Si tienen la posibilidad de estar en un campo, podrán notar lo hermoso que se ve el cielo. Tiene muchas lucecitas brillantes, pero son más que eso. Descubre aquí toda la información de las estrellas, te enseñamos ¿qué son?, ¿cuáles son sus características?, tipos y mucho más
¿Qué es una estrella?
La estrella, es un cuerpo brillante cuya constitución interna, es bastante parecida al estado gaseoso de los cuerpos. A causa de su gravedad, son capaces de mantener su estado y configuración.
Se dice, que es el Sol, la estrella que se encuentra más próxima al planeta Tierra. Sin embargo, el resto de estos cuerpos luminosos, solo pueden ser apreciados sin dificultad desde la tierra, en horas de la noche.
Pero no todas las estrellas pueden ser vistas tan fácilmente por el ojo humano. Una gran parte de estos cuerpos celestes, en donde se pueden incluir las que están más distantes de la galaxia a la tierra, el sistema solar o vía láctea, no se pueden observar sin equipos especializados.
Alguna de estas estrellas, se encuentran tan distantes, que resulta imposible verlas desde la tierra, aun empleando telescopios de avanzada tecnología.
El brillo característico de las estrellas durante la noche, se debe a la absorción y liberación de energía dentro de su núcleo. A través, de un proceso físico, el hidrógeno del cuerpo se transforma en un gas noble, en este caso el Helio.
Por medio de esa reacción física, la energía que es generada, pasa del interior del núcleo, propagándose en forma de ondas electromagnéticas por todo el espacio exterior.
Pero todo esto se ha vuelto bastante interesante y es válido que se hagan el siguiente cuestionamiento ¿cuánto dura una estrella? Aunque parezca complicado, los científicos consiguieron la manera de determinar con exactitud el tiempo que tiene cada una de las estrellas, hasta ahora descubiertas.
Vida de una estrella
Durante el periodo de formación y extinción de las estrellas, se generan pequeñas reacciones nucleares, que son las responsables del tiempo de vida del cuerpo celeste hasta su explosión. Es muy normal, que cerca de desaparecer la estrella, en su interior contienen gran cantidad de desechos, por efectos de la transformación.
Los científicos, consiguen establecer la cantidad de materia que contienen, el tiempo de vida y la cantidad de elementos distintos al Helio y de mayor peso. Simplemente con el registro de su desplazamiento por el espacio, además de su brillo y alcance de su luz.
Otra particularidad de las estrellas, es que a lo largo de su vida, se van propiciando aumentos en su diámetro y cambios en su Temperatura y humedad. Es importante saber que el entorno donde se encuentren, serán factores que pueden incidir en su recorrido y rotación.
A partir del desplome de la gravedad de las regiones interestelares, que se componen de Hidrógeno, Helio y otros elementos de mayor peso, se da inicio al ciclo de vida de las estrellas. A través, de las fusiones, que liberan energía en su proceso.
Gracias a todas estas reacciones, los restos generados en el interior de la estrella, trasladan energía fuera de su centro por medio del traspaso de temperatura que se produce por la transferencia electromagnética y movimiento de los fluidos.
Por efecto de la presión en la parte interna de la estrella, se evita que esta colapse. Cuando comienzan a agotarse las reservas de hidrógeno en su núcleo, la estrella comienza a aumentar su diámetro.
Producido ese aumento desproporcionado en su tamaño, la estrella se transforma, permitiendo la expulsión de gran parte de materia, que permite la formación de nuevas estrellas. Toda su masa se extingue poco a poco, hasta convertirse en un hoyo negro.
Estrellas y una órbita
Cuando dos estrellas o más, comparten una misma órbita, se habla que se está en la presencia de sistemas multi estelares. Las cuales se encuentran entrelazadas en una misma órbita gravitacional.
Si el área orbital que comparten, está muy próxima, su evolución será más significativa, gracias a su intercambio de gravedad. La agrupación de este tipo de estrellas, son las responsables de que se puedan ver acumulaciones estelares o galaxias.
Historia de las estrellas
Desde tiempos inmemoriales, han sido las estrellas una herramienta muy valiosa, para todas las civilizaciones. Han sido parte inseparable de la cultura religiosa, muy valiosa para los navegantes, ya que a través de ellas pudieron orientarse.
Por mucho tiempo, creyeron que estos diminutos elementos del espacio, permanecían estáticos en un mismo lugar y sin sufrir ninguna modificación.
Muchos estudiosos del cosmos, por conveniencia reunían a las estrellas en regiones celestes, que eran empleadas con el propósito de registrar los desplazamientos de los planetas, de acuerdo a la ubicación del Sol.
También, pudieron utilizar el desplazamiento del Sol, contrastado en un plano horizontal de las estrellas, para diseñar calendarios. Que podían ser de gran ayuda, para programar todas las actividades referidas a las prácticas agrícolas, como la siembra, fertilización y preparación de los suelos.
Los calendarios que se conocen actualmente, tiene su base en el calendario solar, que emplea el eje de rotación y el ángulo de los Movimientos de la Tierra, en relación de su estrella, el Sol.
Carta y listado de estrellas
Una carta estelar o de estrellas, es un mapa donde se encuentran las ubicaciones, de cada una de ellas en el plano espacial.
Este mapa de estrellas, se tiene conocimiento que es el más antiguo, corresponde la civilización egipcia y sus notables eruditos, cerca del año 1534 antes de Cristo. Luego los genios de la astronomía de Babilonia, se encargaron de catalogarlos y agruparlos, entre los años 1500 a 1100 antes de Cristo.
Los griegos por su parte, acuñan que su primer listado de estrellas, fue elaborado en el año 300 a. C por el astrónomo Aristilo. El índice de estrellas, que fue registrado en el siglo II a. C, se le debe al astrónomo y matemático Hiparco de Nicea. También se le conoce a Hiparco, como quien descubrió la primera estrella nova o nueva.
