Información General de las Estrellas 1 |
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Definición Una estrella es una esfera de plasma autogravitante, en equilibrio hidrostático, que genera energía en su interior mediante reacciones termonucleares. La energía generada se emite al espacio en forma de radiación electromagnética, neutrinos y viento estelar.
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La Nebulosa de Orión es un libro ilustrado de la formación estelar, desde las jóvenes y masivas estrellas que delinean la nebulosa con su luminosidad, hasta los densos pilares de gas, posiblemente los hogares de estrellas en ciernes. |
Formación y evolución de las estrellas Las estrellas se forman en las regiones más densas de las nubes moleculares como consecuencia de las inestabilidades gravitatorias causadas, principalmente, por supernovas o colisiones galácticas. El proceso se acelera una vez que estas nubes de hidrógeno molecular (H2) empiezan a caer sobre sí mismas, alimentado por la cada vez más intensa atracción gravitatoria. Su densidad aumenta progresivamente, siendo más rápido el proceso en el centro que en la periferia. No tarda mucho en formarse un núcleo en contracción muy caliente llamado protoestrella. El colapso en este núcleo es, finalmente, detenido cuando comienzan las reacciones nucleares que elevan la presión y temperatura de la protoestrella. Una vez estabilizada la fusión del hidrógeno, se considera que la estrella está en la llamada secuencia principal, fase que ocupa aproximadamente un 90% de su vida. Cuando se agota el hidrógeno del núcleo de la estrella, su evolución dependerá de la masa y puede convertirse en una enana blanca o explotar como supernova, dejando también un remanente estelar que puede ser una estrella de neutrones o un agujero negro. Una estrella típica como el Sol tendrá simetría esférica y perderá a lo largo de su vida una cantidad de masa despreciable con respecto al total. En el Sistema Solar unos 1020 gramos de materia estelar son expulsados por el viento solar cada año. Las pérdidas de masa sólo serán significativas en las estrellas de más de 10 masas solares, las cuales son mucho más escasas, como Eta Carinae.
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Agrupaciones y distribución estelar
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Beta Cygni (Albireo) es un sistema múltiple con tres componentes visuales y dos más descubiertos por interferometría de moteado. En la foto destacan el primer y segundo componentes (A y B). |
Binarias y sistemas múltiples Las estrellas están normalmente ligadas gravitacionalmente unas con otras formando binarias, o sistemas múltiples.
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M80, cúmulo globular en la constelación de Escorpión. Contiene cientos de miles de estrellas viejas en un diámetro de 70 años luz y se encuentra a 28,000 AL de distancia. |
Cúmulos estelares La mayoría de las estrellas forman parte de sistemas binarios y múltiples pero en general también se agrupan en grandes concentraciones que van desde las decenas hasta los centenares de miles o incluso millones de estrellas, formando los cúmulos estelares. Estos cúmulos son fruto de brotes de formación estelar de una misma nube de materia y se cree que todas las estrellas se forman en grupo, como sucede en la Gran Nebulosa de Orión. En la Vía Láctea se distinguen dos tipos: los cúmulos globulares que se encuentran alrededor en el halo, forman grupos más o menos compactos y contienen entre 10.000 y 1.000.000 de estrellas y por lo general son estrellas viejas como M80 y los cúmulos abiertos que están en el disco y son de formación reciente, algunos con abundantes estrellas azules como las Pleiades. Estos últimos son notablemente más pequeños e irregulares que los primeros y tienen un intervalo de edades entre sus miembros más amplio.
Estrellas aisladas No todas las estrellas mantienen lazos gravitatorios con otras estrellas; como el Sol, viajan solitarias, habiéndose separado hace mucho de la agrupación estelar en la que se formaron. Sin embargo, estas estrellas aisladas obedecen, tan solo, al campo gravitatorio global constituido por la superposición de los campos del total de objetos de la galaxia: agujeros negros, estrellas múltiples, nebulosas, gas interestelar, etc.
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Andrómeda (M31) es una galaxia espiral como la nuestra, pero mucho más grande. Mide 200,000 AL de diámetro (la vía láctea tiene 110,000) y se encuentra a 2,000,000 AL de distancia. Es la galaxia espiral más cercana y es el miembro más grande de nuestro pequeño grupo local de galaxias. |
Con esta fotografía de Beta Pictoris tomada por el Telescopio Espacial Hubble, se confirmó la existencia no de uno si no de dos discos de polvo protoplanetario circundando la estrella. Otras imágenes han dado evidencia de al menos un planeta del tamaño de Júpiter orbitando a Beta Pictoris. La estrella se ve en negro porque está bloqueada con el coronógrafo para poder apreciar la luz más tenue de la corona de la estrella.
