Vamos a adoptar un punto de vista geocéntrico en el que consideraremos que son los astros los que se desplazan por la gran bóbeda celeste. Proyectemos primero el eje de rotación de la Tierra hacia la esfera celeste para obtener el polo norte celeste y el polo sur celeste. Ahora proyectemos también nuestro ecuador terrestre con lo que la esfera celeste quedará dividida en dos semiesferas: el hemisferio norte y el hemisferio sur celestes, separadas por el que ahora llamaremos ecuador celeste. Y tomemos también en cosideración el plano de la eclíptica, es decir, el plano de la órbita terrestre en torno al Sol.

Ahora recurrimos a nuestra experiencia diaria en la que observamos que el Sol se encuentra a distinta altura sobre el horizonte según la época del año, más alto en verano y más bajo en invierno, situándose en cada caso por encima del ecuador celeste en verano y por debajo de éste en invierno. Está claro que existen dos momentos en el que el Sol "cruza" el ecuador celeste para situarse por encima o por debajo de él. A estos puntos los llamamos equinoccios.

Siguiendo la figura de la izquierda observamos que el equinoccio de primavera tiene lugar cuando el Sol pasa del hemisferio sur al hemisferio norte celeste situándose, como ya se ha dicho, por encima del plano ecuatorial. Al contrario, el equinoccio de otoño tiene lugar en el momento en el que el Sol pasa de ocupar su posición en el hemismferio norte para situarse en el hemisferio sur celeste.

El punto rojo marcado en la figura correspondiente al equinoccio de primavera se le llama punto Vernal, nodo ascendente ó punto Aries y es el que da origen al sistema de coordenadas celestes como veremos en el siguiente punto. Lo de llamarse punto Aries tiene una explicación: cuando se determinó ese punto hace unos 2000 años el Sol se proyectaba al comienzo de la primavera en la constelación de Aries, pero debido al movimiento terrestre de precesión, por el cual el eje de rotación se desplaza 50,25 segundos de arco anualmente, actualmente, 2000 años después, ha girado un ángulo de 27,92° proyectándose en la constelación de Piscis (50,25 x 2000 = 27,92°).

Se trató de una cuestión totalmente arbitratria la decisión de que fuera el punto Vernal el origen del sistema de coordenadas celestes. Podría muy bien haberse adoptado cualquier otro: el equinoccio de otoño, el solsticio de verano ó el de invierno. O todavía más rocambolesco hubiera sido decidir que fuera la posición de cualquier estrella "notable" del firmamento (Sirius, Canopus, Vega, Capella, Rigel, Betelgueuse...) la que determinara cuál iba a ser el origen de ese sistema.

Pero el caso es que fue el punto Vernal el candidato final. Al semicírculo máximo que se puede trazar desde él de polo a polo celeste se le llama primer máximo de ascensión, que es el equivalente celeste a nuestro meridiano de Greenwich, es decir, el "meridiano origen" de la esfera celeste desde el que podemos medir la "longitud celeste" a la que llamaremos, a partir de ahora, Ascensión Recta (AR).

Ahora sólo queda determinar cuál será el origen de coordenadas correspondiente a la "latitud celeste". Esto será bastante más sencillo porque se trata simplemente del ecuador celeste y a cuyas magnitudes llamaremos Declinación.

Antes de seguir hagamos un pequeño ejercicio memotécnico comparando el recién estrenado sistema de coordenadas celestes con el más cotidiano sistema de coordenadas terrestres:

Ahora que ya disponemos de los dos círculos máximos fundamentales -el ecuador celeste y el primer máximo de ascensión- podemos situar cualquier objeto en la esfera celeste:

• La Declinación es la distancia angular, expresada en grados, que separa un astro del ecuador celeste. Se cuenta de 0° a +90° si se refiere al hemisferio norte celeste y de 0° a -90° si se refiere al hemisferio sur celeste.

