El universo es el hábitat de las estrellas y su estudio constituye una de las partes más atrayentes de la Astronomía.
Aunque la mayor parte del espacio que podemos observar está vacío, es inevitable que nos fijemos en esos puntitos que brillan. No es que el espacio vacío carezca de interés. Simplemente, las estrellas llaman la atención.
En un sentido general, puede afirmarse que una estrella es todo cuerpo celeste que brilla con luz propia. Ahora bien, de un modo más técnico y preciso, podría decirse que se trata de una esfera de plasma, que mantiene su forma gracias a un equilibrio de fuerzas denominado equilibrio hidrostático. El equilibrio se produce esencialmente entre la fuerza de gravedad, que empuja la materia hacia el centro de la estrella, y la presión que hace el plasma hacia fuera, que tal como sucede en un gas, tiende a expandirlo. La presión hacia fuera depende de la temperatura, que en un caso típico como el Sol, se mantiene con el suministro de energía producida en el interior de la estrella. Por ello, el equilibrio se mantendrá esencialmente en las mismas condiciones, en la medida en que la estrella mantenga el ritmo de producción energética.
La energía que disipan en el espacio estas esferas de gas, son en forma de radiación electromagnética, neutrinos y viento estelar; y nos permiten observar la apariencia de las estrellas en el cielo nocturno como puntos luminosos y, en la gran mayoría de los casos, titilantes.
Debido a la gran distancia que suelen recorrer las radiaciones estelares, estas llegan débiles a nuestro planeta, siendo susceptibles, en la gran mayoría de los casos, a las distorsiones ópticas producidas por la turbulencia y las diferencias de densidad de la atmósfera terrestre . El Sol, al estar tan cerca, se observa no como un punto sino como un disco luminoso cuya presencia o ausencia en el cielo terrestre provoca el día o la noche respectivamente.
Las estrellas parecen estar fijas, manteniendo la misma forma en los cielos año tras año. En realidad, las estrellas están en rápido movimiento, pero a distancias tan grandes que sus cambios relativos de posición se perciben sólo a través de los siglos.
El número de estrellas visibles a simple vista desde la Tierra se ha calculado en un total de 8.000, de las cuales 4.000 están en el hemisferio norte del cielo y 4.000 en el hemisferio sur. En cualquier momento durante la noche, en ambos hemisferios sólo son visibles unas 2.000 estrellas. A las demás las ocultan la neblina atmosférica, sobre todo cerca del horizonte, y la pálida luz del cielo. Los astrónomos han calculado que el número de estrellas de la Vía Láctea, la galaxia a la que pertenece el Sol, asciende a cientos de miles de millones. A su vez, la Vía Láctea sólo es una de los varios cientos de millones de galaxias visibles mediante los potentes telescopios modernos. Las estrellas individuales visibles en el cielo son las que están más cerca del sistema solar en la Vía Láctea.
La estrella más cercana a nuestro sistema solar es Próxima Centauri, uno de los componentes de la estrella triple Alpha Centauri, que está a unos 40 billones de kilómetro de la Tierra. En términos de velocidad de la luz, patrón utilizado por los astrónomos para expresar la distancia, este sistema de estrella triple está a unos 4,29 años luz; la luz, que viaja a unos 300.000 km/s, tarda más de cuatro años y tres meses en llegar desde esta estrella hasta la Tierra.
Estructura estelar
Formación y evolución de las estrellas
Estructura estelar
Una estrella típica se divide en núcleo, manto y atmósfera. En el núcleo es donde se producen las reacciones nucleares que generan su energía. El manto transporta dicha energía hacia la superficie y según cómo la transporte, por convección o por radiación, se dividirá en dos zonas: radiante y convectiva. Finalmente, la atmósfera es la parte más superficial de las estrellas y la única que es visible. Se divide en cromósfera, fotósfera y corona solar. La atmósfera estelar es la zona más fría de las estrellas y en ellas se producen los fenómenos de eyección de materia. Pero en la corona, supone una excepción a lo dicho ya que la temperatura vuelve a aumentar hasta llegar al millón de grados por lo menos. Pero es una temperatura engañosa. En realidad esta capa es muy poco densa y está formada por partículas ionizadas altamente aceleradas por el campo magnéticode la estrella. Sus grandes velocidades les confieren a esas partículas altas temperaturas.
A lo largo de su ciclo las estrellas experimentan cambios en el tamaño de las capas e incluso en el orden en que se disponen. En algunas la zona radiante se situará antes que la convectiva y en otras al revés, dependiendo tanto de la masa como de la fase de fusión en que se encuentre. Así mismo, el núcleo también puede modificar sus características y su tamaño a lo largo de la evolución de la estrella.
La edad de la mayoría de las estrellas oscila entre 1000 y 10 000 millones de años; aunque algunas estrellas pueden ser incluso más viejas. La estrella observada más antigua, HE 1523-0901, tiene una edad estimada de 13 200 millones de años, muy cercana a la edad estimada para el Universo, de unos 13 700 millones de años.
