2. Tipos espectrales

Una vez que la temperatura en el núcleo de laestrella alcanza el valor adecuado, como dijimosen el capítulo anterior, empieza la fusión del hi-drógeno (idealmente del protio, porque el deuteriopor sí solo, como vimos entonces, no dura mu-cho). Aunque algunas estrellas tienen más hidró-geno y otras menos cuando empiezan a brillar, entodas ellas el hidrógeno es un porcentaje elevadí-simo de su masa; cerca del final del libro veremospor qué algunas, como nuestro Sol, ya contienenotros elementos cuando nacen.

Posteriormente estudiaremos con más detalle elproceso central en las estrellas, es decir, la fusiónnuclear. Para entender este capítulo simplementedebes tener clara dos ideas. Por un lado, el he-cho de que la fusión del hidrógeno es un procesomuy violento, que consume ese elemento mien-tras produce helio, y al mismo tiempo libera in-mensas cantidades de energía en forma de foto-nes.

Por otro lado, la influencia de la masa sobre es-te proceso: cuanto mayor es la masa de la estre-lla recién nacida, mayor es la temperatura en sunúcleo y más rápido se produce esta reacción nu-clear de fusión. Una estrella muy pequeña y rela-tivamente fría consume su hidrógeno muy lenta-mente: de ahí que pueda seguir brillando (aunquedébilmente) durante muchísimo tiempo. Por otrolado, una estrella de enorme masa en cuanto naceempieza a consumir su hidrógeno a un ritmo en-diablado: brilla como un millón de Soles, pero enunos pocos millones de años ha consumido casitodo el hidrógeno.

En otras palabras, la masa inicial de la proto-estrella determina la temperatura que alcanza sunúcleo al comprimirse por efecto de la gravedad,así como la presión, y cuanto más grandes sonéstas, más hidrógeno sufre la fusión cada segun-do. Esto significa que la masa inicial es el factormás importante, con una diferencia enorme, quedetermina las propiedades de una estrella, tantolas internas como las visibles desde el exterior.

La más bella de esas propiedades visibles desdeel exterior es el color de la estrella. El color tieneuna importancia fundamental para conocer la na-turaleza de una estrella, ya que nos dice muchosobre lo que pasa dentro, de modo que permiteque me detenga un momento para explicar el por-qué de esa importancia.

Cuando un objeto está caliente, emite radiaciónelectromagnética. Por ejemplo, si calientas un tro-zo de metal con un mechero y luego acercas lamano al metal, notas esa radiación como calor so-bre tu mano. Ahora bien, si sigues calentando eltrozo de metal hasta que su temperatura alcanceun valor bastante mayor, llega un momento en elque no sólo notas esa radiación emitida: puedesverla con tus propios ojos.

14 La vida privada de las estrellas

Metal incandescente.

El metal brilla con un color rojo, apagado alprincipio pero más intenso si se sigue calentando:se dice que está “al rojo vivo”. Ahora bien, ¿quésucede si la temperatura sigue subiendo? Si al-canzas temperaturas muy altas puedes lograr quebrille de un color anaranjado, amarillo o inclusoazulado. Dicho de otra manera –y entender estoes crucial para comprender gran parte del libro–,el color de la radiación emitida depende de la tem-peratura.

El color de la luz es la manera en que traducenuestro cerebro una propiedad de esa luz, que esuna onda: su frecuencia. La luz roja, por ejemplo,tiene una frecuencia menor que la luz azul. Dehecho, un objeto que no está demasiado caliente,como tu propio cuerpo, también emite radiación,pero de una frecuencia menor aún que la del rojo– radiación infrarroja.

Esto, por cierto, es una simplificación: un obje-to no emite una sola frecuencia –si es luz, un solocolor–, sino un abanico de frecuencias. NuestroSol, por poner un ejemplo, emite radiación infra-rroja, luz, radiación ultravioleta, etc. Lo que suce-de es que, a diferentes temperaturas, el máximode radiación emitida pertenece a una frecuenciadeterminada: decir, por ejemplo, que una estrellaes roja, es decir que el máximo de radiación emi-tida tiene color rojo.

