Parte II: "Dios mio, Dave, está lleno de estrellas..."
Por Richy
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| Seguimos este mes la série sobre creación de entornos de juego con una descripción muy aparente sobre como crear sistemas estelares para entornos de juego de sci-fi hard. Usa esta guia, y los fans de Star Treck se quedarán maravillados de tus conocimientos. Garantizado, o te devolvemos tus electrones."
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| Esta semana toca seguir con el diseño descendente. Pero antes, hablaremos de algunos detalles organizativos que se descolgaron la semana pasada por falta de espacio.
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Todo ese maldito papeleo...
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| Independientemente del sistema de diseño que se use, el consumo de recursos durante el proceso de creación de un mundo es siempre exponencial; cuanto mas tiempo transcurra, mas papeles, notas al margen y recortes acumularás. La (buena) organización, por tanto, no es una opción: es la única forma de no acabar encerrado en un asilo convertido en un engendro babeante. La forma de conseguirla es ya un asunto personal, pero no estará de mas hacer algún comentario al respecto antes de entrar en faena.
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| La forma exacta da igual, siempre y cuando sea un sistema con el que uno se sienta cómodo. Pero es vital que exista; con motivo de este artículo, revisé material que tenía acumulado desde que iba al instituto. Las primeras ambientaciones en que trabajé están repartidas en una impresionante colección de fragmentos arrancados de hojas de apuntes (el caso mas sangrante es una série de notas sobre el Cuerpo de Verdugos Reales, que comparte hoja con una descripción del sistema de división celular por mitosis... Así me fué). No se trata solo de poder usar esos mundos después de haberlos creado (que también es interesante), sino que incluso durante el propio proceso de creación, el no tener que recordar de memoria donde está cada elemento es una ayuda inestimable.
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| Puedo parecer cansino. Bien, soy cansino. Pero si hay algo que no debe olvidarse nunca, es la organización. Y la buena organización es simple (es decir, que no es complicada; nada de "Apartado 3, subdivisión cuarta, quinta sección a mano derecha"). Un sistema de archivos es bueno y sirve para sus funciones cuando alguien al que no le interese el tema lo más mínimo puede cogerlo, mirarlo durante 5 minutos y decir aproximadamente qué hay en cada apartado (y eso sería un simple "aprobado", para optar a nota, el usuario de prueba debe tener menos de cinco años; saber leer es requisito opcional).
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| La herramienta "sine qua non" por la que hay que empezar es un buen sistema de archivado. Opciones hay para todos los gustos. Por un lado están las carpetas con separadores (buenas mientras la cantidad de papeles sea manejable). También existen los clásicos y fiables carpesanos con anillas (los que llevan caja de funda te garantizan miradas de admiración y envidia de cualquiera que los vea, garantizado). Si sobra el espacio, otra opción interesante son las subcarpetas de colores, guardadas en bandejas de papeles apilables (manejable, limpio y siempre a punto, aunque impracticable en cuartos de tamaño mediano). La cuestión es que todo esté razonablemente a mano, bien clasificado e identificado, y en orden. La vida ya es lo bastante complicada como para añadirle mas entropía de la necesaria.
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| [Nota: evidentemente, también es posible llevar un archivo puramente electrónico si uno tiene un scanner, un sistema de copia de seguridad aceptable, y una necesidad de disponibilidad baja, que le permita no tener que ir a todas partes con un portatil bajo el brazo. En cualquier caso, los principios expuestos se aplican del mismo modo.]
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| Una vez definido el sistema de archivo, habrá que clasificar los contenidos. Eso, si se han hecho los deberes antes de empezar, es relativamente sencillo. Si se va a seguir uno de los dos estilos de diseño expuestos (ascendente o descendente), lo mejor es clasificar el material según los apartados que correspondan.
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| Freakonsejo: Anota todas tus ideas durante el proceso de creación, y ponlas en un apartado especial hasta que puedas desarrollarlas (lo que los guiris llaman la "TO DO list"; de ese modo te será mas fácil organizarlas, e incluso si las descartas podrán servir de base a ideas nuevas.
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| Por ejemplo, si se ha optado por un diseño ascendente, habrá que tener tantos apartados como áreas clave hayamos definido en nuestro mundo. En otras tantas clasificaciones se pondrán las zonas geográficas, y los grupos sociales.
