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Juan Leyva


"Quien gobierna a un pueblo dando

buen ejemplo se parece a la estrella polar,

que permanece inmutable mientras

los otros astros dan vueltas a su alrededor"


- Confucio -

 

 

LAS ESTRELLAS



Cuerpos celestes que brillan en el cielo con luz propia. En términos astronómicos una estrella es una enorme esfera de gas, aislada en el espacio, que produce energíaen su interior. Esa energía es transportada a su superficie e irradiada en todas direcciones desde allí al espacio. Es, en términos técnicos, una esfera de plasma, que mantiene su forma gracias a un equilibrio de fuerzas denominado equilibrio hidrostático.


La energía que disipan en el espacio estas esferas de gas, es en forma de radiación electromagnética, neutrinos y viento estelar, que son los que nos permiten observar la apariencia de las estrellas en el cielo nocturno como puntos luminosos, en la gran mayoría de los casos, centelleantes, palpitantes.


Debido a la gran distancia que suelen recorrer las radiaciones estelares, 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.


El Sol, que es una estrella, al estar tan cerca, se observa no como un punto sino como un disco luminoso cuya presencia o ausencia en el cielo terrestre provoca el día o la noche respectivamente.


Las dimensiones de las estrellas pueden ser enormemente variadas: las hay mucho, cientos de veces, mayores que el Sol y las hay varias veces más pequeñas. De este modo, en términos de tamaños, el Sol se ubica en un punto medio, con un radio de 700.000 km, que es el equivalente a algo más de 100 veces la el radio de la Tierra.


En febrero de 2010 se publica un nuevo estudio que sugiere que el si el cómputo de estrellas no es fácil, tampoco estaba completo, el Universo podría tener tres veces más estrellas que lo que los científicos habían calculado hasta ese momento. El nuevo cálculo es de 300.000.000.000.000.000.000.000, es decir 300.000 trillones. Se trata de uno de dos estudios enfocado en estrellas ‘enanas rojas’, una quinta parte del tamaño del Sol, las más comunes. Se dice que hay más 'enanas-rojas' de lo que se creía, y eso aumenta la cifra total.


Las estrellas 'enanas-rojas' se consumen lentamente y duran mucho más que las estrellas más masivas y más brillantes, como el Sol, en el centro de nuestro sistema solar. Cuando los científicos calculaban antes el número de estrellas en el Universo, suponían que todas las galaxias tenían la misma proporción de estrellas enanas que nuestra Galaxia, que tiene forma de espiral.


Gran parte de la comprensión del Universo se basa en observaciones dentro de la Vía Láctea, después aplicadas con las mismas propiedades a las demás galaxias. 


Pero sobre un tercio de las galaxias en el Universo no son espirales sino elípticas, no tienen la misma composición que la nuestra, y entre ella las hay de características lumínicas difíciles de diferenciar. Los científicos calcularon que las galaxias elípticas tienen muchas más estrellas enanas.



La evolución de una estrella:


Las estrellas nacen cuando se acumula una gran cantidad de materia en un lugar del espacio. Se comprime y se calienta hasta que empieza una reacción nuclear, que consume la materia, convirtiéndola en energía. Las estrellas pequeñas la gastan lentamente y duran más que las grandes.


Estas masas luminosas tienen así un ciclo de vida. Empiezan siendo como una gran masa de gas relativamente fría. La contracción del gas eleva la temperatura hasta que el interior de la estrella alcanza 1.000.000 °C. En este punto tienen lugar reacciones nucleares, cuyo resultado es que los núcleos de los átomos de Hidrógeno se combinan con los de Deuterio para formar núcleos de Helio. Esta reacción libera grandes cantidades de energía, se detiene la contracción de la estrella.


Cuando finaliza la liberación de energía, la contracción de nuevo comienza y la temperatura de la estrella vuelve a aumentar. En un momento dado empieza una reacción entre el Hidrógeno, el Litio y otros metales ligeros presentes en el cuerpo de la estrella. De nuevo se libera energía y la contracción se detiene.


Cuando el Litio y otros materiales ligeros se consumen, la contracción se reanuda y la estrella entra en la etapa final del desarrollo, el Hidrógeno se transforma en Helio a temperaturas muy altas gracias a la acción catalítica del Carbono y el Nitrógeno. Esta reacción termonuclear es característica de la secuencia principal de estrellas, que continúa hasta que se consume todo su Hidrógeno.