Me he detenido tanto tiempo en esto porque esesencial en nuestro conocimiento de las estrellas.Al observar una de ellas y comprobar de qué colorbrilla –más técnicamente, dónde está su máximode radiación emitida–, podemos deducir a qué tem-peratura está su superficie. Y después, gracias anuestros modelos teóricos, podemos estimar quésucede en su interior.

Dependiendo del color de la estrella, y por tantode la temperatura de su superficie, le asignamosuna especie de código para identificarla: su tipoespectral, que es una letra, como la M o la G. Esun sistema bastante arbitrario y absurdo, pero elmás extendido con mucha diferencia para deno-tar temperatura de estrellas, y por eso hablamosde él aquí. Con el tiempo, de hecho, nos dimoscuenta de que las letras suponían escalones de-masiado bruscos, y se añadió un dígito entre el 0y el 9 para diferenciar estrellas del mismo tipo.

Antes de recorrer los diferentes tipos espectra-les, quiero dejar bien clara una cosa: el tipo es-pectral, determinado por la temperatura de su-perficie, no tiene nada que ver con el brillo de laestrella. Lo único que determina esa temperaturaes la masa de la estrella y el momento de su vida,ya que como veremos se producen ciertos cambiosen el ritmo de fusión a lo largo de su existencia.

En consecuencia, es posible tener una estrellamuy compacta y muy caliente, y otra gigantescaen volumen pero más fría, y perfectamente posi-ble que la primera brille menos que la segunda.Recuerda nuestra cadena de razonamiento a par-tir de las protoestrellas: la masa determina el rit-mo de fusión, y éste la temperatura y por tanto elcolor de la estrella.

Dicho esto, recorramos juntos los tipos espec-trales desde los más fríos a los más calientes, dis-frutando al máximo de cada paso.

Las estrellas del tipo L son muy frías: por de-bajo de 2 000 K. Ya hemos visto una categoría deestrellas que pertenecen a este tipo: las enanas

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marrones, que no tenían suficiente masa para irmás allá de la fusión del deuterio. Las estrellas deeste tipo brillan con un color rojo oscuro, y casitoda su energía se emite por debajo del visible, enel infrarrojo.

Como dijimos en el capítulo anterior, a veces esdifícil distinguir una estrella de este tipo de ungigante de gas muy grande, y hay quien no lasconsidera estrellas propiamente dichas porque nohan logrado fusionar hidrógeno-1. Muy a menudono aparecen en las clasificaciones de este tipo, ylas he incluido sobre todo porque es un enlacenatural con el capítulo anterior.

Por supuesto, no todas las estrellas tipo L soniguales: aquí es donde entra en acción el dígito

entre 0 y 9 que mencioné antes, y que actúa demodificador del tipo. Cuanto mayor es ese núme-ro, más fría está la estrella dentro del tipo al quepertenece (no me preguntes por qué a mayor nú-mero menor temperatura). Así, una estrella L9 esmuy fría, mientras que una M5 está más calientey una L0 está rozando el siguiente tipo espectral,es decir, el M.

El siguiente es precisamente el tipo M, el máscomún que vemos en el Universo con mucha di-ferencia. Son estrellas cuya superficie está entre2 000 y 3 500 K, es decir, aún bastante frías; unatipo M9 estará cerca de 2 000 K y una M0 cercade 3 500 K). Se trata, en este caso sí, de estrellasde verdad: realizan la fusión del hidrógeno-1 co-mo debe ser, aunque su masa no es muy grandey por tanto lo hacen a un ritmo muy moderado.

Visión artística de una enana roja de tipo M.

16 La vida privada de las estrellas

Si eliges una estrella al azar de todas las que co-nocemos, será una estrella de tipo M con un 75 %de probabilidad. Esto puede parecer exagerado,pero espero que tras finalizar el libro entiendaspor qué tiene todo el sentido del mundo. Por aho-ra simplemente quédate con la idea de que prác-ticamente todas las estrellas que conocemos sonde tipo M.