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| En el caso del diseño descendente, la mecánica es mas o menos la misma. Tendremos un apartado para cada punto a tratar. Dentro de cada apartado sería deseable un índice, pero mantenerlo actualizado suele ser difícil; mucho mejores los post-its (ese pequeño gran invento), o incluso usar clasificadores de menor nivel. Eso ya a gusto del consumidor, pero intentando siempre mantener los criterios de "orden" y "sencillez".
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Retomando el rumbo
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| Después de esta pequeña disgresión, sigamos con el diseño descendente. Lo primero, saber lo que vamos a hacer. Esto es una pequeña muestra de cosas que quizá haya que diseñar en nuestro nuevo mundo:
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| 1. Astronomía: Configuración del sistema estelar (estrellas, planetas, satélites y órbitas relativas, entre otras cosas).
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| [Para cada planeta:]
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| 2. Climatología: Períodos de luz y oscuridad, temperaturas, precipitaciones...
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| 3. Geografía: Masas terrestres, composición, movimentos tectónicos...
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| 4. Ecología: especies existentes (características e interrelación), ecosistemas, animales racionales...
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| 5. Organización social de cada especie pensante (eso es tan extenso que merecerá varios artículos)
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| 6. Nucleos de población (a todos los niveles)
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| En este esquema pueden añadirse o detallarse elementos hasta tener una lista mas larga que el copón, pero no hay que asustarse; los jugadores no tienen porqué saber o tener acceso a todos estos detalles, y si no van a ser relevantes, al DJ le basta con una somera idea.
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| Bien, first goes first. Veamos por fin como diseñar un sistema estelar de un modo creible. Aunque a muchos les parezca innecesario, existen juegos (como Starwars d20 o EXO) que exploran el proceloso ambiente del espacio exterior, así que vale la pena tener claro qué detalles hacen falta en estos ambientes. Al que no le interese, ya sabe qué hacer.
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| Freakonsejo: Nunca, nunca, nunca cojas cariño a un lugar o PNJ; los jugadores posiblemente no interactuarán con él de la forma que esperabas (léase, lo matarán/destruirán), y eso puede tentarte a "corregir" la situación. El "Síndrome del Guión" acecha...
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Curso acelerado de astronomía
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| El tema de las distancias en el espacio (antes de empezar) es importante tenerlo claro. En astronomía hay básicamente tres unidades de medida para las distancias: el año luz, la Unidad Astronómica (UA) y el parsec.
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| El año luz es la distancia que la luz recorre en un año; mas o menos 9.460.800.000.000 kilómetros (cero mas, cero menos). Como semejante ristra de kilómetros no hay quien la mastique, se decidió crear una unidad algo mas manejable, la UA, que es la distancia que hay entre la Tierra y el Sol. Así pués, decimos que la distancia Sol-Tierra es de 1 UA en lugar de tener que hacer el panoli diciendo que son 0,000015 años luz. De este modo podemos abandonar de un modo elegante la escala tradicional humana, que califica las distancias planetarias por "sopotomiles" (1 sopotomil = 1 burrada de Km).
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| El parsec (1) es una unidad un poco especial; corresponde a 3.26 años luz. La razón de ser de esta unidad (un poco supérflua, si uno lo piensa bien) es que una estrella cualquiera puesta a exactamente un parsec del sistema solar, forma un ángulo exacto entre la Tierra y el Sol. Así que es una unidad que en origen se usó para simplificar las comparaciones entre estrellas. Pero suena tope moderna, poca gente sabe lo que realmente significa, y encima la usan contínuamente en Star Trek, de modo que tiene muchos adeptos. La vida es así, señores. (2)
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| Sigamos. Para poder definir un sistema estelar de forma rigurosa sin morir en el intento, hay que tener claros tres componentes principales: estrellas, planetas y lunas. Así que si queremos ser sistemáticos, debemos empezar por decidir qué tipo de estrella queremos usar.
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| Estrellas: Una estrella es una esfera de plasma en equilibrio hidrostático, que genera energía en su interior a partir de un proceso de fusión nuclear. Dicha energía se libera al espacio que la rodea en forma de radiación electromagnética en distintas longitudes de onda, y neutrinos (no, no diremos nada de ellos. Solo hay que saber que existen, y salen de ahí).
