Uno de los pasos fundamentales que realiza la ciencia en cualquier caso es ordenar y clasificar en grupos el objeto de estudio. La astrofísica no iba a ser menos. En este artículo vamos a hablar de la forma de clasificar estrellas más utilizada: la Clasificación Estelar de Harvard. ¡Comencemos!
Como vemos en el arco-iris y como demostró Newton en 1667, la luz puede descomponerse en colores o frecuencias. En 1859 Gustav Kirchhoff y Robert Bunsen construyeron un aparato para descomponer con mucha precisión la luz y realizaron una serie de experimentos que certificaban que, cada elemento químico emitía un conjunto de líneas muy concreto, cómo un código de barras, único para cada elemento. Por tanto, observando la luz que emite un objeto, podemos saber qué elementos químicos hay en él analizando este código de barras al que llamamos espectro.
El espectro de la luz de las estrellas nos permite saber qué elementos químicos hay en ellas
A principios del S. XX trabajaba en Harvard un grupo de mujeres a las órdenes de Edward Charles Pickering. En aquel entonces no estaba bien visto que las mujeres trabajasen fuera de casa, mucho menos en ciencia. De echo, aunque algunas conseguían estudiar carreras científicas, la propia universidad no les otorgaban el graduado ni ningún certificado de haber realizado los estudios. Este grupo de mujeres, llamado en aquel entonces de forma despectiva el Harem de Pickering, se compuso de entre 13 y 25 mujeres a lo largo de los años a quienes se les daban tareas repetitivas y monótonas, ya que Pickering pensaba que, al estar acostumbradas a la costura, las mujeres eran más meticulosas que los hombres. Además, esas tareas, en principio, no requerían pensar. Por todo esto, eran tareas ‘demasiado nimias‘ para que los hombres perdieran su tiempo en ellas, pero perfectas para mujeres.
Sin embargo, el tiempo ha hecho justicia y se ha reconocido la gran labor de estas mujeres, que excedió con mucho lo que Pickering pensaba que eran capaces de hacer. Hoy las llamamos las Calculadoras de Harvard, y dos de ellas eran Annie Jump Cannon y Antonia Maury.
Pickering recibe la tarea de crear un gran mapa del cielo y para ello tiene que observar, anotar y clasificar todos los objetos. Para ello, se realizaban fotografías y las Calculadoras de Harvard eran las responsables de analizar las placas fotográficas minuciosamente e ir identificando y anotando todos los objetos que veían en ellas. Era un trabajo muy tedioso, con kilómetros y kilómetros de placas para analizar. El sistema para clasificar estrellas que Pickering crea en un principio se compone de 17 tipos de estrellas y se basaba en los espectros de las estrellas. Funcionaba a modo de cajonera: identificó una estrella que podía ser representante de cada tipo y, a partir de ahí, todas las estrellas cuyo espectro se parecía a una de las representantes se guardaba en ese cajón.
Pickering establece un sistema de 17 categorías que agrupaban las estrellas de espectros parecidos
Antonia Maury y, especialmente, Annie Jump Canon, dedicaron su vida a analizar el espectro de más de 225000 estrellas. Con toda esta experiencia, entre 1918 y 1924 mejoraron esta clasificación dejándola sólo en 7 grupos principales cuyas letras identificativas son O, B, A, F, G, K y M. La clasificación se hacía en base a las líneas espectrales presentes en la luz de cada estrella, así como la intensidad de la línea. Las líneas espectrales nos dicen qué elementos químicos hay en las estrellas, y en aquel momento se pensaba que su intensidad indicaba cuánta cantidad de ese elemento químico había.
Debido a la gran cantidad de espectros que se conocían, pronto se hizo patente que, dentro de cada grupo, era necesario hacer subgrupos. Se decidió que cada tipo estelar se dividía en 10 subgrupos que se nombraban con números del 0 al 9. De este modo, una estrella A9 sería muy parecida a una estrella F0.