La estrella pasa a ser una ‘gigante roja’, que alcanza su mayor tamaño cuando todo su Hidrógeno central se ha convertido en Helio. Si sigue brillando, la temperatura del núcleo debe subir lo suficiente como para producir la fusión de los núcleos de Helio. Durante este proceso es probable que la estrella se haga mucho más pequeña y densa.Cuando ha gastados todas las posibles fuentes de energía nuclear, se contrae de nuevo y se convierte en una ‘enana blanca’.


Esta etapa final puede estar marcada por explosiones, 'novas'. Cuando una estrella se libera de su cubierta exterior explotando como nova o supernova, devuelve al medio interestelar elementos más pesados que el Hidrógeno que ha sintetizado en su interior. Las futuras estrellas formadas a partir de este material comenzarán su vida con un mayor surtido de elementos pesados que las anteriores.


Las estrellas que se despojan de sus capas exteriores de una forma no explosiva se convierten en ‘nebulosas planetarias’, estrellas viejas rodeadas por esferas de gas que irradian en una gama múltiple de longitudes de onda. Herschel acuñó el término de ‘Nebulosa Planetaria’ para estos objetos tras contemplar NGC7662 o NGC 7009, por la similitud a un borroso y lejano disco de un planeta.


Algunos contemporáneos sugirieron que eran cúmulos globulares tan lejanos que no era posible resolverlos en estrellas, pero la observación de algunos objetos, como NGC 1514, en la que era posible distinguir una estrella en el centro de la nebulosa, llevan a Herschel a pensar en su naturaleza gaseosa. 


Se forma en los últimos estadios de la evolución estelar, de gran parte de las estrellas de la secuencia principal.



Sobre los ‘agujeros negros’:


Los llamados ‘agujeros negros’ son cuerpos con un campo gravitatorio enorme. Las estrellas con una masa mucho mayor que la del Sol sufren una evolución más rápida, de unos pocos millones de años desde su nacimiento hasta la explosión de una supernova. Los restos de la estrella pueden ser una estrella de neutrones.


Sin embargo, existe un límite para el tamaño de las estrellas de neutrones, más allá del cual estos cuerpos se ven obligados a contraerse hasta que se convierten en ‘agujero negro’ del que no puede escapar ninguna radiación.


Estrellas típicas como el Sol pueden persistir durante muchos miles de millones de años. El destino final de las enanas de masa baja es desconocido, más allá de que cesan de irradiar de forma apreciable. Lo más probable es que se conviertan en cenizas o ‘enanas negras’. No puede escapar ninguna radiación electromagnética ni luminosa, por eso son negros. Están rodeados de una frontera esférica que permite que la luz entre pero no salga.


Hay dos tipos: cuerpos de alta densidad y poca masa concentrada en un espacio muy pequeño, y cuerpos de densidad baja pero masa muy grande, como los centros de las galaxias.


Si la masa de una estrella es más de dos veces la del Sol, llega un momento en su ciclo en que ni los neutrones pueden soportar la gravedad. La estrella se colapsa y se convierte en ‘agujero negro’.


El científico Stephen W. Hawking ha dedicado buena parte de su trabajo al estudio de estos objetos. En su libro Historia del Tiempo explica cómo, en una estrella que se está colapsando, los conos luminosos que emite empiezan a curvarse en la superficie de la estrella. Al hacerse pequeña, el campo gravitatorio crece y los conos de luz se inclinan cada vez más, hasta que ya no pueden escapar. La luz se apaga y se vuelve negro. Si un componente de una estrella binaria se convierte en ‘agujero negro’, toma material de su compañera. 


Cuando el remolino se acerca al agujero, se mueve tan deprisa que emite rayos X. Así, aunque no se puede ver, se puede detectar por sus efectos sobre la materia cercana. Los agujeros negros no son eternos. Aunque no se escape ninguna radiación, parece que pueden hacerlo algunas partículas atómicas y subatómicas.


La formación de un agujero negro vista desde el exterior otorga una imagen de una estrella cada vez más pequeña y roja hasta que desaparece. Su influencia gravitatoria, sin embargo, seguiría intacta.


Como en el Big-Bang, en los ‘agujeros negros’ se da una singularidad, las leyes físicas y la capacidad de predicción se equivocan, ocasionando que ningún observador externo pueda ver qué pasa en su interior. La observación lleva a la organización del cielo, como se ha visto reiteradamente.