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| Las estrellas pueden presentarse solas, o unidas gravitacionalmente a otras, formando entonces lo que se conoce como sistemas binarios (formados por, oh sorpresa, dos estrellas).
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| El ciclo vital de una estrella parece ser común a todas, y depende de su masa inicial. Las estrellas pasan la mayor parte de su vida consumiendo hidrógeno en procesos de fusión atómica, generando helio como producto residual.
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| Una estrella con una masa pequeña (enanas marrones), puede iniciar sus reacciones nucleares, pero no con la intensidad de una estrella más grande, por lo que permanece estable durante toda su vida, quemándose a medio gas. Una vez consumido todo el combustible, la estrella no tiene la masa suficiente para reaccionar de una manera violenta, por lo que tiende a apagarse sin mas, generando una enana blanca.
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| Una estrella con una masa similar a la del Sol consume su hidrógeno como se ha descrito, cambiándolo por helio. Una vez el núcleo está constituido principalmente por helio, es cuando empieza el espectáculo. La estrella se expande, llegando a tamaños de hasta dos UAs, mientras su núcleo se transforma en carbono. Luego explota y libera todo el gas restante, dejando una enana blanca en su lugar.
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| Una estrella con una masa de entre 10 y 30 Soles se comporta como una de tamaño solar, pero a lo grande. Consume sus recursos mucho mas deprisa, al agotarse genera una supergigante roja, y una explosión final proporcional respecto a la anterior.
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| Una estrella con una masa superior a 30 veces la del sol consumirá su combustible como si no hubiera futuro, y debido a su enorme masa, la explosión final será de cagarse las patas abajo, conocida en el mundillo como una supernova; se producirá tal presión en el núcleo que este alcanzará una densidad infinita en un tamaño ridículo, de tal forma que la fuerza de gravedad que genere será tan alta como la de la estrella antes de explotar, creando un engendro que aún hoy dia trae de cabeza a todos los astrónomos humanos.
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| Se dice que de estos entrañables espectáculos pirotécnicos que nos regala el universo surgen los pulsares, estrellas de neutrones, y agujeros negros. Pero el uso (y abuso) de cadáveres, aunque sean estelares, va en otro artículo. Hablaremos de momento de estrellas "vivas".
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| Las estrellas se clasifican comunmente según su espectro (3) (clases O, B, A, F, G, K y M). Los astrónomos, que son gente muy cachonda, usan como mnemotécnico, la frase "Oh, Be A Fine Guy/Girl and Kiss Me". Hay otros tipos detrás de la M (concretamente R, N, S, T, Q y W), pero como se usan para las estrellas que se salen de lo habitual, nos quedaremos con los clásicos.
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| Las estrellas de clase O son muy grandes, calientes y luminosas, suelen tener un color azul oscuro, y emiten casi toda su energia en la banda ultravioleta. Las de clase B son también muy luminosas y azules, y como, al igual que las O, no viven demasiado, suelen quedarse agrupadas (no les da tiempo a separarse) en lo que se llama asociaciones OB1, grupos de estrellas O y B.
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| Las estrellas de clase A son las mas comunes de las visibles a simple vista, y son de color azul claro casi blanco. Las de clase F son también blancas, aunque con tintes amarillentos, y no tan potentes como las A. Las de clase G son menos potentes que las F, de color amarillo. Siguiendo en nuestro descenso en potencia vienen las de clase K, anaranjadas. La mas común entre las conocidas es la clase M, formada casi exclusivamente por enanas rojas.
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| Dentro de cada clase espectral, hay una escala de 0 a 9 según la temperatura (0 la mas caliente, 9 la mas fria); el sol es una estrella G2. Luego hay otra clasificación (4) según la luminosidad, aunque no es tan frecuente; Ia (supergigante mas luminosa), Ib (supergigante menos luminosa), II (gigante luminosa), III (gigante normal), IV(sub gigante) y V(normales y enanas). Según esta otra clasificación, el Sol es una G2V
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| Las características a las que tenemos que prestar atención, son:
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- Clase: Una de las mencionadas anteriormente, que podemos encontrar en la tabla del final del artículo. De ella dependerá el resto de características.