• La Ascensión Recta es la medida del ángulo entre el primer máximo de ascensión y el máximo de ascensión del astro. Este ángulo se expresa horas, minutos y segundos desde las 0h 0m 0s hasta las 23h 59m 59s a partir del punto vernal y hacia el Este. Conviene saber que la distancia angular a la que corresponde 1hora es de 15° de arco (15° x 24h = 360°)

A modo de ejemplo y para ver cómo se expresan conozcamos las coordenadas celestes de algunos cuerpos celestes:

¿Y para qué le sirve todo esto a un aficionado a la Astronomía que sale al campo a observar el cielo? Pues aparentemente para nada: de igual manera que no podemos establecer nuestra posición geográfica en la esfera terrestre si no disponemos de los instrumentos adecuados y de algún mapa cartografiado, tampoco podemos conocer la AR y Declinación de una estrella cualquiera sin disponer de algún tipo de instrumento y de un planetario donde esas magnitudes estén reflejadas. Pero en ambos casos disponemos de instrumentos y mapas, y por lo que respecta a la esfera celeste podemos recurrir a la montura ecuatorial de nuestro telescopio y a los planetarios para sacar provecho del sistema de coordenadas celestes, pero su utilidad y manejo quedan fuera de los objetivos de este tema.

Los catálogos celestes son eso: catálogos en los que cada entrada viene definida por una nomenclatura propia que hace referencia a un determinado objeto celeste describiéndolo según su naturaleza y posición. Actualmente disponemos del NGC (New General Catalogue), el IC (Index Catalogue) y el catálogo Messier. Con algunas excepciones todos ellos contienen objetos del cielo profundo, como nebulosas, galaxias, cúmulos, púlsars y quasars, fuentes de rayos X, etc. Pero existen otros catálogos que se crearon cuando la profusión de objetos descubiertos exigía más "especialización", así el UGC es un catálogo de galaxias que contiene más de 12.000 entradas y el MOL es un compendio de 270 catálogos.

De todos ellos sólo el de Messier contiene una lista de objetos para cuya observación no es necesario el empleo de telescopios potentes y es el referente de todo astrónomo aficionado.

Charles Messier llegó a la Astronomía de pura casualidad. Sus dotes de excelente dibujante lo llevaron a trabajar para el astrónomo Joseph Nicolas Delisle para dibujar mapas celestes que exigen gran precisión. De esta manera se encontró rodeado de una gran cantidad de información así como de instrumental astronómico.

Poseía una excelente agudeza visual y ello le valío para ver con facilidad objetos de debil luminosidad que pasaban desapercibidos para otros observadores. Pronto sintió atracción por los comentas y su búsqueda lo llevaron a confeccionar uno de los catálogos celestes más bellos y más accesibles a los aficionados a la Astronomía.

Su primer cometa lo descubrió en 1758 y posteriormente se le atribuyen otros veinte descubrimientos. En su búsqueda de estos objetos se encuentra con otros cuya naturaleza aparente podía hacerlos confundir con cometas aunque el sabía muy bien que no lo eran pues no se comportaban como tal. El caso es que los instrumentos de la época no permitían averiguar de qué tipo de objetos se trataban porque no ofrecían la luminosidad ni la resolución que hoy en día ofrece prácticamente cualquier telescopio de aficionado. Para evitar esas confusiones comenzó a clasificarlos en un catálogo que hoy conocemos como Catálogo Messier, en el que cada uno de los objetos se nombra con la letra M seguida de un número ordinal que les fué atribuyendo a medida que los descubría o catalogaba. El criterio a seguir era que tubieran aspecto de "nebulosas" en el sentido de "manchas luminosas difusas".

El catálogo Messier se fue ampliando con el tiempo. En 1771 publicó el primero de ellos que contenía la descripción y posición de 45 objetos. Posteriormente en 1784 y con la ayuda de Pierre Méchain, astrónomo del Real Observatorio de París, publica un nuevo catálogo con 58 nuevos objetos. En 1960 se añadieron siete objetos más que figuraban en un documento no publicado atribuido a Méchain.

El catálogo Messier que conocemos hoy en día consta de 110 objetos: 39 galaxias, 29 cúmulos globulares, 27 cúmulos abiertos, 4 nebulosas planetarias, 1 estrella doble, 1 nube galáctica, 1 asterismo y 1 objeto repetido (M102, que es el mismo que M101).

