Estrella


Para otros usos de este término, véase Estrella (desambiguación).
Estrella
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Concepto:Es una esfera luminosa de plasma que mantiene su forma gracias a su propia gravedad.

Estrella. Es una esfera luminosa de plasma que mantiene su forma gracias a su propia gravedad.

Las estrellas más prominentes fueron agrupadas en constelaciones y asterismos, y las estrellas más brillantes pasaron a denominarse con nombres propios. Los astrónomos han recopilado un extenso catálogo, proporcionándole a las estrellas designaciones estandarizadas.

Los astrónomos pueden determinar la masa, edad, metalicidad (composición química), y muchas otras propiedades de una estrella mediante la observación de su movimiento a través del espacio, su luminosidad y espectro, respectivamente. La vida de una estrella comienza con el colapso gravitacional de una nebulosa gaseosa de material compuesto principalmente de hidrógeno, junto con helio y trazas de elementos más pesados.

Historia

Las estrellas han sido importantes para las civilizaciones en todo el mundo, como parte de las prácticas religiosas y se utilizan para la navegación celeste y la orientación. Muchos astrónomos antiguos creían que las estrellas estaban fijadas permanentemente a una esfera celestial y que eran inmutables. Se agrupaban las estrellas en constelaciones y las usaban para rastrear los movimientos de los planetas y la posición inferida del Sol. El movimiento del Sol contra las estrellas de fondo (y el horizonte) fue utilizado para crear calendarios, que podrían ser utilizados para regular las prácticas agrícolas. El calendario gregoriano, a 2016 es utilizado casi en todas partes del mundo, es un calendario solar basado en el ángulo del eje de rotación de la Tierra relativo a su estrella local, el Sol.

La carta estelar más antigua con fecha precisa fue el resultado de la antigua astronomía egipcia en 1534 a.C. Los primeros catálogos de estrellas conocidos fueron compilados por los antiguos astrónomos babilónicos de Mesopotamia a finales del segundo milenio antes de Cristo, durante el período casita (ca. 1531-1155 a.C.).

El primer catálogo de estrellas de la astronomía griega fue creado por Aristilo en aproximadamente 300 AC, con la ayuda de Timocharis. El catálogo de estrellas de Hiparco (siglo II aC) incluía 1020 estrellas, y se utilizó para ensamblar el catálogo de estrellas de Ptolomeo. Hiparco es conocido por el descubrimiento de la primera nova registrada (nueva estrella).Muchas de las constelaciones y nombres de estrellas en uso a la fecha junio de 2017 derivan de la astronomía griega.

A pesar de la aparente inmutabilidad de los cielos, los astrónomos chinos fueron conscientes de que podrían aparecer nuevas estrellas. En 185 dC, fueron los primeros en observar y escribir sobre una supernova, ahora conocida como SN 185.El evento estelar más brillante registrado de la historia fue la supernova SN 1006, que fue observada en 1006 y escrita por el astrónomo egipcio Ali ibn Ridwan y varios astrónomos chinos. La supernova SN 1054, que dio origen a la Nebulosa del Cangrejo, también fue observada por los astrónomos chinos e islámicos.

Los astrónomos islámicos medievales dieron nombres árabes a muchas estrellas que todavía se usan hoy e inventaron numerosos instrumentos astronómicos que podían calcular las posiciones de las estrellas. Ellos construyeron los primeros grandes institutos de investigación de observatorios, principalmente con el propósito de producir catálogos Zij de estrellas. Entre estos, el astrónomo persa Abd Al-Rahman Al Sufi escribió el Libro de las Estrellas Fijas (964), que observó varias estrellas, conglomerados de estrellas (incluidas los Omicron Velorum y los cúmulos de Brocchi) y galaxias (incluida la Galaxia de Andrómeda). Según A. Zahoor, en el siglo XI, el erudito polímata persa Abu Rayhan Biruni describió la galaxia de la Vía Láctea como una multitud de fragmentos que tenían las propiedades de estrellas nebulosas y en 1019 también dio las latitudes de varias estrellas durante un eclipse lunar.

Según Josep Puig, el astrónomo andalusíIbn Bajjah propuso que la Vía Láctea se compone de muchas estrellas que casi se tocan y parecen ser una imagen continua debido al efecto de la refracción del material sublunar, citando su observación de la conjunción de Júpiter y Marte en 500 AH (1106/1107 d. C.) como evidencia. Los primeros astrónomos europeos tales como Tycho Brahe identificaron nuevas estrellas en el cielo nocturno (más adelante denominado novae), sugiriendo que los cielos no eran inmutables. En 1584, Giordano Bruno sugirió que las estrellas eran como el Sol, y podrían tener otros planetas, posiblemente parecidos a la Tierra, en órbita alrededor de ellos, una idea que ya había sido sugerida anteriormente por los antiguos filósofos griegos, Demócrito y Epicuro, y por los cosmólogos islámicos medievales como Fakhr al-Din al-Razi.En el siglo siguiente, la idea de que las estrellas eran iguales al Sol estaba llegando a un consenso entre los astrónomos. Para explicar por qué estas estrellas no ejercía ninguna fuerza gravitatoria neta sobre el sistema solar, Isaac Newton sugirió que las estrellas estaban igualmente distribuidas en todas las direcciones, una idea impulsada por el teólogo Richard Bentley.

En 1667, el astrónomo italiano Geminiano Montanari registró variaciones observadas en la luminosidad de la estrella Algol. Edmond Halley publicó las primeras mediciones del movimiento apropiado de un par de estrellas "fijas" cercanas, demostrando que estas habían cambiado posiciones desde el tiempo de los antiguos astrónomos griego Ptolomeo e Hiparco.

William Herschel fue el primer astrónomo que intentó determinar la distribución de las estrellas en el cielo. Durante la década de 1780 estableció una serie de medidores en 600 direcciones y contó las estrellas observadas a lo largo de cada línea de visión. De esto dedujo que el número de estrellas se elevaba constantemente hacia un lado del cielo, en dirección al núcleo de la Vía Láctea. Su hijo John Herschel repitió este estudio en el hemisferio sur y encontró un aumento correspondiente en la misma dirección. Además de sus otros logros, William Herschel también se destaca por su descubrimiento de que algunas estrellas no se encuentran simplemente a lo largo de la misma línea de visión, sino que también son compañeros físicos que forman sistemas de estrellas binarias.

La ciencia de la espectroscopia estelar fue iniciada por Joseph von Fraunhofer y Angelo Secchi. Comparando los espectros de estrellas como Sirio con el Sol, encontraron diferencias en la fuerza y el número de sus líneas de absorción —las líneas oscuras en un espectro estelar causadas por la absorción de la atmósfera de frecuencias específicas—. En 1865 Secchi comenzó a clasificar las estrellas por tipos espectrales. Sin embargo, la versión moderna del esquema de clasificación estelar fue desarrollado por Annie J. Cannon durante los años 1900.

La primera medida directa de la distancia a una estrella (61 Cygni a 11,4 años luz) fue hecha en 1838 por Friedrich Bessel usando la técnica de paralaje. Las mediciones de paralaje demostraron la gran separación de las estrellas en los cielos. La observación de las estrellas dobles ganó creciente importancia durante el siglo XIX. En 1834, Friedrich Bessel observó cambios en el movimiento propio de la estrella Sirius y dedujo un compañero oculto. En 1899, Edward Pickering descubrió el primer binario espectroscópico cuando observó la división periódica de las líneas espectrales de la estrella Mizar en un período de 104 días. Las observaciones detalladas de muchos sistemas estelares binarios fueron recogidas por astrónomos como Friedrich Georg Wilhelm von Struve y S. W. Burnham, permitiendo que las masas de estrellas se determinaran a partir de la computación de los elementos orbitales. En 1827, Félix Savary dio la primera solución al problema de derivar una órbita de estrellas binarias de observaciones telescópicas. El siglo XX vio avances cada vez más rápidos en el estudio científico de las estrellas. La fotografía se convirtió en una valiosa herramienta astronómica. Karl Schwarzschild descubrió que el color de una estrella y, por tanto, su temperatura, podía determinarse comparando la magnitud visual con la magnitud fotográfica. El desarrollo del fotómetro fotoeléctrico permitió mediciones precisas de la magnitud en múltiples intervalos de longitud de onda. En 1921 Albert A. Michelson hizo las primeras medidas de un diámetro estelar usando un interferómetro en el telescopio de Hooker en el Observatorio de Monte Wilson.

Durante las primeras décadas del siglo XX se produjeron importantes trabajos teóricos sobre la estructura física de las estrellas. En 1913, se desarrolló el diagrama Hertzsprung-Russell, impulsado el estudio astrofísico de las estrellas. Se desarrollaron modelos exitosos para explicar los interiores de las estrellas y la evolución estelar. En 1925 Cecilia Payne-Gaposchkin propuso por primera vez en su tesis doctoral de que las estrellas están hechas principalmente de hidrógeno y helio.Los espectros de las estrellas fueron entendidos más a fondo a través de los avances en la física cuántica. Esto permitió determinar la composición química de la atmósfera estelar.

Con excepción de las supernovas, las estrellas individuales se han observado principalmente en el Grupo Local, y especialmente en la parte visible de la Vía Láctea (como lo demuestran los detallados catálogos de estrellas disponibles para nuestra galaxia). Pero algunas estrellas se han observado en la galaxia M100 del cúmulo de Virgo, a unos 100 millones de años luz de la Tierra. En el Supercúmulo Local es posible ver clusters de estrellas, y los telescopios actuales podrían, en principio, observar estrellas individuales débiles en el Grupo Local. Sin embargo, fuera del Supercúmulo local de galaxias, no se han observado ni estrellas ni cúmulos de estrellas. La única excepción es una débil imagen de un gran cúmulo estelar que contiene cientos de miles de estrellas situadas a una distancia de un billón de años luz— diez veces más lejos del grupo de estrellas más distante previamente observado.

Formación y evolución

Las estrellas se condensan en las regiones del espacio de mayor densidad, pero esas regiones son menos densas que dentro de una cámara de vacío. Dichas regiones, conocidas como nubes moleculares, consisten principalmente en hidrógeno, con alrededor de 23 a 28 por ciento de helio y algunos elementos más pesados. Un ejemplo de esta región formadora de estrellas es la Nebulosa de Orión. La mayoría de las estrellas se forman en grupos de decenas a cientos de miles de estrellas.

Las estrellas masivas de estos grupos pueden iluminar poderosamente esas nubes, ionizar el hidrógeno y crear regiones H II. Tales efectos de retroalimentación, a partir de la formación estelar, pueden finalmente interrumpir la nube e impedir la formación de estrellas adicionales.

Todas las estrellas pasan la mayor parte de su existencia como estrellas de la secuencia principal, alimentadas sobre todo por la fusión nuclear del hidrógeno en el helio dentro de sus núcleos. Sin embargo, las estrellas de diferentes masas tienen propiedades marcadamente diferentes en varias etapas de su desarrollo. El destino final de estrellas más masivas difiere de las estrellas menos masivas, al igual que sus luminosidades y el impacto que tienen en su entorno. Por lo tanto, los astrónomos suelen agrupar a estrellas por su masa:

  • Estrellas de masa muy baja, con masas por debajo de 0,5 M☉, son completamente convectivas y distribuyen helio uniformemente por toda la estrella mientras están en la secuencia principal. Por lo tanto, nunca se someten a la quema del revestimiento ni se convierten en gigantes rojas sino que dejan de fundirse y pasan a ser enanas blancas de helio, enfriándose lentamente después de agotar su hidrógeno. Sin embargo, como la vida de las estrellas 0.5 M☉ es más larga que la edad del universo, ninguna de esas estrellas ha alcanzado la etapa de enana blanca.
  • Estrellas de masa baja, (incluyendo el Sol), con una masa entre 0,5 M☉ y 1,8-2,5 M☉ dependiendo de la composición, se convierten en gigantes rojas a medida que su núcleo de hidrógeno se agota y comienzan a quemar helio en el núcleo en un flash de helio; desarrollan un núcleo de carbono-oxígeno degenerado más tarde en la rama asintótica gigante; que finalmente sopla a su capa exterior como una nebulosa planetaria y deja detrás de su núcleo en forma de una enana blanca.
  • Estrellas de masa intermedia, entre 1,8-2,5 M☉ y 5-10 M☉, pasan a través de etapas evolutivas similares a las estrellas de baja masa, pero después de un período relativamente corto en el apelotonamiento rojo se enciende el helio sin flash y pasan por un período prolongado en el Rojo antes de formar un núcleo de carbono-oxígeno degenerado.
  • Estrellas masivas generalmente tienen una masa mínima de 7-10 M☉ (posiblemente tan baja como 5-6 M☉). Después de agotar el hidrógeno en el núcleo, estas estrellas se convierten en supergigantes y pasan a fundir elementos más pesados que el helio. Terminan su vida cuando sus núcleos colapsan y explotan como supernovas.

La formación de una estrella comienza con inestabilidad gravitacional dentro de una nube molecular, causada por regiones de mayor densidad —muchas veces desencadenada por la compresión de las nubes por radiación de estrellas masivas, por la expansión de burbujas en el medio interestelar, por la colisión de diferentes nubes moleculares o por la colisión de galaxias (como en una galaxia con brote estelar)—. Cuando una región alcanza una densidad suficiente de materia para satisfacer los criterios de la inestabilidad de Jeans, comienza a colapsarse bajo su propia fuerza gravitatoria.

A medida que colapsa la nube, los conglomerados individuales de polvo denso y gas forman "Glóbulo de Bok". Cuando este colapsa y aumenta la densidad, la energía gravitacional se convierte en calor y aumenta la temperatura. Cuando la nube protoestelar ha alcanzado aproximadamente la condición estable del equilibrio hidrostático, se forma un proto estrella en el núcleo. Generalmente, estas estrellas de la secuencia pre-principal están rodeadas por un disco protoplanetario y están accionadas principalmente por la conversión de energía gravitacional. El período de la contracción gravitacional dura alrededor de 10 a 15 millones de años.

Las estrellas tempranas de menos de 2 M☉ se llaman estrellas T Tauri, mientras que aquellas con mayor masa son las estrellas Herbig Ae/Be. Estas estrellas recién formadas emiten chorros de gas a lo largo de su eje de rotación, lo que puede reducir el momento angular de la estrella colapsante y dar lugar a pequeñas manchas de nebulosidad conocidas como objetos Herbig-Haro. Estos chorros, en combinación con la radiación de estrellas masivas cercanas, pueden ayudar a alejar la nube circundante de la cual se formó la estrella. Al principio de su desarrollo, las estrellas T Tauri siguen la trayectoria de Hayashi: se contraen y disminuyen en luminosidad mientras permanecen aproximadamente a la misma temperatura. Se observa que la mayoría de las estrellas son miembros de sistemas estelares binarios, y las propiedades de esos binarios son el resultado de las condiciones en las que se formaron.

Una nube de gas debe perder su momento angular para colapsar y formar una estrella. La fragmentación de la nube en múltiples estrellas distribuye parte de ese momento angular. La fragmentación de la nube en múltiples estrellas distribuye parte de ese momento angular. Estas interacciones tienden a dividir más a los binarios separados (suaves), mientras también causa que los binarios duros pasen a estar vinculados más estrechamente. Esto produce la separación de los binarios en sus dos distribuciones de poblaciones observadas.

Características

Casi todo lo relacionado con una estrella está determinado por su masa inicial, incluyendo características tales como luminosidad, tamaño, evolución, vida útil y su destino final.

Edad

La mayoría de las estrellas tienen entre mil millones y 10 mil millones de años de antigüedad. Algunas estrellas pueden incluso estar cerca de los 13 800 millones de años, la edad observada del universo. La estrella más antigua aún descubierta, HD 140283, apodada estrella de Methuselah, tiene una edad estimada de 14,46 ± 0,8 billones de años. (Debido a la incertidumbre en el valor, esta edad para la estrella no entra en conflicto con la edad del Universo, determinada por el satélite Planck como 13.799 ± 0.021).

Cuanto más masiva es la estrella, más corta es su vida útil, principalmente porque las estrellas masivas tienen una mayor presión sobre sus núcleos, haciendo que quemen el hidrógeno más rápidamente. Las estrellas más masivas duran un promedio de unos pocos millones de años, mientras que las estrellas de masa mínima (enanas rojas) queman su combustible muy lentamente y pueden durar decenas a cientos de miles de millones de años.

Composición química

Cuando las estrellas se forman en la actual galaxia de la Vía Láctea, están compuestas por un 71 % de hidrógeno y un 27 % de helio, medido en masa, con una pequeña fracción de elementos más pesados. Típicamente, la porción de elementos pesados se mide en términos del contenido de hierro de la atmósfera estelar, ya que el hierro es un elemento común y sus líneas de absorción son relativamente fáciles de medir. La parte de los elementos más pesados puede ser un indicador de la probabilidad de que la estrella tenga un sistema planetario.

