Estrellas

Estrellas
   
 Introducción
Una
estrella es un gran cuerpo celeste compuesto de gases calientes que emiten
radiación electromagnética, en especial luz, como resultado de las reacciones
nucleares que tienen lugar en su interior. El Sol
es una estrella. Con la única excepción del Sol, las estrellas parecen estar
fijas, manteniendo la misma forma en los cielos año tras año. En realidad, las
estrellas están en rápido movimiento, pero a distancias tan grandes que sus
cambios relativos de posición se perciben sólo a través de los siglos.

El número de estrellas
visibles a simple vista desde la Tierra
se ha calculado en un total de 8.000, de las cuales 4.000 están en el hemisferio
norte del cielo y 4.000 en el hemisferio sur. En cualquier momento durante la
noche, en ambos hemisferios sólo son visibles unas 2.000 estrellas. A las demás
las ocultan la neblina atmosférica, sobre todo cerca del horizonte, y la pálida
luz del cielo. Los astrónomos han calculado que el número de estrellas de la
Vía Láctea, la galaxia
a la que pertenece el Sol, asciende a cientos de miles de millones. A su vez,
la Vía Láctea sólo es una de los varios cientos de millones de galaxias visibles
mediante los potentes telescopios modernos. Las estrellas individuales visibles
en el cielo son las que están más cerca del sistema solar
en la Vía Láctea.

La estrella más cercana
a nuestro sistema solar es Proxima Centauri, uno de los componentes de la estrella
triple Alpha Centauri, que está a unos 40 billones de kilómetro de la
Tierra. En términos de velocidad de la luz, patrón utilizado por los astrónomos
para expresar la distancia, este sistema de estrella triple está a unos 4,29
años luz; la luz, que viaja a unos 300.000 km/s, tarda más de cuatro años y
tres meses en llegar desde esta estrella hasta la Tierra.

Descripción
física


El Sol es una estrella
típica, con una superficie visible llamada fotosfera, una atmósfera saturada
de gases calientes y por encima de ellas una corona más difusa y una corriente
de partículas denominada viento solar (estelar). Las áreas más frías de la fotosfera,
que en el Sol se llaman manchas solares, probablemente se encuentren en otras
estrellas comunes; su existencia en algunas grandes estrellas próximas se ha
deducido mediante interferometría. La estructura interna del Sol y de otras
estrellas no se puede observar de forma directa, pero hay estudios que indican
corrientes de convección y una densidad y una temperatura que aumentan hasta
alcanzar el núcleo, donde tienen lugar reacciones termonucleares. Las estrellas
se componen sobre todo de hidrógeno y helio, con cantidad variable de elementos
más pesados.

Las estrellas más grandes
que se conocen son “supergigantes”, con diámetros 400 veces mayores
que el del Sol, en tanto que las estrellas conocidas como “enanas blancas”
pueden tener diámetros de sólo una centésima del diámetro del Sol. Sin embargo,
las estrellas gigantes suelen ser difusas y pueden tener una masa 40 veces mayor
que la del Sol, mientras que las enanas blancas son muy densas a pesar de su
pequeño tamaño. Puede haber estrellas con una masa 1.000 veces mayor que la
del Sol y, a escala menor, bolas de gas caliente demasiado pequeñas para desencadenar
reacciones nucleares, denominadas enanas. Un objeto que puede ser de este tipo
(una enana marrón) fue observado por primera vez en 1987, y desde entonces se
han detectado otros.

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.

Catálogos
de estrellas


Excepto las relativamente
pocas estrellas visibles a simple vista, a las estrellas se las denomina mediante
números de acuerdo con los atlas y catálogos de estrellas realizados por los
observatorios astronómicos. El primer catálogo de estrellas fue obra del astrónomo
griego Tolomeo en el siglo II d.C. Conocido como Almagesto, enumeraba los nombres
y las posiciones de 1.028 estrellas. En 1603, el astrónomo alemán Johann Bayer
publicó en Augsburgo un atlas estelar. Bayer mencionaba una cantidad de estrellas
mucho mayor que Tolomeo y las designaba mediante una letra griega y la constelación,
o configuración celeste, donde aparece la estrella.

En el siglo XVIII, el
astrónomo inglés John Flamsteed también publicó un atlas en el que las estrellas
eran denominadas según su constelación, pero Flamsteed las diferenciaba con
números en vez de letras. Este atlas contenía la situación de unas 3.000 estrellas.
El primer catálogo de estrellas moderno, realizado en 1862 por el Observatorio
de Bonn, en Alemania, contiene la situación de más de 300.000 estrellas.

En 1887 un comité internacional
comenzó a trabajar en un catálogo detallado de estrellas. Fue realizado a partir
de fotografías tomadas por unos 20 observatorios, incluyendo 21.600 placas individuales,
que muestran de 8 a 10 millones de estrellas.

Los catálogos de estrellas
modernos no son libros, sino copias de placas fotográficas de cristal tomadas
con telescopios de gran alcance. El primer informe importante de este tipo se
completó a mediados de los años cincuenta, utilizando el telescopio Schmidt
de 1,22 m en Monte Palomar (Estados Unidos). Cada placa cubre una región del
cielo de 6° por 6°, y 1.035 mapas cubren todo el cielo visible desde este lugar.
El conjunto de mapas correspondiente al sur del cielo se ha realizado utilizando
telescopios Schmidt en Australia y Chile.