El mapa de Hiparco, incorporaba un total de aproximadamente 1000 nuevas estrellas. Que fueron utilizadas para poder completar la compilación que estaba realizando el geógrafo y astrónomo Claudio Ptolomeo.
Los genios de la astronomía china, albergaban la esperanza de que se produjeran nuevas estrellas, aun conscientes de la rigidez de los cambios en el espacio celeste.
La posibilidad de que se produjeran algunos cambios, tuvo su recompensa cuando después de casi 190 años, luego de la era de Cristo, pudieron observar, describir y registrar una supernova o súper estrella. Actualmente, esta súper estrella, se encuentra registrada como SN 185.
Continuaron registrándose descubrimientos de estrellas. La siguiente en la lista fue la supernova SN 1006, avistada y registrada por el astrónomo de origen egipcio Alí Ibn Ridwan, en colaboración de otros astrónomos chinos en el año 1006 D.C.
La actual Nebulosa del Cangrejo, es gracias al descubrimiento de la súper estrella SN 1054. La misma, fue avistada por un grupo multidisciplinario de chinos y árabes.
Invenciones y nombres
La astronomía y todo lo asociado a ella, le deben mucho a los astrónomos árabes del Medioevo. Ellos, se encargaron de registrar y nombrar a un gran número de estrellas e inventaron muchísimos instrumentos de medición, que fueron de gran utilidad, para el cálculo de las posiciones de las estrellas.
Los astrónomos árabes, también fueron los ideólogos y visionarios que dedicaron parte de su conocimiento científico, para el establecimiento de Institutos de investigaciones y grandes observatorios de estrellas.
La historia de la astronomía, cuenta con invaluables publicaciones y connotados científicos que dedicaron gran parte de su vida, para el avance de la ciencia y el conocimiento de las estrellas y los planetas.
A continuación se mencionan algunos de ellos:
- Abd Al-Rahman Al Sufi, astrónomo persa. Autor del libro Las Estrellas Fijas, en 964 DC.
En la publicación, deja saber de su observación de la agrupación de estrellas: Omicron Velorum y el conjunto de Brocchi. Además de la galaxia de Andrómeda.
Abu Rayhan Biruni, fue un astrónomo persa, que pudo describir la agrupación de estrellas y cuerpos celestes llamada Vía Láctea. En sus apuntes, la describe como un conjunto de trozos, que poseían elementos similares al de una estrella. Abu Rayhan Biruni, también se le atribuye el de precisar la distancia de ciertas estrellas durante un eclipse de luna en el año 1019 D.C.
La vía Láctea y otras formaciones
De acuerdo al astrónomo Ibn Bajjah, en 1106 D.C, planteó que la Vía Láctea se conformaba de numerosas estrellas. Las cuales que se rozaban entre ellas, dando la sensación de que era una figura continua, producto del cambio de velocidad y la dirección de las ondas.
Varios descubrimientos, fueron posibles gracias a los astrónomos europeos. Entre los que destacan Tycho Brahe, quien pudo identificar las novas en el cielo, durante la noche. Afirmando con esto, de que los cielos, si sufrían cambios.
Giordano Bruno en el siglo XV, propuso que estos cuerpos celestes, muy probablemente tendrían otros planetas, girando en su órbita. Posiblemente como sucede con el sistema solar. Teoría que fue propuesta inicialmente por Epicuro y también en la Teoría atómica de Demócrito.
Unificando criterios
Ya en el siglo XVI, se empezaban a unificar los criterios en torno a las definiciones y clasificaciones de los cuerpos celestes. Establecieron las razones por las cuales, estos cuerpos no ejercían presión alguna sobre el sistema solar.
El físico Isaac Newton y el teólogo Richard Bentley, concordaban en la idea de que, las estrellas se distribuían de forma equilibrada en todo el espacio.
En el siglo XVII, se llevaron a cabo las primeras mediciones del movimiento de dos cuerpos celestes que habían modificado su ubicación, registrada por Hiparco y Ptlomeo. Tal hecho fue gracias a Geminiano Montanari, un astrónomo que observó variaciones en la estrella Algol, de la constelación de Perseo.
Bien avanzado el siglo XVIII, se pudieron realizar las primeras mediciones, para la distribución de los astros celestes en el cielo. Tarea que estuvo a cargo del astrónomo William Herschel. A través de unos indicadores, colocados en toda una franja de visión.
El resultado de estas observaciones, fue la determinación que de acuerdo a la ubicación en el cielo, podía aumentar el número de estrellas, siempre orientadas hacia el centro de la Vía Láctea.
Análisis de las radiaciones
Joseph von Fraunhofer en colaboración con Angelo Secchi, iniciaron un estudio en donde hicieron comparaciones de distintos fotones de un gran número de astros celestes. Pudieron determinar, que existen disparidades en la intensidad y la absorción del espectro.
A partir del registro de estos eventos, se comenzó a clasificar a las estrellas, de acuerdo a los tipos de fotones. Esta clasificación fue mejorada posteriormente por dos astrónomos.
En el año 1865 Secchi comenzó a clasificar las estrellas por tipos espectrales. Sin embargo, la versión moderna del esquema de clasificación estelar fue desarrollada por la astrónoma norteamericana Annie Cannon.
Bessel Friedrich, es el responsable de hacer las primeras mediciones, de la distancia entre las estrellas. Además, este astrónomo y matemático, pudo registrar mediante la observación, cambios en la ubicación de la estrella Sirio.
Estrellas del siglo XX y las nuevas técnicas
Con la llegada del siglo XX, se produjeron una serie de avances tecnológicos, que permitieron progresos significativos en el análisis y observación de los cuerpos celestes.