La imagen de la derecha muestra algunos de los objetos Messier. Curiosamente existe uno que no tiene en absoluto aspecto de ser una "nebulosidad", es el objeto M45 conocido también con el nombre de las Pléyades. A simple vista parece una pequeña constelación de la que podemos contar sin ninguna dificultad entre 7 y 9 estrellas según nuestra agudeza visual. No se sabe muy bien por qué Messier las incluyó en su catálogo, quizás fuera porque según que épocas del año, cuando se encuentra baja en el horizonte, se nos presenta con aspecto borroso. También pudiera ser que lo considerara un objeto tan distinto a todos los demás y tan peculiar en el cielo que, de alguna manera, debía tener algún tipo de tratamiento.

Aunque algunos -pocos- de esos objetos son observables a simple vista o con unos sencillos binoculares los instrumentos ópticos que debemos emplear para la observación de los restantes deben ser telescopios muy luminosos, es decir, telescopios con una longitud focal corta y un generoso diámetro del objetivo (los telescopios con estas características tienen una relación focal entre 3 y 5). En la práctica eso significa emplear telescopios reflectores tipo newtoniano o catadióptricos con aberturas a partir de 150 mm. y longitud focal no muy superior a 1000 mm. Uno de abertura de 200 mm. permite disfrutar de todo el catálogo Messier.

Y terminamos con una última consideración que a más de un iniciado en Astronomía no ha dejado de defraudar. Me refiero al colorido que muestran esos objetos en las fotografías y que parece que no tenga nada que ver con lo que nosotros somos capaces de observar a simple vista o a través de algún instrumento. Efectivamente, el ojo humano no tiene la capacidad suficiente para captar el color de esos objetos. A menudo su luminosidad es tan débil y nuestros ojos tan poco adaptados a esas condiciones que los vemos en tonos de grises más o menos contrastados, eso en el mejor de los casos. Sólo la fotografía con tiempos de exposición largos es capaz de captar el color que esos objetos celestes emiten, revelando así un buen número de detalles morfológicos dificilmente observables por cualquier otro método. Por eso la astrofotografía suele ser una de las etapas por las que todo aficionado quiere pasar en algún momento.

Cuando Charles Messier publicó su catálogo en 1771 (otras fuentes lo datan en 1781) incluyó en él todo tipo de objetos con apariencia "nebulosa". Junto a los cúmulos abiertos y globulares incluyó también no pocas galaxias y algunas nebulosas que "parecían estar formadas por gas incandescente". Hoy sabemos que una nebulosa es una nube de gas y polvo formada fundamentalmente por hidrógeno -el elemento químico más abundante en el universo- y casi un 10% de helio aparte de cantidades muy pequeñas de otros elementos.

Como el hidrógeno es el gas predominante y porque hablaremos de él seguidamente al tratar los distintos tipos de nebulosas veamos en una imagen cuales son los tres estados en los que puede presentarse. El hidrógeno neutro (HI) es hidrógeno en su estado puro, un núcleo y un electrón. En el hidrógeno ionizado (HII) el núcleo ha perdido su electrón debido a una fuente de energía externa al propio átomo, el desprendimiento produce un fotón de luz. En el molecular (H2) los átomos de hidrógeno se han unido formando moléculas.

Algunas nebulosas son auténticos criaderos de estrellas, regiones con dimensiones que deben medirse en años luz, donde nacen nuevas estrellas a partir del material interestelar cuya densidad es tan baja que en la Tierra no ha podido simularse por técnicas de laboratorio. No son objetos muy espectaculares cuando se las observa a través de pequeños telescopios; aún por medio de grandes instrumentos no muestran el colorido que aparecen en las fotografías que vemos en los libros, en las revistas especializadas o que podemos descargar de Internet. Sólo la astrofotografía puede revelarnos la riqueza morfológica y cromática que se esconde tras cada una de ellas. Uno de los observadores más famosos del siglo XIX, T. W. Webb, describió la nebulosa de Orión como "una masa desgajada e irregular de niebla verduzca", si bien la mayoría de observadores opinan que es blanquecina.

Existen distintos tipos que pasamos a describir a continuación.

Nebulosas de emisión

Una nebulosa de emisión es aquella que libera energía en forma de luz visible. Las estrellas jóvenes y calientes contenidas en su interior han nacido a partir de esa nube de gas y polvo y emiten radiación ultravioleta que ioniza a los átomos de hidrógeno de la región. Esos iones son partículas cargadas que emiten luz que hace brillar el gas circundante con un espectro marcado por líneas brillantes del hidrógeno.El color característico de la mayor parte de estas nebulosas es el rojo debido, precisamente, a la línea Alfa del Hidrógeno. A estas regiones de hidrógeno ionizado se las denomina Regiones HII y alcanzan temperaturas de 10.000 ° C. Un ejemplo de nebulosa de emisión es la Nebulosa de Orión (M42). Se encuentra a 1.800 años luz del Sol y está formada por gases que rodean a una estrella múltiple (el asterismo conocido como Trapezio) que se excitan con la energía de ésta.