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| Temperatura: Temperatura superficial en grados Kelvin (Celsius + 273). Esa temperatura da una idea de la cantidad de calor que emite la estrella, lo que nos servirá para estimar mas adelante las temperaturas en los planetas.
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| Masa: Masa aproximada de la estrella. Para simplificar la comprensión, se suele dar en función de la masa de nuestro Sol. Es decir, que si este valor es 4.25, la masa es 4.25 veces la masa del Sol. Servirá para calcular las órbitas de los planetas.
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| Radio: Igual que con la masa, se suele dar en función del radio de nuestro Sol.
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| Magnitud bolométrica absoluta: Mide la magnitud estelar de energía emitida en todas las longitudes de onda, medida desde una distancia fija de 10 parsecs (32.6 años luz). Si se mide así, nuestro sol es una estrella de magnitud 4.75. Valores por encima indican por tanto una estrella con mayor emisión de energía; valores menores, menos emisión.
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| Luminosidad visual: Indica la cantidad de luz visible emitida, comparando con el Sol (es decir, que el Sol tiene una luminosidad visual de 1).
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| Luminosidad bolométrica: Indica la cantidad de energía emitida en todas las longitudes de onda, incluyendo las no visibles, comparando con respecto al sol (igual que el caso anterior, el sol tiene una LB de 1).
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| Orbita Terrestre Equivalente (OTE):Se mide en UAs (Unidades Astronómicas), y nos indica la distancia a la que un observador recibiría la misma intensidad solar de la estrella que la que nosotros recibimos del Sol en la Tierra. Es una magnitud importantísima para poder situar los planetas dentro o fuera de la zona de vida posible.
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| Vida: La vida aproximada de la estrella, en billones de años. Una estrella con una vida demasiado corta, posiblemente no brillará el tiempo suficiente como para generar vida en los planetas cercanos.
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| Como es facil de observar, varias magnitudes se miden comparándolas con los valores equivalentes para el sol. Es una forma rápida e intuitiva de calcular las cosas. Los valores de la tabla, por supuesto, se deben tomar como orientaciones, no como valores absolutos.
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Acabando por hoy
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| Una vez definidas las características de nuestra estrella (o sistema binario), seguiremos con los planetas (en el próximo artículo). Veremos como crear los planetas, en qué órbitas situarlos, y como les influyen las decisiones que hayamos tomado sobre la estrella alrededor de la que orbitan.
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Anexo 1: Tabla de clasificación estelar
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| Clase O: Muy grandes, muy calientes y de combustión muy rápida | | Clase | Temp. en grados Kelvin | Magnitud absoluta bolométrica | Luminosidad bolométrica | Luminosidad visual | Masa (Masa del Sol = 1) | Radio | OTE en AUs | Vida en billones de años | | 04 | 48000 | -10.24 | 990000 | 1.75E4 | 90.000 | 14.400 | 995.00 | .002 | | 05 | 44500 | -9.99 | 790000 | 1.46E4 | 60.000 | 15.000 | 889.00 | .004 | | 06 | 41000 | -9.31 | 238000.00 | 1.20E4 | 37.000 | 12.900 | 648.00 | .005 | | 07 | 38000 | -8.79 | 260000.00 | 9350.00 | 30.000 | 11.800 | 510.00 | .006 | | 08 | 35800 | -8.33 | 170000.00 | 6960.00 | 23.000 | 10.800 | 412.00 | .008 | | 09 | 33000 | -7.72 | 97000.00 | 4820.00 | 23.300 | 9.560 | 311.00 | .009 |
