Historia De Las Estrellas Y Sus Características

Desde el planeta Tierra, se pueden ver cantidades de Estrellas iluminando el cielo. Es un hermoso adorno natural y una creación divina. Lumbreras para alumbrar el camino. La palabra estrella como tal, proviene del latín: stella. El significado de estrella, es que se trata de una esfera luminosa de plasma, que mantiene su forma gracias a la propia gravedad que mantiene. Nuestro planeta tiene una estrella cercana y es el Sol.

Sin embargo, otras estrellas también son visibles a simple vista desde la Tierra durante la noche, apareciendo como una diversidad de puntos luminosos que se mantienen fijos en el cielo debido a la inmensa distancia que tienen las mismas. A nivel histórico, las estrellas más prominentes fueron agrupadas en constelaciones y asterismos. Además de esto, las estrellas más brillantes pasaron a denominarse con nombres propios.

Equipos científicos y de astrónomos han compilado un extensivo catálogo de estrellas. Esto es lo que le proporciona a las estrellas designaciones de estándares para cada una de ellas. Lo que ocurre, es que la mayoría de las estrellas en el Universo, aún las que están fuera de nuestra galaxia, la Vía Láctea, son invisibles a simple vista desde la Tierra. Incluso la mayoría son invisibles desde nuestro planeta, aunque se intenten observar a través de los telescopios más potentes.

En cuanto a la porción de vida de una estrella, al menos la misma brilla debido a la fusión termonuclear del hidrógeno en helio en su núcleo. De esta manera se libera energía que atraviesa el interior de la estrella y luego de esto se irradia hacia el espacio exterior. Una vez que el hidrógeno en el núcleo de una estrella está casi agotado, casi todos los elementos que son más pesados que el helio y producidos de forma natural, son creados por nucleosíntesis estelar durante la vida de la estrella.

La vida de una estrella

Es importante definir lo que es la nucleosíntesis. Se trata de un proceso mediante el cual se forman nuevos elementos químicos, estos nuevos elementos son formados a partir de reacciones atómicas. La nucleosíntesis se lleva a cabo en el interior de las estrellas y también durante las explosiones de supernovas. Lentamente el hidrógeno y el helio se convierten en átomos más pesados.

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En algunos casos y no siempre, las estrellas por nucleosíntesis de supernovas ocurren cuando explotan. Al finalizar su vida, una estrella también puede contener materia degenerada. Los astrónomos pueden determinar la masa, edad, metalicidad (composición química), y muchas otras propiedades de una estrella mediante la observación de su movimiento a través del espacio, su luminosidad y espectro, respectivamente.

Las estrellas, refieren su masa total como el principal determinante de su evolución y también de su destino final. Otras características de una estrella, incluyendo el diámetro y la temperatura, cambian a lo largo de su vida, mientras que el entorno de una estrella afecta a su rotación y movimiento.

Para determinar la edad y el estado evolutivo de una estrella, existe una gráfica de dispersión de muchas estrellas que son las que hacen referencia a su luminosidad, magnitud absoluta, temperatura superficial y tipo espectral. Esta gráfica o esquema, es lo que se conoce también como el diagrama de Hertzsprung-Russell o de forma abreviada, Diagrama H-R.

Un colapso gravitacional

La historia de una estrella comienza con el colapso gravitacional de una nebulosa gaseosa de material compuesto principalmente de hidrógeno, junto con helio y trazas de elementos más pesados. Es así como inicia la vida de una estrella, cuando el núcleo estelar es suficientemente denso, el hidrógeno comienza a convertirse en helio a través de la fusión nuclear. De esta forma se libera energía durante el proceso de nacimiento.

Luego de este colapso gravitacional, los restos del interior de la estrella son los que portan la energía fuera del núcleo. Esto ocurre a través de una serie combinatoria de procesos de radiación y convección. Además, la presión interna de la estrella evita colapsarse aún más, bajo su propia gravedad. Luego, cuando se agota el combustible de hidrógeno en el núcleo, una estrella con al menos 0,4 veces la masa del Sol se expande hasta convertirse en una gigante roja cuando se agota el combustible de hidrógeno en su núcleo.

De esta forma, es como la estrella evoluciona hasta una forma degenerada. La misma estrella se mantiene reciclando una porción de su materia en el medio interestelar, donde contribuirá a la formación de una nueva generación de estrellas. Mientras esto ocurre, el núcleo se convierte en un remanente estelar: que es una enana blanca, una estrella de neutrones o, si es lo suficientemente masiva, también en un agujero negro.

