Una estrella es un gran cuerpo celeste compuesto de gases calientes que emiten radiación , en especial luz, como resultado de las reacciones nucleares que realizan en su interior. El Sol es una estrella.
Excepto el sol, las estrellas aparentan estar fijas, estando en el mismo lugar y de igual forma cada año. Pero en realidad, se mueven tan rápido y a distancias tan grandes que sus cambios de posición se notan sólo a través de los siglos.
Se han calculado 8000 estrellas visibles a simple vista desde la Tierra. Los astrónomos han calculado que el número de estrellas de la Vía Láctea, asciende a cientos de miles de millones.
La estrella más cercana a nuestro sistema solar es Centauri, uno de los componentes de la estrella triple, que está a unos 4,29 años luz.
1.4.1.- Características de una estrella: color, brillo, luminosidad,..
DISTANCIA
La distancia es la cantidad de espacio que separa dos puntos. Las unidades de medida mas utilizadas por los astrónomos son:
-La Unidad Astronómica. Distancia promedio que separa la Tierra del Sol, siendo aproximadamente 150 millones de kilómetros. Se utiliza principalmente en "pequeñas" distancias como las que separan los componentes del sistema solar.
-El Año Luz. Distancia recorrida por la luz a 300.000 kilómetros por segundo en un año. También se puede usar el segundo/luz, hora/luz, etc. Su uso principal es el determinar distancias entre estrellas o galaxias.
-El Parsec es la distancia a la que se encuentra una estrella que tenga un ángulo de paralaje de 1 segundo de arco (3.26 años/luz).
LUMINOSIDAD
La luminosidad es la cantidad de luz emitida por segundo. Si podemos conocer la luminosidad podremos conocer diversas características de las estrellas como su historia, estructura interna, evolución futura y distancia.
MAGNITUD
Todos los objetos que observamos en el cielo no brillan con la misma intensidad debido a las diferentes distancias que nos separan de ellos y a su brillo intrínseco. Hiparco fue el primero en catalogar las estrellas por su magnitud dejando como de primera magnitud a aquellas mas brillantes y de sexta magnitud a aquellas que casi escapaban a su vista. Durante el día el elemento mas brillante del cielo es el Sol, durante la noche es la Luna seguida por planetas como Venus, Júpiter y Saturno, estrellas, satélites artificiales, cúmulos, nebulosas, galaxias y otros.
Se ha definido la Magnitud como la unidad de medida de la luminosidad, en otras palabras, es una escala para cuantificar las diferencias de brillo entre los diferentes objetos del cielo.
La Magnitud puede ser :
-Aparente (mv). El brillo de un objeto visto desde la Tierra.
-Absoluta (MV) . Brillo de una estrella cuando se coloca a una distancia de 10 Parsecs (32.6 años luz). Esto elimina el factor distancia como determinante, por ejemplo la Magnitud Absoluta del Sol es 4.87, es decir, que si el Sol estuviera localizado a 32.6 años luz lo veríamos como una estrella de esta magnitud. En la actualidad la medida del brillo se realiza a través de métodos de fotometría.
-Bolométrica. El brillo cuando se agrega a la energía visible la no visible. Al medir la magnitud absoluta solo se esta midiendo una parte de la energía radiada por un objeto, debido a que estas medidas no toman en cuenta la energía emitida en otras longitudes de onda. Cuando se toma en cuenta el total de la energía radiada se encuentra la Magnitud Bolométrica Absoluta.
Objeto
| mv | Mv | D (a/l) |
| Sol | - 26.8 | 4.83 | 8 min. |
| Alfa Centauri | - 4.38 | 4.01 | 4.3 |
| Canopus | -0.72 | -0.1 | 98 |
| Rigel | 0.14 | -7.1 | 900 |
| Deneb | 1.26 | -7.1 | 1600 |
COLOR Y TEMPERATURA
Una de las características mas prominentes de la estrella es el color. El color es una cualidad que está estrechamente ligada a la temperatura. De acuerdo a la temperatura las estrella radian en determinada longitud de onda así: las mas frías tiene un pico de longitud de onda en el rojo, las mas calientes irradian en el azul.
