Estrella
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Las estrellas
Astros ga¬seosos e incandescentes (por ejemplo, el Sol) y aparecen co¬mo simples puntos de luz a causa de la enorme distancia a que se encuentran. Con un pequeño telescopio se pueden ver unas 300 000 estrellas; con uno de tamaño mediano has¬ta 250 millones, y más de 3 000 millones con los más perfeccionados.
Sumario
Características
Además del brillo, las características físicas más importantes de una estrella son el color, el diáme¬tro y la masa.
Color
El espectro del Sol y las estrellas forma un continuo surco de rayas oscuras, a veces bri¬llantes, a partir de las cuales es posible identificar los elementos químicos presentes y el porcen¬taje de los mismos. De tales ra¬yas es posible obtener también la temperatura y características físicas, como la presión o los campos magnéticos y eléctricos. Existe una relación entre el color y las características del espectro lineal, siendo ambos dependientes de la temperatura.
Diámetro
En 1930, Albert Michelson, mediante el uso de interferóme¬tros (aparatos para realizar mediciones muy pre¬cisas basadas en los fenómenos de interferencia de la luz que incide sobre ellos), logró medir el diá¬metro de algunas Estrellas supergigantes relativa¬mente cercanas, como Antares y Betelgeuse; re¬sultaron tener, respectivamente, unos diámetros 400 y 300 veces mayores que el del Sol.
Existen estrellas con diámetros centenares de veces mayores que el del Sol y otras con diámetros casi iguales al de éste. Los diámetros estelares varían desde 10000 kilómetros a 1000 millones de kilómetros, pero la mayoría de las estrellas de la secuencia principal tienen diá¬metros comprendidos entre 0,5 (enanas rojas) y 10 veces el diámetro del Sol.
Masa
Para calcular las masas de las estrellas, Arthur Stanley Eddington (1882-1944), en 1924, halló de manera teórica la existencia de una relación en¬tre masa y luminosidad (las estrellas de masa mayor son también las más luminosas), relación que había sido ya demostrada empíricamente a partir de las pocas estrellas cuyas masa y luminosidad se conocían.
Las variaciones de las distintas masas son bas¬tante más reducidas que las de los volúmenes, pa¬sando de unas 0,2 a 50 veces la masa solar. La densidad media de las estrellas gigantes rojas resulta del orden de 0,000 1 g/cm3, y la de las enanas blancas es del 05 g/cm3. Véanse algunos ejemplos: el Sol, que es una estrella, tiene una den¬sidad poco mayor que la del agua, o sea 1,41 g/cm3 Antares, una estrella supergigante roja, una millonésima parte de la densidad del agua; una ¬estrella enana blanca, como la compañera de Sirio, llamada Sirio B, con la misma masa que el Sol y un diámetro sólo cuatro veces el de nuestro pla¬neta, la Tierra, tiene una densidad de 60 000 veces la del agua. Con tan enorme densidad, el gas que constituye la enana blanca se encuentra en un es¬tado degenerado.
Estrellas gigantes y enanas
La magnitud absoluta de una estrella depende de su temperatura y de su masa. Esto se dedujo des¬pués de haber estudiado un número suficiente de espectros de estrellas cuya distancia se conocía. Se observó que la mayor parte de las estrellas se acumulan sobre un eje denominado «secuencia prin¬cipal, que va desde las estrellas más calientes y luminosas hasta las más frías y débiles. Así, las estrellas rojas se subdividen en dos grupos distintos: uno en el que se incluyen las de mayor luminosidad y otro que reúne a las de menor luminosidad.
Dado que a igual color corresponde igual temperatura, la diferencia de luminosidad no puede muestra la luminosidad depender más que de la diversidad de las dimensiones .visual de distintos cuerpos celestes, por ello, a ambos grupos de estrellas se les denomina también gigantes y enanas, respectivamente.
El diagrama H-R
La representación del color y la luminosidad de las estrellas en un mismo diagrama permite determi¬nar la fase de evolución en la que se encuentran. Esta manera de estudiar las estrellas fue ideada en 1905 por el astrónomo danés Ejnar Hertzsprung (1873-1967), quien, sin embargo, sólo dio a cono¬cer su descubrimiento a través de una revista fo¬tográfica, por lo que éste se ignoró durante una dé¬cada. En 1914 el astrónomo estadounidense Henry Norris Russeli (1877-1957) redescubrió, indepen¬dientemente de los trabajos de Hertzsprung, la re¬lación entre color, luminosidad y tipo espectral. Des¬de entonces los diagramas en que se representan estas relaciones se conocen con el nombre de dia¬gramas H-R, o diagramas Hertzsprung-Russell, en memoria de estos dos ilustres científicos.
Actualmente se han introducido nuevas subdivi¬siones: supergigantes, subgigantes y subenanas.
Se conoce también otro grupo pequeño de estrellas, de color blanco o amarillento y luminosidad muy dé¬bil, llamadas enanas blancas: su diámetro es redu¬cido y presentan una gran densidad.
Novas y Supernovas
Las estrellas son básicamente esferas de gas cuyos procesos de fusión nuclear tienden a expan¬dir su volumen. Esta fuerza, no obstante, es con¬trarrestada por el efecto de la gravedad, que fuer¬za la contracción del gas. Sin embargo, cuando se consume totalmente el combustible de una estre¬lla, nada puede contrarrestar el efecto de la grave¬dad, y su destino final será convertirse, en función de su masa, en una enana blanca, una estrella de neutrones o un agujero negro. Las enanas blancas provienen de estrellas de masa pequeña, que alcanzan este estadio tras haber consumido su combustible lenta y progresivamente. El final de las estrellas masivas viene marcado por la presen¬cia de los fenómenos más violentos y especta¬culares del universo, como las supernovas.
Nova es una palabra latina que se refiere al aumento súbito del brillo de una estrella, que aparece así por vez primera en el firmamento nocturno. Las novas están asociadas a erupcio¬nes de enanas blancas que se encuentran en sis¬temas binarios.
Una Supernova es una gran explosión que supone el fin de una gran estrella. Se trata de un fenómeno muy raro de observar. En toda la histo¬ria conocida de la humanidad se han observado menos de una docena. Cuando esto sucede, la gran explosión es visible incluso en el cielo diur¬no, ya que, a pesar de la gran distancia que nos puede separar de ella, alcanza una luminosidad de hasta 100 millones de veces la del Sol. Una de las más conocidas es la que apareció al sudeste de la estrella zeta-Tauri en 1054 y que originó la nebulosa del Cangrejo, una nube de gas distante 3 500 años luz de laTierra que continúa expandiéndose toda¬vía hoy a la velocidad de unos 1 000 km/s y que emite potentes ra¬dioondas producidas por los electrones que viajan a una velocidad próxima a la de la luz, moviéndose en espiral lejos de las líneas de fuerza del campo mag¬nético que envuelve la nebulosa. En época reciente, el 23 de febrero de 1987, se detectó una explosión de supernova en el Grupo Local, en concreto en la Gran Nube de Magallanes. Esta supernova, bautizada como SN 1987 A, y que resultó ser la más brillante desde ha¬cía 383 años, es del tipo II y ha permitido llevar a cabo un estudio muy detallado de esta clase de fe¬nómenos.
Estrellas de neutrones y púlsares
Si los restos de una supernova dejan una masa superior a 1,4 veces la masa de nuestro Sol, la gravedad resulta lo suficientemente fuerte como para comprimir a los electrones contra los protones, escindiendo los núcleos atómicos y for¬mando un gas de neutrones. Así, una estrella de neutrones es el producto final del colapso de una estrella. Se trata de cuerpos extremadamente pequeños y densos, con un radio de alrededor de un par de decenas de kilómetros. Como conse¬cuencia del colapso, las estrellas de neutrones están compuestas en su práctica totalidad por neutrones fuertemente comprimidos, las únicas partículas subatómicas que pueden mantenerse a semejantes densidades.