Estructura estelar
Formación y evolución de las estrellas
Las estrellas se forman en las regiones más densas de las nubes moleculares como consecuencia de las inestabilidades gravitatorias causadas, principalmente, por supernovas o colisiones galácticas. El proceso se acelera una vez que estas nubes de hidrógeno molecular (H2) empiezan a caer sobre sí mismas, alimentado por la cada vez más intensa atracción gravitatoria. Su densidad aumenta progresivamente, siendo más rápido el proceso en el centro que en la periferia. No tarda mucho en formarse un núcleo en contracción muy caliente llamado protoestrella. El colapso en este núcleo es, finalmente, detenido cuando comienzan las reacciones nucleares que elevan la presión y temperatura de la protoestrella. Una vez estabilizada la fusión del hidrógeno, se considera que la estrella está en la llamada secuencia principal, fase que ocupa aproximadamente un 90% de su vida. Cuando se agota el hidrógeno del núcleo de la estrella, su evolución dependerá de la masa y puede convertirse en una enana blanca o explotar como supernova, dejando también un remanente estelar que puede ser una estrella de neutrones o un agujero negro. Así pues, la vida de una estrella se caracteriza por largas fases de estabilidad regidas por la escala de tiempo nuclear separadas por breves etapas de transición dominadas por la escala de tiempo dinámico.
Muchas estrellas, el Sol entre ellas, tienen aproximadamente simetría esférica por tener velocidades de rotación bajas. Otras estrellas, sin embargo, giran a gran velocidad y su radio ecuatorial es significativamente mayor que su radio polar. Una velocidad de rotación alta también genera diferencias de temperatura superficial entre el ecuador y los polos. Como ejemplo, la velocidad de rotación en el ecuador de Vega es de 275 km/s, lo que hace que los polos estén a una temperatura de 10 150 K y el ecuador a una temperatura de 7 900 K.3
La mayoría de las estrellas pierden masa a una velocidad muy baja. En el Sistema Solar unos 1020 gramos de materia estelar son expulsados por el viento solarcada año. Sin embargo, en las últimas fases de sus vidas, las estrellas pierden masa de forma mucho más intensa y pueden acabar con una masa final muy inferior a la original. Para las estrellas más masivas este efecto es importante desde el principio. Así, una estrella con 120 masas solares iniciales y metalicidadigual a la del Sol acabará expulsando en forma de viento estelar más del 90% de su masa para acabar su vida con menos de 10 masas solares.4 Finalmente, al morir la estrella se produce en la mayoría de los casos una nebulosa planetaria, una supernova o una hipernova por la cual se expulsa aún más materia al espacio interestelar. La materia expulsada incluye elementos pesados producidos en la estrella que más tarde formarán nuevas estrellas y planetas, aumentando así la metalicidad del Universo.
Adolescencia estelar.
Clasificación de las estrellas
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.
Estos son los catálogos más conocidos:
· Catálogo Henry Drapper (HD): elaborado entre 1918 y 1924
§ En orden de Ascensión Recta entre 1 y 225300
§ Para la época J1900
§ Números 225301–359083 son de la actualización (HDE) de1949.
· Catálogo SAO: Smithsonian Astrophysical Observatory
· BD/CD/CPD: Bonner Durchmusterung
· AC: Catalogue astrographique
· USNO-B1.0: U.S. Naval Observatory
Diagrama de Hertzsprung-Russell
Tipos espectrales
Esta clasificación distingue las estrellas de acuerdo a su espectro luminoso y su temperatura superficial. Una simple de esta temperatura es el índice de color de la estrella.
La clasificación es W, O, B, A, F, G, K, L y T yendo de mayor a menor temperatura. las estrellas de tipo O, B, y A son muy calientes, y el tipo M es considerablemente más frío. Los tipos W, L y T se introdujeron recientemente. La temperatura superficial, que determina la clase espectral, también determina el color de la estrella. De esta manera, las estrellas O son azules, mientras que estrellas de menor temperatura superficial ( clases K o M ) son rojizas, como Betelgeuse o Antares.
Clases de luminosidad
La clasificación de Harvard de tipos espectrales no determina unívocamente las características de una estrella. Estrellas con la misma temperatura pueden tener tamaños muy diferentes, lo que implica luminosidades muy diferentes. Para distinguirlas se definieron, en Yerkes, las clases de luminosidad. En este sistema de clasificación se examina nuevamente el espectro estelar y se buscan líneas espectrales sensibles a la gravedad de la estrella. De este modo es posible estimar su tamaño. Ambos sistemas de clasificación son complementarios.
Aproximadamente un 10% de todas las estrellas son enanas blancas, un 70% son estrellas de tipo M, un 10% son estrellas de tipo K y un 4% son estrellas tipo G como el Sol. Tan sólo un 1% de las estrellas son de mayor masa y tipos A y F. Las estrellas de Wolf-Rayet son extremadamente infrecuentes. Las enanas marrones, proyectos de estrellas que se quedaron a medias a causa de su pequeña masa, podrían ser muy abundantes pero su débil luminosidad impide realizar un censo apropiado.