Otro de los factores que jugaron a favor del reconocimiento de todo lo que se desarrollaba en el cielo, fueron los avances en el tema de la fotografía. Se pudieron desarrollar mejores prestaciones de enfoque de las cámaras, que permiten obtener mejores imágenes.
Uno de sus mejores exponentes, fue el físico y astrónomo alemán Karl Schwarzschild. A través, de esta magnífica herramienta, dedujo que, comparando lo que veía en su telescopio y lo que se captaba con la cámara fotográfica. Se podía determinar la temperatura de la estrella.
Con la incorporación de nuevas herramientas más avanzadas, como el fotómetro fotoeléctrico. Se pudieron realizar mediciones de mayor precisión, midiendo los intervalos de distancia de las ondas.
A principios del año 1900, se realizaron por primera vez, mediciones del tamaño de una estrella. Con el empleo de un interferómetro, que simplemente consiste en un instrumento que interfiere a las ondas de luz.
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El siglo XX, estuvo lleno de grandes observaciones y avances en el conocimiento de estos cuerpos celestes. Entre los que destacan:
- Estructura física de las estrella.
- Diagrama de Hertzsprung-Russell, para la incorporación de la física al estudio de los astros.
- Desarrollo de modelos para teorizar respecto al interior y evolución de las estrellas.
- Tesis de Cecilia Payne-Gaposchkin, donde se propone la composición de Hidrógeno y Helio.
El conjunto de fotones de las estrellas, tuvo un salto significativo en su comprensión, mediante los avances que se dieron en la física y la Teoría cuántica de Planck. Pudiendo conocerse, como está constituida químicamente la atmósfera estelar.
Con el desarrollo de nuevos telescopios, se pueden observar estrellas a más de 100 millones de años luz, del planeta Tierra. Tal como el caso de, los cuerpos celestes que se encuentran ubicados en la galaxia M100.
Creación de los cuerpos celestes
Si se concentran en observar y registrar las áreas del espacio, donde hay mayor densidad, notaran como los cuerpos celestes sufren una condensación. Este fenómeno ocurre, en las partes menos solidas del interior.
Esas zonas de formación, reciben el nombre de Nubes Moleculares, las cuales están compuestas por uno de los elementos de mayor presencia en todo el sistema, como lo es el Hidrógeno, en combinación con el Helio y otros elementos más.
Una de las áreas de mayor actividad en la formación de estrellas es, la zona conocida como Nebulosa de Orión. Aquí, nacen millones de estos cuerpos, que luego se irán posicionando en distintas partes del cielo.
Existen estrellas que están dentro de la categoría de cuerpos celestes masivos, no son más que cuerpos cuyas temperaturas son altísimas. Esto facilita que puedan darle brillo a las nebulosas, cargar eléctricamente las moléculas de Hidrógeno, además de producir nubes de gas y plasma.
Pero ese proceso de constante formación e intercambio de energía, se ven cortados, impidiendo que se produzcan nuevas estrellas.
Por lo general, las estrellas permanecen gran parte de su vida en el estado de secuencia principal. Es decir, se ubican de acuerdo a la emisión de luz y a la temperatura de sus cuerpos.
Clasificación de acuerdo a la masa
Los luceros, de acuerdo a su masa, poseen distintas características a medida que van desarrollándose. Las estrellas que tienen una masa diez veces mayor a la del sol (10MS), tienen un final totalmente distinto a las que tienen menor masa.
De acuerdo a estos aspectos en relación a su masa, se clasifican de la siguiente manera:
Con masa muy baja
Son cuerpos, que tienen una masa inferior a 1 masa solar (MS). Tienen la capacidad de transferir el calor y distribuir equitativamente el Helio, por todo el cuerpo celeste.
Por tal motivo, su cobertura no es quemada y tampoco se transforman en estrellas gigantes rojas. Por el contrario, pierden capacidad de poder fusionarse y se convierten en estrellas enanas por la pérdida de su energía del núcleo.
Estas estrellas, suelen tener una vida más prolongada que el resto de los cuerpos celestes que se transforman en el universo. Por eso, es bastante difícil determinar su edad, ya que ninguna de ellas ha llegado al nivel de enana blanca.
De masa baja
Aquellos cuerpos celestes, cuyas masas oscilan entre los 0,5 y 2,5 masas solares (MS) y de acuerdo a su constitución, pueden convertirse en los llamados gigantes rojos o estrellas que han ido agotando el combustible del núcleo.
Estas estrellas, se constituyen de un interior de carbono y oxígeno, que tiempo más tarde se consume el Hidrógeno del núcleo. Esto hace que todo el cuerpo se contraiga, mientras su temperatura se eleva, provocando que sus capas externas se enfríen.
Con masa intermedia
Las estrellas de este grupo, tienen una masa que van desde los 2 hasta las 10 masas solares (MS) y su proceso evolutivo es muy similar al de las estrellas de masa baja.
Estos cuerpos celestes, tienen periodos de transformaciones en los que se produce la combustión del Helio, para luego formar un centro de carbono y oxígeno de varios niveles.
Estrellas masivas
Frecuentemente, son estrellas cuya masa solar, está comprendida entre las 7 y las 10 masas solares. Una vez que se consume el combustible de su núcleo, se transforman en estrellas supergigantes, fusionando todos los elementos más pesados que el Helio.
Su tiempo de vida, está relacionado con el colapso de su interior, hasta producirse una explosión que da origen a las Supernovas.
Estrellas y su formación
Estas interesantes formaciones que se pueden observar en el cielo, empiezan su desarrollo con una fluctuación en la gravedad, a lo interno del las nubes moleculares. Todo esto gracias a las presiones que generan los choques entre las galaxias.
Una vez que las capas gravitacionales, llegan al tope de su densidad, hacen posible que se haga entrega de todo lo necesario, para crear una inestabilidad. Entonces en ese preciso momento se produce un desmoronamiento, por acción de la fuerza de gravedad.