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| Clase B: Calientes y de combustión rápida | | Clase | Temp. en grados Kelvin | Magnitud absoluta bolométrica | Luminosidad bolométrica | Luminosidad visual | Masa (Masa del Sol = 1) | Radio | OTE en AUs | Vida en billones de años | | B0 | 30000 | -7.04 | 52000.00 | 3020.00 | 17.500 | 8.470 | 228.00 | .010 | | B1 | 25400 | -5.76 | 16000.00 | 1420.00 | 14.200 | 6.560 | 126.00 | .013 | | B2 | 22000 | -4.64 | 5700.00 | 698.00 | 10.900 | 5.220 | 75.50 | .020 | | B3 | 18700 | -3.45 | 1900.00 | 339.00 | 7.600 | 4.170 | 43.60 | .043 | | B5 | 15400 | -2.55 | 830.00 | 231.00 | 5.900 | 4.060 | 28.80 | .066 | | B6 | 14000 | -2.00 | 500.00 | 175.00 | 5.200 | 3.810 | 22.40 | .075 | | B7 | 13000 | -1.51 | 320.00 | 133.00 | 4.500 | 3.540 | 17.90 | .198 | | B8 | 11900 | -.89 | 180.00 | 91.90 | 3.800 | 3.170 | 13.40 | .367 | | B9 | 10500 | -.19 | 95.00 | 63.30 | 3.350 | 2.960 | 9.75 | .475 |
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| Clase A: No viven lo suficiente como para generar formas de vida complejas | | Clase | Temp. en grados Kelvin | Magnitud absoluta bolométrica | Luminosidad bolométrica | Luminosidad visual | Masa (Masa del Sol = 1) | Radio | OTE en AUs | Vida en billones de años | | A0 | 9520 | .42 | 54.00 | 43.70 | 2.900 | 2.710 | 7.35 | .583 | | A1 | 9230 | .89 | 35.00 | 30.20 | 2.720 | 2.320 | 5.92 | .627 | | A2 | 8970 | 1.21 | 26.00 | 23.10 | 2.540 | 2.120 | 5.10 | .670 | | A3 | 8720 | 1.44 | 21.00 | 19.20 | 2.360 | 2.010 | 4.58 | .713 | | A5 | 8200 | 1.88 | 14.00 | 13.00 | 2.000 | 1.860 | 3.74 | .800 | | A7 | 7850 | 2.20 | 10.50 | 10.00 | 1.840 | 1.760 | 3.24 | 1.120 | | A8 | 7580 | 2.41 | 8.60 | 8.37 | 1.760 | 1.710 | 2.93 | 1.280 |
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| Clase F: Posibles planetas con vida | | Clase | Temp. en grados Kelvin | Magnitud absoluta bolométrica | Luminosidad bolométrica | Luminosidad visual | Masa (Masa del Sol = 1) | Radio | OTE en AUs | Vida en billones de años | | F0 | 7200 | 2.72 | 6.50 | 6.38 | 1.600 | 1.640 | 2.55 | 1.600 | | F2 | 6890 | 3.17 | 4.30 | 4.14 | 1.520 | 1.460 | 2.07 | 1.760 | | F5 | 6440 | 3.49 | 3.20 | 3.00 | 1.400 | 1.440 | 1.79 | 3.440 | | F8 | 6200 | 3.94 | 2.10 | 1.93 | 1.190 | 1.260 | 1.45 | 6.880 |
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| Clase G: Posibles soles para planetas con vida (como el Sol) | | Clase | Temp. en grados Kelvin | Magnitud absoluta bolométrica | Luminosidad bolométrica | Luminosidad visual | Masa (Masa del Sol = 1) | Radio | OTE en AUs | Vida en billones de años | | G0 | 6030 | 4.31 | 1.50 | 1.36 | 1.050 | 1.130 | 1.22 | 9.180 | | G2 | 5860 | 4.65 | 1.10 | .97 | .998 | 1.020 | 1.05 | 10.100 | | G5 | 5770 | 5.01 | .79 | .69 | .920 | .893 | .89 | 14.000 | | G8 | 5570 | 5.20 | .66 | .56 | .842 | .875 | .81 | 17.900 |
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| Clase K: enanas rojas. Pueden tener vida en órbitas cercanas | | Clase | Temp. en grados Kelvin | Magnitud absoluta bolométrica | Luminosidad bolométrica | Luminosidad visual | Masa (Masa del Sol = 1) | Radio | OTE en AUs | Vida en billones de años | | K0 | 5250 | 5.69 | .42 | .34 | .790 | .786 | .65 | 21.100 | | K1 | 5080 | 5.83 | .37 | .28 | .766 | .788 | .61 | | | K2 | 4900 | 6,09 | .29 | .21 | .742 | .750 | .54 | | | K3 | 4730 | 6.21 | .26 | .18 | .718 | .762 | .51 | | | K4 | 4590 | 6.55 | .19 | .12 | .694 | .692 | .43 | | | K5 | 4350 | 6.81 | .15 | 82.4E-3 | .670 | .684 | .39 | | | K7 | 4060 | 7.25 | .10 | .19 | 42.1E-3 | .606 | .641 | .32 | |
