NUESTRO UNIVERSO
¿Qué son las estrellas?
Son objetos de masas enormes comprendidas entre 0,081 y 120-2002 masas solares (Msol). Su luminosidad también tiene un rango muy amplio que abarca entre una diezmilésima parte y tres millones de veces la luminosidad del Sol.
*Estas esferas de gas emiten tres formas de energía hacia el espacio, la radiación electromagnética, los neutrinos y el viento estelar y esto es lo que nos permite observar la apariencia de las estrellas en el cielo nocturno.
*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, al estar tan cerca, no se observa como un punto, sino como un disco luminoso cuya presencia o ausencia en el cielo terrestre provoca el día o la noche, respectivamente.
Sistema estelar
Un sistema estelar (binario o múltiple) es la agrupación de dos o más estrellas que orbitan en torno a un centro de gravedad común, ligadas por lo tanto por la fuerza de gravedad. Un gran número de estrellas vinculadas por la gravitación se denomina un cúmulo estelar o una galaxia, si bien, en un sentido extenso ambos son sistemas estelares.
Sistemas estelares binarios
Un sistema estelar de dos estrellas es conocido como estrella binaria, o estrella doble. Si no hay fuerzas de marea, ni perturbaciones producidas por otras fuerzas, ni transferencias de masa de una estrella a la otra, se trata de un sistema estable, y las dos estrellas trazan una órbita elíptica en torno al centro de masa del sistema de forma indefinida.
Ejemplos de sistemas binarios pueden ser: Sirio, Procyon y Cygnus X-1, este último posiblemente un agujero negro.
Sistemas estelares múltiples
Un sistema estelar con tres estrellas es una estrella triple, y se pueden percibir sistemas más numerosos. Los sistemas con tres o más estrellas pueden ser inestables, y uno de los acontecimientos finales puede ser la expulsión de una o más estrellas del sistema.
Una de las formas en las que los sistemas múltiples estelares pueden sobrevivir durante un largo plazo es cuando estrellas binarias forman a su vez sistemas binarios cuyos miembros se encuentran a mucha proximidad. En este caso, las dos estrellas cercanas se comportan como una única estrella en los extremos gravitacionales, y el sistema es estable. Cástor es un ejemplo de estrella de este tipo: dos binarias moviéndose estrechamente en órbita alrededor de la otra, conformando un sistema cuádruple; otra binaria orbita alrededor de las primeras cuatro, llevando el total a seis.
Agrupaciones estelares
Las cúmulos globulares son agrupaciones densas de centenares de miles o millones de estrellas viejas (más de un millardo de años), mientras que los cúmulos abiertos contienen generalmente centenares o millares de estrellas jóvenes (menos de cien millones de años) o de edad intermedia (entre cien millones y un millardo de años).
MILLARDO: Un millardo es el número natural equivalente a 1 000 000 000, cuyo nombre normal en español es mil millones.
Tipos de cúmulos estelares
Los cúmulos abiertos son disgregados a lo largo del tiempo por su interacción gravitatoria con nubes moleculares en su movimiento por la galaxia mientras que los cúmulos globulares, más densos, son más estables frente a su disgregación (aunque, a largo plazo, también acaban siendo destruidos). Además de las diferencias en número de estrellas (y, por lo tanto, masa) y en edad entre los dos tipos tradicionales de cúmulos, también se distinguen por su metalicidad (los cúmulos abiertos son ricos en metales mientras que los globulares son pobres en ellos) y su órbita (los cúmulos abiertos pertenecen a la población del disco de la galaxia mientras que los globulares pertenecen al halo). Por el contrario, no existen diferencias grandes entre los tamaños de los núcleos de ambos tipos de cúmulos.
Asociaciones estelares
En astronomía se define asociación estelar como un cúmulo estelar caracterizado por una unión gravitacional muy débil, menos intensa que la que mantiene unidos los cúmulos abiertos y los cúmulos globulares. Fueron descubiertas por el astrofísico Víktor Ambartsumián en 1947.