Sistema binarios y multibinarios

Estos sistemas estelares, son los que consisten de dos o más estrellas que están unidas gravitacionalmente entre sí. Son sistemas binarios cuando dos estrellas se unen de forma gravitacional; son multibinarios, cuando se unen tres o más estrellas. Generalmente las estrellas se mueven una alrededor de la otra en órbitas estables.

En el momento en el que dos estrellas, son las que poseen una órbita relativamente cercana, es cuando su interacción gravitatoria puede tener un impacto significativo en su evolución. Las estrellas pueden formar parte de estructuras unidas gravitacionalmente entre sí. E incluso, mucho más grandes, tal como un cúmulo estelar o una galaxia.

El primer astrónomo que intentó determinar la distribución de las estrellas en el cielo, fue William Herschel. Esto ocurrió durante la década de 1780, fue cuando estableció una serie de medidores en 600 direcciones y contó las estrellas observadas a lo largo de cada línea de visión. Herschel dedujo que el número de estrellas se elevaba constantemente hacia un lado específico del cielo, en dirección al núcleo de la Vía Láctea.

John Herschel, su hijo, repitió este estudio en el hemisferio sur y por otra parte, encontró un aumento correspondiente en la misma dirección. Además de sus otros logros, William Herschel también se destaca por su descubrimiento de que algunas estrellas no se encuentran simplemente a lo largo de la misma línea de visión, sino que también son compañeros físicos que forman sistemas de estrellas binarias.

Sistema binario

En el siglo XIX, específicamente en el año 1827, el investigador Felix Savary dio la primera solución al problema de derivar una órbita de estrellas binarias de observaciones telescópicas. Sin embargo, fue el siglo XX el que vio avances cada vez más rápidos en el estudio científico de las estrellas. Trayendo consigo la fotografía, recurso que se convirtió en una valiosa herramienta astronómica.

Principalmente, la evolución que se tuvo con respecto a la post-secuencia de las estrellas binarias, fue significativamente diferente de la evolución de las estrellas individuales de la misma masa. Si las estrellas en un sistema binario son suficientemente cercanas, cuando una de las estrellas se expande para convertirse en una gigante roja puede desbordar su lóbulo de Roche.

El lóbulo de Roche es la región alrededor de una estrella donde el material está gravitacionalmente ligado a la misma, esto es lo que lleva a la transferencia de material al otro. Cuando se viola el lóbulo de Roche, puede resultar en una variedad de fenómenos, incluyendo binarios de contacto, binarios de envolvente común, variables cataclísmicas y supernovas del tipo Ia.

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Sistema multibinario

El sistema multibinario es también aquel que es llamado multiestrellas. Esste consiste en dos o más estrellas que están ligadas gravitacionalmente y que orbitan entre sí. El sistema multibinario se encuentra compuesto por tres o más estrellas. Por razones de estabilidad orbital, tales sistemas multiestrellas se organizan muchas veces en conjuntos jerárquicos de estrellas binarias. Por esta razón, mayormente son llamados multibinarios.

Clústeres estelares

Por otra parte, además de los sistemas binarios y multibinarios de estrellas, existen también grupos más grandes, llamados clústeres estelares. Éstas van desde asociaciones estelares sueltas con solo unas cuantas estrellas, hasta enormes clústeres globulares con cientos de miles de estrellas. Tales sistemas orbitan su galaxia de acogida.

Radiación de una estrella

En las estrellas, existe una energía que producida es producida por ellas mismas. Esto es producto de la fusión nuclear. Esta energía lleva al espacio tanto radiación electromagnética, como radiación de partículas. En este último caso, la de las partículas, es emitida por una estrella y se manifiesta como el viento estelar que es el que fluye desde las capas externas como protones cargados eléctricamente y partículas alfa y beta. Aunque casi sin masa, también existe un flujo constante de neutrinos que emanan del núcleo de la estrella.

La razón por la cual las estrellas brillan tan intensamente, es la producción de energía en el núcleo de ella: cada vez que dos o más núcleos atómicos se fusionan para formar un único núcleo atómico de un nuevo elemento más pesado, se liberan fotones de rayos gamma, producto de la fusión nuclear. Esta energía se convierte en otras formas de energía electromagnética de menor frecuencia, como la luz visible, cuando alcanza las capas exteriores de la estrella.

Al momento de usar el espectro estelar, los astrónomos podrían determinar con más precisión la temperatura superficial de las estrellas. Además de esto puede indagar sobre la gravedad superficial de las mismas, la metalicidad que tienen y la velocidad con la que rotan en el espacio universal. Si se encuentra la distancia de la estrella, tal como midiendo el paralaje, entonces se puede derivar la luminosidad de la estrella también.