Eso sí, ¡ojo! Esto no es lo mismo que decir quecasi todas las estrellas que tú ves en el cielo por

la noche son de tipo M. Como también espero quecomprendas según avanza el libro, las estrellasdel firmamento nocturno visibles sin telescopioson, en un gran número, estrellas especiales: poreso las vemos.

Casi todas las estrellas de tipo M pertenecen ados categorías casi opuestas: enanas y gigantes, ycuriosamente tenemos una de esas enanas rojasprácticamente a nuestro lado –astronómicamentehablando, por supuesto–.

Visión artística de un planeta orbitando una enana roja.

Es posible que sepas que el sistema estelar máscercano al nuestro es Alfa Centauri, a poco másde 4 años-luz de nosotros. El nombre, por cierto,significa que está en la constelación del Centau-ro, que es visible desde el hemisferio sur. La letragriega alfa suele indicar que estamos hablando de

la estrella más brillante de la constelación, comosucede en este caso.

Digo que lo suele indicar porque no siempre esasí. La mayor parte de esas letras, para las es-trellas más brillantes, fueron asignadas en el si-

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glo XVII por el astrónomo holandés Johann Ba-yer. Muchas veces Bayer asignó alfa a la estrellamás brillante, y beta a la siguiente, pero muchasotras veces no fue así. Por un lado era difícil me-dir brillos con precisión, y por otra en ocasionesel holandés simplemente asignó letras de norte asur o en algún otro orden.

Sin embargo, sí es cierto que casi siempre su-cede que alfa se corresponde con la estrella másbrillante de la constelación, como sucede con AlfaCentauri. Se trata de una estrella conocida desdela Antigüedad porque es tan brillante que no hacefalta telescopio alguno para verla.

En el siglo XVIII nos dimos cuenta, sin embar-go, de que no es una estrella, sino dos: se trata deun sistema binario en el que dos estrellas orbitanalrededor del centro de gravedad común. Habla-remos luego de ellas, ya que ninguna de las doses de tipo M.

Lo interesante ahora mismo es que a principiosdel siglo XX descubrimos que había una terceraestrella en el sistema, mucho más alejada que lasotras dos –a unos 0,2 años-luz de ellas– pero muyprobablemente unida a ellas y orbitando alrede-dor del mismo centro de masa. Dado que esa ter-cera estrella está más cerca del Sol que las otrasdos, fue bautizada como Próxima Centauri y es elobjeto estelar más cercano a la Tierra después delSol.

¿Por qué tardamos tanto tiempo en descubrir laexistencia de Próxima Centauri, si está más cercade nosotros que ninguna otra estrella? Lo has adi-vinado: es minúscula. Se trata de una enana roja,de tipo M5, cuya superficie está a unos 3 000 K.Al ser tan pequeña no emite mucha cantidad deradiación, y al estar relativamente fría esa luz esroja, pero al mirala a través de un telescopio deinfrarrojos brilla como una linterna.

Próxima Centauri, en el infrarrojo.

Pero, como decía, otras estrellas de tipo M sonmonstruosamente grandes. La más cercana a micorazón, como no podría ser de otro modo, esla gigantesca Betelgeuse, también llamada AlfaOrionis, ya sabes por qué. El nombre proviene deuna errata al traducir del árabe, Yad al-Jauza, Lamano de Orión, que convirtió la Y en una B. Esun leviatán estelar con un radio seiscientas vecesmayor que el Sol que se encuentra a unos seis-cientos años-luz de nosotros y tiene tipo M2.

Este monstruo es tan grande que, efectivamen-te, de estar donde se encuentra nuestro Sol, susuperficie estaría entre el cinturón de asteroides yJúpiter y es posible incluso que alcanzase ese pla-neta. Todo el espacio interplanetario entre la órbi-ta de Júpiter y el centro del sistema solar, ¡dentrode una estrella! Pero es que, como veremos másadelante, Betelgeuse ni siquiera es la estrella másgrande que conocemos.