La temperatura de las estrellas se mide utilizando un dispositivo CCD (Coupled Charge Dispositive) con un filtro denominado UBV, a este procedimiento se le denomina fonometría UBV. Este filtro es el más sencillo y actualmente se utilizan otros filtros mas completos como el UBVRI. En este procedimiento se dirige el dispositivo acoplado al telescopio hacia la estrella en estudio y se calcula la luminosidad utilizando los diferentes filtros. Si la estrella es muy caliente se vera muy brillante con el filtro U (ultravioleta) menos el el B (azul) y mucho menos en V (amarillo).
TAMAÑO
Solo con el uso de potentes telescopios actuando de manera conjunta por medio de sistemas de interferometria se han podido ver contornos de estrellas lejanas, pero sin esta tecnología aun con los telescopios mas potentes las estrellas se ven como pequeños puntos luminosos. Determinar el tamaño estelar requiere de un elaborado proceso. Para determinar el tamaño se utilizan dos características que son la luminosidad y la temperatura.
MASA
Más de la mitad de las estrellas se encuentran en sistemas múltiples. Al analizar el movimiento de estas estrellas se puede encontrar información sobre su masa.
Una vez que se ha determinado la órbita de un sistema binario se utiliza la tercera ley de Kepler para determinar su masa.
Para determinar las masas individuales se debe determinar el centro de masa, es decir el punto, alrededor del cual giran las dos estrellas que estará mas cerca de la estrella de masa mayor, al saber entonces este centro de masa y las órbitas individuales se puede determinar una relación entre las dos masas y así determinar las masas individuales.
MOVIMIENTO
Las estrellas tienen movimiento propio pero debido a su lejanía y hasta que se perfeccionaron los instrumentos ópticos este no se logró detectar. Para determinar el movimiento propio de las estrella se deben tomar puntos de referencia y los mas adecuados parecen ser los cuásares que son los objetos mas lejanos conocidos.
Las estrella localizadas hasta unos 5 parcecs se desplazan alrededor de unos pocos segundos de arco por año, la estrella que muestra un movimiento propio mayor es Barnard con magnitud 9.7 y que se desplaza 10.27" por año
1.4.2.- Las constelaciones. Cartas estelares. El planisferio.
Vídeo relacionado con las constelaciones
Una constelación, en astronomía, es una agrupación convencional de estrellas, cuya posición en el cielo nocturno es aparentemente aproximada. Pueblos, generalmente de civilizaciones antiguas, decidieron vincularlas mediante trazos imaginarios, creando así siluetas virtuales sobre la esfera celeste. En la inmensidad del espacio, en cambio, las estrellas de una constelación no necesariamente están localmente asociadas; y pueden encontrarse a cientos de años luz unas de otras. Además, dichos grupos son completamente arbitrarios, ya que distintas culturas han ideado constelaciones diferentes, incluso vinculando las mismas estrellas.
Una carta estelar es simplemente un
mapa del cielo, donde aparecen representadas
las constelaciones, figuras estas imaginarias de las mitologías
fundamentalmente greco-romanas. Se diseñan de acuerdo con
la ubicación geográfica del observador; para un observador de determinada
latitud del Norte, ve el cielo diferente al que ve otro ubicado en una latitud
del Sur; pero en general son para una latitud específica. Si un observador está
ubicado a 20° de latitud Norte, ve el cielo diferente al que ve otro a 35° de
latitud Norte.
Un planisferio celeste es una carta estelar en forma de 2 discos ajustables que giran sobre un pivote común. Puede ajustarse para mostrar las estrellas visibles en un momento dado. Se emplea para ayudar en el reconocimiento de estrellas y constelaciones. Un planisferio consiste en una carta estelar unida por su centro a una cubierta opaca circular superpuesta, que contiene una ventana elíptica, de forma que sólo una porción del cielo será visible a través de la ventana en cualquier momento dado
1.4.3.- Espectro de una estrella. Diagrama de H-R
ESPECTRO DE UNA ESTRELLA; ESPECTROSCOPIA
La única manera de determinar la estructura física y química de las estrellas es estudiar su luz por medio de la espectroscopia. La espectroscopia fue iniciada por Joseph Fraunhofer en 1814, estudiando el espectro solar describió líneas oscuras llamadas ahora líneas de Fraunhofer que corresponden a líneas de absorción espectral. Posteriormente se detectó que las estrellas poseen las mismas características pero la posición de estas líneas variaba de una a otra.
Las líneas de absorción se producen cuando la radiación emitida en el núcleo estelar atraviesa las capas superiores de la estrella, entonces los átomos absorben esta radiación en longitudes de onda especificas para cada tipo de ellos. Se deduce que si la composición de las estrellas varían las líneas de absorción igualmente variaran, debido a esto las estrellas se clasificaron en clases espectrales.
A finales del siglo 19 Edward Pickering clasificó las estrellas en grupos nombrados desde la A a la P de acuerdo a las características de las líneas de Balmer (líneas de absorción del Hidrógeno); posteriormente Anna Jump Cannon realizó una clasificación que resumió varias características quedando las secuencia:
O B A F G K M (L T R N S)
Posterior a esta revisión se subclasificaron las clases espectrales en tipos espectrales agregando números del 0 al 9 a cada clase. El patrón de líneas espectrales también indica la temperatura de las estrellas, así las estrellas mas calientes muestran una clase O y las mas frías M
La composición química de las estrellas es predominantemente de hidrógeno helio y una pequeña porción de otros elementos llamados en astronomía metales.
DIAGRAMA DE HERTSPRUNG Y RUSSELL (H-R)
En 1905 el astrónomo danés Ejnar Hertzsprung descubrió un patrón regular al relacionar la magnitud absoluta con el color de una estrella. Dos años después Henrry Russell descubrió una relación similar cuando estudiaba los tipos espectrales y el color de las estrellas., detectando una coincidencia entre la magnitud absoluta con el tipo espectral. Al diagrama resultante de estas relaciones se le denomina Diagrama de Hertsprung y Russell o HR.
En el diagrama las estrellas mas luminosas se encuentran en la parte alta del diagrama, las estrellas mas calientes a la izquierda.
La estrellas se distribuyen en el diagrama en zonas determinadas, la mayoría de ellas se encuentran en una zona diagonal hacia el centro a la que se le conoce como Secuencia Principal. Otros grupos mas pequeños de estrellas se localizan en otras zonas del diagrama: gigantes, súper gigantes, enanas blancas y enanas cafés.
A este diagrama, se le adicionó posteriormente el color y la temperatura. Su estudio permite, entre otras cosas, conocer la historia de la evolución estelar, edades de las estrellas y distancias a los cúmulos estelares.
1.4.4.- Nacimiento, vida y muerte de una estrella. Génesis de los elementos químicos.
Las estrellas cambian y evolucionan, nacen y mueren, aunque esto es un decir pues no están vivas, más bien tienen un principio y un fin, pero lo hacen con tal lentitud que no nos damos cuenta. Para notar algún cambio del Sol tendríamos que vivir varios miles de millones de años y éso es imposible.
Las estrellas se forman, según se cree, por la contracción de una enorme nube de gas y polvo. Debido a la contracción el gas se calienta cada vez más y al mismo tiempo la nube adopta poco a poco una forma esférica. Llega un momento en que la temperatura del centro se hace lo bastante alta para que se produzcan reacciones nucleares. La energía que estas reacciones nucleares liberan se emite al espacio en forma de luz y calor, cuando esto sucede, la nube de gas se convierte en estrella.
Las estrellas se forman por la contracción de una nube de gas y polvo, sin embargo, las nubes que observamos en el espacio interestelar son tan grandes que es difícil pensar que cada una de ellas formará una sola estrella.
