Mucho más allá de nuestro Sistema Solar se encuentra las estrellas. Todas las noches despejadas podemos verlas como puntitos luminosos, prendidos de la bóveda celeste.
Si las observamos a través del telescopio más potente del mundo, nos parecerían muchos más deslumbrantes, pero seguirían viéndose como pequeñísimos puntitos. La distancia que nos separa de las estrellas fue un misterio para el hombre hasta el siglo XIX. Los cuerpos de nuestro sistema planetario se mueven, y al cabo de varios días vemos que ocupan un lugar diferente respecto de las estrellas que les rodean; éstas, en cambio, permanecen fijas unas con respecto a otras: la forma de las constelaciones no varían con los siglos. Se habló, así, de las estrellas fijas.
Hasta que , en 1792, Piazzi –más tarde descubridor de ceres- advirtió, no seis sorpresa, que una estrella, la 61 del Cisne, no se encontraba exactamente en el punto en que la habían visto los astrónomos de siglos anteriores.
A base de medidas muy precisas, que exigieron varios años, se comprobó que se movía hacia el NE, en un movimiento que había que medir por siglos: ¡Pero se movía!. El fenómeno no había tenido precedentes. Piazzi la llamó la “estrella volante”.
Pero, ya en el siglo XIX, F. W. Bessel llegó a una conclusión distinta: si la 61 del Cisne parece moverse respecto de las demás estrellas, no es porque sea una estrella especial, sino porque está más cerca. Bessel aplicó entonces las reglas de la trigonometría, tomando como base de un larguísimo triángulo el eje de la órbita de la Tierra. A partir de cálculos muy cuidadosos, pudo determinar su distancia, del orden de unos once años-luz. Las estrellas no eran fijas, ni se encontraban a distancia infinita!.
Hoy conocemos la distancia de muchas estrellas con bastante aproximación, y en otros casos la evaluamos por estimación: pero ya sabemos que aquellos puntitos luminosos están de nosotros a varios años-luz.
Su movimiento aparente es lentísimo, pero sabemos también que al cabo de cientos, de miles o de millones de años las constelaciones que hoy vemos en el cieno aparecerán desfiguradas, irreconocibles.
Semejantes distancias nos hacen suponer que si vemos las estrellas es porque son sumamente brillantes: Tan brillantes, más o menos, como nuestro Sol. En otras palabras: las estrellas son otros tantos soles contemplado a inmensa distancia. No vemos iguales todas las estrellas: unas son bellos luceros, otras apenas se distinguen a simple vista.
Desde hace tiempo se ha aceptado una clasificación por magnitudes; las más brillantes son de la primera magnitud; las que brillan sensiblemente la mitad que éstas son de segunda magnitud; las que brillan la mitad de las de segunda son de tercera, y así sucesivamente.
No todas las estrellas brillantes están relativamente cerca; ni todas las mortecinas están extraordiamente lejanas: ocurre también que hay estrellas intrínsecamente más brillantes que otras. Así Rigel o Deneb figurán entre las de primera magnitud y, sin embargo, distan cientos de años-luz: Porque son unas diez mil veces más luminosas que el Sol.
Por el contrario, hay estrellas relativamente vecinas (es un decir) como la de Barnard o la Wolf 359, que no se distinguen a simple vista. Hace años se estimaba que el Sol era una estrella modesta, pues la mayor parte de las conocidas tenían mayor brillo intrínseco; hoy cuando se descubren cantidades ingentes de estrellas enanas sabemos que nuestro Sol ocupa un lugar decoroso.
Clasificación espectral
La forma más sencilla de comenzar a estudiar un conjunto de objetos es clasificarlos en función de características de su espectro, por lo que la llamamos clasificación espectral.
La clasificación espectral divide las estrellas en tipos espectrales y, con un refinamiento posterior, en clases de luminosidad.
Los tipos espectrales se definen en función de las características presente en el espectro de las estrellas. Originalmente, los tipos espectrales fueron definidos por letras del alfabeto: A,B,C…. Conforme avanzaba la clasificación, algunos tipos se refundieron, y con ellos sus letras. Posteriormente, los diferentes tipos espectrales pudieron asociarse a la temperatura de las estrellas (lo que constituye un descubrimiento fundamental) y fueron ordenados en temperaturas decrecientes.
De este modo, quedo la moderna serie de tipos espectrales: O,B,A,F,G,K,M. Esta serie ha sido recientemente extendida hacia temperaturas menores con dos nuevos tipos espectrales, el L y el T. Los tipos O tienen temperaturas superficiales de al menos 30.000º kelvin. Los tipos fríos llegan a temperaturas por debajo de 2000º K. Cada tipo espectral está dividido en diez subtipos que recibieron números del 0 (el más caliente ) al 9 (el más frío).
Las clases I y II designan supergigantes, l clase III gigantes, la clase IV subgigantes y la clase V, las enanas de la secuencia principal. Menos utilizadas son las clases VI y VII, para designar a las subenanas y las enanas blancas. Nuestro Sol es de tipo G2V, es decir, una estrella de tipo espectral G2 y clase de luminosidad V.
Fuentes: El Universo, aula abierta salvat y 100 conceptos básicos de astronomía
