Glifo Maya
Estrellas Nebulosas Planeta Galaxias Constelaciones
En un sentido general, puede afirmarse que una estrella es todo objeto astronómico que brilla con luz propia. Adecuadamente, 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. Pero dicho ritmo, como se explica luego, cambia a lo largo del tiempo, generando variaciones en las propiedades físicas globales del astro, que se conocen como evolución de la estrella.
............Y aqui os dejo uno de los docus mas expectaculares....disfrutarlo.
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 (
seeing). 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 son objetos de masas enormes comprendidas entre 0,08 y 120-200 masas solares (M
sol). Los objetos de masa inferior se llaman enanas marrones mientras que las estrellas de masa superior parecen no existir debido al límite de Eddington. Su luminosidad también tiene un rango muy amplio yendo desde una diezmilésima a tres millones de veces la luminosidad del Sol.
Ciclo de vida
Mientras las interacciones se producen en el núcleo, éstas sostienen el equilibrio hidrostático del cuerpo y la estrella mantiene su apariencia iridiscente predicha por
Niels Bohr en la teoría de las órbitas cuantificadas. Cuando parte de esas interacciones (la parte de la fusión de materia) se prolonga en el tiempo, los átomos de sus partes más externas comienzan a fusionarse. Esta región externa, al no estar comprimida al mismo nivel que el núcleo, aumenta su diámetro. Llegado cierto momento, dicho proceso se paraliza, para contraerse nuevamente hasta el estado en el que los procesos de fusión más externos vuelven a comenzar y nuevamente se produce un aumento del diámetro. Estas interacciones producen índices de iridiscencia mucho menores, por lo que la apariencia suele ser rojiza. En esta etapa el cuerpo entra en la fase de colapso, en la cual las fuerzas en pugna —la gravedad y las interacciones de fusión de las capas externas— producen una constante variación del diámetro, en la que acaban venciendo las fuerzas gravitatorias cuando las capas más externas no tienen ya elementos que fusionar.
Se puede decir que dicho proceso de colapso finaliza en el momento en que la estrella no produce fusiones de material, y dependiendo de su masa total, la fusión entrará en un proceso degenerativo al colapsar por vencer a las fuerzas descritas en el principio de exclusión de
Pauli, produciéndose una supernova.
Aproximadamente cada 50 años una estrella masiva de nuestra galaxia vuela en pedazos en una explosión de supernova. Las supernovas son uno de los acontecimientos más violentos del universo y la fuerza de la explosión genera un destello cegador de radiación y ondas expansivas similares a un estampido.
Supernova:
Despues se produce una nebulosa, como esta, la del cangrejo:
Nebulosa de cangrejo.
¿UNA ESTRELLA PUEDE ORBITAR A UN PLANETA?
Sí, y de hecho las estrellas orbitan alrededor de sus planetas, tal como los planetas orbitan a las estrellas. Para ser más exactos, una estrella y su planeta se orbitan entre sí, girando alrededor del centro de masa (es igual al "centro de gravedad" en términos cotidianos) de ambos. Por ejemplo la Tierra y el sol están separados por una unidad astronómica (AU), o unos 150 millones de kilómetros. El sol es unas 330.000 veces más grande que la Tierra. Por tanto el centro de masa de ambos es aproximadamente 1AU dividida entre 330.001 desde el centro del sol, es decir, unos 450Km desde dicho centro, así que ese es el punto sobre el que gira el par. Pensando en todos los planetas del sistema solar, el efecto más grande será el de Júpiter, que está a unas 5AU. El sol tiene aproximadamente 1000 veces más masa que Júpiter, así que el centro dé masa es 1AU dividida entre 1.001, es decir, unos 15O.OOOKm desde el centro del sol
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 (H
2) 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 (detalles en evolución estelar) 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 (véase Escalas de tiempo estelar).
Enana blanca:
Comparación de tamaños entre la enana blanca IK Pegasi B (centro abajo), su compañera de clase espectral A IK Pegasi A (izquierda) y el Sol (derecha). Esta enana blanca tiene una temperatura en la superficie de 35.500 K.
Enana blanca
Gigante Roja:
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¿Quien puso nombre a las estrellas?
Los nombres de las estrellas proceden tanto de los griegos tales como Sirio, Procyon, Polux, Castor, Régulo, Polaris, Arturo, Canopo, las Pléyades, como de los árabes como los nombres de Alcor, Mizar, Vega, Aldebarán, Deneb, Rigel, Algol, Betelgeuse, y unos centenares de nombres más. Ante la imposibilidad de dar nombre a la enorme cantidad de estrellas se planteó la idea de dar otro sistema de nomenclatura que resultase más útil para los astrónomos. En 1603 el alemán Johannes Bayer publicó una obra denominada Uranometría, un atlas de mapas estelares en el que se indicaban las estrellas de cada constelación utilizando letras del alfabeto griego al que seguía el genitivo del nombre latino de la constelación a la que pertenece.