Por eso pensamos que de la contracción de una nube se originan muchas estrellas. Esta idea se confirma por el hecho de que las estrellas rara vez se presentan aisladas. De hecho, más de la mitad de las estrellas de la galaxia forman grupos que contienen desde dos o tres estrellas hasta cientos de miles.
No todas las estrellas terminan su evolución apagándose poco a poco como el Sol. Las que tienen una masa una y media veces mayor que la del Sol lo hacen de una manera mucho más espectacular, explotan con una violencia superior a la de cualquier otro fenómeno estelar conocido.
GÉNESIS DE LOS ELEMENTOS QUÍMICOS
Vídeo relacionado con el génesis de los elementos químicos
La teoría más aceptada, hoy en día, para explicar el origen del Universo es la del “Big Bang” o la Gran Explosión. Ésta postula que hace diez mil o veinte mil millones de años, toda la materia y energía presente, incluyendo el espacio que ellas llenan, se concentró en un volumen muy pequeño y por tanto de una densidad e inestabilidad muy grande. Al ocurrir la inmensa explosión, todo comenzó a expandirse en un proceso que aún no ha cesado. En el Universo primitivo se formó hidrógeno y helio, a partir de las partículas elementales que existían o se formaban como producto de la explosión primigenia. Sin embargo, el resto de los elementos no podían conformarse en tales condiciones, pues sus núcleos atómicos se disociarían a tan altas energías. A medida que ocurría la expansión del Universo, las temperaturas fueron disminuyendo y, con el tiempo, las estrellas se convirtieron en las fábricas naturales de elementos.
La capacidad que tienen las estrellas para producir determinados elementos químicos depende de sus masas,que pueden ir desde 0,1 hasta 100 veces la masa del Sol. De esta forma, la enorme fuerza gravitacional de estos cuerpos estelares propiciará el proceso.
Ello tiene lógica: para que dos núcleos atómicos se fusionen es necesario vencer la fuerza eléctrica de repulsión de estas partículas, de tal manera que puedan acercarse a una distancia que les permita atraerse mediante la denominada “fuerza nuclear fuerte”. En sucesivas fusiones nucleares se van conformando los núcleos de elementos cada vez más pesados, hasta llegar al isótopo más estable del hierro que es el 56. Por ser éste el núcleo más estable, a partir de allí ya no es posible continuar la fusión de núcleos, por lo que entra en vigencia una vía energéticamente menos exigente: la captura de neutrones que, al no tener carga eléctrica, pueden penetrar en los núcleos sin ser repelidos. Luego este núcleo emite radiación beta, dando origen a un nuevo elemento.
1.4.5.- Novas, supernovas y agujeros negros.
Novas y supernovas son estrellas que explotan liberando en el espacio parte de su material. Durante un tiempo variable, su brillo aumenta de forma espectacular. Parece que ha nacido una estrella nueva.
Una nova es una estrella que aumenta enormemente su brillo de forma súbita y después palidece lentamente, pero puede continuar existiendo durante cierto tiempo. Una supernova también, pero la explosión destruye o altera a la estrella. Las supernovas son mucho más raras que las novas, que se observan con bastante frecuencia en las fotos.
Las novas y las supernovas aportan materiales al Universo que servirán para formar nuevas estrellas.
NOVAS
Antiguamente, a una estrella que aparecía de golpe donde no había nada, se le llamaba nova, o ‘estrella nueva’. Pero este nombre no es correcto, ya que estas estrellas existían mucho antes de que se pudieran ver a simple vista.Quizá aparezcan 10 o 12 novas por año en la Vía Láctea, pero algunas están demasiado lejos para poder verlas o las oscurece la materia interestelar.
A las novas se las observa con más facilidad en otras galaxias cercanas que en la nuestra. Una nova incrementa en varios miles de veces su brillo original en cuestión de días o de horas. Después entra en un periodo de transición, durante el cual palidece, y cobra brillo de nuevo; a partir de ahí palidece poco a poco hasta llegar a su nivel original de brillo.Las novas son estrellas en un periodo tardío de evolución. Explotan porque sus capas exteriores han formado un exceso de helio mediante reacciones nucleares y se expande con demasiada velocidad como para ser contenida. La estrella despide de forma explosiva una pequeña fracción de su masa como una capa de gas, aumenta su brillo y, después se normaliza.