A partir de modelos estelares, pueden estimarse en las estrellas, la masa, el radio, la gravedad de la superficie y el período de rotación. En cuanto a la masa, se puede calcular para las estrellas en sistemas binarios midiendo sus velocidades orbitales y las distancias. Se ha utilizado microlente gravitatoria para medir la masa individual de la estrella. Con estos parámetros, los astrónomos también pueden estimar la edad de la estrella.

Luminosidad de las estrellas

Una estrella puede medir su luminosidad, dependiendo de la cantidad de luz que provenga de cada una. También a este parámetro se le pueden agregar otras formas de energía radiante que irradia por unidad de tiempo. Cada estrella cuenta con unidades de poder. De hecho, la luminosidad de una estrella está determinada por su radio y temperatura superficial. Muchas estrellas no irradian uniformemente en toda su superficie.

Un ejemplo claro de luminosidad, es la estrella de rotación rápida Vega. Esta estrella tiene un flujo de energía más alto. Esto implica la potencia por unidad de área que hay en sus polos. Esta potencia, se puede ubicar a lo largo de su ecuador. Las demás estrellas, que tienen una temperatura más baja y luminosidad, poseen unas manchas en su superficie como cualquier otra. A estas se les conocen como manchas estelares. Por lo general, las estrellas pequeñas y enanas, como el Sol, tienen manchas esencialmente sin rasgos con solo pequeñas manchas.

Muy al contrario de nuestra estrella, las estrellas gigantes presentan manchas estelares mucho más grandes y más evidentes y que también exhiben un fuerte oscurecimiento del limbo estelar. Esto significa que el brillo disminuye hacia el borde del disco estelar. Las estrellas fulgurante enanas rojas tales como UV Ceti, pueden también poseer prominentes manchas características. Con respecto al color de una estrella, este se determinado por la frecuencia.

La frecuencia que determina el color de una estrella, puede ser más intensa de la luz visible. También el color depende de la temperatura de las capas exteriores de la estrella, incluida su fotosfera. Pero además de la luz visible, las estrellas también emiten formas de radiación electromagnética que son invisibles para el ojo humano. Incluso la radiación electromagnética estelar abarca todo el espectro electromagnético.

Espectro electromagnético

Se trata de la distribución energética del conjunto de las ondas electromagnéticas. El fenómeno que se está mencionando, es un objeto que se denomina espectro electromagnético. También puede ser llamado simplemente espectro a la radiación electromagnética que emite una sustancia, que es el espectro de emisión; o espectro a la radiación electromagnética que absorbe una sustancia, que es el espectro de absorción.

Este espectro electromagnético está en la estrella desde las longitudes de onda más largas de las ondas de radio pasando por el infrarrojo, la luz visible, ultravioleta, hasta las más cortas de los rayos X y los rayos gamma. Desde el punto de vista de la energía total emitida por una estrella, no todos los componentes de la radiación electromagnética estelar son significativos, pero todas las frecuencias proporcionan una visión de la física de la estrella.

Magnitud de una estrella

La magnitud aparente de una estrella, es el brillo aparente de la misma de hecho, la magnitud aparente es el término por medio del cual se expresa la misma. Además, es una función de la luminosidad de la estrella, también determina su distancia de la tierra, y la alteración de la luz de la estrella mientras que pasa a través de la atmósfera de nuestro planeta. La magnitud intrínseca o absoluta está directamente relacionada con la luminosidad de una estrella.

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En definitiva es la magnitud aparente de una estrella, la que determina si la distancia entre la Tierra y la estrella es de 10 parsecs (32,6 años luz), que es la que hay entre la Tierra y nuestra estrella.

H4: Escalas por magnitud

En las estrellas, las escalas de magnitud aparente y absoluta son unidades logarítmicas. Además de esto, una diferencia de número entero en magnitud es igual a una variación de brillo de aproximadamente 2,5 veces (la raíz quinta de cien o aproximadamente 2,512). Esto significa que una estrella de primera magnitud (+1.00) es aproximadamente 2,5 veces más brillante que una estrella de segunda magnitud (+2.00), y unas cien veces más brillante que una estrella de sexta magnitud (+6.00). Las estrellas más débiles visibles a simple vista bajo condiciones visuales idóneas son de magnitud +6.