Bayer estableció un orden de brillo dentro de cada constelación, de modo que llamó a a la estrella más brillante, b a la que le seguía en brillo, g a la siguiente, y así sucesivamente. El inconveniente de esta nomenclatura es que el alfabeto griego só lo consta de 24 letras, mientras que, por término medio, hay unas 70 estrellas visibles por constelación. Cuando las letras del alfabeto griego resultaban insuficientes para una constelación Bayer recurrió al empleo de las letras minúsculas del alfabeto latino, complicando el método empleado.
Tras la aparición del telescopio se demostró la existencia de un número mayor de estrellas, y se planteó de nuevo el problema de su denominación. En 1712, el astrónomo inglés John Flamsteed, hizo el primer catálogo con la ayuda del telescopio, denominado Historia Coelestis Britannica, recurrió al empleo de los números en vez de letras, asignó un número a cada estrella según el orden en que llegaba al meridiano. Con el tiempo se perfeccionaron los telescopios, observándose ya millones de estrellas en cada constelación, a las estrellas se las distingue, no por su nombre, ni letras, ni números, sino por la posición que ocupan en la esfera celeste, esto es, por su ascensión recta y declinación. Aún así, es común ver en las cartas celestes y en los planisferios la denominación usando las letras griegas, por orden de brillo, aquí incluyo el alfabeto griego:
¿CUÁL ES LA ESTRELLA MAS GRANDE QUE SE HA ENCONTRADO?
La estrella más grande que , conocemos es una supergigante roja llamada VY Canis Majoris. Está en la constelación del Can Mayor, a 4.900 años luz de la Tierra y es unas 2.100 veces más grande que el sol. Las enormes supergigantes rojas como esta suelen llamarse hipergigantes.
Estrellas hipergigantes
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Eta Carinae: Esta a 7500 años luz, es unas 400 veces mas grande que el
sol, pero debido a su escala pierde una gran cantidad de masa cada año.
Alrededor de 1835, Eta Carinae aumentó orgullosamente hasta el rango
de las estrellas de la 1ra. magnitud y con oscilaciones lentas alcanzó, por
último, la cima en 1843, llegando a la magnitud -1, llegando a ser la segunda estrella más
brillante de la esfera celeste, superada tan sólo por Sirio, hasta 1858, cuando comenzó un descenso continuo, y para 1865 palideció tanto que
no era posible observarla a simple vista. En 1890, durante un máximo secundario, Eta Carinae brilló hasta
más allá de la 7ma. magnitud. Esta estrella presenta una fuerte emisión de rayos X blandos de intensidad
variable (cerca de 5 millones de veces la que irradia nuestro Sol).
Actualmente Eta Carinae se encuentra alrededor de la 5ta. magnitud
con periódicos y repentinos aumentos de brillo que la llevan cerca de la 4ta.
Magnitud, lo cual hace suponer la posibilidad de que se produzca un nuevo
outburst (estallido) en el corto plazo de tiempo.
- VY Canis majoris : Esta a 5000 años luz de la tierra y mide 2100 veces mas que el sol. la luz tarda mas de ocho horas en dar la vuelta a su circunferencia
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Rigel: es una supergigante azul tiene 24 masas solares, su tamaño tiene 71 radios solares, su temperatura es de 12130ºK (11860ºC), distancia con la tierra= 860 años luz.
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Antares: es una supergigante roja tiene 12,4 masas solares, su tamaño tiene 883 radios solares, su temperatura es de 3400ºK (3130ºC), distancia con la tierra= 550 años luz.
- Betelgeuse: (se pronuncia
"Beetle Juice") Betelgeuse (Alpha Orionis) es la segunda estrella más
brillante en la constelación de Orión y una de las estrellas más brillantes en
el cielo. Es una estrella supergigante , de color rojizo, y tiene más de 600 millones
de kilómetros de diámetro (casi 1.000 veces más grande que el Sol , pero más
fría que este). Betelgeuse es aproximadamente 14.000 veces más brillante
que el sol. Si Betelgeuse estuviera en el centro de nuestro Sistema Solar, se
extendería más allá de la órbita de Júpiter. Se trata de 520 años-luz de la
Tierra. Es una estrella variable, que varía en magnitud 0,3 a 1,2 durante un
período de unos 7 años, con un promedio de alrededor de 0,70. Es la única
estrella (que no sea nuestro sol) para la que tenemos imágenes de la
superficie.
- Polaris: (alfa UMI) es la estrella polar actual para el
hemisferio norte, es una medida exacta del polo norte celeste. En 1780, Sir
William Herschel descubrió que Polaris era una estrella doble con una estrella
débil de compañera. Polaris es azul-verde (con
cambios de brillo y de tamaño en forma periódica, con período de 3.969778 días,
y varía entre magnitudes de 1,92 y 2,07). Polaris tiene una estrella
compañera relativamente débil (9 de magnitud). La distancia de la estrella polar
de la Tierra ha sido estimada en 360 a 820 años luz. En su punto más
brillante, Polaris es de unos 6.000 a 10.000 veces más brillante que nuestro
sol. Es la estrella más grande en el extremo de la Osa Menor (Ursa
Minor), también se conoce como la estrella polar o el Cynosure.