Annie Jump Cannon y Antonia Maury mejoraron el sistema dejando 7 categorías principales, cada una con 10 subgrupos, que clasificaban las estrellas según su espectro y la intensidad de las líneas espectrales
Sin embargo, aquello de que cuanto más intensa era una línea espectral, más abundancia de ese elemento químico había en la estrella, no convenció a otra mujer que entró a formar parte de las Calculadoras de Harvad en 1923: Cecilia Payne-Gaposhkin. Ella, que se había formado en Cambridge, conocía el trabajo de Menghad Saha. Éste decía que la luz que emitían los átomos se producía cuando un electrón salta de una órbita más alejada del núcleo (y por tanto más energética) a otra órbita más cercana (y menos energética). La energía sobrante se emite en forma de luz. ¿Y como llegan los electrones a órbitas más energéticas? Pues este proceso se llama excitar un átomo y se consigue aportando energía, lo cual tiene que ver, en parte, con aumentar la temperatura.
El trabajo de Saha permitía saber, a determinadas condiciones de temperatura y presión, qué porcentaje de un grupo de átomos de un elemento químico estaría ionizado. Payne aplicó ésto a las condiciones de las estrellas y escribió lo que se conoce, aún hoy en día, como la tesis más brillante jamás escrita en astrofísica. En ella se daban dos conclusiones: la primera era el correcto porcentaje de cada elemento químico presente en las estrellas, y la segunda, la relación entre la intensidad de las líneas espectrales y la temperatura a la que se encuentra la superficie de la estrella.
Cecilia Payne dedujo que la intensidad de las líneas no era evidencia de la cantidad de elemento químico presente en las estrellas, sino de su temperatura
Con esto, se redefinió el sistema de clasificación: los tipos y subtipos seguirán siendo los mismos, aunque ahora se sabe que las líneas espectrales nos hablan, no sólo de qué elementos químicos hay, sino también de las proporciones correctas y de la temperatura superficial de las estrella. Con todo ésto, nos queda:
- Tipo O: son las de mayor temperatura superficial, más de 24726 ºC. Aunque el hidrógenos sea el componente principal, a esta temperatura está completamente ionizado, así que no se observan líneas de hidrógeno porque los átomos han perdido su único electrón. Hay líneas de Helio ionizado, Silicio triplemente ionizado y nitrógeno doblemente ionizado.
- Tipo B: entre 10726 y 24726ºC en superficie. Hay líneas de helio y empiezan a aparecer las líneas de hidrógeno que son más intensas desde el B0 al B9.
- Tipo A: entre 7226-10726 ºC en superficie. No hay líneas de helio, pero sí muy fuertes de hidrógeno. También pueden mostrar algunas de magnesio, calcio o hierro ionizado.
- Tipo F: entre 5726 y 7226ºC en superficie. Se atenúan las líneas de hidrógeno porque hay menos porcentaje ionizado. Hay algunas líneas de otros elementos, ionizados y sin ionizar a partes iguales.
- Tipo G: entre 4726-5726ºC en superficie. Hay líneas de moléculas sencillas, las del hidrógeno se hacen cada vez menos evidentes y dominan los estados neutros de otros elementos, no los ionizados.
- Tipo K: entre 3226-4726ºC en superficie. El espectro está dominado por metales neutros y absorción de moléculas.
- Tipo M: temperatura inferior a 3226ºC en superficie. Se muestran líneas intensas de dioxido de titanio y metales neutros como el calcio.
En los últimos tiempos se han añadido tres grupos más: Tipos L, T e Y. Estos grupos incluyen enanas marrones, objetos a los que les falta un poco de masa para llegar a ser estrellas. Aunque no tengan reacciones termonucleares en su núcleo, sí que emiten algo de luz debido a que están calientes. A veces podemos encontrar aquí alguna estrella enorme, cuya fotoesfera sea muy fría.
- Tipo L: entre 1056-1926ºC en superficie. Incluye la transición entre estrellas y enanas marrones.
- Tipo T: desde 276ºC en superficie.
- Tipo Y: incluye objetos subestelares fríos en cuyas atmósferas hay presencia de amoniaco y quizás agua y metano.
A estos tipos a veces se le añaden categorías especiales cuando se encuentra un nuevo objeto que se quiere resaltar. Por ejemplo, las estrellas tipo A con un intenso campo magnético que modifica la estructura de las líneas espectrales, y cuya categoría se llama Am.
El Universo es demasiado grande como para conseguir que absolutamente todas las estrellas encajen en alguno de estros tipos perfectamente, pero, sin duda, la Clasificación de Harvard es una herramienta imprescindible para los astrofísicos, y se la debemos a las mujeres que, hasta hace poco, estaban perdidas en el olvido.
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