La estrella con el contenido de hierro más bajo jamás medido es la enana HE1327-2326, con solo 1 / 200,000º el contenido de hierro del Sol.Por el contrario, la estrella rica en super-metal μ Leonis tiene casi el doble de la abundancia de hierro que el Sol, mientras que la estrella planetaria 14 Herculis tiene casi el triple del hierro.

También existen estrellas químicamente peculiares que muestran abundancias inusuales de ciertos elementos en su espectro; especialmente cromo y tierras raras. Las estrellas con atmósferas exteriores más frías, incluyendo el Sol, pueden formar varias moléculas diatómicas y poliatómicas.

Diámetro

Debido a su gran distancia de la Tierra, todas las estrellas excepto el Sol aparecen a simple vista como puntos brillantes en el cielo nocturno que titilan debido al efecto de la atmósfera de la Tierra. El Sol es también una estrella, pero está lo suficientemente cerca de la Tierra para aparecer en su lugar como un disco, y para proporcionar la luz del día. Aparte del Sol, la estrella con el mayor tamaño aparente es R Doradus, con un diámetro angular de solo 0,057 segundos de arco.

Los discos de la mayoría de las estrellas son demasiado pequeños en tamaño angular como para ser observados con los actuales telescopios ópticos terrestres, por lo que se requieren telescopios con interferómetro para producir imágenes de estos objetos. Otra técnica para medir el tamaño angular de las estrellas es a través de la ocultación. Mediante la medición exacta de la caída de brillo de una estrella que es ocultada por la Luna (o el aumento de brillo cuando reaparece), se puede calcular el diámetro angular de la estrella.

Las estrellas varían en tamaño yendo de las estrellas de neutrones, que varían de 20 a 40 km de diámetro, hasta las supergigantes como Betelgeuse en la constelación de Orión, que tiene un diámetro aproximadamente 1070 veces el del Sol —alrededor de {[esd|1 490 171 880 km}} ({[esd|925 949 878 mi}})—. Sin embargo, Betelgeuse tiene una densidad mucho más baja que el Sol.

Cinemática

El movimiento de una estrella en relación con el Sol puede proporcionar información útil sobre el origen y la edad de una estrella, así como sobre la estructura y evolución de la galaxia circundante. Los componentes del movimiento de una estrella consisten en la velocidad radial hacia o desde el Sol, y el movimiento angular transversal, que se denomina su movimiento propio.

La velocidad radial se mide por el desplazamiento doppler de las líneas espectrales de la estrella, y se da en unidades de km/s. El movimiento propio de una estrella, su paralaje, está determinado por mediciones astrométricas precisas en unidades de mili-segundos de arco (mas) por año. Conociendo el paralaje de la estrella y su distancia, se puede calcular la velocidad de movimiento apropiada. Junto con la velocidad radial, se puede calcular la velocidad total. Es probable que las estrellas con altas tasas de movimiento propio estén relativamente cerca del Sol, lo que las convierte en buenas candidatas para las mediciones de paralaje.

Cuando se conocen ambas velocidades de movimiento, se puede calcular la velocidad espacial de la estrella en relación con el Sol o la galaxia. Entre las estrellas cercanas, se ha encontrado que por lo general las estrellas más jóvenes de la población I tienen velocidades más bajas que las estrellas más viejas de la población II. La comparación de la cinemática de las estrellas cercanas permitió a los astrónomos trazar su origen a puntos comunes en nubes moleculares gigantes, y se denominan asociaciones estelares.

Campo magnético

El campo magnético de una estrella se genera dentro de las regiones del interior donde ocurre la circulación convectiva. Este movimiento del plasma conductor funciona como una dinamo, donde el movimiento de las cargas eléctricas induce campos magnéticos, al igual que una dinamo mecánico. Esos campos magnéticos tienen una gran gama que se extienden a través y más allá de la estrella. La fuerza del campo magnético varía con la masa y composición de la estrella, y la cantidad de actividad superficial magnética depende de la velocidad de rotación de la estrella. Esta actividad superficial produce deportes estelares, que son regiones de campos magnéticos fuertes y temperaturas superficiales inferiores a las normales. Los lazos coronales arquean las líneas de flujo del campo magnético que se elevan de la superficie de una estrella a la atmósfera exterior de la misma, su corona. Los lazos coronales se pueden ver debido al plasma que conducen a lo largo de su longitud. Las llamaradas estelares son ráfagas de partículas de alta energía que se emiten debido a la misma actividad magnética.