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Mira: Mira (Omicron
Ceti) es una estrella variable, conocida gigante roja en la constelación
llamada Cetus . Fue descubierta en 1596 por David Fabricius, un holandés
aficionado astrónomo. Mira (que significa "maravillosa") fue nombrada
por Johannes Hevelius en 1662. Su masa es casi la mismo que nuestra Sol, pero
varía en tamaño y brillo durante un período de 332 días (alrededor de 11
meses). Durante este período, su magnitud varía desde 3,4 hasta 9,3.
- Aldebarán: es la estrella más brillante en la constelación
de Tauro y es la estrella más brillante en el
cielo, se ve a lo largo de la eclíptica. Aldebarán significa
"seguidor" en árabe (ya que parece seguir a las estrellas de las
Pléyades, Aldebarán es una gigante naranja mas fria que el sol, que se encuentra a 4.000 Kelvin (el Sol es de 5.800
Kelvin) Aldebarán. es aproximadamente 40 veces más grande que el sol.
- Vega: (Alfa Lyrae) es una estrella muy brillante en la
constelación Lira. También se conoce como la Estrella Arpa y Fidis. Vega es la
quinta estrella más brillante en el cielo y es de color azul pálido. Su distancia con la tierra es de 25 años luz. Un disco de polvo
rodea Vega, de la que los planetas podrían formarse. Vega, junto con Deneb y
Altair forman el Triángulo de Verano
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Sirius α : Es una estrella blanca y tiene 2,02 masas solares, su tamaño tiene 1,711 radios solares, su temperatura es de 9940ºK (9670ºC), distancia con la tierra= 8,6 años luz.
El nombre significa
«abrasador».
Sirius α , la estrella más luminosa del cielo, sólo la puede hacer palidecer un planeta. Esta en la constelacion de Canis Majoris.
Existe un relato controvertido, según el cual el pueblo Dogon de Malí en África Occidental habría atribuido tradicionalmente una estrella compañera a
Sirius, llamada
Po,
«la más pesada», y calculaban sus períodos de tiempo rituales en la base de sus 50 años de recorrido de órbita elíptica. Sin embargo, hasta 1.862 no se pudo probar científicamente que
Sirius era una binaria (estrella doble), con un pequeño compañero:
Sirius B (magnitud 8.5), que orbita cada 50 años.Aún hoy en día sigue siendo un misterio cómo los Dogon pudieron realizar este descubrimiento hace varios siglos.
Imagen del Sol vista por el SOHO
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- Sol:: El Sol es una bola enorme y candente, situada en el centro de nuestro sistema solar. El sol proporciona luz, calor y energía a la Tierra. Está compuesto enteramente de gas. Es una de las 100 mil millones estrellas existentes en nuestra galaxia, la Vía Láctea. Está a unos 25,000 años luz del centro de la galaxia, y gira en torno al centro galáctico una vez cada 250 millones de años. Ocho planetas y sus lunas, decenas de miles de asteroides, y trillones de cometas giran en torno al sol. El sol y todos estos objetos en conjunto forman el sistema solar. La Tierra viaja alrededor del sol a una distancia media de 149,600,000 kilómetros aproximadamente.
El radio del sol (distancia de su centro a su superficie) es de unos 695,500 kilómetros, aproximadamente 109 el radio de la Tierra. La parte del sol que nosotros vemos tiene una temperatura de alrededor de 5500 grados C (10,000 grados F.) Los astrónomos miden temperaturas de las estrellas en una unidad métrica llamada Kelvin (K abreviada.) Un Kelvin es exactamente igual a 1 grado Celsius (1.8 grados Fahrenheit) pero las escalas Kelvin y Celsius empiezan a puntos diferentes. La escala de temperatura Kelvin comienza en el cero absoluto, que en grados Celsius son -273.15º C (459.67 grados F.) Así la temperatura de la superficie solar es de alrededor de 5800 K. La temperatura en el núcleo del sol asciende a más de 15 millones K.
Otra característica importante del Sol, es su campo magnético, que se vuelve muy concentrado en pequeñas regiones, con un incremento de hasta 3000 veces de la fuerza del campo usual. Estas regiones forman materia solar para crear una variedad de características en la superficie del sol y en su atmósfera, la parte que nosotros podemos ver. Estas características oscilan desde estructuras relativamente frías y oscuras conocidas manchas solares a erupciones espectaculares que provocan llamaradas y expulsión de masa coronal. Las llamaradas son las erupciones más violentas en el sistema solar. Las expulsiones de masa coronal, aunque menos violento que las llamaradas, implican una masa tremenda (cantidad de materia.) Una única expulsión puede eyectar aproximadamente 20 mil millones de toneladas (18 mil millones de toneladas métricas) de materia hacia espacio.