Betelgeuse pertenece al top ten, es decir, es unade las diez estrellas más brillantes del cielo noc-turno, en parte por su enorme tamaño y en partepor su gran cercanía a nosotros (si te parece quemedio siglo-luz no es muy cerca, recuerda quenuestra galaxia, la Vía Láctea, tiene un diámetrode unos cien mil años-luz). La mano de Orión es la

18 La vida privada de las estrellas

novena estrella más brillante del firmamento des-pués del Sol.

Betelgeuse, en la parte superior. Más abajo se ve el cinturón deOrión.

Algo más calientes que las estrellas rojas de tipoM son las de tipo K, cuya temperatura superficialronda los 3 500-5 000 K. Aunque no son tan co-munes, ni mucho menos, como las M, las estre-llas de tipo K constituyen alrededor del 13 % delas estrellas que podemos ver.

Su color depende de su temperatura, pero sue-len tener un tono anaranjado: casi rojo para unaK9, y casi amarillo para una K0. Dos de las estre-llas más brillantes del cielo nocturno pertenecen

a este tipo, y una de ellas está muy próxima anosotros –y por eso precisamente es de las másbrillantes, claro–.

Ya hablamos antes del sistema múltiple de es-trellas Alfa Centauri, ya que la más pequeña delas tres, Próxima Centauri, es la más cercana alSol y está bastante alejada de las otras. Bien, delas otras dos, una es de tipo K: se trata de la me-nor de las dos estrellas, Alfa Centauri B, de tipoK1. Como ves está muy caliente dentro de estacategoría, lo que significa que su color es prácti-camente amarillo.

Las dos compañeras, A y B, orbitan alrededordel centro de gravedad común, separadas unadistancia comparable a la que hay entre el Soly Urano, y tardan una vida humana en dar unavuelta completa. Juntas constituyen la tercera es-trella más brillante de la noche terrestre sin teles-copios, ya que es imposible para el ojo humanodistinguirlas de una única estrella.

En 2012, estudiando las perturbaciones de laórbita de Alfa Centauri B, descubrimos un peque-ño planeta que gira a su alrededor: un planeta demasa parecida a la de la Tierra. Desgraciadamen-te ese planeta está tan cerca de la estrella queno es posible que exista en él vida como la co-nocemos, pero la escena desde allí tiene que sermagnífica.

Alfa Centauri B domina el cielo, como nuestroSol domina el de la Tierra, pero habría una enor-me diferencia, claro: la presencia de Alfa Centau-ri A, que será una maravilla en el firmamento ala escasa distancia que está del planeta. NuestroSol, por supuesto, también sería una de las estre-llas más brillantes del cielo centauriano.

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Visión artística del planeta alrededor de Alfa Centauri B. Pueden verse Alfa Centauri A abajo a la izquierda y nuestro Sol arriba ala derecha [ESO/L. Calçada/Nick Risinger (skysurvey.org)/CC Attribution 3.0].

La segunda estrella del top ten que pertenece altipo K es algo más lejana y muchísimo más gran-de que Alfa Centauri B. Se trata de Alfa Bootis, laestrella más brillante de la constelación del Boye-ro, aunque se la conoce más comúnmente comoArturo.

Arturo se encuentra a unos 36,7 años-luz delSol y es la cuarta estrella más brillante del firma-mento nocturno para el ojo humano, justo detrásde Alfa Centauri. Lo curioso es que, siendo justos,Arturo es más brillante que cualquiera de las dos,pero las dos estrellas centaurianas juntas brillanalgo más que Arturo.

Se trata de una estrella muy grande, aunque nolo sea tanto como Betelgeuse: unas veintiseis ve-ces el radio de nuestro Sol. Resalto esto para queveas que es perfectamente posible tener estrellasmás frías que el Sol –que pertenece al siguiente ti-po que veremos– pero mucho más grandes. No esque ambas cosas sean independientes, como ve-

remos en capítulos posteriores, pero no hay unaregla fija.

Al igual que Alfa Centauri B, Arturo es una es-trella K bastante caliente, de tipo K1.5, con lo quese encuentra cerca de pertenecer al siguiente gru-po, al que pertenece nuestro propio Sol.

Y por fin llegamos a la nuestra propia categoría:el tipo G al que pertenece el Sol. Se trata de astroscon temperaturas superficiales de entre 5 000 y6 000 K. Nuestra estrella, cuyo nombre astronó-mico oficial en cualquier idioma es, por cierto Sol,del latín, es de tipo G2, con lo que tiende ya másal blanco que al amarillo.

20 La vida privada de las estrellas

Tamaños comparados del Sol y Arturo.

A veces pensamos que, dado que hay muchísi-mas estrellas en el Universo y la nuestra es sim-

plemente una de ellas, el Sol es una estrella más,como una muestra aleatoria de todas las estrellasposibles. Esto no es así, ya que hay una condiciónprevia: es una estrella más de todas las posiblesalrededor de las que hay planetas con seres inteli-gentes que se hagan esa pregunta.

Digo esto porque sólo el 8 % de las estrellas queconocemos son de tipo G, con lo que no se tra-ta en absoluto de una categoría muy nutrida. Esosí, su sumamos los porcentajes de estrellas M, Ky G –ya que las L casi nunca podemos verlas, detan tenues que suelen ser– estamos hablando del96 % de todas las estrellas que vemos en el Uni-verso. Como espero que te hayas percatado, cadatipo es menos abundante que el anterior, y prontosabrás por qué.

El Sol visto desde la Estación Espacial Internacional [NASA].

La siguiente estrella de tipo G más cercana a laTierra después del Sol es Alfa Centauri A, que espor tanto algo más caliente que su compañera B

de tipo K. Alfa Centauri A es de tipo G2, es de-cir, tiene casi la misma temperatura que nuestropropio Sol. Sin embargo, Alfa Centauri A es algo

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mayor que nuestro Sol y brilla con algo más deintensidad. Ya dijimos antes que, juntas, las doscompañeras A y B constituyen la tercera “estrella”más brillante a simple vista del cielo nocturno te-rrestre.

Otra estrella cercana de tipo G está en la cons-telación de la Ballena: es Tau Ceti, y perteneceal tipo espectral G8. Es ligeramente menor quenuestro Sol, y está algo más fría, pero se parecemucho a nuestra propia estrella.

Nuestro interés por Tau Ceti y otras estrellasparecidas es que, dado que una estrella de tipo Gtiene vida a su alrededor –nuestro Sol, la únicacuyo sistema alberga vida de las que conocemos–,este tipo de astros es un buen lugar donde buscarvida extrasolar. Puesto que Tau Ceti es un siste-ma simple, como el nuestro (a diferencia de Al-fa Centauri) y se encuentra tan sólo a unos doceaños-luz de la Tierra, hemos puesto nuestros ojosen él con especial interés.

En 2012 obtuvimos pruebas bastante segurasde que existe un sistema de planetas alrededor dela estrella, probablemente cinco, además de cin-turones de asteroides y cometas. Algunos de esosplanetas son de tamaño similar a la Tierra o al-go más grandes, y son de los mejores candidatosque tenemos ahora mismo para encontrar vida enotros sistemas estelares.

Pero pasemos a estrellas más calientes quenuestro Sol: las de tipo F son blancas y su super-ficie está entre 6 000 K y 7 500 K. Únicamente el3 % de las estrellas que vemos son de este tipo. Lasegunda estrella más brillante del cielo nocturno,Canopus, es de tipo F. Es una estrella situada enla constelación de Carina, y su nombre sistemá-tico es Alfa Carinae; más adelante conoceremosotra estrella de la misma constelación que es in-cluso más interesante.

Canopus es tan brillante porque cumple va-rias condiciones: está razonablemente caliente,está relativamente cerca de nosotros –a unos tres-

cientos años-luz– y además es monstruosamentegrande, ya que es una súpergigante; hablaremosde lo que significa ese término en el siguiente ca-pítulo, pero es básicamente lo que sugiere el nom-bre.

Canopus, fotografiada desde la Estación EspacialInternacional [NASA].

Independientemente de su brillo relativo por sucercanía a nosotros, Canopus es la estrella inhe-rentemente más brillante dentro de un radio de700 años-luz a a nuestro alrededor. De hecho, seestá acercando a nosotros y dentro de unos cuan-tos cientos de miles de años sobrepasará a Sirio(que se ve más brillante porque está mucho máscerca) y se convertirá en la reina del cielo noc-turno.

Pero hay estrellas aún más calientes: las de ti-po A están entre 7 500 K y 10 000 K y brillan conun color blanco azulado. Paradójicamente, a pe-sar de que sólo una de cada doscientas estrellasestá tan caliente, las estrellas de tipo A son delas más conocidas desde hace milenios porque, alestar a una temperatura tan grande, suelen bri-llar mucho y son visibles a simple vista si estánrelativamente cerca de nosotros.

La estrella más brillante del cielo nocturno, porejemplo, es de tipo A. Se trata de Alfa Canis Ma-joris, y es la estrella más brillante de la conste-

22 La vida privada de las estrellas

lación del Perro Mayor. Es mucho más conocidapor el nombre que le dieron los antiguos griegos,Sirio, que significa algo así como brillante. Siriobrilla tanto, entre otras cosas, porque está a tansólo 9 años-luz del Sol. Recuerda esta cifra cuan-do hablemos de distancias galácticas, porque esrealmente minúscula.

Sirio, la estrella más brillante del cielo nocturno [NASA].

Aunque los griegos no lo sabían, ya que lo des-cubrimos en el siglo XIX, Sirio es un sistema múl-tiple que consta de dos estrellas, que llamamos

Sirio A y Sirio B. Cuando hablamos de Sirio, a se-cas, nos referimos realmente a Sirio A, ya que Si-rio B es minúscula e imposible de observar a sim-ple vista. Hablaremos de ella más adelante.

Pero Sirio no es la única estrella de tipo A connombre propio: como digo, muchas de las estre-llas más conocidas lo son. Las estrellas de es-te tipo combinan una temperatura bastante al-ta con una abundancia relativamente grande –comparada con la de otras aún más calientes–,de modo que son razonablemente fáciles de ver asimple vista cuando no están muy lejos.

Los tres ejemplos más cercanos a mi corazón deestrellas de tipo A, sin duda, son los tres vérticesdel llamado triángulo de verano. La razón es queestas tres estrellas son muy fáciles de ver en elfirmamento en las noches de verano del hemisfe-rio norte, y mi padre me las señaló un millar deveces.

Se trata de Vega, Deneb y Altair. Vega está enla constelación Lira, Deneb en el Cisne y Altair enel Águila, tres constelaciones muy fáciles de en-contrar en el verano septentrional. Las tres sonestrellas jóvenes, terriblemente calientes, que bri-llan con un color blanco prístino en las nochesestivales.

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El triángulo de verano [NASA].

De las tres, dos son tan brillantes porque es-tán muy cerca: Vega a unos 25 años-luz y Al-tair a unos 17-años-luz de nuestro Sistema So-lar. La tercera, Deneb, es muy diferente: está aunos 2 600 años-luz del Sol, una distancia bas-tante grande para que podamos verla con tal cla-ridad en la cabeza del Cisne. Pero Deneb es muydistinta de las otras dos, aunque no lo parezca;hablaremos de esa diferencia en el siguiente capí-tulo.

¡Pero no hemos acabado aún! Las estrellas cu-ya superficie está entre 10 000 y 30 000 K son detipo B. Brillan con un color azul intenso bellísi-mo, pero, al estar tan calientes, no suelen durarmucho tiempo, ya que consumen su combustiblea un ritmo endemoniado.

Hay poquísimas estrellas de este tipo, porquehace falta una gran densidad de hidrógeno paraque se formen y por su breve vida: sólo una de ca-da ochocientas estrellas es de tipo B. Sin embargo,suelen estar juntas formando grupos en las zonasen las que las nubes de gas que las formaron eranmuy densas. Las Pléyades, de las que hablamosen el capítulo anterior, contienen varias estrellasde tipo B.

Las Pléyades están atravesando ahora mismouna región particularmente sucia del medio in-terestelar, que contiene una cantidad razonable-mente alta de polvo. Y se trata de estrellas a tanalta temperatura que calientan el polvo que lasrodea hasta hacerlo brillar como una linterna enel infrarrojo: este brillo no es luz, luego no pode-mos verlo con los ojos, pero el telescopio espacialSpitzer ha tomado algunas imágenes maravillosasdel fenómeno.