Nebulosas de reflexión

A diferencia de las nebulosas de emisión que brillan por sí mismas al ser productoras indirectas de radiación, las nebulosas de reflexión, como su propio nombre indica, reflejan la energía procedente de una o varias estrellas cercanas situadas por delante de ellas desde nuestra perspectiva visual. Estas regiones de hidrógeno no ionizado (neutro) reciben el nombre de Regiones HI y su temperatura oscila entre los -150° y los 50° C. El color que reflejan es el azul debido a que las longitudes de ondas hacia el rojo provenientes de las estrellas cercanas son absorvidas con facilidad por las partículas de polvo de la nebulosa no sucediendo de igual manera con las longitudes de onda hacia el azul, algo así como sucede en nuestro cielo. Un ejemplo de este tipo de nebulosas lo constituye la que rodea al cúmulo abierto Pléyades (M45) en Taurus, situado a unos 450 años luz.

Nebulosas de absorción

También llamadas nebulosas oscuras, son una acumulación de gas y polvo que eclipsa la luz procedente de los objetos celestes que se encuentran detrás de ella desde nuestra perspectiva. No están relacionadas con ninguna estrella y están alejadas de cualquier otra de tal forma que no reciben energía alguna, por lo que su presencia sólo es advertida contra el fondo brillante estelar. Cuando se forman estrellas en su interior se convierten en nebulosas de emisión. Su aspecto desde la Tierra es el de una mancha oscura sobre el firmamento. Estas regiones son extremadamente frías, tan sólo unos 10° por encima del cero absoluto (-273° C). El gas predominante es hidrógeno molecular (H2), aunque contienen también pequeñisimas cantidades de CO, H2O y otros elementos. Las condiciones de alta densidad y baja temperatura son ideales para que se formen compuestos que den lugar a moléculas orgánicas complejas como alcoholes, cetonas, formhaldeídos o aminoácidos, entre otras. Son las llamadas Regiones H2, los auténticos criaderos de estrellas por definición. Un ejemplo de este tipo de nebulosa es el Saco de Carbón en la constelación Crux, a unos 550 años luz del Sol. Otro ejemplo muy bien conocido es la famosa Cabeza de Caballo, una nebulosa asequible a medianos telescopios ubicada sobre el fondo de Orión.

Nebulosas planetarias

Las nebulosas planetarias son el resultado de la muerte de una estrella con una masa no superior a 8 masas solares cuyo destino final es enfriarse hasta perder su energía para convertirse en una fría enana blanca. Este tipo de nebulosas son objetos gaseosos de elevada temperatura creados a partir de la expulsión de las capas externas de una estrella de masa baja o intermedia. El nombre se debe al astrónomo alemán William Herschel para quien esas formaciones parecían planetas cuando eran observadas a baja resolución. Las nebulosas planetarias se presentan en una gran variedad de formas, todas ellas con tendencia a la simetría y a la esfericidad. El motivo de esta variedad morfológica no se conoce con certeza pero podría estar causada por los efectos grabitatorios de estrellas cercanas y por los efectos del campo magnético de la propia estrella tras su explosión. Su espectacular colorido se debe al mismo fenónemo que ocurre en las nebulosas de emisión. En este caso los átomos del gas desprendido, mayoritariamente hidrógeno, se ionizan por efecto de la radiación ultravioleta de la estrella central. En el proceso de salto de los electrones de uno a otro nivel de energía del átomo de hidrógeno se libera energía en forma de fotones de luz, fenómeno que en Astronomía se conoce como fluorescencia. Dos ejemplos cartacterísticos de este tipo de nebulosas, visibles con un telescopio mediano, es la Nebulosa del Anillo (M57) en la constelación de Lyra y la Nebulosa Dumbbell (M27) en la constelación de Vulpecula.