Las estrellas jóvenes que giran rápidamente tienden a tener altos niveles de actividad superficial debido a su campo magnético. El campo magnético puede actuar sobre el viento estelar de una estrella, funcionando como un freno para disminuir gradualmente y con el tiempo la velocidad de rotación. Así, las estrellas más viejas como el Sol tienen una velocidad de rotación mucho más lenta y un nivel más bajo de actividad superficial. Los niveles de actividad de las estrellas que giran lentamente tienden a variar de una manera cíclica y pueden cerrarse por completo por periodos de tiempo. Por ejemplo, durante el Mínimo de Maunder, el Sol sufrió un período de 70 años con casi ninguna actividad de manchas solares.

Masa

Una de las estrellas más masivas conocidas es Eta Carinae, que, con 100-150 veces más masa que el Sol, tendrá una vida útil de solo varios millones de años. Los estudios de los cúmulos abiertos más masivos sugieren 150 M☉ como límite superior para las estrellas en la era actual del universo. Esto representa un valor empírico para el límite teórico sobre la masa de estrellas en formación debido a la creciente presión de radiación sobre la nube de gas de acreción. Varias estrellas en el cúmulo R136 en la Gran Nube de Magallanes se han medido con masas más grandes, se ha determinado que podrían haber sido creados a través de la colisión y fusión de estrellas masivas en sistemas binarios cercanos, evitando el límite de 150☉ en la formación de estrellas masivas.

Las primeras estrellas que se formaron después del Big Bang pudieron haber sido más grandes, hasta 300 M☉, debido a la ausencia completa de elementos más pesados que el litio en su composición. Es probable que esta generación de estrellas supermasivas de la población III haya existido en el universo muy temprano (es decir, se observa que tienen un alto desplazamiento al rojo) y puede haber comenzado la producción de elementos químicos más pesados que el hidrógeno que son necesarios para la posterior formación de planetas y vida. En junio de 2015, los astrónomos informaron de pruebas de la estrellas de la población III en la galaxia Cosmos Redshift 7 en z = 6,60.

Con una masa solo 80 veces mayor que la de Júpiter (MJ), 2MASS J0523-1403 es la estrella más pequeña conocida que experimenta fusión nuclear en su núcleo. Para las estrellas con metalicidad similar al Sol, la masa mínima teórica que la estrella puede tener y todavía sufrir fusión en el núcleo, se estima que es de unos 75 MJ. Sin embargo, cuando la metalicidad es muy baja, el tamaño mínimo de las estrellas parece ser alrededor del 8,3 % de la masa solar, o alrededor de 87MJ.Los cuerpos más pequeños llamados enanas marrones, ocupan un área gris mal definida entre las estrellas y los gigantes gaseosos.

La combinación del radio y la masa de una estrella determina su gravedad superficial. Las estrellas gigantes tienen una gravedad superficial mucho menor que las estrellas de la secuencia principal, mientras que lo contrario es el caso de las estrellas degeneradas y compactas como las enanas blancas. La gravedad superficial puede influir en la aparición del espectro de una estrella, con mayor gravedad causando un ensanchamiento de las líneas de absorción.

Rotación

La velocidad de rotación de las estrellas se puede determinar a través de la medición espectroscópica, o más exactamente determinado por el seguimiento de sus manchas estelares. Las estrellas jóvenes pueden tener una rotación de más de 100 km/s en el ecuador. Por ejemplo, la estrella de la clase B Achernar tiene una velocidad ecuatorial de unos 225 km/s o más, haciendo que su ecuador sea lanzado hacia fuera y le da un diámetro ecuatorial que es más del 50% mayor que entre los polos. Esta velocidad de rotación está justo por debajo de la velocidad crítica de 300 km/s, velocidad a la que la estrella se rompería. Por el contrario, el Sol gira una vez cada 25-35 días, con una velocidad ecuatorial de 1994 km/s. El campo magnético de una estrella de secuencia principal y el viento estelar sirven para ralentizar su rotación en una cantidad significativa a medida que evoluciona en la secuencia principal.