La energía del sol proviene de reacciones de fusión nuclear que se encuentran profundas en el interior del núcleo del sol. En una reacción de fusión, los dos núcleos atómicos se unen y juntos forman un nuevo núcleo. La fusión produce energía convirtiendo así, materia nuclear en energía.
El sol que se formó hace unos 4.6 mil millones años, tiene suficiente combustible nuclear para permanecer durante otros 5 mil millones años. Entonces crecerá para hacerse una estrella del tipo gigante roja. Más tarde, en la una etapa avanzada de la vida del sol, echará sus capas exteriores. El núcleo restante se colapsará para hacerse un objeto llamado enana blanca que lentamente se difuminará. El sol se convertirá en su última fase, en un objeto débil y frío a veces llamado enana negra.
Filamento de una erupcion solar
Si colocáramos
el sol junto a una estrella supergigante nos costaría encontrarlo, y es que
estas estrellas son las más grandes que hay en el universo. Pueden ser miles de veces
más grandes que el sol y tienen una masa de hasta 100 veces más. La estrella
supergigante más grande que conocemos es VY Canis Majoris; es 2.100 veces más
grande que el sol (según los cálculos). Si estuviera en el lugar que ocupa el
sol, llegaría hasta la órbita de Saturno.
Las estrellas
supergigantes pueden tener distintos tamaños y temperaturas, pero se suelen
clasificar como rojas o azules. Las supergigantes rojas tienen una masa de por
lo menos ocho masas solares y generalmente son estrellas viejas que en algún
momento fueron de un tamaño parecido al del sol.
Se forman cuando una estrella
que tiene más de diez veces la masa del sol se queda sin hidrógeno en el núcleo y ya no puede haber fusión. A
continuación la estrella empieza a colapsar, pero mientras lo hace, el
hidrógeno de su capa externa empieza su propio proceso de fusión. Así, toda la
estrella experimenta la fusión y empieza a quemar el resto de sus depósitos de
combustible a un ritmo espectacularmente acelerado. Tanto es así, que pueden
quemar todo el hidrógeno que les queda en tan sólo unos cuantos millones de
años, lo que contrasta con los varios miles de millones de años de vida de
estrellas como el sol. Durante este tiempo son por lo menos 100.000 veces más
brillantes que la estrella de nuestra galaxia. Al final de su vida, las
supergigantes rojas suelen explotar como supernovas y producen ya sea una
estrella de neutrones o un agujero negro. Betelgeuse, la supergigante roja que
tenemos más cerca, mide unas i.ooo veces más que el sol y tiene sólo 8,5
millones de años pero se cree que se convertirá en supernova el próximo
milenio.
Las
supergigantes azules están bastante más calientes que las rojas y son más
pequeñas; miden sólo unas 25 veces más que el sol. También viven muy poco, sólo
unos cuantos millones de años. Se forman cuando una estrella con diezveces más
masa que el sol que va a morir entra en una fase de quema lenta. Las
supergigantes rojas también pueden volverse azules si su ritmo de fusión
nuclear disminuye; de hecho una estrella puede pasar continuamente de roja a
azul a lo largo de su vida. Entre los dos extremos también puede volverse
supergigante amarilla, como la estrella del norte (Polaris). Sin embargo las
estrellas de este tipo suelen pasar la mayor parte de su vida como
supergigantes rojas y no como azules o amarillas.
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.
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 solar cada 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 metalicidad igual 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. 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.
La luz cegadora de Alfa Centauri,(abajo) es una de las estrellas más brillantes del cielo nocturno terrestre, baña el lado izquierdo de este panorama celeste del hemisferio sur Alfa Centauri se encuentra a sólo 4,3 años-luz de distancia y se trata, en realidad, de un sistema compuesto por dos estrellas de un tamaño comparable al Sol que giran alrededor de un centro de gravedad común
La estrella Alfa Centauri
Estrellas de Neutrones:
Hallan la estrella de neutrones mas masiva nunca vista
Situada a 3.000 años luz de la Tierra, gira sobre sí misma 317 veces por segundo
"Esta estrella de neutrones tiene el doble de la masa del Sol -explica Paul Demorest, del Observatorio Nacional de Radio Astronomía, (NRAO)- . Lo cual es sorprendente, ya que tanta masa comprimida en tan poco espacio significa que muchos de los modelos teóricos que tenemos sobre la composición interna de estrellas de neutrones quedan descartados. La medida de esta gran masa también tiene implicaciones en nuestra comprensión sobre la materia cuando se encuentra en densidades extremadamente altas y aclara numerosos detalles de la física nuclear".
Una estrella de neutrones es el cadáver superdenso de una estrella muy masiva que ha estallado en forma de supernova. Después de la explosión, toda la masa de la estrella original queda comprimida en una esfera que mide apenas unos pocos km de diámetro. La fuerza gravitatoria de este cuerpo superdenso es tal que los electrones, cuya carga eléctrica es negativa, han terminado por incrustarse "contra natura" en los protones de los núcleos atómicos (que tienen cargas positivas), dando como resultado partículas eléctricamente neutras, los neutrones.