La estrella que queda es una enana blanca, el miembro más pequeño de un sistema binario, sujeto a una continua disminución de materia en favor de la estrella más grande. Este fenómeno sucede con las novas enanas, que surgen una y otra vez a intervalos regulares.
SUPERNOVAS
La explosión de una supernova es más destructiva y espectacular que la de una nova, y mucho más rara. Esto es poco frecuente en nuestra galaxia, y a pesar de su increible aumento de brillo, pocas se pueden observar a simple vista.Hasta 1987 sólo se habían identificado tres a lo largo de la historia. La más conocida es la que surgió en 1054 y cuyos restos se conocen como la nebulosa del Cangrejo.
Las supernovas, al igual que las novas, se ven con más frecuencia en otras galaxias. Así pues, la supernova más reciente, que apareció en el hemisferio sur el 24 de febrero de 1987, surgió en una galaxia satélite, la Gran Nube de Magallanes. Esta supernova, que tiene rasgos insólitos, es objeto de un intenso estudio astronómico.Las estrellas muy grandes explotan en las últimas etapas de su rápida evolución, como resultado de un colapso gravitacional. Cuando la presión creada por los procesos nucleares, ya no puede soportar el peso de las capas exteriores y la estrella explota. Se le denomina supernova de Tipo II.
Una supernova de Tipo I se origina de modo similar a una nova. Es un miembro de un sistema binario que recibe el flujo de combustible al capturar material de su compañero.
De la explosión de una supernova quedan pocos restos, salvo la capa de gases que se expande. Un ejemplo famoso es la nebulosa del Cangrejo; en su centro hay un púlsar, o estrella de neutrones que gira a gran velocidad.
AGUJEROS NEGROS
Los llamados agujeros negros son cuerpos con un campo gravitatorio muy grande, enorme.No puede escapar ninguna radiación electromagnética ni luminosa, por eso son negros. Están rodeados de una "frontera" esférica que permite que la luz entre pero no salga.
Hay dos tipos de agujeros negros: cuerpos de alta densidad y poca masa concentrada en un espacio muy pequeño, y cuerpos de densidad baja pero masa muy grande, como pasa en los centros de las galaxias.
Si la masa de una estrella es más de dos veces la del Sol, llega un momento en su ciclo en que ni tan solo los neutrones pueden soportar la gravedad. La estrella se colapsa y se convierte en agujero negro.
En una estrella que se está colapsando, los conos luminosos que emite empiezan a curvarse en la superficie de la estrella.
Al hacerse pequeña, el campo gravitatorio crece y los conos de luz se inclinan cada vez más, hasta que ya no pueden escapar. La luz se apaga y se vuelve negro.
Si un componente de una estrella binaria se convierte en agujero negro, toma material de su compañera. Cuando el remolino se acerca al agujero, se mueve tan deprisa que emite rayos X. Así, aunque no se puede ver, se puede detectar por sus efectos sobre la materia cercana
Los agujeros negros no son eternos. Aunque no se escape ninguna radiación, parece que pueden hacerlo algunas partículas atómicas y subatómicas.
Alguien que observase la formación de un agujero negro desde el exterior, vería una estrella cada vez más pequeña y roja hasta que, finalmente, desaparecería. Su influencia gravitatoria, sin embargo, seguiría intacta.
Como en el Big Bang, en los agujeros negros se da una singularidad, es decir, las leyes físicas y la capacidad de predicción fallan. En consecuencia, ningún observador externo puede ver qué pasa dentro.Las ecuaciones que intentan explicar una singularidad de los agujeros negros han de tener en cuenta el espacio y el tiempo. Las singularidades se situarán siempre en el pasado del observador (como el Big Bang) o en su futuro (como los colapsos gravitatorios). Esta hipótesis se conoce con el nombre de "censura cósmica".
-María-