Dentro de la nube, todo empieza a colapsar y todos los fragmentos de gas, dan origen a una nube espesa y oscura, llamada Glóbulo de Bok. Una vez que se ha producido el desequilibrio, la energía se transforma en calor, aumentando la temperatura.
En el momento que la nube comienza a encontrar nuevamente el equilibrio gravitacional, se da origen a una nueva estrella en su núcleo.
Las estrellas que recién están en un proceso de formación, se encuentran bordeadas por unos discos, que son mantenidos por el intercambio de la energía gravitacional. El periodo de reducción o fusión nuclear, puede tardar aproximadamente unos quince millones de años.
Los cuerpos celestes más nuevos, es decir, aquellos cuya masa solar no exceden a los 2 MS, reciben el nombre T Tauri y son las estrellas noveles, de mayor visibilidad.
Recién se ha formado la estrella, ésta expulsa gases que se encargan de reducir el movimiento de rotación de la estrella que se extingue. La combinación de estos gases con las ondas lumínicas, provocan que la nube que la rodea se aleje de su órbita.
Es común que los luceros que recién se han formado, mientras se encuentren a una misma temperatura, su brillo sea considerablemente opaco. Siendo esto, una característica del entorno en donde se formaron cada una de las estrellas.
A continuación se mencionan las secuencias y orden, en la formación de las estrellas.
Orden principal de formación
Estas esferas de plasma, invierten casi toda su vida licuando el Hidrógeno en el Helio, a elevadas temperaturas y gigantescas presiones alrededor de su centro. A las estrellas que se ubican en este primer nivel, también se le conoce como estrellas enanas.
Cuando se inicia el conteo en la vida de una estrella, que arranca a partir de la edad cero, la concentración del gas Helio irá aumentando en su centro. Por esa misma razón, también se nota un aumento en su temperatura y su luz.
En el caso del Sol, desde su nacimiento hace más de 4000 millones de años, su luminosidad se incrementó casi un 50%, desde que entró en la primera fase de formación.
Producto de las constantes transformaciones, cada una de las esferas de plasma que se van formando, van generando las brisas estelares, que son las responsables de transportar los gases, hacia el espacio.
Debido a su constante transformación, por ejemplo, el Sol desprende cada año de su masa, en promedio más de 10 MS, afectando de manera sustancial en su desarrollo.
El periodo que emplea una estrella durante su pase por la secuencia de formación principal, dependerá de la cantidad de reservas de energía, con que esta cuenta y de la rapidez con la que mezcle sus elementos.
Como las esferas de plasma masivas, queman más rápidamente la energía, su tiempo de vida será menos prolongado. Por el contrario, las de masa baja, emplean su energía más lentamente, lo que alarga su vida.
La coordinación entre un mínimo gasto energético y el aporte constante de combustible, permite que la vida de los cuerpos celestes de baja masa, sea mucho más larga.
En esta fase de desarrollo, las llamadas estrellas enanas rojas, sufren un incremento en su temperatura y radiación, a causa de la retención del Helio. Pero debido a la pérdida de sus reservas de Hidrógeno, sufren una contracción que las hace convertirse en otras esferas luminosas de plasma, que son las estrellas enanas blancas, que ya han sufrido una disminución de su temperatura.
Elementos pesados
Como bien saben, la masa cumple un papel de primer orden en la evolución de una estrella. Pero también se deben considerar, aquellos elementos cuyo peso sea superior al Helio.
Los científicos, tienen una forma de clasificar a los elementos, cuyos pesos estén por encima del Helio. A la agrupación de todos esos elementos en el interior de la estrella, se les llama metalicidad.
Para comprender de qué se trata este término, es necesario que se mencione que la metalicidad de un cuerpo celeste, influye directamente en el periodo que se toma en utilizar su energía.
El campo magnético de las estrellas, también es influenciado por la metalicidad. Además de la afectación que ocasiona a la intensidad de la brisa estelar.
Las nubes moleculares, tienen una menor concentración de metalicidad, en aquellas estrellas de mayor antigüedad y gracias a las constantes transformaciones sufridas. A medida que van caducando y muriendo estrellas, estas sirven de abono para dichas nubes.
Secuencia post principal
Una vez que los astros, cuyas masas son inferiores a 1 MS y habiendo agotado todas sus reservas de Hidrógeno en el núcleo, comienzan a mezclar Hidrógeno, en un área externa al núcleo de Helio.
En paralelo a este consumo de combustible, que ocurre en el núcleo en los niveles externos, se produce una expansión. Esta genera un refrescamiento, que luego termina convirtiéndose en una estrella gigante roja.
Cuando hayan transcurrido aproximadamente 5000 millones de años y el Sol pase a la fase de combustión del Helio, el Astro Rey, sufrirá un agrandamiento en su radio de más de 100 millones de kilómetros, perdiendo un tercio de su actual masa.
Esta característica de la transformación del Sol, se debe a la quema de los niveles de Hidrógeno y por ende más producción de Helio, lo que genera un aumento de la temperatura y su masa.
Estrellas masivas
En esta fase de formación, al igual que en otras etapas se produce una utilización importante del Helio, para poder pasar al siguiente nivel de transformación. Las estrellas terminan su estado de plasma supergigante azul, para convertirse en otra, pero esta vez de color rojo.
Otra de las particularidades que tienen estas estrellas, además de ser extremadamente calientes en su núcleo y la pérdida significativa de su masa, es que pueden evolucionar a otra estrella, cuyas emisiones de gases y partículas, tienen mayor peso que el Hidrógeno.
El proceso de formación y transformación, agota las reservas de Helio contenido en el núcleo. Este se reduce, generando que la presión y la temperatura se incrementen, al punto de mezclar el carbono presente, con silicio, neón y oxígeno.