Estrella de Neutrones
Una cucharada de cientos de millones de toneladas
Estos neutrones, aplastados unos contra otros por la gravedad, dan lugar a cuerpos de extraordinaria densidad, las estrellas de neutrones. Una simple cucharadita de la materia superdensa de una estrella de neutrones puede pesar cientos de millones de toneladas. Esta tremenda densidad hace que las estrellas de neutrones sean extraordinarios laboratorios naturales para el estudio de los estados más extremos y densos de materia conocidos por la Física.
Para medir la masa de la estrella, que prácticamente dobla a la de la mayoría de las estrellas de neutrones conocidas, los científicos han utilizado un curioso efecto (el retardo Saphiro) predicho por la teoría General de la Relatividad de Einstein. La estrella forma parte de un sistema binario, y está acompañada por una enana blanca que orbita a su alrededor. La estrella de neutrones, que gira rápidamente sobre sí misma (317 veces por segundo) es un púlsar que emite, en cada rotación, potentes ondas de radio.
Este púlsar, llamado PSR J1614-2230, y su compañera completan una órbita, una alrededor de la otra, en apenas nueve días. Y resulta que la orientación de ambas estrellas permite una excelente observación desde la Tierra, algo de vital importancia para medir la masa de ambas. Cuando las órbitas llevan a la enana blanca a colocarse directamente delante del púlsar, las radioondas que emite y que llegan hasta la Tierra tienen que pasar muy cerca de la enana blanca. Y ese acercamiento causa un ligero retraso causado por la distorsión gravitatoria de la enana blanca. Ese ligero retraso, el retardo Saphiro, es precisamente el que permite medir la masa de ambas estrellas.
Estrella de neutrones
"Hemos tenido mucha suerte con este sistema -afirma Scott Ransom, otro de los investigadores del NRAO-. La rápida rotación del púlsar nos proporciona una clara señal para seguirlo a través de su órbita, que está casi perfectamente alineada (con la Tierra). Además, resulta que la enana blanca es particularmente masiva para una estrella de esa clase. Y esta combinación única de factores hace que el retardo Saphiro sea mucho más fuerte y fácil de medir".
Dados sus datos preliminares, los investigadores pensaban que la estrella de neutrones no tendría más de una vez y media la masa del Sol. Pero tras observar una rotación completa de ambas estrellas comprobaron, para su sorpresa, que era de más del doble. Un hecho que, según ellos, cambia nuestra comprensión tanto sobre la composición de las estrellas de neutrones como sobre el comportamiento de la materia bajo la presión de densidades extremas.
Video - Animacion de un Quasar -
Estrellas ligadas
Las estrellas pueden estar ligadas gravitacionalmente unas con otras formando sistemas estelares binarios, ternarios o agrupaciones aún mayores. Una fracción alta de las estrellas del disco de la Vía Láctea pertenecen a sistemas binarios; el porcentaje es cercano al 90% para estrellas masivas y desciende hasta el 50% para estrellas de masa baja. Otras veces, las estrellas se agrupan en grandes concentraciones que van desde las decenas hasta los centenares de miles o incluso millones de estrellas, formando los denominados cúmulos estelares. Estos cúmulos pueden deberse a variaciones en el campo gravitacional galáctico o bien pueden ser fruto de brotes de formación estelar (se sabe que la mayoría de las estrellas se forman en grupos). Tradicionalmente, en la Vía Láctea se distinguían dos tipos: (1) los cúmulos globulares, que son viejos, se encuentran en el halo y contienen de centenares de miles a millones de estrellas y (2) los cúmulos abiertos, que son de formación reciente, se encuentran en el disco y contienen un número menor de estrellas. Desde finales del siglo XX esa clasificación se ha cuestionado al descubrirse en el disco de la Vía Láctea cúmulos estelares jóvenes como Westerlund 1 o NGC 3603 con un número de estrellas similar al de un cúmulo globular. Esos cúmulos masivos y jóvenes se encuentran también en otras galaxias; algunos ejemplos son 30 Doradus en la Gran Nube de Magallanes y NGC 4214-I-A en NGC 4214.
Estrellas aisladas
No todas las estrellas mantienen lazos gravitatorios estables; algunas, igual que el Sol, viajan solitarias, separándose mucho de la agrupación estelar en la que se formaron. Estas estrellas aisladas obedecen, tan solo, al campo gravitatorio global constituido por la superposición de los campos del total de objetos de la galaxia: agujeros negros, estrellas, objetos compactos y gas interestelar.