Estrellas dobles
Más de la mitad de las
estrellas del firmamento son, de hecho, miembros de sistemas de dos estrellas
o de sistemas de estrellas múltiples. Algunas estrellas dobles o binarias cercanas
aparecen separadas cuando se las observa a través de telescopios, pero a la
mayoría se las detecta como dobles sólo por medios espectroscópicos. Las estrellas
dobles están compuestas por dos estrellas próximas y que giran en una órbita
alrededor de su centro de masa común. Estas estrellas dobles fueron descritas
por primera vez en 1803 por el astrónomo británico William Herschel.

Las binarias espectroscópicas,
identificadas por primera vez en 1889, no son separables visualmente por medio
del telescopio, pero se pueden reconocer duplicando o ensanchando las líneas
del espectro cuando gira el par de estrellas. Cuando uno de los componentes
se aleja de la Tierra, el otro se aproxima a ella; las líneas del espectro de
la estrella que se aleja se desplazan hacia el rojo, mientras que las de la
estrella que avanza se desplazan hacia el violeta.

Otro tipo de estrella
doble es la llamada variable eclipsante. Las estrellas de este tipo están formadas
por un componente más brillante y otro más oscuro. Vista desde la Tierra, cuando
la órbita es tal que la estrella más pálida eclipsa a la más brillante, la intensidad
de la luz que llega desde la estrella oscila con regularidad.

Las investigaciones han
demostrado que una de cada dos o tres estrellas visibles con telescopio de moderado
tamaño es una estrella doble. Miles de binarias visuales y muchos cientos de
binarias espectroscópicas han sido estudiadas con gran detenimiento. Estas estrellas
son la fuente principal de información sobre las masas estelares.



Estrellas variables
Evolución

Las teorías sobre la
evolución estelar se basan fundamentalmente en pruebas obtenidas de estudios
de los espectros relacionados con la luminosidad. Las observaciones realizadas
han demostrado que muchas de las estrellas conocidas se pueden clasificar en
una secuencia regular en la que las estrellas más brillantes son las más calientes
y las más pequeñas, las más frías. Esta serie de estrellas aparece como una
banda conocida como la secuencia principal en el diagrama temperatura-luminosidad
desarrollado por el astrónomo holandés Ejnar Hertzsprung y el astrónomo estadounidense
Henry Norris Russell y conocido como diagrama Hertzsprung-Russell. Otros grupos
de estrellas que aparecen en el diagrama incluyen las estrellas gigantes y enanas
antes mencionadas.

Una estrella comienza
su ciclo como una gran masa de gas relativamente fría. La contracción de este
gas y el consiguiente aumento de temperatura continúa hasta que la temperatura
interior de la estrella alcanza un valor de 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 deuterones (núcleos de los llamados átomos
de hidrógeno pesado) para formar núcleos de helio. Esta reacción libera grandes
cantidades de energía y se detiene la nueva contracción de la estrella.

Cuando finaliza la liberación
de energía de la reacción deuterón-núcleo de hidrógeno, la contracción comienza
de nuevo y la temperatura de la estrella vuelve a aumentar hasta que alcanza
un punto en el que se puede dar una reacción entre el hidrógeno y 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 en la cual el hidrógeno se transforma en helio a temperaturas
muy altas merced a la acción catalítica del carbono y el nitrógeno. Esta reacción
termonuclear es característica de la secuencia principal de estrellas mencionada
antes y continúa hasta que se consume todo el hidrógeno que hay. La estrella
se hincha gradualmente y se convierte en una gigante roja. Alcanza su mayor
tamaño cuando todo su hidrógeno central se ha convertido en helio. Si continúa
brillando, la temperatura del centro 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 más densa. Cuando ha gastado 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 las explosiones estelares conocidas
como novas. Cuando una estrella se despoja de su cubierta exterior por explosión
como una nova o una supernova, devuelve al medio interestelar elementos más
pesados que el hidrógeno que ha sintetizado en su interior. Las generaciones
futuras de estrellas formadas a partir de este material comenzarán por tanto
su vida con un surtido más rico de elementos más pesados que las anteriores
generaciones de estrellas. 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.

Las estrellas con una
masa muchas veces mayor que la del Sol recorren su ciclo de evolución con rapidez
según los patrones astronómicos, quizá un lapso de unos pocos millones de años
desde su nacimiento a 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 un 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, excepto que cesan de irradiar
de forma apreciable. Lo más probable es que se conviertan en cenizas o enanas
negras. Para la discusión de los procesos nucleares de la evolución estelar.

El nacimiento de las
estrellas está íntimamente conectado con la presencia de granos de polvo y moléculas,
como en la nebulosa Orión en nuestra galaxia. Aquí, el hidrógeno molecular (H2)
está condensado a altas densidades y temperaturas, y sus moléculas están disociadas.
Entonces, el hidrógeno atómico vuelve a derrumbarse y forma un denso núcleo
estelar que atrae gravitacionalmente el material circundante. El caliente núcleo
disipa la nube de polvo de las moléculas sobrecargadas y surge la nueva estrella.
Un posterior calentamiento gravitacional aumenta la temperatura hasta que se
pueden dar procesos nucleares. Las estrellas nacen, por lo general, en pequeños
grupos en un extremo de una gran nube molecular. Sucesivas generaciones de estrellas
se consumen cada vez más en el extremo de la nube, dejando un rastro de estrellas
de edad creciente.

Se ha observado el nacimiento
de estrellas en fotografías tomadas en una región del cielo durante un periodo
de años. Modernas técnicas de ultravioletas, infrarrojos y radioastronomía han
fijado con precisión otros lugares de formación de estrellas y han detectado
signos de los procesos actuales que se están llevando a cabo.

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