Cuanto menor es el número de magnitud, más brillante es la estrella. Esto es lo que se plasma en las escalas, tanto de magnitud aparente como absoluta. Por otra parte, muy al contrario de esto, cuanto mayor sea el número de magnitud, más débil será la estrella. Las estrellas más brillantes, en cualquier escala, tienen números de magnitudes negativas. La variación de brillo entre dos estrellas se calcula restando el número de magnitud de la estrella más brillante del número de magnitud de la estrella más débil, utilizando la diferencia como exponente para el número de base 2,512.

En relación tanto en distancia de la estrella a la Tierra, como en luminosidad, la magnitud absoluta de una estrella (M) y la magnitud aparente (m) no son equivalentes. Un ejemplo de esto es que la estrella brillante Sirius tiene una magnitud aparente de -1,44, pero tiene una magnitud absoluta de +1,41.

Con respecto al Sol, su magnitud aparente es de -26,7; sin embargo, su magnitud absoluta es solo de +4,83. Sirio, la estrella más brillante del cielo nocturno, vista desde la Tierra, es aproximadamente 23 veces más luminosa que el Sol. Por otra parte, Canopus, la segunda estrella más brillante del cielo nocturno tiene una magnitud absoluta de -5,53. Además es aproximadamente 14,000 veces más luminosa que el Sol.

Aunque Canopus es mucho más luminoso que Sirius, este último aparece más brillante que Canopus. La razón de esto, se debe a que Sirius está a solo 8,6 años luz de la Tierra, mientras que Canopus está mucho más lejos, a una distancia de 310 años luz. Por esta razón, desde la Tierra, Sirius se ve mucho más brillante.

Clases de estrellas

Existen muchos tipos de clasificación de las estrellas, algunas de ellas se refieren a su forma, su color, su luminosidad. Pero en este caso se van a mencionar algunas clases de estrellas  con determinantes distintos, a esto nos referimos a su agrupación: como lo son las estrellas ligadas y las estrellas aisladas, que se desglosaran a continuación. Sin embargo, además de mencionar esta clasificación, también es importante mencionar la distribución estelar.

Estrellas ligadas

Una estrella se puede ligar de forma gravitacional unas con otras, de esta forma se estarán formando sistemas estelares binarios, ternarios o agrupaciones aún mayores. Una fracción alta de las estrellas del disco de la Vía Láctea pertenecen a sistemas binarios. Se calcula que el porcentaje es cercano al 90 % para estrellas masivas y desciende hasta el 50 % para estrellas de masa baja.

Algunas veces, las estrellas pueden agruparse en grandes concentraciones que van desde las decenas hasta los centenares de miles o incluso millones de estrellas, formando los denominados cúmulos estelares. Estos cúmulos pueden deberse a variaciones en el campo gravitacional galáctico o bien pueden ser fruto de brotes de formación estelar. Lo que se sabe de esto, es que la mayoría de las estrellas se forman en grupos.

En la Vía Láctea, tradicionalmente se distinguían dos tipos de cúmulos: uno de los tipos, son los cúmulos globulares, que son viejos, se encuentran en el halo y contienen de centenares de miles a millones de estrellas. El segundo tipo, son los cúmulos abiertos, que son de formación reciente, se encuentran en el disco y contienen un número menor de estrellas.

Desde finales del siglo XX esa clasificación se ha cuestionado al descubrirse en el disco de la Vía Láctea cúmulos estelares jóvenes como Westerlund 1 o NGC 3603. Teniendo un número de estrellas similar al de un cúmulo globular. Se trata de cúmulos masivos y jóvenes que se encuentran también en otras galaxias. Algunos ejemplos son: 30 Doradus en la Gran Nube de Magallanes y NGC 4214-I-A en NGC 4214.

Estrellas aisladas

Por otra parte, no todas las estrellas mantienen uniones gravitatorias estables. Esto implica que algunas, igual que el Sol, viajan de forma solitaria, separándose mucho de la agrupación estelar en la que se formaron. Estas estrellas aisladas responden, tan solo, al campo gravitatorio global constituido por la superposición de los campos del total de objetos de la galaxia: agujeros negros, estrellas, objetos compactos y gas interestelar.

Distribución estelar

Además de todo lo mencionado, normalmente las estrellas no están distribuidas uniformemente en todo el Universo. Esto ocurre, a pesar de lo que pueda parecer a simple vista o que también puedan estar agrupadas en galaxias. Una de las formas de tipificar las galaxias en con la galaxia espiral típica, como lo es nuestra Vía Láctea. Esta contiene cientos de miles de millones de estrellas agrupadas, la mayoría de ellas están ubicadas en el estrecho plano galáctico.

A simple vista el cielo nocturno terrestre aparece homogéneo, esto es porque solo 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 este en una región central, el bulbo galáctico, que se sitúa en la constelación de Sagitario.