Distribución estelar
Las estrellas no están distribuidas uniformemente en el Universo, a pesar de lo que pueda parecer a simple vista, sino agrupadas en galaxias. Una galaxia espiral típica (como la Vía Láctea) contiene cientos de miles de millones de estrellas agrupadas, la mayoría, en el estrecho plano galáctico. El cielo nocturno terrestre aparece homogéneo a simple vista porque sólo es posible observar una región muy localizada del plano galáctico. Extrapolando de lo observado en la vecindad del Sistema Solar, se puede decir que la mayor parte de estrellas se concentran en el disco galáctico y dentro de éste en una región central, el bulbo galáctico, que se sitúa en la constelación de Sagitario.
La navegación espacial y el posicionamiento estelar
A pesar de las enormes distancias que separan las estrellas, desde la perspectiva terrestre sus posiciones relativas parecen fijas en el firmamento. Gracias a la precisión de sus posiciones, "son de gran utilidad para la navegación, para la orientación de los astronautas en las naves espaciales y para identificar otros astros” (The American Encyclopedia). Fueron la única forma que tuvieron los marinos para situarse en altamar hasta el advenimiento de los sistemas electrónicos de posicionamiento hacia mediados del siglo XX.
Estructura estelar
Video de como nos protege el campo magnetico de la tierra de la radiacion solar
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 magnético de 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.
Generación de energía en las estrellas
A principios del siglo XX la ciencia se preguntaba cuál era la fuente de la increíble energía que alimentaba las estrellas. Ninguna de las soluciones conocidas en la época resultaba viable. Ninguna reacción química alcanzaba el rendimiento necesario para mantener la luminosidad que despedía el Sol. Asimismo, la contracción gravitatoria, si bien resultaba una fuente energética más, no podía explicar el aporte de calor a lo largo de miles de millones de años. Sir Arthur Eddington fue el primero en sugerir en la década de 1920 que el aporte de energía procedía de reacciones nucleares. Existen dos tipos de reacciones nucleares, las de fisión y las de fusión. Las reacciones de fisión no pueden mantener la luminosidad de una estrella debido a su relativamente bajo rendimiento energético y, sobre todo, a que requieren elementos más pesados que el hierro, los cuales son poco abundantes en el Universo. El primer mecanismo detallado de reacciones nucleares de fusión capaces de mantener la estructura interna de una estrella fue descubierto por Hans Bethe en 1938, es válido para estrellas de masa intermedia o elevada y lleva el nombre de su descubridor (ciclo de Bethe o ciclo CNO).
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Imagen de la estrella altamente masiva Eta Carinae, capturada por el telescopio espacial Hubble de la NASA. Las nebulosas circundantes tienen un diámetro longitudinal de aproximadamente 0,5 años luz.
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Aun así, resultó que las temperaturas que se alcanzan en los núcleos de las estrellas son demasiado bajas como para fusionar los iones. Ocurre que el efecto túnel permite que dos partículas con energías insuficientes para traspasar la barrera de potencial que las separa tengan una probabilidad de saltar esa barrera y poderse unir. Al haber tantas colisiones, estadísticamente se dan suficientes reacciones de fusión como para que se sostenga la estrella pero no tantas reacciones como para hacerla estallar. Existe un óptimo de energía para el cual se dan la mayoría de reacciones que resulta del cruce de la probabilidad de que dos partículas tengan una energía determinada E a una temperatura T y de la probabilidad de que esas partículas se salten la barrera por efecto túnel. Es el llamado pico de Gamow.
Una gran variedad de reacciones diferentes de fusión tienen lugar dentro de los núcleos de las estrellas, las cuales dependen de la masa y la composición.
Normalmente las estrellas inician su combustión nuclear con alrededor de un 75% de hidrógeno y un 25% de helio junto con pequeñas trazas de otros elementos. En el núcleo del Sol con unos 107 K el hidrógeno se fusiona para formar helio mediante la cadena protón-protón
- 4¹H → 2²H + 2e+ + 2νe (4.0 MeV + 1.0 MeV)
- 2¹H + 2²H → 2³He + 2γ (5.5 MeV)
- 2³He → 4He + 2¹H (12.9 MeV)
Estas reacciones quedan reducidas en la reacción global:
- 4¹H → 4He + 2e+ + 2γ + 2νe (26.7 MeV)
En estrellas más masivas el helio se produce en un ciclo de reacciones catalizadas por el carbono, es el ciclo CNO o ciclo de Bethe. Esto es representado ejemplarmente en el caso de una estrella con 18 masas solares:
Material combustible
(o Fe) | Temperatura en
millones de Kelvin | Densidad (kg/cm3) | Duración de la combustión |
|---|
| H | 40 | 0,006 | 10 millones años |
| He | 190 | 1,1 | 1 millón años |
| C | 740 | 240 | 12.000 años |
| Ne | 1.600 | 7.400 | 12 años |
| O | 2.100 | 16.000 | 4 años |
| S/Si | 3.400 | 50.000 | 1 semana |
| Fe-Corteza | 10.000 | 10.000.000 | - |
En las estrellas cuyos núcleos se encuentran a 108 K y cuyas masas van desde las 0.5 a las 10 masas solares el helio resultante de las primeras reacciones puede transformarse en carbono a través del proceso triple-alfa:
- 4He + 4He + 92 keV → 8*Be
- 4He + 8*Be + 67 keV → 12*C
- 12*C → 12C + γ + 7.4 MeV
La reacción global es:
- 34He → 12C + γ + 7.2 MeV
Composición
EV Lacertae, una estrella muy joven que contiene una metalicidad muy alta.