Se sabe que la estrella está en su etapa final, cuando en cada una de sus capas hay un aumento en la producción de Hierro. Una fusión en los núcleos de Hierro, no genera una expulsión de energía y en consecuencia, no habrá una siguiente transformación.
Destrucción
Por el achicamiento que sufre el núcleo de la estrella, se intensifican las emisiones de energía. Este fenómeno provoca, que por efecto de la presión ejercida en sus capas, sean expulsados los gases desde su interior, hacia el exterior formando una nebulosa.
Una vez que cesa la expulsión de los gases y partículas, queda una masa estelar. Si dicha masa, está por debajo de las 2 MS, se dice que se forma una estrella enana blanca. Estas, no poseen suficiente superficie, como para generar nuevas formaciones.
Pasado ese periodo de desprendimiento de energía y gases, la esfera que ya no es de plasma, se convierte en una enana negra y será en este estado, donde permanecerá por un largo tiempo.
En sucesivos colapsos de esta masa estelar, se desencadenan varias explosiones, hasta llegar al colapso total, convirtiéndose en una supernova.
Características de los cuerpos celestes
Las principales características de una esfera luminosa de plasma son el tiempo de vida, cómo están constituidas, su tamaño, la cantidad de luz que irradian, entre otras. A continuación se mencionan cada una de ellas.
Tiempo de vida
Gran parte de estos astros luminosos, tienen edades que oscilan entre los 0 y más de 10.000 millones de años. Muy pocas estrellas tienen edades que exceden los 13.000 millones de años.
El cuerpo celeste descubierto hasta la fecha y que a todas luces es el de mayor antigüedad, se catalogó como HD 140283. También se le asignó un nombre coloquial que es Matusalén y se estima que tiene más de 14.000 millones de años.
Mientras la estrella, según a su proceso de transformación sea más masivo, su vida se hace más corta. Esto, gracias a las fuerzas a las que son sometidos sus núcleos, lo que además provoca que el consumo de Hidrógeno sea mayor.
Las estrellas enanas rojas, cuya masa es muy pequeña, su consumo de Hidrógeno es mucho más lento. Lo que permite prolongar su vida, millones de años más.
Constitución química
La constitución general de los cuerpos celestes, gira en torno a la combinación del Hidrógeno, Helio y pequeñas cantidades de otros elementos de mayor peso. Que por lo general, son porciones de Hierro presentes en la atmósfera de la estrella.
La presencia del mineral de Hierro, que puede ubicarse en la atmósfera es un indicativo de que muy probablemente esta estrella, contenga un sistema planetario.
Los astros que fueron registrados con la mayor cantidad de Hierro son: Leonis y Hércules. Mientras las de menor concentración, se destaca la HE 1327-2326.
Diámetro
Por su ubicación tan distante del planeta Tierra, todas las estrellas pueden verse en el cielo como punticos titilantes, pero esto no sucede con el Sol, que también es una estrella. Gracias a que se encuentra mucho más cerca de la Tierra, puede verse con mayor facilidad.
El Sol, es la estrella que tiene el mayor diámetro ecuatorial, de todos los cuerpos celestes. El diámetro del resto de las estrellas es bastante pequeño. Solo se pueden observar desde la Tierra, con telescopios que empleen tecnología interferómetrica, para poder captarlas.
También, es usual que se utilice la técnica de la ocultación, para hacer las mediciones de los diámetros de las estrellas. Esta, consiste en medir la pérdida de luminosidad de los cuerpos celestes, mientras la Luna, las va ocultando.
Estos astros, pueden llegar a medir hasta los 40 kilómetros de diámetro, como en el caso de las estrellas de neutrones y también aquellas que tienen un diámetro superior al 1.000.000 de kilómetros, como las que se encuentran en la constelación de Orión.
Movimiento
Las estrellas tienen dos tipos de movimientos. Estos son el movimiento de velocidad radial y el angular transversal.
Empleando la velocidad radial, es posible calcular el desplazamiento de la estrella. Desde un punto determinado de observación, hasta el punto más lejano del registro.
Mientras que con el movimiento propio o angular, es posible precisar los cambios de ubicación de las estrellas en el cielo. Este tipo de cuerpos celestes, muy probablemente se encuentren más cerca al Sol.
De acuerdo a estudios científicos, se sabe que los cuerpos más jóvenes tienden a presentar velocidades más lentas que las de mayor edad.
Campo magnético
Esta fuerza se produce en el interior de la estrella. El movimiento del campo magnético, trabaja como una especie de dinamo, en donde los movimientos generados por las cargas eléctricas, provocan a los campos magnéticos del cuerpo celeste.
Cada una de las estrellas, tiene una intensidad del campo muy particular. La intensidad va a depender de la masa y estructura química de cada una de ellas, además de la velocidad a la que haga el movimiento de rotación.
Las esferas de plasma que tienen menos edad, tienden a girar a mayor velocidad, en consecuencia su actividad superficial es elevada, producto del campo magnético. Lo contrario sucede con las estrellas más antiguas, que tienen una actividad superficial más baja.
Masa
Los astros cuyas etapas de formación se encuentran en el nivel masivo, tienen un tiempo de vida de unos millones de años. Las observaciones realizadas, señalan que los límites de las masas de la estrella de mayor densidad, se ubica en más de 150 MS.
Otras teorías suponen que antes de producirse la gran explosión del universo, las estrellas tenían una masa superior a las 300 MS. Esto gracias a la ausencia del elemento Litio en su constitución interna.
Teniendo una masa, de más de 70 veces del tamaño del planeta Júpiter, la estrella 2 MASS, es de las estrellas más pequeñas de la constelación y en la que se produce una fusión en su núcleo.