Remanentes de supernovas

El origen de estas nebulosas es semejante al de las planetarias vistas anteriormente, pero en este caso las estrellas que las originan son supermasivas (a partir de 8 masas solares) y tienen una evolución distinta: explotan como supernovas llegando en ocasiones a desaparecer, cuando no, colapsan posteriormente en una estrella de neutrones o en un agujero negro. Estas nebulosas se deben a la eyección de gas tras la violenta explosión de esas estrellas. El 90% tiene forma esférica y sólo el 10% restante tienen una forma totalmente irregular debido a las ondas de choque producidas por la explosión. Desde la invención del telescopio en nuestra Galaxia no se ha detectado ninguna explosión de supernova. Si ello sucediera brillaría durante meses como la Luna llena y si ocurriera demasiado cerca de la Tierra la inmensa cantidad de energía que se libera podría volatilizar la atmósfera de nuestro planeta.

Los cúmulos son agrupaciones de estrellas que se cree han tenido un origen común y se encuentran físicamente relacionadas. Podemos distinguir dos grandes tipos: los cúmulos abiertos y los cúmulos globulares. Además de otras características que los diferencian y que veremos por separado seguidamente es relevante adelantar dónde se encuentran cada uno de ellos en relación a la Galaxia. Mientras los cúmulos abiertos se sitúan dentro de la Galaxia en los brazos espirales del plano galáctico, los globulares están fuera de ella en lo que se denomina halo galáctico.

Disposición de los cúmulos abiertos (Dentro de la Galaxia)

Disposición de los cúmulos globulares (En el exterior de la Galaxia)

Cúmulos abiertos

Se localizan en el interior o en las proximidades de los brazos espirales de la Galaxia y participan de su rotación general. Son objetos celestes que pertenecen a la Galaxia. Estan compuestos por un número de estrellas que puede variar desde unos centenares hasta algunos miles de ellas y no tienen una estructura definida, de ahí el nombre de abiertos. Este tipo de cúmulos no pueden considerarse como grupos permanentes pues acabarán disgregándose debido a los efectos gravitatorios de las estrellas exteriores al cúmulo. Los cúmulos muy dispersos apenas sobrevivirán como tales a una revolución completa en torno al núcleo galáctico. Están compuestos por estrellas relativamente jóvenes y calientes (estrellas blancas de la Población I) y se les atribuye un nacimiento común en el seno de una nebulosa de la que apenas queda ya algún rastro (una excepción es el cúmulo de las Pléyades en el que todavía se observa una nebulosa convertida hoy en nebulosa de reflexión). Algunos ejemplos notables de cúmulos abiertos son la Pléyades a 400 años luz y la Híades a 130 años luz, ambos en la constelación de Taurus. En Cáncer se pueden observar el cúmulo del Pesebre (M44) a más de 500 años luz y M67 a unos 1500 años luz. Es famoso también el doble cúmulo de Perseo. En el hemisferio sur destaca el cúmulo del Joyero a unos 7000 años luz en la constelación Cruz del Sur. Como se ha apuntado en la introducción serán suficientes unos prismáticos para su observación.

Cúmulos globulares

Se localizan en el exterior de la Galaxia en un halo esférico a su alrededor siguiendo órbitas muy excéntricas e inclinadas. Son agrupaciones estelares simétricas con forma esférica que contienen cientos de miles de estrellas pudiendo alcanzar, en algunos de ellos, el millón. La mayor parte de ellos no son muy grandes en dimensiones, tal vez 150 años luz de diámetro, pero debido a la gran cantidad de estrellas que contienen se convierten en conjuntos muy densos en cuyos núcleos las estrellas se encuentran a distancias que pueden medirse en tan sólo varios días-luz. Se contabilizan 150 cúmulos globulares en nuestra galaxia y aunque se desconoce su origen se calcula que se formaron al mismo tiempo que ella hace unos 11.000 millones de años, apenas 4.000 millones de años después del Big-Bang. Están compuestos por estrellas viejas y frías (estrellas rojizas de la Población II). Dos famosos cúmulos globulares que pueden ser localizados a simple vista son M47 en la constelación de Tucana y el gran cúmulo de Hércules (M13) en la constelación del mismo nombre. Mucho más cercano a nosotros que estos dos es el cúmulo Omega Centauri, a 17.000 años luz. M5 en la constelación de Serpens se encuentra a 27.000 años luz de nosotros. La observación de los cúmulos globulares requiere el empleo de telescopios luminosos de focales cortas y aberturas grandes. A nivel de aficionado puede resultar suficiente un instrumento con longitud focal F=750 mm y abertura D=150 mm, lo que lo convierte en un instrumento con relación focal f/5. Amplía información con este interesante artículo del profesor Vittorio Castellani.

