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Contenido |
Características
La energía que disipan en el espacio estas esferas de gas, son en forma de Radiación electromagnética, neutrinos y viento estelar; y permiten observar la apariencia de las estrellas en el cielo nocturno como puntos luminosos. 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. Son objetos de masas enormes comprendidas entre 0,08 y 120-200 masas solares (Msol). Los objetos de masa inferior se llaman enanas marrones mientras que las estrellas de masa superior parecen no existir debido al límite de Eddington. La luminosidad también tiene un rango muy amplio yendo desde una diezmilésima a tres millones de veces la luminosidad del Sol.
Formación y evolución
Las estrellas se forman en las regiones más densas de las nubes moleculares como consecuencia de las inestabilidades gravitatorias causadas, principalmente, por Supernovas o colisiones galácticas. El proceso se acelera una vez que estas nubes de hidrógeno molecular (H2) empiezan a caer sobre sí mismas, alimentado por la cada vez más intensa atracción gravitatoria. Su densidad aumenta progresivamente, siendo más rápido el proceso en el centro que en la periferia. No tarda mucho en formarse un núcleo en contracción muy caliente llamado protoestrella. El colapso en este núcleo es, finalmente, detenido cuando comienzan las reacciones nucleares que elevan la presión y temperatura de la protoestrella. Una vez estabilizada la fusión del hidrógeno, se considera que la estrella está en la llamada secuencia principal, fase que ocupa aproximadamente un 90% de su vida. Cuando se agota el hidrógeno del núcleo de la estrella, su evolución dependerá de la masa y puede convertirse en una enana blanca o explotar como supernova, dejando también un remanente estelar que puede ser una estrella de neutrones o un agujero negro. Así pues, la vida de una estrella se caracteriza por largas fases de estabilidad regidas por la escala de tiempo nuclear separadas por breves etapas de transición dominadas por la escala de tiempo dinámico.
La mayoría de las estrellas pierden masa a una velocidad muy baja, sin embargo, en las últimas fases de las 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. Finalmente, al morir 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.
Estructura estelar
Una estrella típica se divide en núcleo, manto y atmósfera. En el núcleo es donde se producen las reacciones nucleares que generan su energía. El manto transporta dicha energía hacia la superficie y según cómo la transporte, por convección o por radiación, se dividirá en dos zonas: radiante y convectiva. Finalmente, la atmósfera es la parte más superficial de las estrellas y la única que es visible. Se divide en cromósfera, fotósfera y corona solar. La atmósfera estelar es la zona más fría de las estrellas y en ellas se producen los fenómenos de eyección de materia. Pero en la corona, supone una excepción a lo dicho ya que la temperatura vuelve a aumentar hasta llegar al millón de grados por lo menos. Pero es una temperatura engañosa. En realidad esta capa es muy poco densa y está formada por partículas ionizadas altamente aceleradas por el campo 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 las características y el tamaño a lo largo de la evolución de la estrella.
La edad oscila entre 1000 y 10 000 millones de años; aunque algunas 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
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. 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. 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. 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.
Composición
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 joven 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. Los colores de las estrella ponen de manifiesto que en su radiación hay ciertas frecuencias (o longitudes de onda) predominantes. Esto sirvió para determinar la temperatura de las capas radiantes de las estrellas. Las temperaturas calculadas toman valores desde 2000 K hasta 60 000 K, según el color de las estrella.
| Color | Temperatura (K) |
|---|---|
| Rojo | 2 000 a 3 500 |
| Anaranjado | 3500 a 5000 |
| Amarillo | 5 000 a 7 000 |
| Blanco | 7 000 a 10 000 |
| Blanco-azul | 10 000 a 20 000 |
| Azul | más de 20 000 |
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.
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, mientras que estrellas de menor temperatura superficial (clases K o M) son rojizas, como Betelgeuse o Antares.
Masa de las estrellas
Mediante fotografías telescópicas y otros métodos se ha puesto de manifiesto que gran parte de las estrellas son dobles, triples, etc. Esto significa que en lugar de una son dos o más estrellas girando alrededor de otra tal como lo hace un planeta alrededor del Sol. En varios casos se ha podido determinar el período en que recorren sus órbita y el radio promedio de las misma. Las masas calculadas toman valores de 0.03 hasta 50 masas solares.
Mitología estelar
Tal como ha sucedido con ciertas constelaciones y con el propio Sol, las estrellas en general tienen mitlogñia propia. En estudios 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 la configuración en el espacio, aún hoy forman parte de algunos constructos culturales ligados al pensamiento mágico.
Número de estrellas
¿Cuantas estrellas hay?
En el universo hay un número infinito de estrellas que el hombre no ha podido definir en nuestros tiempos. Algunos científicos plantean que si cada estrella correspondiese a una página de un libro y un hombre comienza a hojearlo a una a un ritmo de una página por segundo, tardaría más o menos 150 000 años en terminar, pero si hojease el libro a 153 paginas por segundo sin descansar ni un instante, tardaría la vida entera (100 años) en alcanzar el número de estrellas.
Estrella más cercana al Sol
Las estrellas son los planetas más lejanos al Sol, estas se encuentran a millones de años luz de nuestro sistema solar. Científicos del estudio plantean que si se comprimiese todo el Universo hasta que el Sol alcanzase el tamaño de un balón de fútbol que se encuentre en Nueva York, la estrella más cercana fuera una pelota de golf y se encontraría entonces en parís (Francia).
Las más brillantes
| Nº | Estrella | magnitud aparente | años-luz | Radio (Sol=1) |
|---|---|---|---|---|
| 1 | Sirio | -1.46 | 8.6 | 1.7 |
| 2 | Canopus * | -0.72 | 74.0 | - |
| 3 | Arctur | -0.04 | 34.0 | 25.1 |
| 4 | Rigil Kent * | -0.01 | 4.3 | 1.2 |
| 5 | Vega | 0.03 | 25.3 | 2.0 |
| 6 | Capella | 0.08 | 41.0 | 13.0 |
| 7 | Rigel | 0.12 | 815.0 | 63.0 |
| 8 | Procyon | 20.38 | 11.4 | 02.0 |
| 9 | Archenar * | 0.46 | 69.0 | 5.0 |
| 10 | Betelgeuse | 0.50 | 425.0 | 226.0 |
| 11 | Hadar * | 0.61 | 320.0 | - |
| 12 | Altair | 0.77 | 16.8 | 1.6 |
| 13 | Aldebaràn | 0.85 | 60.0 | 46.0 |
| 14 | Antares | 0.96 4 | 25.0 | 510.0 |
| 15 | Espiga | 0.98 2 | 20.0 | 6.6 |