet jugó en 1867. descubierto por una pareja de astrónomos franceses: Charles JE Wolf y Georges Rayet.
Las estrellas Wolf Rayet son muy brillantes, pero muy raras. De 1.000 estrellas, quizás menos de 30 son del tipo Wolf Rayet. Se conocen algo más de 300 estrellas Wolf Rayet, ninguna de las cuales está cerca del sistema solar, pero casi todas se encuentran dentro de la galaxia. Las estrellas Wolf Rayet son tan brillantes que se detectan fácilmente en otras galaxias del cúmulo local. Su gran luminosidad se debe a su altísima temperatura superficial, que puede alcanzar los 90.000 K o más. Ninguna estrella de la secuencia principal puede producir tanta energía, lo que hace que las estrellas de Wolf Rayet sean tan especiales.
Las estrellas Wolf Rayet tienen una masa media de unas 10 masas solares, por lo que sus temperaturas parecen demasiado altas para una masa tan baja. El espectro de Wolf Rayet es realmente anómalo: tiene líneas de emisión fuertes y amplias correspondientes a helio, carbono, oxígeno y nitrógeno ionizado, pero apenas hay líneas de absorción. Lo que sorprende a las estrellas de Wolf Rayet es su carencia de hidrógeno. Todas las estrellas deben convertir el hidrógeno en helio para producir energía, pero las estrellas Wolf Rayet tienen poco o ningún hidrógeno.
Los modelos actuales de formación estelar y las pruebas sugieren que las estrellas se forman a partir de nubes moleculares (nebulosas) ricas en hidrógeno. ¿Cómo es posible que las estrellas de Wolf Rayet sólo se formen a partir de helio? Es imposible. Las estrellas de Wolf Rayet deberían haberse formado de la misma manera, pero un mecanismo se encargó de eliminar su hidrógeno.
Estrellas como el Sol emiten un espectro continuo interrumpido por las líneas de absorción provocadas por el gas en su atmósfera. Las estrellas Wolf Rayet también parecen tener atmósferas en rápida expansión (3000 km/s), que son responsables de las líneas de emisión observadas. La excitación de la radiación de la estrella es tal que el gas no lo absorbe, sino que emite energía. Las estrellas Wolf Rayet destruyen estas conchas de gas tan violentamente que la pérdida de masa debe ser muy elevada. Las pérdidas son masivas, rápidas y permanentes.
La envoltura de gas en expansión detectada en el espectro es, en algunos casos, abiertamente visible como una burbuja luminosa compleja que rodea a la estrella Wolf Rayet. En algunos casos se ha llamado nebulosa planetaria, aunque las nebulosas planetarias auténticas se encuentran en estrellas de menor masa como el Sol.
Las características de la estrella Wolf Rayet sugieren que se trata de una estrella de tipo espectral que ha perdido su envoltorio de hidrógeno exterior debido a los fuertes vientos estelares. En otras palabras, miramos directamente el núcleo desnudo de la estrella… ¡¡¡Por eso hace tanto calor!!! La transición del tipo de estrella en Wolf Rayet es corta (100.000 años) y agotadora: durante ese tiempo la estrella pierde más de 10 masas solares.
El Sol también perderá su capa exterior de hidrógeno cuando se convierta en una nebulosa planetaria, pero en ese caso el núcleo desnudo no es una estrella Wolf Rayet sino una enana blanca. La principal diferencia es que la enana blanca está extinta: ya no sufre reacciones de fusión nuclear, es una estrella muerta. Sin embargo, una estrella de Wolf Rayet es el núcleo de un tipo de estrella que, incluso cuando se desnuda, todavía está viva.
Alrededor del 50% de las estrellas Wolf Rayet se encuentran en sistemas binarios. Las estrellas acompañantes suelen ser estrellas espectrales masivas tipo O o B con luminosidades más bajas que Wolf Rayet. Aunque Wolf Rayet tiene una masa menor que su compañero en el sistema binario, su evolución avanzada sugiere que tenía una masa inicial mayor, al menos el doble. El hecho de que la estrella de Wolf Rayet esté en un estado de evolución avanzado significa que su masa y temperatura hicieron envejecer antes que su compañera. La extrema proximidad de la estrella acompañante puede inducir y acelerar la pérdida masiva de la estrella de Wolf Rayet.
Gama Velorum (WC8+07) es una estrella Wolf Rayet de tipo espectral O que reside en un sistema binario.
En el caso de las estrellas Wolf Rayet individuales, la principal causa de la separación de masas es la presión ejercida por la radiación del núcleo sobre las capas exteriores de la estrella.
Las estrellas Wolf Rayet se dividen en subgrupos según la intensidad de sus líneas de emisión:
WC (Apa numbercito).- Líneas de helio, carbono y oxígeno.
WN.- líneas de helio y nitrógeno.
WO.- Líneas de oxígeno muy fuertes. Son muy raros.