Todos sabemos qué son las estrellas, y el diccionario nos ofrece una definición que de entrada puede parecernos bastante aceptable: cuerpo celeste que brilla en el cielo con luz propia. Ahora bien, esa definición nos deja un poco como al principio porque lo que realmente queremos saber es cómo consiguen brillar con luz propia, cómo generan esa energía a la que llamamos luz. Además, si nos consta que una estrella también genera calor, comprobamos que la definición anterior queda muy lejos de explicar nada acerca de las estrellas. Con seguridad un diccionario enciclopédico nos proporcionaría una difinición más de acorde con nuestras expectativas: cuerpo celeste que brilla en el cielo con luz propia debido a la fusión nuclear del hidrógeno que es convertido a helio y en cuyo proceso se libera energía en forma de luz y calor.

Con la última definición parece que el asunto se ha aclarado bastante, pero resulta que existen estrellas que no emiten luz ni calor -en todo caso otro tipo de energía distinta a esas dos- a las que los astrónomos siguen llamando estrellas. Parece pués que el asunto vuelve a complicarse y debiera haber una explicación a esta caótica situación que no añade más que confusión a nuestro concepto inicial de estrella.

Pues bien, al margen de la menor o mayor exactitud de las dos definiciones anteriores (correctas, aunque imprecisas) lo que sucede es que ambas contemplan sólo una de las estapas de la vida de las estrellas, precisamente aquella en la que se encuentra la más popular de las estrellas conocida por todos, el Sol.

Saber qué es una estrella es conocer su evolución, desde su nacimiento hasta su muerte, en un proceso que dura entre 10 y 10.000 millones de años. Las típica definición de estrella sólo nos habla de su madurez (el equivalente a los 40 años de un ser humano) pero no nos dice nada del antes y del después en los que, sin duda, también hay una larga historia que contar. Aquí se intentará explicar qué es una estrella, desde su nacimiento hasta su muerte. Las definiciones seguiremos dejándoselas a los diccionarios.

Hablar de la formación de las primeras estrellas presupone la existencia de segundas y terceras generaciones posteriores, si no más. Con el Big Bang el Universo acababa de nacer, pero no había ni galaxias, ni estrellas, ni planetas, ni tampoco átomos, éstos comenzarían a formarse inmediatamente después. En su lugar había una especie de plasma de densidad homogénea de partículas y antipartículas subatómicas elementales moviéndose en términos relativistas y a temperaturas de miles de millones de grados. La densidad era tal que la luz ni siquiera podía existir. A ese momento se le ha llamado edad oscura del universo.

Lo que sucedió después se trata de una serie de rapidísimos acontecimientos:

Los recién creados protones y neutrones se combinaron para formar núcleos de deuterio y de helio en un proceso llamado nucleosíntesis primordial. El universo se enfriaba rápidamente y la materia gradualmente dejó de moverse de forma relativista y su densidad de energía comenzó a dominar gravitacionalmente sobre la radiación que se desacopló de los átomos y se esparcía sin obstáculos por el espacio (ésta es la radiación de fondo cósmico de microondas).

Pasados 300.000 años, los electrones y los núcleos se combinaron para formar los primeros átomos de hidrógeno a medida que la temperatura seguía descendiendo rápidamente. El hidrógeno es el elemento más abundante del universo y que sirve de combustible a las estrellas.

Aquellos átomos de hidrógeno fueron agrupándose poco a poco por efectos gravitatorios formando un núcleo que veía incrementada su masa y ejercía mayor atracción gravitatoria sobre las partículas circundantes incorporándolas a lo largo de 500-1000 millones de años. Finalmente la presión y la temperatura interior que soportaba el núcleo de aquella enorme esfera de gas dieron lugar a que se produjeran las primeras reacciones de fusión nuclear del hidrógeno originando una enorme cantidad de energía y provocando el "encendido" de la recién nacida estrella.