Para ubicarse en el cielo, se agruparon las estrellas que se ven desde la Tierra en Constelaciones. Es continuo el desarrollo de mapas celestes para localizar las estrellas conocidas y agregar los nuevos descubrimientos. 



Clases de estrellas:


El primer catálogo de estrellas fue obra en el siglo II d.c. del astrónomo griego Ptolomeo que, en su Almagesto, enumeraba los nombres y las posiciones de 1.028 estrellas.


Hay muchos tipos diferentes de estrellas en el Universo, hay tipos extraños de estrellas, lo que permite sean múltiples las clasificaciones, según dimensión, según temperatura, según su fase de evolución.


Una de las primeras cosas que se nos hace evidente al iniciarnos en Astronomía y observar el cielo es que éste aparece repleto de estrellas que tienen diferente luminosidad.



Según sus dimensiones:


Supergigantes, gigantes, medianas, pequeñas y enanas.



Según la temperatura.


De frío a caliente: Azules, blancas, amarillas y rojas.


Se nombran combinando ambos, a menudo usando la referencia a su tamaño y su color, gigantes-rojas, enanas-blancas… y desde las pequeñas enanas-marrones hasta las estrellas supergigantes-rojas y azules.


Las estrellas más grandes que se conocen son las ‘supergigantes’, con diámetros unas 400 veces mayores que el del Sol, teniendo las estrellas conocidas como ‘enanas blancas’ diámetros de incluso sólo una centésima del Sol. Sin embargo, las estrellas ‘gigantes’ suelen ser difusas y pueden tener una masa apenas unas 40 veces mayor que la del Sol, mientras que las enanas blancas son muy densas.


Puede haber estrellas con una masa 1.000 veces mayor que la del Sol y bolas de gas caliente demasiado pequeñas para siquiera desencadenar reacciones nucleares, por ejemplo una ‘enana marrón’, observada por vez primera en 1987, detectándose otros desde entonces.


El brillo de las estrellas se describe en términos de magnitud. Las estrellas más brillantes pueden ser hasta 1.000.000 de veces más brillantes que el Sol, las enanas-blancas son unas 1.000 veces menos brillantes.


La clasificación atendiendo a su fase de evolución, dada su composición de gases y las altas temperaturas, que hacen sufran continuas explosiones que las modifican, puede resumirse como sigue:


1.- Se forma a partir de una nube de gas y polvo.


2.- ‘Gigante’. Reacciones nucleares. Masas de gas y polvo se condensan a su alrededor. Una ‘protoestrella’ es una estrella en estado de evolución, desde que es nube molecular hasta que alcanza la secuencia principal. Un cúmulo de gas que ha colapsado desde una nube molecular gigantesca. La fase de protoestrella dura largo tiempo, aproximadamente unos 100.000 años. Durante este tiempo la gravedad y la presión se van incrementando, lo que hace que la protoestrella colapse.


3.- Las ‘T Tauri’ son estrellas en un estado de evolución anterior a convertirse en una estrella de secuencia principal. Ocurre al final de la fase protoestrella, cuando la presión gravitacional que contiene a la estrella es la fuente de su energía. Este tipo de estrellas no tienen la presión o temperatura suficiente en sus núcleos como para generar fusión nuclear. La similitud que tienen con las estrellas de secuencia principal es la temperatura.


4.- ‘Secuencia principal’. La estrella con planetas, estable mientras consume su materia. Componen la gran mayoría de las estrellas del Universo en general. Esta fase constituye prácticamente el noventa por ciento de la vida de la estrella. Un ejemplo de estrella de secuencia principal es el Sol. En esta fase se encuentra en estado de equilibrio hidrostático. La masa de estas estrellas varía enormemente, pero lo mínimo es alrededor de 0.08 veces la masa total del Sol, y como máximo, teóricamente las estrellas pueden crecer hasta 100 veces la masa del Sol.


5.- La estrella empieza a dilatarse y enfriarse.


6.- Crece, engullendo los planetas, hasta convertirse en una ‘gigante-roja’.


7.- Se vuelve inestable y comienza a dilatarse y encogerse alternativamente hasta que explota. Y las últimas fases dependen si la estrella era mucho mayor que el Sol.


8.- ‘Supernova’. Lanza la mayor parte del material.


9- ‘Púlsar’. El resto, se hace pequeño y denso.


10.- Si tenía mucha masa, se contrae todavía más hasta convertirse en ‘agujero negro’.