Las estrellas degeneradas se han contraído en una masa compacta, dando como resultado una velocidad de rotación rápida. Sin embargo, tienen tasas de rotación relativamente bajas en comparación con lo que cabría esperar por la conservación del momento angular: la tendencia de un cuerpo giratorio a compensar una contracción del tamaño aumentando su velocidad de giro. Una gran parte del momento angular de la estrella se disipa como resultado de la pérdida de masa mediante el viento estelar. A pesar de esto, la velocidad de rotación de un pulsar puede ser muy rápida. Por ejemplo, el pulsar en el corazón de la nebulosa del Cangrejo gira 30 veces por segundo. La velocidad de rotación del pulsar disminuirá gradualmente debido a la emisión de radiación.

Temperatura

La temperatura superficial de una estrella de secuencia principal está determinada por la velocidad de producción de energía de su núcleo y por su radio, y por lo general se calcula a partir del índice de color de la estrella. La temperatura se da normalmente en términos de una temperatura efectiva, que es la temperatura de un cuerpo negro idealizado que irradia su energía a la misma luminosidad por superficie que la estrella. La temperatura en la región central de una estrella es de varios millones de grados kelvin kelvins.

La temperatura estelar determinará la velocidad de ionización de diversos elementos, dando lugar a líneas de absorción características en el espectro. La temperatura superficial de una estrella, junto con su magnitud absoluta visual y las características de absorción, se utiliza para clasificar una estrella.

Las estrellas más grandes de la secuencia principal pueden tener temperaturas superficiales de 50 000 K. Las estrellas más pequeñas tales como el sol tienen temperaturas superficiales de algunos miles de K. Los gigantes rojos tienen temperaturas de superficie relativamente bajas de cerca de 3600 K; pero también tienen una alta luminosidad debido a su gran área de superficie exterior.

Clasificación

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.

El sistema de clasificación estelar actual se originó a principios del siglo XX, cuando las estrellas fueron clasificadas de la A hasta la Q con base en la fuerza de la línea de hidrógeno. Se pensó que la resistencia de la línea del hidrógeno era una función lineal simple de la temperatura. Si bien era más complicado, se fortalecía con el aumento de la temperatura, llegando a su máximo cerca de 9000 K, y luego disminuyendo a mayores temperaturas. Cuando se reordenaron las clasificaciones basándose en la temperatura, se asemejó más al esquema moderno.

Además, las estrellas pueden clasificarse por los efectos de luminosidad que se encuentran en sus líneas espectrales, que corresponden a su tamaño espacial y están determinadas por su gravedad superficial. Estos varían desde 0 (hipergigantes) hasta III (gigantes) hasta V (enanas de la secuencia principal); asimismo algunos autores agregan VII (enanas blancas). La mayoría de las estrellas pertenecen a la secuencia principal, que está constituida por estrellas ordinarias que queman hidrógeno. Estos se dividen a lo largo de una banda estrecha, diagonal cuando representa gráficamente en función de su magnitud y espectral absoluta tipo.

El Sol es una enana amarilla del tipo G2V de secuencia principal de temperatura intermedia y tamaño ordinario. Existe una nomenclatura adicional, en forma de letras minúsculas añadidas al final del tipo espectral, con el propósito de indicar características peculiares del espectro. Por ejemplo, un "e" puede indicar la presencia de líneas de emisión; "M" representa niveles inusualmente fuertes de metales, y "var" puede significar variaciones en el tipo espectral.

Las estrellas enanas blancas tienen su propia clase que comienza con la letra D. Esto se subdivide en las clases DA, DB, DC, DO, DZ y DQ, dependiendo de los tipos de líneas prominentes encontradas en el espectro. A esto le sigue un valor numérico que indica la temperatura.

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 solo 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 forman parte de un sistema planetario se denominan estrellas planetarias, entendiéndose por sistema planetario al conjunto de la estrella o sistema estelar central y los distintos cuerpos celestes (planetas, asteroides, cometas) que orbitan a su alrededor. Por contra, se denominan estrellas únicas a las que no poseen otros cuerpos que las orbiten.

Bibliografías

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Fuentes