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. 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. Las que tienen una cierta abundancia se denominan de la población I, mientras que las estrellas pobres en metales forman parte de la población II. Normalmente la metalicidad va directamente relacionada con la edad de la estrella. A más elementos pesados más vieja es la estrella.
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 sólo queman un 10% de su masa inicial, por lo que globalmente su metalicidad no aumenta mucho. Además, las reacciones nucleares sólo se dan en las regiones centrales de la estrella. 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.
Chorros de plasma salen de una esplosion en el centro de una galaxia en Alfa Centaurus
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Imagen de Betelgeuse obtenida con el telescopio espacial Hubble.
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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. 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:
- Msol = 1,9891 × 1030 kg
y las masas de las otras estrellas se miden en masas solares abreviado como Msol.
Clasificación
Clasificación de las estrellas según la clasificación de Morgan Keenan.
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.
Tipos espectrales
Esta clasificación distingue las estrellas de acuerdo a su espectro luminoso y su temperatura superficial. Una medida simple de esta temperatura es el índice de color de la estrella.
La clasificación es W, O, B, A, F, G, K, M, 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 con temperaturas en la superficie de unos 30 mil grados kelvin , mientras que estrellas de menor temperatura superficial (clases K o M) son rojizas con temperaturas en la superficie de unos 3 mil grados kelvin (K), como Betelgeuse o Antares. La temperatura del Sol, una estrella aparentemente amarilla, es de unos moderados 6 mil K.
Una pequeña guía de los diferentes colores y ejemplos de estrellas pertenecientes al grupo se cita a continuación:
| Clasificación | Color | Temperatura (°C) | Ejemplo |
|---|
| W-O | Blanco verdoso | 100000 | Wolf Rayet |
| B | Azulado | 25 000 | Spica |
| A | Blanco | 11 500 | Sirio |
| F | Blanco amarillento | 7500 | 'Canopus |
| G | Amarillo | 6000 | Sol |
| K | Anaranjado amarillento | 4700 | Arturo |
| M | Anaranjado | 3000 | Antares |
| R | Anaranjado rojizo | 2600 | CW Leonis |
| N | Rojo anaranjadas | 2000 | Betelgeuse |
| S | Rojo | 1400 | Andromedae |
Clases de luminosidad
| Clase | Descripción |
|---|
| 0 | Hipergigantes |
| Ia | Supergigantes Luminosas |
| Ib | Supergigantes |
| II | Gigantes luminosas |
| III | Gigantes |
| IV | Sub-gigantes |
| V | Enanas (Sol) |
| VI | Sub-enanas |
| VII | Enanas blancas |
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.
Clasificación gravitacional de estrellas
Las estrellas pueden clasificarse de acuerdo a cuatro criterios gravitacionales instaurados recientemente por la Unión Astronómica Internacional en el 2006. Esta clasificación estelar de la UAI es la más aceptada y comúnmente usada.
Clasificación por centro gravitacional estelar
El primer criterio es la presencia o ausencia de un centro gravitacional estelar, es decir si forman parte de un Sistema Estelar. Las estrellas que forman parte de un sistema estelar (presencia de centro gravitacional estelar) se denominan estrellas sistémicas. Las estrellas que no forman parte de un sistema estelar (ausencia de centro gravitacional estelar) se denominan estrellas solitarias.
-Clasificación de estrellas sistémicas por posición
Si una estrella es sistémica (forma parte de un sistema estelar) puede ser a su vez de dos tipos. Las estrellas centrales son aquellas estrellas sistémicas que actúan como centro gravitacional de otras estrellas. Esto quiere decir que otras estrellas las orbitan. Las estrellas sistémicas que orbitan a una estrella central se denominan estrellas satélites.
-Clasificación de estrellas por agrupación gravitacional
Esta clasificación de estrellas se basa en distinguir dos tipos de estrellas dependiendo de si estas se agrupan con otras estrellas mediante fuerzas de atracción gravitacional. Esta clasificación refiere a dos tipos de estrellas (cumulares e independientes) de acuerdo a si se encuentran o no unidas a otras estrellas y, además, esta unión no se debe a la presencia de un centro gravitacional estelar; es decir, ninguna estrella gira alrededor de otra y más sin embargo se encuentran unidas gravitacionalmente.
Las estrellas cumulares son aquellas que forman cúmulos estelares. Si el cúmulo es globular, las estrellas se atraen por gravedad (las estrellas se atraen mutuamente). Si el cúmulo es abierto, las estrellas se atraen por gravitación en donde el centro gravitacional es el centro de masa del cúmulo (las estrellas orbitan un centro gravitacional en común que las mantiene unidas). Las estrellas independientes son aquellas que no forman cúmulos estelares con ninguna otra estrella. Sin embargo hay estrellas independientes que sí forman parte de un sistema estelar pues orbitan estrellas o son centro de otras. Este sería el caso de estrellas sistémicas-independientes.