La agrupación de la masa y el radio de un cuerpo celeste, establecen la gravedad en la superficie de la misma. Así entonces, las esferas luminosas de plasma gigantes poseen una gravedad superficial más baja, que aquellas que se encuentren en la secuencia principal.
Esta gravedad que se produce en la superficie, influye en las ondas de luz, que se generan por la amplitud de las líneas de absorción.
Rotación
Empleando un equipo de medición del espectro electromagnético, llamado espectroscopio, pudieron determinar la velocidad de rotación de las estrellas. Concretando que los astros jóvenes realizan este movimiento a más de cien kilómetros por segundos.
Por ejemplo, el Astro Rey, realiza el movimiento de rotación, aproximadamente cada 30 días, esto será de acuerdo a la latitud a la que se encuentre. El campo magnético y la brisa estelar inciden directamente en la velocidad de rotación de las estrellas.
Aquellas masas celestes que entraron en periodo de agotamiento, a causa de la pérdida de su masa, tienden a incrementar su velocidad de rotación. Pero su promedio, en comparación con el resto es muy bajo, debido a que los vientos estelares contrarrestan dicha velocidad.
Temperatura
En los cuerpos celestes la temperatura, está íntimamente relacionada a la capacidad que tengan de producir suficiente energía en su interior y por su tamaño.
En términos generales, la temperatura se vincula a la capacidad que tenga esa estrella en expulsar igual cantidad de radiación electromagnética, de acuerdo al tamaño de la superficie estelar. A su interior, pueden alcanzar millones de grados Kelvin.
Como una de las condiciones para la clasificación de las estrellas, se utiliza su temperatura. Y esta se puede determinar, por su capacidad de absorber las ondas lumínicas y a la rapidez de transformación de ciertos elementos en su interior.
Las esferas luminosas de plasma que tienen una mayor superficie, pueden alcanzar temperaturas superiores a los 45.000 °K. El Sol, por ejemplo, tiene una temperatura superior a los 5000 °K, las gigantes rojas pueden llegar a tener temperaturas superiores a los 3000 °K.
Estrellas y su clasificación
El astrónomo griego Hiparco, fue el primero en realizar una clasificación de las estrellas. La cual fue continuada por Ptolomeo y registrada en la obra Almagesto. Dicha clasificación, se basaba en la potencia de la luz que se veía desde la tierra.
Se establecieron niveles de magnitudes descendientes de brillo, para su clasificación. Así se tenía, que las estrellas con mayor potencia de luz se ubicaban en la escala uno o primera magnitud. Este posicionamiento, iba desdiciendo, de acuerdo a la disminución del brillo, que eran las estrellas de magnitud 6.
En el presente se utiliza el sistema de clasificación desarrollado a inicios del siglo 20 y cuyos niveles van desde la letra A hasta la Q. Para este reordenamiento en la clasificación de las estrellas, se consideró la línea de radiación electromagnética del Hidrógeno y la temperatura del núcleo.
También se consideran otros aspectos para su clasificación, como por ejemplo, la incidencia de la luminosidad en el espectro. Que pueden ser de emisión o de absorción, siendo directamente proporcional al tamaño y gravedad.
Otra de las características empleadas para la clasificación de los cuerpos celestes, es la adición de números que permiten, reconocer el tamaño de cada una de ellas.
Entonces, se tiene que por ejemplo el número 0, corresponde a las estrellas hipergigantes y un III será para identificar, que son las estrellas gigantes. Esta secuencia llegaría hasta el número VII, correspondiente a las estrellas enanas blancas.
Veamos el siguiente ejemplo del Sol, que es una estrella de tipo G2V. De esta nomenclatura se desprende lo siguiente:
- Se considera que es un cuerpo celeste enano (G)
- El sol está ubicado entre las estrellas más calientes (2)
- Es una estrella de secuencia principal y luminosidad cinco (V)
Otras nomenclaturas
Con el fin de poder agregarle más detalles descriptivos a cada una de las estrellas, los astrónomos diseñaron un sistema bastante completo. Este consiste en adicionar al final del tipo espectral, letras minúsculas.
El propósito de este sistema, es poder añadir más características de reconocimiento. Tal es el caso de, una e indicará que se está en presencia de una línea de emisión; mientras que una m es indicio altas concentraciones de metales.
Otra de las particularidades en la clasificación estelar es el empleo de vocales y consonante en mayúscula. Las esferas de plasma enanas tienen su propia identificación e inicia con la letra D, está a su vez tiene sus clases que son A, B, C, O, Z y Q, seguido de un dígito que indica su temperatura.
Clasificación por el espectro
Esta clasificación toma en consideración el espectro de cada estrella. Sin embargo, esta no es tan determinante para diferenciar unas de otras. Ya que pueden existir cuerpos celestes cuyas temperaturas sean idénticas, pero no tener igual tamaño. Esto incide directamente en su luminosidad.
El último registro de clasificación estelar, arrojó que las estrellas enanas blancas conforman un 10 % del total. Tres tercios de los cuerpos celestes son de tipo M, las tipos K y G aglutinan el 14 % de ellas. Mientras que las estrellas que tienen mayor masa, como A y F, su número es muy reducido.
De acuerdo a su gravedad
Las esferas luminosas de plasma, de acuerdo a su gravedad se pueden clasificar, considerando cuatro principios gravitacionales, validados por la Unión Astronómica Internacional (UAI). Y que se mencionan a continuación:
Centro gravitacional estelar
Para ubicar un cuerpo celeste en esta categoría, es necesario que se establezca si tiene o no, un centro estelar. Vale decir, si esa estrella en cuestión, es parte de un sistema.
Aquellas estrellas que pertenecen a un centro de gravedad estelar, reciben el nombre se cuerpos celestes sistémicos y aquellas que están fuera de un sistema estelar, son llamadas solitarias.