11.- Como el Sol: ‘Nova’. Lanza materiales hacia el exterior: es la explosión de una estrella cuyo brillo aumenta 10.000 veces más en un solo día, para luego decrecer nuevamente a lo largo de varias semanas o meses. Se cree que son ‘estrellas dobles’ en las que parte del gas de una es transferido a la ‘enana-blanca’ que le sirve de compañera.


12.- Nebulosa planetaria. El resto, se contrae.


13.-‘Enana’. Se hace muy pequeña y densa y brilla con luz blanca o azul, hasta que se apaga. Constituyen el grupo de estrellas más numeroso y representan la normalidad en Astrofísica estelar. Son las estrellas que se encuentran en la fase principal de su vida, desde que nacen hasta que se agota el Hidrógeno en su núcleo.


Pero más allá de clasificaciones de estrellas, existen clases no sistemáticas, como pasan a señalarse a continuación.


  • La observación de las órbitas de ‘estrellas dobles’ es el único método directo que tienen los astrónomos para pesar las estrellas.
  • En el caso de parejas muy próximas, su atracción gravitatoria puede distorsionar la forma de las estrellas, y es posible que fluya gas de una estrella a otra en un proceso de "transferencia de masas".
  • La gravedad hace girar las estrellas una alrededor de la otra. Las ‘cefeidas’ son parejas orientadas de manera que, periódicamente, se eclipsan una a otra.-Algol fue la primera vista.


También hay ‘estrellas múltiples’, sistemas en que tres o cuatro estrellas giran en trayectorias complejas. -Lira parece una estrella doble, pero a través de un telescopio se ve como cada uno de los dos componentes es un sistema binario.


La estrella más cercana al Sol, Alpha Centauro A, se trata de un sistema de tres estrellas situado a 4,3 años luz de La Tierra, que sólo es visible desde el hemisferio sur, tiene un brillo real igual al de nuestro Sol.


De las leyes de medición vistas en el apartado anterior, el 'efecto Doppler' puede detectar cualquier tipo de ondas, concretamente en la luz, y saber si se acerca o se aleja. Dada cualquier onda, la longitud de onda es la distancia que le toma oscilar.


Una onda puede oscilar con cualquier rapidez, con lo cual puede tomar cualquier longitud de onda. Nuestros ojos pueden percibir las diferentes longitudes de onda de la luz, cada una, como un color. De esta forma, la luz con longitud de onda más larga se ve roja, y a medida que la longitud de onda disminuye, el color va pasando por el naranja, amarillo, verde, azul hasta llegar al violeta, en ese orden.


Newton hizo incidir un rayo común y corriente de luz solar sobre un cristal triangular o prisma. Al pasar por el prisma, el rayo de luz, aparentemente blanca, se dividía en una gama de colores similar al arcoíris. En cambio, cuando se hacía incidir nuevamente en un prisma alguno de esos colores en que se dividía la luz blanca, éste no se dividía como lo hacía la última. El color salía del prisma íntegro, sin cambio. Esto lleva a deducir que la luz blanca del Sol es una composición de colores puros y que es posible separarla en sus componentes con la ayuda de un prisma. Así, un objeto blanco es aquel cuya luz corresponde a rayos de todos los colores. La banda de colores en los que se dividía el haz luminoso del Sol, la nombró espectro.


Según Doppler, la luz emitida por un objeto que se mueve con respecto a cierto observador que mide su longitud de onda presentaría un comportamiento similar al que tendría si fuese sonido, el observador se daría cuenta de un acortamiento o alargamiento de la longitud de onda de la luz dependiendo de si se acerca o se aleja.


El color correspondiente a la longitud de onda más larga es el rojo. Para detectar si una estrella se acerca o aleja de nosotros, y su velocidad de movimiento, bastaría con medir la posición exacta de las líneas de su espectro y observar si se desplazaban con respecto a las líneas del Sol, que ni se aleja ni se acerca de la Tierra, dado que si el desplazamiento de los colores debido al efecto Doppler óptico es en bloque, el de las líneas oscuras también lo sería. Sin embargo, los cálculos mostraban que los desplazamientos serían apreciables sólo para objetos con una velocidad muy alta, dada la velocidad de la luz.


Para detectar el primer corrimiento por efecto Doppler hubo que esperar veinte años, hasta 1868, cuando el astrónomo inglés Huggins detectó un pequeño desplazamiento al rojo en el espectro de la brillante Sirio, mostrando que se alejaba del Sol.