-Clasificación de estrellas por sistema planetario
Las estrellas que poseen un sistema planetario, en donde ellas son centro gravitacional y los demás cuerpos celestes las orbitan, se denominan estrellas planetarias. Las estrellas únicas son aquellas que no poseen un Sistema Planetario que las orbita. Entiéndase por sistema planetario cualquier cuerpo celeste (planeta, asteroide, cometa) que orbita una estrella.
Mitología estelar
Tal como ha sucedido con ciertas constelaciones y con el propio Sol, las estrellas en general tienen su propia mitología. En estadios precientíficos de la civilización se las ha observado como entidades vivientes (animismo), dotadas de fuerza sobrenatural. Se las ha identificado, eventualmente, con el alma de los muertos, o bien con dioses o diosas. La trayectoria de las estrellas y su configuración en el espacio, aún hoy forman parte de algunos constructos culturales ligados al pensamiento mágico.
Legado estelar
Para los habitantes del planeta Tierra, las estrellas, además de componer el mapa celeste, tienen otra finalidad menos conocida pero mucho más importante: legarnos una variedad de elementos casi imprescindibles para sobrevivir. Así por ejemplo, los componentes del acero se cocieron en alguna estrella a temperaturas de varios miles de millones de grados, que con la explosión de una supernova fueron lanzados al espacio para finalmente llegar hasta nuestro planeta azul. Gracias a ello tenemos el vital oxígeno, el oro y los diamantes. El propio ser humano está compuesto por materiales sintetizados previamente en las estellas. Quizá por todo esto pueda entenderse que el grupo B²FH encabezase su ya clásico artículo con esta cita de Shakespeare
Los misteriosos anillos alrededor de la supernova 1987A
¿ Que son los tsunamis solares?
También conocidos como ondas de Moretón u ondas rápidas magnetohidrodinámicas, los tsunamis solares son cargas de material que chocan contra el sol como resultado de una erupción solar lanzada hacia el espacio. Pueden viajar a la increíble velocidad de 1,6 millones de kilómetros por hora. Los tsunamis solares se componen de plasma caliente y energía magnética. El primero fue observado por Gail Moretón en 1959 y, desde entonces, se han realizado varios estudios más sobre el fenómeno por parte del Observatorio Solary Heliosférico (SOHO)y del Observatorio de Relaciones Solaresy Terrestres (STEREO).
Los tsunamis se forman cuando el sol emite una eyección de masa coronal, una enorme explosión de viento solar que se suele asociar a las erupciones solares. Alrededor del punto de eyección una onda circular se extiende hacia afuera, viajando a gran velocidad.
En febrero de 2009, las dos naves STEREO observaron una nube de gas de mil millones de toneladas que salía de la superficie del sol por una eyección de masa coronal. El resultado fue un tsunami solar que se elevó loo.oooKm y se extendió sobre el sol a unos 9oo.oooKm/h. Según los cálculos, contenía la misma energía que 2,4 millones de megatones de TNT.
¿Es posible ver las estrellas de día?
Lo que impide que las estrellas sean visibles en pleno día es que el Sol ilumina las moléculas atmosféricas. Sin embargo, Venus y Júpiter y las estrella Sirius consiguen a veces destacar sobre el fondo azulado del cielo, sobre todo cuando este azul es un poco oscuro. Si se sabe dónde se encuentran, se pueden ver a plena luz del día, buscándolas con unos prismáticos o incluso con un simple tubo oscuro por la parte interior que proteja la vista del resplandor.
Los instrumentos ópticos aumentan la luminosidad aparente de las estrellas, al tiempo que reducen el brillo azulado del fondo del cielo. Con un pequeño catalejo es posible ver en pleno día las estrellas de primera magnitud y también los planetas brillantes, siempre y cuando el cielo esté despejado.
¿Cuantas estrellas son visibles?
Nuestra galaxia alberga nada menos que cien mil millones de estrellas. Pero la mayor parte de este universo es invisible. Los astros que se pueden observar simultáneamente son mucho menos numerosos, ya que a simple vista sólo se pueden ver 7.646 estrellas en los dos hemisferios celestes. Sin embargo, debido a que la atmósfera terrestre absorve la luz de las estrellas débiles cerca del horizonte, sólo son visibles simultáneamente unas 2.600 estrellas como mucho, siempre y cuando la noche sea clara y no haya luna.
En las grandes ciudades, dónde las estrellas débiles nunca se pueden observar, sólo se llegan a ver entre 100 y 150 esrellas al mismo tiempo.
Pertenezcan o no a una constelación conocida, las estrellas permiten la orientación. Al ser visibles en mayor o menor número, y según la calidad del cielo, son los auténticos jalones de la bóveda celeste.
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