ESTRELLAS SUPERGIGANTES
Las estrellas supergigantes son las estrellas más brillantes y mayores de la galaxia. Las estrellas gigantes como Capella y Arcturus son muy grandes, pero las supergigantes son mayores y masivas. Si las estrellas de tipo O y B fueran las estrellas más destacadas de la Galaxia… ¿cuál sería la diferencia con las otras estrellas llamadas Supergigantes? Comparemos:
Las estrellas de tipo O y B son masivas, al igual que los supergigantes.
Las estrellas de tipo O y B son maduras, pero los supergigantes muestran signos de envejecimiento, por lo que son tan extensos.
Las estrellas O y B son calientes, pero los supergigantes pueden tener cualquier temperatura. Son fríos, calientes o calientes, por lo que habrá todos los tipos espectrales de estrellas supergigantes: O, B, A, F, G, K y M.
Las estrellas tipo O y B son brillantes, pero las supergigantes son más brillantes.
Las estrellas O y B son grandes, pero los supergigantes son enormes.
Según la clasificación espectral, las estrellas supergigantes, independientemente de su tipo espectral, pertenecen a la clase de luz Ia (supergegantes luminosas) e Ib (supergegantes). La clase de luminosidad indica indirectamente el tamaño de la estrella.
Una estrella puede ser de tipo espectral B, es decir, caliente. Pero si, además, su clase de luminosidad es Ia o Ib, significa que se trata de una estrella masiva cuya gran superficie le permite emitir más radiación y ser más brillante que las otras estrellas de temperatura similar.
La magnitud bolométrica absoluta (incluyendo toda la radiación emitida, visible e invisible) de las estrellas supergigantes está entre -5 y -12. Las estrellas supergigantes rojas sólo pueden alcanzar una magnitud absoluta de -9,7 bolómetros, por lo que estas estrellas se utilizan como indicadores de distancia. Las supergigantes rojas son relativamente frescas por unidad de superficie (¡el Sol es más caliente!), pero su tamaño es tal que juntas generan mucha radiación. ¡La luminosidad de los supergigantes es tan grande que su luz se refleja en los brazos espirales de otras galaxias! a millones de años luz de distancia!
Sólo las estrellas más masivas pueden convertirse en supergigantes cuando llegan a su estadio evolutivo, por lo que las estrellas supergigantes son muy raras. Las estrellas supergigantes suelen ser inestables y fluctúan en brillo. Éstas son variables.
Algunos supergigantes adornan algunas constelaciones conocidas: Rigel (el camino del hombro de Orion) es una supergigante azul, al igual que Zeta Puppis. Betelgeuse (El hombro de Orión) y Antares (jefe de escorpión) son supergigantes rojas, mientras que Polaris es una supergigante amarilla.
SUPERGIGANTES: CEFEIDOS CLÁSICOS O TIPO I
Las estrellas variables cefeidas, que reciben el nombre de Delta Cephei, han demostrado ser una herramienta útil para medir distancias en el espacio. Sus períodos son muy regulares y están directamente relacionados con la máxima luminosidad que pueden alcanzar entre períodos. Así, midiendo el período de una cefeida, se puede determinar su tamaño absoluto y la distancia que ha recorrido desde la atenuación observada.
Las estrellas cefeidas se dividen en tipos I y tipo II. Las cefeidas de tipo I (clásicas) son estrellas supergigantes amarillas. Son estrellas masivas de la población I (jóvenes y calientes) que se distribuyen en brazos de la Galaxia. Las estrellas cefeidas tipo II no son masivas, son más antiguas y se encuentran en cúmulos globulares y el halo galáctico. Las cefeidas de tipo II son raras.
La cefeida clásica más famosa (tipo I) es polar. Otros son bastante fáciles de encontrar: T Monocerotis, X Sagittarii y Eta Aquila.
EL DESTO DE LAS GRANDES ESTRELLAS
Todas las grandes estrellas tienen problemas. El desequilibrio que experimentan estas estrellas entre la temperatura interna muy elevada y la presión y carga de compresión que ejerce su masa sobre el núcleo estelar se convierte en una batalla de corta duración: las estrellas masivas mueren rápidamente. El ganador es siempre el colapso gravitatorio. Después de una poderosa explosión, una supernova, el núcleo se comprime y se convierte en un agujero negro o una estrella de neutrones. Estrellas masivas mueren tan violentamente que la explosión puede verse una al lado de la otra en el Universo conocido.
MORAL: Es mejor un paso duro que un trote cansado, y estas estrellas están hechas de… una pelota.
Susan McDonald se especializó hace años en el avistamiento y el estudio de estrellas. Nos ha demostrado la importancia del cálculo algorítmico y la precisión para analizar los astros, y ha redactado los mejores artículos de la web para estudiarlas. Practica meditación y trabaja en un centro de astrología cerca de su ciudad.