Casi al tiempo que se formaban aquellas primeras estrellas éstas se agrupaban en torno a centros gravitatorios masivos dando lugar a la formación de enormes estructuras estelares que hoy conocemos con el nombre de galaxias.

La duración de la vida de una estrella depende de la velocidad a la que consume su combustible nuclear, el hidrógeno, y todo ello en función de su masa inicial: las estrellas muy masivas lo agotan pronto y mueren antes que aquellas de menor masa que lo consumen en menor cantidad. El por qué de ello lo veremos enseguida.

De las estrellas que se formaron tras el Big-Bang las había de todas las masas que permiten dar lugar a una estrella y entre ellas las había supermasivas que acabaron sus días prematuramente con una explosión a la que llamamos supernova. El estallido de estas estrellas liberaba al espacio toda su materia convertida ahora en nuevos elementos que no existían como tales en el Universo primigenio (veremos enseguida cómo las reacciones de fusión que tienen lugar en el núcleo de una estrella convierte el hidrógeno inicial en elementos cada vez más pesados hasta llegar al hierro). Toda la materia liberada al espacio -en forma de gas y finísimo polvo estelar- tras la explosión de aquellas primeras supernovas volverá a verse afectada por los efectos gravitatorios iniciándose nuevamente el proceso de formación de estrellas.

Las estrellas pueden agruparse en dos grandes tipos generales llamados Población I y Población II donde las estrellas de la Población II son mucho más viejas que las de la Población I (al contrario de lo que parece expresar la terminología empleada).

Las estrellas de la Población I contienen un porcentaje significativo de elementos más pesados que el hidrógeno y el helio. Estos elementos pesados fueron creados por anteriores generaciones de estrellas y diseminados en el medio interestelar por explosiones de supernovas. El Sol es una estrella de la Población I. Son comunes en los brazos espirales de la Vía Láctea.

Las estrellas de la Población II son las primeras estrellas de vida larga creadas tras el Big-Bang y, por tanto, con poca abundacia de elementos pesados. Se encuentran en los cúmulos globulares y en el centro de la Vía Láctea.

De manera general se puede afirmar que las estrellas están compuestas mayoritariamente de hidrógeno. Debido a su gran masa, en el núcleo se dan tales condiciones de presión y temperatura que se producen reacciones nucleares de fusión del hidrógeno para convertirse en helio. La temperatura interior de una estrella típica alcanza los 15 o 20 millones de grados, aunque una supergigante puede alcanzar los 1000 millones.

Una estrella como el Sol pierde 4 millones de toneladas por segundo en ese proceso de conversión que son emitidas en forma de luz y calor. Durante la etapa media de la vida de una estrella (sea cual sea su duración total) se mantiene un equilibrio entre la presión de la radiación que tiende a expandir la estrella y la fuerza de la gravedad que tiende a contraerla.

La fusión del hidrógeno no sólo produce energía sino que da origen a la formación de helio. Cuando el hidrógeno del núcleo comienza a no ser suficiente para mantener el equilibrio de fuerzas la estrella contrae el núcleo, aumentando la presión, y comienza a fusionar el helio convirtiéndolo en carbono y oxígeno. Agotado el helio el núcleo se contrae nuevamente y se inicia la fusión del carbono y el oxígeno y así continuará generando elementos cada vez más pesados hasta llegar, eventualmente, al niquel y el hierro.

Cuando una estrella intenta fusionar elementos cada vez más pesados resulta que la energía necesaria para llevar a cabo el proceso es mayor que la que puede producir y de esta manera el equilibro entre la radiación y la gravedad se rompe. Este es el momento de la muerte de la estrella y de cómo lo haga -en forma de supernova o como nebulosa planetaria- dependerá de la masa inicial de la estrella.

Las estrellas se forman a partir de la "condensación" del gas y polvo estelar contenido en extensas regiones del espacio llamadas nebulosas. Esas nebulosas se originaron después del Big-Bang y por consiguiente estaban compuestas mayoritariamente de hidrógeno, o bien por la acumulación de la materia liberada tras la muerte de otras estrellas y por tanto no sólo ricas en hidrógeno sino también en otros elementos pesados como carbono, litio, niquel, hierro, oro, platino...