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Las Pléyades y el polvo circundante, fotografiados en infrarrojo por Spitzer [NASA].

Aunque parezca mentira, sigue habiendo estre-llas más calientes, aunque son poquísimas. Lasde tipo O tienen su superficie entre 30 000 y60 000 K. Es difícil asimilar la enormidad de esastemperaturas superficiales, pero tal vez esto teayude: como recordarás, cuanto más caliente estáalgo, menor es la longitud de onda en la que emi-te el máximo brillo, y de ahí los diferentes colores.Bien, las estrellas de tipo O emiten más radiaciónultravioleta que luz.

Dicho de otro modo, aunque al mirar una estre-lla de tipo O ves un color azulado precioso, real-mente estás viendo una pequeña fracción de todala energía emitida por la estrella, porque tiene unalongitud de onda tan corta que tus ojos ni siquierapueden detectarla. Sólo una de cada tres millonesde estrellas es de tipo O.

Para que podamos ver una de estas estrellas de-ben suceder dos cosas muy raras: por un ladodebe existir una densidad de hidrógeno originallo suficientemente grande como para alcanzar la

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masa necesaria para que se forme una gargantúade este tipo. Por otro lado, el ritmo de consumo dehidrógeno es tan brutal a esas temperaturas quela vida de estas estrellas es tan efímera como lade una flor delicadísima. Nos iluminan con unaluz indescriptible durante unos pocos millones deaños y luego desaparecen.

Un ejemplo magnífico de una estrella de tipo Oes Zeta Ophiuchi, en la constelación del Serpenta-rio u Ofiuco. Se trata de una estrella O9 con unamasa de unos veinte Soles y una temperatura su-

perficial de unos 34 000 K. Como ves no es unaestrella terriblemente caliente para ser de tipo O,ni tampoco es demasiado grande –de tamaños es-telares hablaremos en el siguiente capítulo–.

Lo que hace especial a Zeta Ophiuchi es el he-cho de que se mueve muy rápido respecto al me-dio interestelar que la rodea: a unos 30 km/s. Es-to, combinado con el hecho de que es una regiónmuy sucia y llena de polvo, hace que suceda algomaravilloso.

La onda de choque creada por Zeta Ophiuchi, vista por Spitzer [NASA].

26 La vida privada de las estrellas

Zeta Ophiuchi, al ser un astro tan masivo y ca-liente, emite ingentes cantidades de radiación alespacio, y también grandes cantidades de masaen forma de plasma: y eso hace a su vez que, a supaso por el medio interestelar lleno de polvo, creeuna onda de choque de una belleza arrebatadoraal mirarla en el infrarrojo.

Como has podido comprobar, el código de letrases bastante arbitrario y un tanto absurdo. En suorigen tuvo que ver con las líneas espectrales delhidrógeno y otros elementos, y posteriormente lainercia ha hecho que lo sigamos utilizando. Dadoque es difícil recordar el orden de los tipos, hayvarias reglas mnemotécnicas que pueden ayudar-te.

La más conocida, en inglés, para recordar el or-den de mayor a menor temperatura (OBAFGKM)es Oh, Be A Fine Girl, Kiss Me, mientras que lamás común en castellano es Otros Buenos Astró-nomos Fueron Galileo, Kepler, Messier.

Aquí tienes una imagen en la que puedes ver elcolor que percibe el ojo humano de cada uno delos tipos espectrales. Los tamaños no tienen porqué ser así –como veremos más adelante, sueleocurrir que cuanto más caliente es la estrella, másgrande es, pero ya hemos visto que esto no siem-pre sucede–. De hecho, en el siguiente capítulohablaremos precisamente de los tamaños estela-res, aunque el nombre sea un poco confuso y seclasifiquen las estrellas según su clase de lumino-sidad.

Tipos espectrales [LucasVB http://commons.wikimedia.org/wiki/User:LucasVB/CC Attribution-Sharealike 3.0].