Clasificación de las Estrellas por su edad:


La investigación fotográfica de los espectros estelares de debe al astrónomo Edward Pickering que lo inicia en 1885 y lo concluye Annie J.Cannon, condujo al descubrimiento de que los espectros de las estrellas están dispuestos en una secuencia continua según la intensidad de ciertas líneas de absorción. Sus observaciones proporcionan datos de las edades de las diferentes estrellas y sus grados de desarrollo.


Las diversas etapas en la secuencia de los espectros, designadas con las letras O, B, A, F, G, K y M, permiten una clasificación completa de todos los tipos de estrellas. Los subíndices del 0 al 9 se utilizan para indicar las sucesiones en el modelo dentro de cada clase.


  • Clase O: Líneas del Helio, el Oxígeno y el Nitrógeno, además de las del Hidrógeno. Comprende estrellas muy calientes, e incluye tanto las que muestran espectros de línea brillante como oscuras del Hidrógeno y el Helio.
  • Clase B: Líneas del Helio alcanzan la máxima intensidad en la subdivisión B2 y palidecen progresivamente en subdivisiones más altas. La intensidad de las líneas del Hidrógeno aumenta de forma constante en todas las subdivisiones. Este grupo está representado por la estrella Epsilon Orionis.
  • Clase A: Comprende las llamadas estrellas de Hidrógeno con espectros dominados por las líneas de absorción del mismo. Una estrella típica de este grupo es Sirio.
  • Clase F: En este grupo destacan las llamadas líneas H y K del Calcio y las líneas características del Hidrógeno. Una estrella notable es Delta Aquilae.
  • Clase G: Comprende estrellas con fuertes líneas H y K del Calcio y líneas del Hidrógeno menos fuertes. También están presentes los espectros de muchos metales, en especial el del Hierro. El Sol pertenece a este grupo, por ello a las estrellas G se les denomina "estrellas de tipo solar".
  • Clase K: tienen fuertes líneas del Calcio y otras que indican la presencia de otros metales. Arcturus es su exponente.
  • Clase M: Espectros dominados por bandas que indican la presencia de óxidos metálicos, sobre todo las del óxido de Titanio. El final violeta del espectro es menos intenso que el de las estrellas K. La estrella Betelgeuse es típica.


Las clases establecidas por Annie J. Cannon se identifican con colores:


  •  Color azul, como la I Cephei.
  •  Color blanco-azul, como Spica.
  •  Color blanco, como Vega.
  •  Color blanco-amarillo, como Proción.
  •  Color amarillo, como el Sol.
  •  Color naranja, como Arcturus.
  •  Color rojo, como la estrella Betelgeuse.



Según su luminusidad y brillo:


Esta división, conocida como "escala de magitudes" se debe a Hiparco quien en el siglo II a.c. las clasificó en seis categorías, según su mayor o menor brillo. A las más brillantes les dió magnitud 1, a las siguientes 2 .. hasta la 6 que serían las estrellas más débiles reconocibles a simple vista.


Se estableció que una estrella de 6ª magnitud fuera 100 veces menos brillante que una de 1ª. Si un factor de 100 corresponde a un intervalo de 5 magnitudes, el cambio de una magnitud a otra será la raiz quinta de 100.


En función de la estrella escogida como referencia puede ocurrir que el brillo de un astro concreto sea tan elevado que su magnitud aparente sea negativa, como es el caso de Sirio, la estrella más brillante del cielo nocturno, cuya magnitud es de -1,46.


En reconocimiento a Hiparco se mantuvo el sistema de magnitudes, y al Sol, Luna, algunos planetas y varias estrellas, de magnitud superior a 1, se les asigna valores negativos. En esta escala cuanto más pequeño es el número de magnitud más brillante será el astro, y cuanto más débil sea su brillo se le asignará un número más alto.


Es probable que todas las estrellas, hasta el Sol, varíen ligeramente de brillo con cierta periodicidad. Algunas cambian mucho de brillo y se les denomina ‘estrellas variables’. Son de un interés extraordinario porque su variación suele producirse por alguna peculiaridad de su estructura interna que desarrolla con el tiempo. Pueden aportar información sobre la evolución estelar.


Hay muchos tipos. Algunas repiten los ciclos con gran precisión y otras son muy irregulares. Algunas necesitan sólo horas o días para volver a un brillo determinado, otras necesitan años. El brillo puede cambiar de modo casi imperceptible o de forma violenta.


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