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| Clase M: menos de la mitad de la masa del sol | | Clase | Temp. en grados Kelvin | Magnitud absoluta bolométrica | Luminosidad bolométrica | Luminosidad visual | Masa (Masa del Sol = 1) | Radio | OTE en AUs | Vida en billones de años | | M0 | 3850 | 7.53 | 77.00E-3 | 23.0E-3 | .510 | .626 | .28 | | M1 | 3720 | 7.79 | 61.00E-3 | 14.6E-3 | .445 | .597 | .25 | | M2 | 3580 | 8.12 | 45.00E-3 | 8.42E-3 | .400 | .553 | .21 | | M3 | 3470 | 8.36 | 36.00E-3 | 5.30E-3 | .350 | .527 | .19 | | M4 | 3370 | 9.05 | 19.00E-3 | 2.26E-3 | .300 | .406 | .13 | | M5 | 3240 | 9.65 | 11.00E-3 | .95E-3 | .250 | .334 | .11 | | M6 | 3050 | 10.44 | 5.30E-3 | .29E-3 | .207 | .262 | 72.8E-3 | | M7 | 2940 | 10.92 | 3.40E-3 | .15E-3 | .163 | .226 | 58.3E-3 | | M8 | 2640 | 12.05 | 1.20E-3 | 29.30E-6 | .120 | .166 | 35.0E-3 | | M9 | 2510 | 13.56 | 0.30E-3 | 1.16E-6 | .100 | .092 | 17.0E-3 |
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Anexo 2: Las estrellas y sus coloriños
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| Tal como se ha comentado, el color de la luz emitida por una estrella depende del espectro de la misma. En esta práctica web se puede ver una tabla con el color aproximado de cada uno de los espectros conocidos según . Aviso para navegantes: el hecho de que la luz sea de un color determinado, no implica que todo lo que se vea en un planeta presente un "tinte" hacia ese color. El ojo humano tiende a compensar las desviaciones de color (por ejemplo, la luz emitida por una bombilla de filamento en realidad tiene un tono anaranjado, pero mientras estemos dentro de la habitación, sin otras fuentes de luz que usar como referencia, la veremos blanca).
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| 1: Después de publicar este artículo en el TFT, Juan Carlos Herreros me ofreció una descripción mucho mas exacta de lo que es un parsec de la que yo puse originalmente. La transcribo aquí:
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| "El parsec no es una distancia supérflua ni tiene nada que ver con el ángulo que
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| forma una estrella con la tierra y el sol sino el ángulo que esta forma con el
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| fondo de estrellas. Me explico, el parsec es la distancia a la que una estrella
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| vista desde los dos extremos de la órbita terreste (el más cercano al sol y el
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| más lejano) se mueve (aparentemente) contra el fondo de estrellas un segundo de
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| arco. A ese movimiento se le llama paralaje y el nombre de la medida, parsec,
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| viene precisamente de esa palabra, "paralaje segundo" (aunque en inglés, creo)."
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| 2: De nuevo JC Herreros me hizo ver que no había dicho nada sobre la arbitrariedad existente en las unidades de medida astronómicas; las unidades de medida comentada no tienen un sentido universal, sino que se basan tan solo en el conocimiento humano. A un nativo de Tau Ceti, la distancia entre una estrella y el tercero de sus planetas en un sistema solar remoto no le dirá nada (caso de la Unidad Astronómica). A efectos de simplificación, en un entorno "hard" pueden usarse esas unidades, u otras totalmente nuevas. Aunque evidente, no está de mas recordarlo.
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| 3: A este sistema se le llama "clasificación espectrográfica" o "clasificación harvard".
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| 4: Esta en cambio es la "clasificación por tamaño" o "clasificación Yerkes", y consta también de las clases VI (Subenanas) y VII (Enanas blancas)
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