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Otros sistemas solares Hasta 1988 no se tenía evidencia de otros sistemas planetarios, y de entonces a agosto de 2007 la cuenta llega a 249 planetas extrasolares, con masas entre una y diez veces la masa de Júpiter, como el planeta descubierto en Epsilon Eridani en el año 2000. Aunque actualmente, Gliese 581 d, el tercer planeta de Gliese 581, una enana roja a 20 años luz de la Tierra, parece ser el mejor ejemplo de un posible exoplaneta terrestre o rocoso, que orbita cerca de la zona habitable del espacio alrededor de su estrella y del que se sospecha puede tener agua en estado líquido. También se observan discos de acrecimiento protoplanetarios alrededor de algunas estrellas como en Beta Pictoris, que nos arrojan luz de cómo era nuestro sistema solar cuando los planetas estaban en formación.
Las estrellas no están distribuidas uniformemente en el Universo, a pesar de lo que pueda parecer a simple vista, sino agrupadas en galaxias. Una galaxia espiral típica (como la Vía Láctea) contiene cientos de miles de millones de estrellas agrupadas, la mayoría, en el estrecho plano galáctico. El cielo nocturno terrestre aparece homogéneo a simple vista porque sólo es posible observar una región muy localizada del plano galáctico. Extrapolando de lo observado en la vecindad del Sistema Solar, se puede decir que la mayor parte de estrellas se concentran en el disco galáctico y dentro de éste en una región central, el bulbo galáctico que se sitúa en la constelación de Sagitario, donde hay una alta concentración de millones de estrellas. Y por último, en el halo galáctico que rodea toda la galaxia, donde se encuentran la mayoría de los cúmulos globulares con enormes distancias entre unos y otros. |
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Clasificación La primera clasificación estelar fue realizada por Hiparco de Nicea y preservada en la Cultura Occidental a través de Ptolomeo, en una obra llamada almagesto. Este sistema clasificaba las estrellas por la intensidad de su brillo aparente visto desde la Tierra. Hiparco definió una escala decreciente de magnitudes, donde las estrellas más brillantes son de primera magnitud y las menos brillantes, casi invisibles con el ojo desnudo, son de sexta magnitud. Aunque ya no se emplea, constituyó la base para la clasificación actual.
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Antares, es una estrella supergigante roja, moribunda, rodeada por una nube de polvo y partículas que arroja como parte del proceso de enfriamiento. Mide 300 veces el diámetro solar, es tipo espectral M1.5lab, variable pulsante y se encuentra a 425 AL de la Tierra. |
Tipos espectrales
Esta clasificación distingue las estrellas de acuerdo a su espectro luminoso y su temperatura superficial. Una medida simple de esta temperatura es el índice de color de la estrella. |
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Betelgeuse, la principal estrella de Orión, es una supergigante luminosa roja tipo espectral M1-2la-lab, variable pulsante y es la principal de un sistema múltiple compuesto por 4 componentes visuales y dos más descubiertos por espectroscopía e interferometría de moteado y se ubica a 310 AL de distancia. |
Clases de luminosidad La clasificación de Harvard de tipos espectrales no determina por completo las características de una estrella. Estrellas con la misma temperatura pueden tener tamaños muy diferentes, lo que implica luminosidades muy diferentes. Para distinguirlas se definieron, en Yerkes, las clases de luminosidad. En este sistema de clasificación se examina nuevamente el espectro estelar y se buscan líneas espectrales sensibles a la gravedad de la estrella. De este modo es posible estimar su tamaño. |
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Ambos sistemas de clasificación son complementarios.
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Secuencia principal Se denomina secuencia principal a la región del diagrama de Hertzsprung-Russell en la que se encuentran la mayor parte de las estrellas. Las estrellas que se ubican en esta banda son llamadas estrellas de la secuencia principal. Las más frías de esta curva son las enanas rojas mientras que las que están más al extremo de altas temperaturas son las supermasivas gigantes azules. El diagrama H-R es un diagrama estadístico que muestra la temperatura efectiva de la estrellas en función de su luminosidad. Otras regiones del diagrama están ocupadas por estrellas gigantes de corta vida y evolución rápida o por enanas blancas muy estables.
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El diagrama de Hertzsprung-Russell (comúnmente abreviado como diagrama HR) muestra el resultado de numerosas observaciones sobre la relación existente entre la magnitud absoluta, temperatura superficial, clase espectral y luminosidad de las estrellas Fue realizado en 1911 por el astrónomo Ejnar Hertzsprung y, de manera independiente, en 1913 por Henry Norris Russell. El diagrama de Hertzsprung mostraba la luminosidad de las estrellas en función de su color, mientras que el diagrama inicial de Russell mostraba la luminosidad en función del tipo espectral. Ambos diagramas son equivalentes. |
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