Descripción | |
Ia | Supergigantes Luminosas |
Ib | Supergigantes |
II | Gigantes luminosas |
III | Gigantes |
IV | Sub-gigantes |
V | Enanas (Sol) |
VI | Sub-enanas |
VII | Enanas blancas |
Magnitud aparente
La magnitud aparente (m) de una estrella, planeta o de otro cuerpo celeste es una medida de su brillo aparente; es decir, la cantidad de luz que se recibe del objeto. Mientras que la cantidad de luz recibida depende realmente del ancho de la atmósfera, las magnitudes aparentes se normalizan a un valor que tendrían fuera de la atmósfera. Nótese que el brillo aparente no es igual al brillo real -un objeto extremadamente brillante puede aparecer absolutamente débil, si está lejos-. La relación en la cual el brillo aparente cambia, mientras que la distancia de un objeto aumenta, es calculada por la ley de la inversa del cuadrado. La magnitud absoluta, M, de un objeto, es la magnitud aparente que tendría si estuviera a 10 parsecs.
Escala de magnitudes aparentes
Magnitud absoluta:
La magnitud absoluta de una estrella es una medida de la cantidad total de luz que emite. Es decir, una medida de su brillo real.
La magnitud absoluta no es una cifra muy ilustrativa. Es más fácil hacerse una idea del brillo real si lo pasamos a "soles" (ver tabla a la la derecha).
La escala de magnitudes absolutas está construida según la misma regla que las magnitudes aparentes: sumar cinco magnitudes equivale a dividir el brillo por cien.
En la parte de arriba de la tabla caen las estrellas de magnitud absoluta cero, que son 75 veces más brillantes que el sol. En el centro están las estrellas del mismo brillo que el sol (el sol tienen magnitud 4,7). En la cola de la clasificación, con magnitud absoluta 15,4, está Próxima Centauri, que aunque es la estrella más cercana al Sol (que se sepa) no se puede ver sin telescopio. Su brillo real es 1/20000 del brillo del sol, así que si estuviese a la misma distancia de nosotros que el sol, no iluminaría mucho más que la luna.
En la galaxia hay muchísimas más estrellas poco brillantes que estrellas muy brillantes. La mayoría de las estrellas brillan menos que el Sol, y en cambio de las que brillan como diez, cien, mil o diez mil soles hay poquísimas. Pero casi todas las que vemos en una noche estrellada pertenecen a esta minoría de famosos, porque aunque son pocas, se ven de muy lejos.
Datos de interés:
Cuántas estrellas hay en el Universo? Carl Sagan dijo que en el Universo había más estrellas que granos de arena en todas las playas de la Tierra. Se dice que si las estrellas fueran granos de polvo de 0,5 milímetros de diámetro, y las filamos, necesitaríamos 190 años para recorrer la fila a la velocidad de la luz. Se había calculado un promedio de 30000 trillones de estrellas en el Universo conocido, pero un nuevo estudio sugiere que el Universo podría tener tres veces más estrellas que lo que los científicos habían calculado anteriormente. El nuevo cálculo sugiere que la cifra asciende a 300.000 trillones.
Cuál es la estrellas más brillante de la bóveda celeste? Sirio, que se encuentra en la constelación del Can Mayor.
Cuál es la estrellas más grande conocida? VY Canis Majoris, descubierta hace escasos años. Con su volumen colosal, de unas 1800 a 2100 veces superior al de nuestro Sol, VY Canis Majoris es tan grande que si reemplazáramos nuestra estrella por ésta otra su radio se extendería hasta Saturno (lo que no nos conviene porque nosotros nos evaporaríamos en un santiamén).
Cuál es la estrella más cercana a la Tierra? Próxima Centauri, uno de los componentes de la estrella triple Alpha Centauri, que está a unos 40 billones de kilómetro de la Tierra (4,3 años-luz).
Cuál es la estrellas más pequeña conocida? El astro, ubicado en la Vía Láctea en la dirección de la constelación Carina, fue bautizado como OGLE-TR-122b y pesa 95 veces más que el planeta Júpiter, pero es sólo un 16 por ciento más grande. Gira alrededor de una estrella similar al Sol y tarda cerca de una semana en completar su órbita. Los científicos pensaron inicialmente que ese cuerpo era un planeta, que a diferencia de una estrella no emite luz propia causada por una combustión nuclear en su interior. Pero las observaciones con el VLT (Very Large Telescope) de cerro Paranal y las mediciones posteriores lo confirmaron.
Cuál es la estrellas más brillante conocida? Durante años la estrella Pistola fue considerada como la más brillante conocida, mas de 6.8 millones de veces que el Sol. Sin embargo, hace pocos años salio a la luz (cuac) LBV 1806-20, una gigante azul que brilla unas 38 millones de veces con mayor intensidad que nuestro Sol y posee una masa de unas 130 a 150 veces. Ubicada a unos 50 mil años luz esta estrella con sus escasos 2 millones de años es un bebe (nuestro Sol, una estrella “joven-adulta”, tiene unos 5 mil millones de años).