Estrellas sistémicas de acuerdo a la posición
En esta categoría, son agrupados todos aquellos luceros que pertenecen a un sistema estelar y que a su vez, tienen una subdivisión a saber:
- Centrales: son aquellas que tienen la función de actuar como centros de gravitación para otras estrellas.
- Satélites: se agrupan en esta subdivisión, a los cuerpos celestes, que describen una Órbita, alrededor de otra estrella central.
Por grupo gravitacional
Acá se encuentran las estrellas que se agrupan, dependiendo de si entre ellas mismas se atraen, según su fuerza de gravedad. Esta clasificación tiene dos subdivisiones que incluyen a las estrellas cumulares e independientes.
Entre las características más resaltantes de este tipo de cuerpos celestes, es la capacidad que tienen de unirse o repelerse entre ellas. Otra particularidad de las estrellas agrupadas en esta categoría es, que a pesar de haber un centro de gravedad, ninguna gira alrededor de las otras, aun estando enlazadas gravitacionalmente.
A continuación se mencionan las características de las estrellas cumulares e independientes:
- Cumulares
Estas son capaces de formar nubes estelares. Cuando la nube o el cúmulo, es de tipo globular, estas serán atraídas por la gravedad, de cada una de ellas. Pero si la nube o el montón es de tipo abierto, se producirá un fenómeno de atracción por gravedad, pero esta vez el centro gravitacional se origina en el centro de la masa de la nube.
- Independientes
Este tipo de estrellas, no se la llevan muy bien con el resto de sus compañeras. No son capaces de conformar nubes estelares con otros cuerpos celestes. Pero pueden observarse estrellas independientes, formando parte de un sistema, ya que giran alrededor de otras estrellas o actúan como centro de gravedad de sus pares.
Sistema planetario
En este grupo, se encuentran las esferas luminosas de plasma, que pertenecen junto a otros astros a un sistema planetario. Es importante que quede claro, que un sistema de planetas, es la agrupación de ese cuerpo celeste y el resto de planetas, cometas y asteroides, que giran a su alrededor.
Asociación y organización estelar
La particularidad que tienen las estrellas, es que no se dispersan de manera desordenada en todo el universo. Ellas tienden a agruparse, generalmente en galaxias en compañía de los gases y polvos interestelares.
Sistema multiestelar
Se le llama sistema multiestelar, a la agrupación que puede existir entre dos o más estrellas, que se encuentran unidas por la fuerza de gravedad que une a sus órbitas. Por motivos de adecuación orbital, los sistemas que agrupan a infinidades de estrellas, tienden a agruparse por niveles jerárquicos de las estrellas.
Es muy frecuente, encontrar agrupaciones con mayor número de estrellas, que se denominan cúmulos o nubes estelares. Estos pueden ser entre uniones de estrellas sueltas, hasta cantidades enormes de Nubes globulares.
El planeta Tierra, tiene una cercanía muy próxima, además del Sol, con la estrella enana roja Alfa Centauri, aproximadamente a unos 40 billones de kilómetros.
Es muy raro que se produzcan choques entre las estrellas, por razones de las distancias que existen entre ellas, por fuera del núcleo galáctico. Más al interior del núcleo, de los montones globulares, si son más frecuentes los choques entre los cuerpos celestes.
Estrellas ligadas
Las uniones de manera gravitacional entre las estrellas, generan sistemas entre dos, tres o agrupaciones de mayor número de estrellas. Un alto porcentaje del disco de la Vía Láctea, se conforma de estrellas binarias.
Otro porcentaje de cuerpos celestes, se agrupan en mayor número, originando los cúmulos estelares. Estos se producen por los cambios en el campo de gravedad de la galaxia. También se deben a la formación de brotes estelares.
En la galaxia se pueden encontrar dos tipos de cúmulos estelares, estos son:
- Cúmulos globulares
Estos son las formaciones de mayor antigüedad y se encuentran en los anillos, teniendo millones de estrellas en su agrupación.
- Cúmulos abiertos
Fueron formados recientemente, a diferencia de los globulares, se encuentran en el disco y el grupo de estrellas es menor.
Estrellas aisladas
Es muy probable observar estrellas que no pueden mantener entre ellas uniones estables. Muchas de ellas, del mismo modo que el Sol, realizan sus viajes sin compañía, ellas reaccionan, sólo ante el campo magnético establecido en la galaxia.
Organización estelar
Generalmente, las esferas de plasma, no están repartidas de manera regular por todo el universo. Ellas se encuentran agrupadas en grupo bastantes numerosos que se denominan galaxias.
La más reconocida es la Vía Láctea, en la que se reúnen millones de luceros, muchas de ellas en un plano de la galaxia muy pequeño. A simple vista y en horas de la noche, el cielo puede verse muy tupido de estrellas. Pero solo será una ilusión óptica, del plano que se observe de la galaxia.
Utilización de las estrellas para navegar
Entre los cuerpos celestes, existen distancias exorbitantes. Pero vistas desde la Tierra, estas distancias y posiciones pueden indicar una posición fija. Por la precisión de su posición en el plano, se emplean para orientar el rumbo de la navegación.
Los marineros de la antigüedad, emplearon a las estrellas como único medio para ubicarse, cuando se encontraban en alta mar, hasta que llegaban a tierra firma. Con el desarrollo y las investigaciones tecnológicas, se fue dejando este sistema de posicionamiento es desuso.
Radiación
Toda la energía que se genera, gracias a la fusión nuclear, se esparce por todo el espacio, en forma de radiación electromagnética y radiación de partículas.
La radiación de partículas que genera una estrella, se pone de manifiesto como una brisa estelar. Estas circulan desde las capas externas, con cargas eléctricas y partículas de tipo alfa y beta.