Características de la estrella

Es indispensable saber cuáles son las características de algunas de las estrellas conocidas. No siempre se podrá determinar con exactitud cada una de ellas. Los tamaños son relativos y casi todo lo relacionado con una estrella, está determinado por su masa inicial. Esto incluye características tales como la anteriormente mencionada luminosidad, el tamaño, su evolución, la vida útil y su destino final.

Diámetro

El tamaño de las estrellas varían increíblemente de forma amplia. Debido a la gran distancia de la Tierra, todas las estrellas excepto el Sol aparecen a simple vista como puntos brillantes en el cielo nocturno. Estas titilan debido al efecto de la atmósfera que tiene nuestro planeta Tierra. El Sol es también una estrella, pero está lo suficientemente cerca de la Tierra para aparecer en su lugar como un disco, y para proporcionar la luz del día.

Además del Sol, la estrella con el mayor tamaño aparente es R Doradus. Esta estrella tiene un diámetro angular de solo 0,057 segundos de arco. Los discos de la mayoría de las estrellas son demasiado pequeños en tamaño angular como para ser observados con los actuales telescopios ópticos terrestres, por lo que se requieren telescopios con interferómetro para producir imágenes de estos objetos.

Para medir el tamaño angular de las estrellas, también se puede utilizar otra técnica que es a través de la ocultación. Mediante la medición exacta de la caída de brillo de una estrella, que es ocultada por la Luna (o el aumento de brillo cuando reaparece), se puede calcular el diámetro angular de la estrella. Las estrellas varían en tamaño yendo de las estrellas de neutrones, que varían de 20 a 40 km de diámetro.

Esto puede pasar hasta las supergigantes como Betelgeuse en la constelación de Orión, que tiene un diámetro aproximadamente 1.070 veces el del Sol. Se estima un aproximado de alrededor de 1.490.171.880 km (925.949.878 mi). Sin embargo, Betelgeuse tiene una densidad mucho más baja que el Sol.

Rotación

Las estrellas tienen velocidad de rotación. La velocidad se puede determinar a través de la medición espectroscópica, o más exactamente determinado por el seguimiento de sus manchas estelares. Las estrellas jóvenes pueden tener una rotación de más de 100 km/s en el ecuador. Un ejemplo de esto es que la estrella de la clase B Achernar tiene una velocidad ecuatorial de unos 225 km/s o más.

Esto hace que su ecuador sea lanzado hacia fuera y le da un diámetro ecuatorial que es más del 50% mayor que entre los polos. Esta velocidad de rotación está justo por debajo de la velocidad crítica de 300 km/s, velocidad a la que la estrella se rompería. Por el contrario, el Sol gira una vez cada 25 o 35 días, con una velocidad ecuatorial de 1.994 km/s.

Por otra parte, el campo magnético de una estrella de secuencia principal y el viento estelar sirven para ralentizar su rotación en una cantidad significativa, a medida que evoluciona en la secuencia principal.

Estrellas degeneradas

Estas estrellas se han contraído en una masa compacta, dando como resultado una velocidad de rotación rápida. Sin embargo, las estrellas degeneradas tienen tasas de rotación relativamente bajas en comparación con lo que cabría esperar por la conservación del momento angular. La tendencia de un cuerpo giratorio a compensar una contracción del tamaño, es lo que aumenta su velocidad de giro.

Además de esto, una gran parte del momento angular de la estrella se disipa como resultado de la pérdida de masa mediante el viento estelar. A pesar de esto, la velocidad de rotación de un pulsar puede ser muy rápida. Un ejemplo de esto es el pulsar en el corazón de la nebulosa del Cangrejo, que gira 30 veces por segundo. La velocidad de rotación del pulsar, disminuirá gradualmente debido a la emisión de radiación.

Temperatura

Otra de las características de una estrella, se trata de la temperatura superficial, cuando es de secuencia principal. Se encuentra determinada por la velocidad de producción de energía de su núcleo y por su radio. Generalmente se calcula a partir del índice de color de la estrella. La temperatura se da normalmente en términos de una temperatura efectiva, que es la temperatura de un cuerpo negro idealizado que irradia su energía a la misma luminosidad por superficie que la estrella.

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Por otra parte, la temperatura en la región central de las Estrellas, es de varios millones de grados kelvin kelvins. La temperatura estelar determinará la velocidad de ionización de diversos elementos, dando lugar a líneas de absorción características en el espectro. La temperatura superficial de una estrella, junto con su magnitud absoluta visual y las características de absorción, se utiliza para clasificar una estrella.