Clasificar las estrellas

La original idea, que retomó Aristarco de Samos cien años después, era sin embargo solo una especulación que únicamente se vio confirmada por los astrónomos de la revolución científica en los siglos XVI y XVII. A medida que se contó con telescopios cada vez más poderosos, se hizo evidente que las estrellas no eran todas iguales, sino que tenían diferencias en su tamaño, luminosidad y temperatura, y se empezaron a proponer clasificaciones.

Para entender las distintas formas que usamos hoy en día para clasificar las estrellas y entender también la evolución de nuestro propio sol, tenemos que remitirnos a uno de los descubrimientos más conocidos de Isaac Newton: la descomposición de la luz en un espectro de colores.

Cuando se representa el espectro de nuestro sol, se suele hacer con los colores del arcoíris formando un continuo, pero en realidad esto no es así. En 1802, el científico británico William Wollaston, descubridor de los elementos rodio y paladio, observó que no había una banda continua de colores en el espectro del sol, sino que mostraba una serie de líneas oscuras superpuestas. Sin conocer el trabajo de Wollaston, el físico bávaro Joseph von Fraunhofer, inventor del espectroscopio, que se utiliza para medir distintas propiedades de la luz, hizo la misma observación y halló casi 600 líneas en el espectro solar, que hoy llevan su nombre. Al ver que la luz de otras estrellas mostraba también líneas oscuras pero en disposiciones diferentes, pudo determinar que no eran producto de alteraciones producidas por la atmósfera, sino características propias de la luz, aunque hoy sabemos que efectivamente algunas de esas líneas son producto de elementos en nuestra atmósfera que deben tenerse en cuenta al analizar los espectros.

En 1859, los alemanes Gustav Robert Kirchhoff y Robert Bunsen propusieron que las líneas oscuras se debían a la presencia de elementos químicos en la atmósfera del sol que absorbían esas longitudes de onda de la luz. Las líneas de absorción, así, transmiten información sobre la composición de la fuente de la luz independientemente de cuán lejos esté. Y, finalmente, en 1864 William Huggins demostró que los elementos causantes de esas líneas de absorción eran de los mismos materiales, los mismos elementos, que encontramos en nuestro planeta. Es decir, que las estrellas no estaban formadas por sustancias exóticas, místicas o especiales, sino totalmente naturales.

Con todos estos elementos, los astrónomos del siglo XIX se lanzaron a analizar y clasificar las estrellas.

La clasificación espectral que se utiliza actualmente se desarrolló en el Observatorio de Harvard después de que el astrónomo Henry Draper fuera el primero en fotografiar el espectro de la estrella Vega en 1872. Su equipo y un legado en metálico se entregaron al observatorio para continuar el trabajo de observar los espectros de las estrellas.

Allí, Edward Charles Pickering continuó el esfuerzo de catalogar las estrellas utilizando fotografías. La ventaja de este sistema es que se pueden hacer largas exposiciones que permitan reunir la luz de estrellas que no son visibles simplemente viendo por el ocular de un telescopio. Pickering reclutó para trabajar en el observatorio a más de 80 mujeres, las 'computadoras de Harvard' que originalmente se ocupaban de procesar la creciente oleada de datos astronómicos que se iban generando en el observatorio. Pero su trabajo pronto trascendió los meros cálculos.

Dado que las fotografías de los espectros estelares eran en blanco y negro y por tanto no se podía determinar cuánta luz producía una estrella en cada longitud de onda, Williamina Fleming y algunas de sus compañeras diseñaron una forma de clasificar a las estrellas según sus líneas de absorción, estableciendo 22 clases de estrellas, de la A a la P. Annie Jump Cannon estableció otro sistema de catalogación, por clases espectrales, que la Unión Astronómica Internacional resolvió adoptar en mayo de 1922 y que se utiliza hasta la actualidad.

Cuando se determinó que la fuerza relativa de las líneas de absorción dependía de la temperatura de las estrellas, se reorganizó el sistema de clasificación de Cannon según sus temperaturas: O, B, A, F, G, K, M, donde las estrellas O son las más frías y las M las más cálidas. Además, se ha determinado que esta secuencia también nos revela la masa de las estrellas. Las O tienen 16 o más veces la masa del sol y la cifra va disminuyendo hasta las M, que tienen entre 0,08 y 0,45 veces esa masa. Estas siete clasificaciones se subdividen adicionalmente por sus temperaturas de 0 (la más cálida del grupo) a 9 (la más fría).

Cada estrella además se clasifica según su luminosidad, añadiéndole un número romano a la letra y número anteriores, donde las 0 son hipergigantes extremadamente luminosos, las Ia Iab y Ib supergigantes de diversa luminosidad, IIb son gigantes luminosos, III son estrellas brillantes normales, IV son subgigantes y V son las estrellas enanas o de secuencia principal. Así, por ejemplo, Nuestro sol es Sirio A, la más luminosa estrella de nuestra noche, tiene una clasificación A0mA1 Va, que indica que pertenece al mismo tiempo a A0 y A1, que es muy cálida y de baja luminosidad.

Catalogar las estrellas nos permite también conocer sus procesos de evolución. Como enormes hornos que son, generando energía mediante fusión nuclear, las estrellas nacen al colapsarse nubes de polvo y gas gigantescas y, según la masa que tengan al aparecer, seguirán distintas rutas evolutivas. Mientras mantengan una reacción de fusión nuclear sostenida, se les considera «de secuencia principal». En general, mientras más masiva es una estrella, tiene una vida más breve. Al agotarse su combustible, puede volverse una gigante roja, una enana blanca, estallar como una nova o supernova, o colapsar como una estrella de neutrones o un agujero negro. En todo caso, el polvo y los restos de las estrellas eventualmente dan vida a nuevas estrellas.