Un pulsar es una fuente de emisión de ondas de radio de alta frecuencia a intervalos muy pre¬cisos. Se cree que se trata de estrellas de neutro¬nes en rotación, y en la actualidad se han identifi¬cado alrededor de 300. En 1968, un equipo de radioastrónomos halló un pulsar en el interior de la nebulosa del Cangrejo. Como esta nebulosa es el remanente de la supernova del año 1054, y se sabe que las supernovas pueden originar estrellas de neutrones, se estableció así por vez primera una evidencia experimental de la relación entre las estrellas de neutrones y los púlsares.
Evolución estelar
La evolución de una estrella y su duración de¬penden de su masa y composición química. Y aun¬que se puede afirmar que, en general, las diferen¬tes fases de evolución son casi las mismas para todas las estrellas, la duración de cada uno de los estadios es distinta, puesto que el tiempo de vida para una estrella de gran masa es mucho más bre¬ve que para una pequeña.
Protoestrellas
Es improbable que las estrellas se formen aisla¬damente; es mucho más verosímil que nazcan en asociaciones o familias de decenas o centenares de miembros, como ocurre en los cúmulos. Una nube grande, fría y muy tenue de polvo y gases se contrae hasta hacerse inestable y dividirse en partes cada vez más pequeñas y densas. Por último, los fragmen¬tos que quedan al contraerse recalientan los gases que los componen y se convierten en Protoestrellas.
Cuando numerosas estrellas nacen juntas, ca¬bría esperar que se formasen a poca distancia entre sí, debido a una atracción mutua, como ocurre con las estrellas binarias y múltiples. Sin embargo, hay estrellas jóvenes y aisladas que se mueven a gran velocidad, como si huyeran de la familia en la que han nacido. Probablemente son estrellas expulsadas del grupo, quizá por una explosión, como las tres veloces estrellas observadas en Orión.
Una protoestrella, que al principio puede te¬ner un diámetro de varios años luz, en un perío¬do de tiempo que va desde decenas a centenares de millones de años, se contrae hasta reducirse a un diámetro millones de veces menor. Es decir, sufre una contracción gravitatoria que hace aumentar la temperatura, tanto más cuanto mayores son la den¬sidad y la opacidad del gas. Sin embargo, en esta fase la protoestrella es siempre un débil objeto ape¬nas perceptible o invisible. Por tanto, desde el mo¬mento en que la estrella comienza a brillar, emite ya ardiondas.
Nacimiento de una estrella
Al contraerse, la protoestrella presenta tem¬peraturas cada vez más elevadas hasta que su núcleo alcanza entre 10 y 12 millones de grados cen¬tígrados, necesarios para fomentar las reaccio¬nes nucleares. Desde este momento, el empuje gra¬vitacional hacia el centro es exactamente compensado por la presión interna, y es enton¬ces cuando la estrella comienza su larga vida co¬mo consumidora de hidrógeno. En efecto, todas las estrellas emplean el hidrógeno como combus¬tible, transformándolo en helio. Mientras dure el hidrógeno del núcleo, la temperatura y la lumi¬nosidad no variarán.
Reacciones nucleares: la extinción
Cuando la temperatura del núcleo, como conse¬cuencia de la contracción, ha alcanzado los 100 mi¬llones de grados centígrados, se originan otras reacciones nucleares, con transformación del helio en elementos más pesados. Entonces la estrella co¬mienza a contraerse de nuevo, disminuye su lu¬minosidad, aumenta de temperatura y comienza a pulsar. Después, la evolución se orienta hacia la fa¬se de enana blanca, y culmina con frecuencia, aun¬que no necesariamente, en una explosión, como ocurre con las novas y las supernovas, para ter¬minar en una enana blanca, que sin más fuente de energía irradia sólo en cuanto que es un cuerpo muy caliente que se enfría lentamente. Así, se co¬nocen enanas blancas que en realidad son ya ana¬ranjadas o rojas, en vías de convertirse en enanas negras, es decir, estrellas apagadas.
Fuente:
- Colectivo de Autores. Diccionario Enciclopédico de Cuba. 2007.