Están destinadas a separarse en un tiempo astronómico relativamente breve, del orden de unos pocos millones de años. Esto significa que las asociaciones observables actualmente están formadas por estrellas de reciente formación, de algunos millones de años como máximo.
¿Cómo conocer la temperatura superficial de una estrella?
Para estimar la temperatura superficial de una estrella, es posible utilizar la relación conocida entre la temperatura de un cuerpo negro y la longitud de onda de la luz en los picos de su espectro. Esto es, a medida que se incrementa la temperatura de un cuerpo negro, el máximo de su espectro se mueve hacia longitudes de onda de luz más cortas (azuladas).
El «arco iris» indica el rango de longitudes visible para el ojo humano. Este sencillo método es conceptualmente correcto, pero no se puede utilizar para obtener temperaturas estelares con precisión, ya que las estrellas no son cuerpos negros perfectos. Es importante aclarar que en el gráfico que se observa arriba los colores están representados exageradamente.
¿Qué es el tipo espectral estelar?
El tipo espectral estelar, conocido también como Clasificación espectral de Harvard, ya que lo comenzó a esbozar Edward Charles Pickering de la Universidad Harvard en el año 1890, y que perfeccionó Annie Jump Cannon de la misma universidad en 1901, es la clasificación estelar más utilizada en astronomía. Las diferentes clases se enumeran de las más cálidas a frías. Son las siguientes: (se han tomado las características más relevantes)
CLASE O:
Temperatura: 28000-50000 K (Kelvin)
Color convencional: azul.
Líneas de absorción: nitrógeno, carbono, helio y oxígeno.
CLASE B:
Temperatura: 9600-28000 K.
Color convencional: blanco azulado.
Líneas de absorción: helio e hidrógeno.
CLASE A:
Temperatura: 7100-9600 K.
Color convencional: blanco.
Líneas de absorción: hidrógeno.
CLASE F:
Temperatura: 5700-7100 K.
Color convencional: blanco amarillento
Líneas de absorción: hierro, titanio, calcio, estroncio y magnesio.
CLASE G:
Temperatura: 4600-5700 K.
Color convencional: amarillo
Líneas de absorción: calcio, helio, hidrógeno y metales.
CLASE K:
Temperatura: 3200-4600 K.
Color convencional: amarillo anaranjado.
Líneas de absorción: metales y óxido de titanio.
CLASE M:
Temperatura:1700-3200 K.
Color convencional: rojo.
Líneas de absorción: metales y óxido de titanio.
Las diferentes clases se dividen posteriormente siguiendo números arábigos del 0 al 9. A0 especifica las estrellas más calientes de la clase A, mientras que A9 se refiere a las más frías. Por ejemplo, el Sol es una estrella de tipo G2. Esta clasificación se completa con los tipos R, N y S.
LÍNEAS DE EMISIÓN Y ABSORCIÓN
Una línea espectral es una línea oscura o brillante en un espectro uniforme y continuo, resultado de un exceso o una carencia de fotones en un estrecho rango de frecuencias, comparado con las frecuencias cercanas. Cuando existe un exceso de fotones se habla de una línea de emisión. En el caso de existir una carencia de fotones, se habla de una línea de absorción.
FOTÓN
El fotón es la partícula portadora de todas las formas de radiación electromagnética, incluyendo a los rayos gamma, los rayos X, la luz ultravioleta, la luz visible (espectro electromagnético), la luz infrarroja, las microondas, y las ondas de radio.
Diagrama H-R
El diagrama de Hertzsprung-Russell (comúnmente abreviado como diagrama H-R) muestra el resultado de numerosas observaciones sobre la relación existente entre la magnitud absoluta de una estrella y tipo espectral.
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.
