Tipos de estrellas

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El eje vertical es una medida de la energía que libera la estrella (muy relacionada con su magnitud absoluta) mientras que la abscisa nos informa del color o, lo que es equivalente, la temperatura de la superficie visible. Así, en el eje horizontal se puede encontrar expresado tanto en unidades de temperatura, en colores, o clase espectral. Muchas veces, sobre todo a la hora de clasificar a las estrellas, es esta última la que se toma. Están establecidas según las características de los espectros que se obtienen de las estrellas. Por motivos históricos, las clases espectrales son: O B A F G K M

Clase O: Líneas del helio, el oxígeno y el nitrógeno, además de las del hidrógeno. Comprende estrellas muy calientes, e incluye tanto las que muestran espectros de línea brillante del hidrógeno y el helio como las que muestran líneas oscuras de los mismos elementos.

Clase B: Líneas del helio alcanzan la máxima intensidad en la subdivisión B2 y palidecen progresivamente en subdivisiones más altas. La intensidad de las líneas del hidrógeno aumenta de forma constante en todas las subdivisiones. Este grupo está representado por la estrella Epsilon Orionis.

Clase A: Comprende las llamadas estrellas de hidrógeno con espectros dominados por las líneas de absorción del hidrógeno. Una estrella típica de este grupo es Sirio.

Clase F: En este grupo destacan las llamadas líneas H y K del calcio y las líneas características del hidrógeno. Una estrella notable en esta categoría es Delta Aquilae.

Clase G: Comprende estrellas con fuertes líneas H y K del calcio y líneas del hidrógeno menos fuertes. También están presentes los espectros de muchos metales, en especial el del hierro. El Sol pertenece a este grupo y por ello a las estrellas G se les denomina "estrellas de tipo solar".

Clase K: Estrellas que tienen fuertes líneas del calcio y otras que indican la presencia de otros metales. Este grupo está tipificado por Arturo.

Clase M: Espectros dominados por bandas que indican la presencia de óxidos metálicos, sobre todo las del óxido de titanio. El final violeta del espectro es menos intenso que el de las estrellas K. La estrella Betelgeuse es típica de este grupo.

Ciclo de vida del Sol

Es en los grandes hornos de fusión nucler donde se forman los elementos químicos, hasta el hierro/níquel.

A lo largo de estos procesos la estrella ha ido diferenciándose por capas, como si fuera una cebolla, en la que los diferentes elementos químicos se han ido depositando en una capa determinada. En el centro de la estrella están los elementos más pesados como el hierro y el níquel.

En todas las transformaciones anteriores siempre hay una ganancia de energía, ya que la energía producida en la fusión es mayor que la energía necesaria para unir los átomos. El punto máximo es el del hierro, por lo que a partir de este metal, la energía obtenida es menor que la suministrada. Esto provoca que la estrella entre en decaimiento, lo que la lleva irremediablemente al fin de sus días.

En la capa más profunda se concentra el Hierro y el Níquel
Luego el Silicio
En la tercer capa se reunen el Oxígeno y el Magnesio.
En la cuarta capa se depositan el Oxígeno, el Magnesio y el Sodio.
En la quinta capa el Carbono y el Oxígeno.
En la sexta capa se condensa el Helio.
Y en la atmósfera solar el Hidrógeno.

En la primera etapa, o SECUENCIA PRINCIPAL, los Soles emplean como combustible el hidrógeno, luego el helio, y los elementos de número bajo a medida que se vanformando.
Cuando los elementos livianos se terminan, empieza a utilizar metales (se incluyen también semimetales y gases nobles) para mantener a la estrella activa. A medida que se queman metales más pesados la estrella se comprime y aumenta su temperatura, para facilitar los procesos de fusión.
Se llevan a cabo cuatro procesos fundamentales en esta etapa:
1. la quema del carbono (seis protones),
2. del oxígeno (ocho protones),
3. del neón (diez protones)
4. y del silicio (catorce protones).
En estos cuatro procesos se obtiene una amplia variedad de elementos químicos diferentes llegando finalmente hasta el hierro (26 protones) y el níquel (28 protones).

Evolución y la nucleosíntesis estelar

Cualquier SOL empieza su vida siendo una gran bola supercaliente compuesta principalmente de hidrógeno.
Debido a las reacciones de fusión termonuclear, dos átomos de hidrógeno (un protón) se combinan para dar lugar a uno de helio (dos protones). Este proceso genera una cantidad descomunal de energía que proporciona a la estrella combustible suficiente para sobrevivir durante un período comprendido entre millones de años (estrellas más grandes) y miles de millones de años (estrellas más pequeñas). Esta fase de la evolución estelar recibe el nombre de SECUENCIA PRINCIPAL y ocupa un 90% del total de la vida de la estrella.
Nuestro Sol, que es una estrella de las pequeñas, tiene actualmente unos 4.500 millones de años y está todavía en la mitad de su vida, así que tiene combustible para otro período de tiempo similar al que lleva vivido.

Pero todo en la vida se acaba, y llegado el momento, el hidrógeno comienza a escasear. Es entonces cuando el combustible de la estrella pasa a ser el helio (dos protones), que al combinarse da lugar al berilio (cuatro protones). Una vez que se acaba el helio se utiliza el berilio, y así sucesivamente.
Por: Wis_Alien

Nebulosa protosolar

Todo Sol se forma a partir de escombros. Esos residuos se denominan NEBULOSA.
Las partículas son unidades de energía que a su vez inducen movimiento.

Cada Sol es un gigantesco incidente de FUSIÓN y sus consecuencias.

Estructura del Sol