El ciclo vital de las estrellas se puede resumir de la siguiente forma: nacen en el seno de una nebulosa, viven entre millones y miles de millones de años consumiento hidrógeno y generando nuevos elementos y mueren liberando al espacio toda su materia de la que se formarán nuevas nebulosas en las que nacerán nuevas estrellas.

Pero tras la muerte de una estrella queda su núcleo, despojado por completo de las capas exteriores del gas que la formaba. Lo que sucede con ese densísimo núcleo queda reflejado en el gráfico siguiente que muestra la evolución de estrellas de masa pequeña o mediana -como el Sol- y la de estrellas cuya masa es 8 o más veces superior a la del Sol.

Vemos que lo que hace que una estrella acabe sus días convertida en nebulosa planetaria o en supernova se debe a su masa inicial. Pero lo que tenga que ver la masa en relación a uno u otro tipo de desenlace puede explicarse de una manera sencilla aunque un tanto simplista:

Cuando las estrellas poco masivas comienzan a fusionar elementos cada vez más pesados la radiación que se desprende supera la fuerza de la gravedad generada por el núcleo que, aunque denso, ha ido perdiendo cientos de miles de millones de toneladas de masa. El resultado es que la radiación expulsa progresivamente hacia el exterior las capas de gas de la estrella venciendo la frontera de la influencia gravitatoria del núcleo. En este tipo de estrellas no se llega a generar hierro pues el proceso acaba mucho antes.

Sin embargo en las estrellas masivas se mantiene un núcleo que se vuelve cada vez más denso a medida que se produce una nueva contracción al iniciarse el proceso de fusión de un elemento más pesado cada vez. En este tipo de estrellas sí se llega finalmente al intento de fusionar el hierro, pero la energía requerida para lograrlo es mayor que la radiación que puede generar y el equilibro entre la presión de la radiación y la gravedad se rompe en favor de la gravedad. A falta de otra fuerza que la anule, la gravedad del núcleo hace que la estrella colapse sobre sí misma y toda la materia de la estrella "cae" hacia el densísimo núcleo, produciéndose una colisión de proporciones inimaginables que da lugar al fenómeno observado del estallido de la estrella en forma de supernova, salpicando el espacio con los restos de la estrella. En la colisión se producen condiciones de velocidad, presión y temperatura tales que se generan nuevos elementos como oro y platino que hasta entonces no habían sido generados en los procesos normales de la vida de la estrella. Es por tanto la muerte de las estrellas masivas las que enriquecen el espacio con nuevos elementos creados a partir del más simple y abundante en el Universo, el hidrógeno.

El astrónomo danés Ejnar Hertsprung y el norteamericano Henry Norris Russell fueron los primeros en darse cuenta de que existía una relación directa entre la clasificación espectral de las estrellas (aquella que determina de qué elementos químicos están compuestas) y su luminosidad.

Estos dos científicos observaron que si se construye una gráfica con la temperatura superficial y el color en el eje horizontal y el brillo en el vertical, más del 90% de las estrellas quedan contenidas en una banda diagonal muy estrecha llamada Secuencia Principal. También observaron que las estrellas gigantes, las super-gigantes y las enanas ocupan regiones muy separadas dentro de este diagrama. La secuencia principal se corresponde con las estrellas en las que abunda el hidrógeno y el helio y que por consiguiente se encuentran en el proceso de fusión atómica de estos elementos, lo que viene a significar que son estrellas que están en la etapa media de sus vidas.

El diagrama HR, como se le conoce actualmente, es sumamente útil para estudiar la evolución de las estrellas.

La combinación de la temperatura, color y brillo da lugar a la clasificación que aparece en la tabla de la derecha de la imagen y que se nombra con las letras O,B,A,F,G,K,M. Cada una de estas letras se corresponde con un margen de temperaturas superficiales de las estrellas y con el color que muestran. Temperatura y color producen el brillo con que se las observa.

Por ejemplo, el Sol es una estrella de tipo G. Esto quiere decir que su temperatura superficial está entre los 5.000-6.000 Kelvin y que presenta un acusado color amarillo. Dentro de 5.000 millones de años se convertirá en gigante roja y pasará a ocupar la zona correspondiente del diagrama H-R para acabar después en la zona de las enanas blancas cuando se convierta en una de ellas.

Una buena regla mnemotécnica para acordarse de esta clasificación es acordarse (que ésta es otra) de alguna de las siguientes frases: