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Las estrellas enanas son estrellas menos brillantes que el Sol. Las estrellas que son más brillantes que el Sol se llaman “estrellas gigantes”.
Las estrellas enanas nacen por la evolución de una estrella
La mayoría de las estrellas en el cielo, excepto las más brillantes, aparecen blancas o azuladas a simple vista, porque son demasiado tenues para que funcione la visión del color.
Las estrellas gigantes rojas son más frías y rojas que las estrellas enanas rojas.
Desde que nace una estrella, hasta que se agota el hidrógeno de su núcleo, transcurre prácticamente el noventa por ciento de la vida de esa estrella.
Durante esta fase de su vida, la estrella brilla menos que el Sol.
La gran mayoría de las estrellas del universo son estrellas enanas y representan la “normalidad” en astrofísica estelar.
Primeros pasos en la clasificación por estrellas
Hasta 1980, la “astronomía” consistía en el estudio de la “posición y movimientos” de los cuerpos celestes.
Edward Pickering se propuso dar un paso más y conocer la naturaleza de las estrellas. Se propuso descubrir la composición física de las estrellas. Eso ya era “astrofísica”.
Este profesor visionario comenzó colocando un prisma en el objetivo del telescopio, con el fin de obtener los espectros de luz de las estrellas.
Esta técnica elemental ya había sido ideada por William Herschel en 1798. Así hizo las primeras descripciones de los espectros de dos estrellas conocidas: Sirio y Arturo.
Poco después, en 1814, Joseph Fraunhofer comenzó a estudiar las líneas que aparecían en el espectro del Sol.
En 1861, Gustav Kirhhoff y Robert Bunsen utilizaron las líneas descubiertas por Fraunhofer, para identificar los elementos químicos en la atmósfera solar.
En 1862, Lewis Rutherford había obtenido las primeras placas espectrales de luz estelar.
En 1867, el jesuita Angelo Secchi, hizo una clasificación de las estrellas, en base a los elementos químicos que mostraban sus espectros de luz.
Calificación de estrellas en Harvard
En 1881, en el Observatorio de Harvard, Edward Pickering había acumulado placas fotográficas con los espectros estelares más detallados capturados hasta esa fecha.
El profesor Pickering decidió ofrecer un empleo temporal a su joven ama de llaves, Williamina Fleming, para que trabajara en la clasificación del material.
Como esperaba la profesora astuta y clarividente, una vez que su inteligencia estuvo al servicio de una causa atractiva, Williamina Fleming trabajó incansable y eficientemente.
En esta primera etapa, identificó y clasificó los espectros de más de 10.000 estrellas.
En 1886, la viuda de Henry Draper, pionero en la obtención de fotografías de espectros de estrellas, decidió financiar el trabajo del Observatorio de Harvard.
Edward Pickering no perdió un solo momento. Su primera experiencia con una mujer inteligente no podría haber sido mejor, por lo que contrató a otras nueve mujeres.
Les encargó la realización de cálculos de rutina, para analizar las fotografías de las estrellas y clasificar los espectros registrados en las placas fotográficas.
Este fue sin duda un trabajo más desafiante para estas jóvenes que limpiar en una casa o trabajar en una fábrica.
Se capacitó a mujeres en las universidades femeninas de la zona; y el equipo, liderado por Williamina Fleming, empezó a destacar por su eficacia y sagacidad.
Fue un equipo maravilloso, y estas jóvenes se hicieron famosas como “computadoras de Harvard“.
Nuevo sistema de clasificación por estrellas
Williamina Fleming ayudó a desarrollar un sistema de asignación de estrellas, que básicamente consistía en asignarle una letra a la estrella, que dependía de la cantidad de hidrógeno observado en su espectro.
Las estrellas clasificadas con la letra A estaban formadas casi en su totalidad por hidrógeno, las clasificadas con la letra B contenían menos hidrógeno, y así sucesivamente, 16 tipos de estrellas, de la A a la N.
El profesor Pickering no dudó en hacer un reconocimiento público de su autoría y es la base de la clasificación espectral en uso hoy: Clasificación de Harvard.
Mejoras en el sistema de clasificación de Harvard
El sistema ideado por Williamina Fleming sirvió como base de trabajo para desarrollar una clasificación de estrellas basada en la temperatura observada.
En 1896, Annie Cannon se unió al equipo de las computadoras de Harvard. Se le encomendó continuar con la clasificación estelar del Hemisferio Sur.
En un intento por realizar mejoras y agilizar el trabajo en el sistema de catalogación, Annie Cannon estableció reglas de clasificación basadas en la temperatura de las estrellas.
Estos avances sustanciales en la clasificación espectral son la base del sistema que se utiliza actualmente.
En 1906, el astrónomo danés Ejnar Hertzprung sugirió que las estrellas más rojas, asignadas como K y M en el esquema de clasificación de Harvard fueran divididas en dos grupos:
- Estrellas gigantes, aquellas que eran mucho más brillantes que el Sol.
- Estrellas enanas, aquellas que brillaban mucho más débilmente que el Sol.
Clasificación de las estrellas enanas.
El grupo de estrellas enanas se dividió posteriormente en siete subgrupos:
- Enanas rojas: son estrellas de poca masa durante su evolución.
- Enanas amarillas: sus masas son comparables a la del Sol.
- Enanas naranjas: son estrellas con una masa ligeramente mayor que la del Sol.
- La enana azul es una clase hipotética de estrellas de muy baja masa que aumentan de temperatura tan pronto como llegan al final de su vida.
- Enanas blancas: son estrellas formadas por electrones, que se encuentran en la etapa final de su evolución. No tienen suficiente masa para colapsar en una estrella de neutrones o explotar como una supernova.
- Enanas negras: son enanas blancas que se han enfriado tanto que ya no emiten luz visible.
- Enanas marrones: tienen poca masa, menos de 0,08 masas solares. Esta pequeña masa no es suficiente para provocar la fusión del hidrógeno en helio.
Las estrellas no permanecen en su estado enano de por vida, sino que se convierten en gigantes, aunque, en el curso de su evolución, eventualmente pueden volver a un estado enano blanco.
El Sol, actualmente una estrella enana, será una gigante roja en cinco mil millones de años, y en otros quinientos millones de años volverá a ser una enana, esta vez una enana blanca.
El grupo de estrellas enanas se denomina técnicamente estrellas de “clase de luminosidad V”.
Enanas rojas
La enana roja es una estrella pequeña y relativamente fría.
Este tipo está formado por la mayoría de las estrellas, siendo sus valores de masa y diámetro inferiores a la mitad de los del Sol y una temperatura superficial inferior a 4.000º K.
Según algunas estimaciones, las enanas rojas representan las tres cuartas partes de las estrellas de la Vía Láctea; pero, debido a su baja luminosidad, no se pueden observar fácilmente.
Desde la Tierra, ninguno es visible a simple vista. Proxima Centauri, la estrella más cercana al Sol, es una enana roja, al igual que veinte de las treinta estrellas más cercanas.
Las enanas rojas con menos de 0,35 masas solares se desarrollan muy lentamente, albergando una luminosidad constante y un tipo espectral, por lo que, en teoría, su combustible tardará unos miles de millones de años en agotarse.
Enanas blancas
La enana blanca es un remanente estelar que se genera cuando una estrella de masa menor a 10 masas solares ha agotado su combustible nuclear, y ha expulsado gran parte de esta masa en una nebulosa planetaria.
Las enanas blancas son, junto con las enanas rojas, las estrellas más abundantes del universo.
El 97% de las estrellas que conocemos, incluido el Sol, pasan por esta etapa de evolución estelar.
Enanas marrones
Se cree que las enanas marrones son estrellas fallidas, ya que contienen los mismos materiales que una estrella como el Sol, pero con muy poca masa para brillar.
Son muy similares a los planetas gaseosos; no son del todo planetas, pero tampoco son estrellas.
Utilizando a Júpiter como comparación, la enana marrón es 10 veces más masiva, la estrella de baja masa es 100 veces más masiva y el Sol es aproximadamente 1.000 veces más masivo.
La primera enana marrón verificada fue Teide-1, en 1995, en el Observatorio del Teide, en Canarias.
La masa de esta estrella enana es 25 veces mayor que la de Júpiter. Los investigadores canarios se refirieron a ella como un superplaneta.
María Teresa Ruiz, astrónoma chilena, el 15 de marzo de 1997, pudo hacer un aporte muy importante a la Astronomía: su mirada se encontró con un objeto que no estaba buscando.
Ella al principio no sabía qué era este objeto. No parecía una estrella; podría ser un planeta gigante, un súper Júpiter o una enana marrón.
En última instancia, resultó ser un sistema de dos enanas marrones ubicadas en la constelación meridional de Hydra, aproximadamente a 61 años luz de la Tierra.
Este objeto descubierto por la Dra. María Teresa Ruiz se ha denominado objeto enana marrón Kelu-1.
La imagen que María Teresa obtuvo el 15 de marzo de 1997, la tomó a través de un filtro de infrarrojos, con el telescopio de 3,6 metros, en el Observatorio La Silla.
Las enanas marrones ocupan el rango de masa entre los planetas gigantes gaseosos más pesados y las estrellas más ligeras.
La masa de las estrellas marrones más grandes es entre 75 y 80 veces la masa de Júpiter.
La fusión nuclear ocurre en la juventud de la estrella, pero el combustible atómico desaparece rápidamente y su reacción nuclear no puede resistir el inmenso colapso gravitacional.
Las enanas marrones continúan brillando durante un tiempo debido al calor residual de las reacciones y la lenta contracción de la materia que las forma. Pero, se enfrían hasta alcanzar un equilibrio.
Las estrellas se clasifican por clase espectral, y las enanas marrones se designan como tipos M, L, T e Y.
A pesar de su nombre, las enanas marrones vienen en diferentes colores: magenta, naranja o rojo.
Las enanas marrones no son muy luminosas en longitudes de onda visibles.