Toda la energía que se genera en el núcleo, es la responsable de que las estrellas se vean iluminadas. Este fenómeno se produce, por la fusión que se origina entre los núcleos, formando un único núcleo de elementos más pesados.
Ese proceso de fusión, produce la expulsión de partículas de radiación electromagnética, que son transformadas en luz visible al alcanzar el exterior de las estrellas.
El color, lo determina la frecuencia de luz más intensa. Que depende de que temperatura exista en las capas exteriores del cuerpo celeste. Adicionalmente, a la luz que se puede ver, existen otras formas de radiaciones electromagnéticas, imperceptibles para el ojo humano.
Brillo
El brillo o luminosidad de una estrella, se refiere a la magnitud de la luz y de formas diferentes de energía que es irradiada. Esta es directamente proporcional al radio y temperatura de la estrella.
Las manchas estelares, son el reflejo de la presencia de temperaturas bajas de ese cuerpo celeste. Así se tiene, que las estrellas pequeñas y enanas tienen manchas estelares, sin rasgos distintivos.
En el caso de las estrellas gigantes, se les puede observar manchas de mayor tamaño y con características que permiten distinguirlas con mayor facilidad. Se les puede apreciar, una parte oscura en el limbo estelar, que hace que disminuya su luminosidad.
Tamaño
La luminosidad de un cuerpo celeste, está relacionada con el tamaño de este. También influye la distancia que esta se encuentre de la Tierra y la cantidad de obstáculos que encuentre esa luz, mientras atraviesa la atmósfera terrestre.
La intensidad del brillo, depende del tamaño de la estrella, a mayor tamaño la intensidad de la estrella será menor. Contrario al caso de estrellas de pequeña masa, estas tendrán un brillo más intenso.
Estructura estelar
Al interior de un cuerpo celeste, que se encuentra estable. Todas las fuerzas que se ejerzan sobre cualquier volumen, se equilibran de manera equitativa. Estas fuerzas en equilibrio, son la gravitacional que actúa hacia su interior y otra fuerza que ejerce presión hacia el exterior, por diferencia de presiones, en la estrella.
Las variaciones de las presiones, se originan por los cambios de la temperatura que se generan en el exterior y el núcleo del cuerpo celeste. La temperatura en el centro de una estrella gigante, puede oscilar alrededor de más de 100 °K.
Tanto la temperatura y la presión, que resulta del proceso de consumo de Hidrógeno, por parte de un cuerpo celeste, son tan elevados que hacen posible que se genere una fusión nuclear. Fusión que produce tal cantidad de energía, ideal para mantener estable la estrella.
La fusión
Una vez que empieza el proceso de fusión en el núcleo, este lanza energía en la forma de rayos gamma. Estas partículas de energía lumínica, se relacionan con los gases alrededor del núcleo, añadiéndole energía calórica.
Los cuerpos celestes, transforman el Hidrógeno en Helio. Este fenómeno, aporta lentamente una cantidad de Helio al núcleo. Hasta que haya completado todos los niveles, con lo que se paraliza la generación de energía en el núcleo.
Equilibrio de la estrella
En el interior de una estrella, no solamente se generan fusiones de núcleos. También se produce un equilibrio de gases y líquidos, que se encargan de mantener el equilibrio de energía térmica.
Producto de todos los procesos de transformaciones internas, provocan variaciones en las temperaturas que son expulsadas al exterior. El flujo de esa energía, va dejando espacios vacíos, que son llenados de manera gradual por el flujo de energía entrante.
El área de emisiones, es la zona interna de la estrella, el tránsito de energía hacia la parte externa, tiene que ser asistido por la transferencia de calor entre capas, por la sencilla razón que el sistema de transferencia de calor por movimiento de masa, es inexistente en esta área.
La fotosfera
La fotosfera es la parte que se puede ver de una estrella, sin necesidad de equipos especializados. En esta zona, los gases presentes en la estrella se hacen transparentes, ante la presencia de energía lumínica, para luego ser expulsados al exterior.
En esta zona, es donde se originan las manchas estelares, que son aquellas áreas que tienen una temperatura bastante inferior a la media del resto de la estrella.
Sobre la fotosfera, se encuentra la atmósfera estelar. Si se analiza un cuerpo celeste de secuencia principal, como por ejemplo, el Sol. Por debajo de la atmósfera, se encuentra la cromosfera que es una región bastante delgada. Allí, se forman grandes concentraciones de flujo gaseoso y liberación de radiaciones magnéticas.
Corona
Aproximadamente a unos cientos de kilómetros de distancia de la cromosfera, se encuentra la corona. Esta área está compuesta por gran cantidad de gases, a altas temperaturas y que se extiende millones de kilómetros, desde su formación en la cromosfera.
Contrario a las altas temperaturas de la corona, su luminosidad es muy pobre, a causa de las bajas densidades de los gases que la conforman. Por ejemplo, la corona del Sol, es visible única y exclusivamente, durante un eclipse solar.
Heliosfera
Esta región la conforman los vientos estelares que se generan desde la corona. Y que se desplazan hacia el exterior, hasta establecer contacto con los contenidos de materia y energía, que hay dentro de la galaxia.
En el caso del Sol, su Heliosfera o viento estelar, ejerce presión a millones de kilómetros de su ubicación.
Las estrellas variables y sus tipos
Se dice que las estrellas variables son aquellas que pueden sufrir cambios constantes o variables de su intensidad de brillo. Estas se dividen en tres grupos, que se mencionan a continuación.
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Variables pulsantes
Estas pueden variar a lo largo de su vida, el radio y la intensidad de su brillo.
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Variables eruptivas
Se caracterizan por tener episodios de aumentos de la intensidad de brillo, como consecuencia de algunas expulsiones de masa.
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Cataclísmicas
Son estrellas que experimentan constantes explosiones, que generan modificaciones de sus propiedades.