COMPOSICION

 La composición química de una estrella varía según la generación a la que pertenezca. Cuanto más antigua sea más baja será su metalicidad. Al inicio de su vida una estrella similar al Sol contiene aproximadamente 75 % de hidrógeno y 23 % de helio. El 2 % restante lo forman elementos más pesados, aportados por estrellas que finalizaron su ciclo antes que ella naciera. Estos porcentajes son en masa; en número de núcleos, la relación es 90 % de hidrógeno y 10 % de helio.

En la Vía Láctea las estrellas se clasifican según su riqueza en metales en dos grandes grupos o poblaciones. Las que tienen una cierta abundancia se denominan de la población I, mientras que las pobres en metales forman parte de la población II. Normalmente la metalicidad de una estrella va directamente relacionada con su edad: las de la población I son más jóvenes comparadas con las de la población II. Estas últimas abundan en el halo galáctico, mientras que las estrellas de población I son más frecuentes en regiones cercanas al disco galáctico.

Por otra parte, la composición de una estrella evoluciona a lo largo de su ciclo, aumentando su contenido en elementos pesados en detrimento del hidrógeno, sobre todo. Sin embargo, las estrellas solo queman un 10 % de su masa inicial, por lo que globalmente la metalicidad de una estrella no aumenta mucho durante su vida. Además, las reacciones nucleares solo se dan en las regiones centrales de la misma. Este es el motivo por el que cuando se analiza el espectro de una estrella lo que se observa es, en la mayoría de los casos, la composición que tenía cuando se formó. En algunas estrellas poco masivas los movimientos de convección penetran mucho en el interior, llegando a mezclar material procesado con el original. Entonces se puede observar incluso en la superficie parte de ese material procesado. La estrella presenta, en esos casos, una composición superficial con más metales.

 

 

 

 

 

La estrella prototípica

El Sol es tomado como la estrella prototípica, no porque sea especial en ningún sentido, sino porque es la más cercana a la Tierra y por tanto la más estudiada por los humanos. La mayoría de las características de las estrellas se suelen medir en unidades solares. Las magnitudes solares son usadas en astrofísica estelar como patrones.

La masa del Sol es:

M_sol = 1,9891 × 10³⁰ kg

y las masas de las otras estrellas se miden en masas solares abreviado como M_sol.

 

 

 

          Clasificación

 

La primera clasificación estelar fue realizada por Hiparco de Nicea y preservada en la Cultura Occidental a través de Ptolomeo, en una obra llamada almagesto. Este sistema clasificaba las estrellas por la intensidad de su brillo aparente visto desde la Tierra. Hiparco definió una escala decreciente de magnitudes, donde las estrellas más brillantes son de primera magnitud y las menos brillantes, casi invisibles con el ojo desnudo, son de sexta magnitud. Aunque ya no se emplea, constituyó la base para la clasificación actual.

La clasificación moderna se realiza a través del tipo espectral. Existen dos tipos de clasificación, basados en dos catálogos diferentes: el catálogo de Henry Draper (HD) realizado en Harvard a principios del siglo XX, el cual determina lo que se denomina Tipo espectral, y el catálogo del Observatorio Yerkes, realizado en 1943, el cual determina lo que se denomina Clase de luminosidad.