El diagrama H-R se utiliza para diferenciar tipos de estrellas y para estudiar la evolución estelar. Un examen del diagrama muestra que las estrellas tienden a encontrarse agrupadas en regiones específicas del mismo. La predominante es la diagonal que va de la región superior izquierda (caliente y brillante) a la región inferior derecha (fría y menos brillante) y se denomina secuencia principal. En este grupo se encuentran las estrellas que extraen su energía de las reacciones termonucleares de fusión del hidrógeno en helio. En la esquina inferior izquierda se encuentran las enanas blancas, y por encima de la secuencia principal se encuentran las gigantes rojas y las supergigantes.
Estructura y ciclo de vida de las estrellas
Una estrella típica se divide en núcleo, manto y atmósfera. En el núcleo es donde se producen las reacciones nucleares que generan su energía. El manto transporta dicha energía hacia la superficie y según cómo la transporte, por convección o por radiación, se dividirá en dos zonas: radiante y convectiva. Finalmente, la atmósfera es la parte más superficial de las estrellas y la única que es visible. Se divide encromósfera, fotósfera y corona solar. La atmósfera estelar es la zona más fría de las estrellas y en ellas se producen los fenómenos de eyección de materia. Pero en la corona, supone una excepción a lo dicho ya que la temperatura vuelve a aumentar hasta llegar al millón de grados por lo menos. Pero es una temperatura engañosa. En realidad esta capa es muy poco densa y está formada por partículas ionizadas altamente aceleradas por el campo magnético de la estrella. Sus grandes velocidades les confieren a esas partículas altas temperaturas.
A lo largo de su ciclo las estrellas experimentan cambios en el tamaño de las capas e incluso en el orden en que se disponen. En algunas la zona radiante se situará antes que la convectiva y en otras al revés, dependiendo tanto de la masa como de la fase de fusión en que se encuentre. Así mismo, el núcleo también puede modificar sus características y su tamaño a lo largo de la evolución de la estrella.
¿Cómo determinar la edad de una estrella?
Existen tres métodos para determinar las edades de las estrellas más viejas. Estos se basan en la medición de:
*La cantidad de combustible que ha consumido
*Su temperatura
*La radioactividad de sus elementos pesados
Las estrellas pasan la mayor parte de su vida convirtiendo hidrógeno en helio por medio de fusión nuclear. A medida que se va acabando el hidrógeno, la temperatura y la luminosidad de la estrella aumenta hasta el momento cuando se agota el hidrógeno. La etapa siguiente en la vida de la estrella consiste en usar el helio que queda en su núcleo como fuente principal de energía convirtiéndose en una estrella gigante roja. Las estrellas más masivas consumen su combustible (hidrógeno) más rápidamente.
En un diagrama H-R la etapa por la cual está pasando una estrella (y por lo tanto su edad) se puede saber por su posición en el diagrama. Las edades de los cúmulos globulares se obtienen haciendo un diagrama H-R en el cual se incluyen todas las estrellas del cúmulo. El diagrama muestra un “codo” correspondiente a las estrellas que terminan su ciclo de hidrógeno, abandonan la secuencia principal y comienzan su vida como gigantes rojas. La posición de este “codo” o punto de quiebre en la secuencia determina la edad del cúmulo. Entre más viejo sea el cúmulo existen más estrellas (de masa pequeña) que han continuado en la secuencia principal (las estrellas más masivas queman el combustible más rápidamente y por lo tanto abandonan la secuencia principal antes que las estrellas de menos masa) haciendo que la población general de la secuencia principal se extienda hacia la parte de estrellas más brillantes (el “codo” se extiende hacia la izquierda del diagrama).
Las edades de los cúmulos globulares obtenidas por el método del punto de quiebre en el diagrama H-R están en el rango de 8 a 15 Ga. Pero es importante anotar, sobre todo al comparar con la edad del universo, que la incertidumbre de estas mediciones puede ser de hasta 25%.
1 Giga-año (Ga) = 109 años = mil millones de años.
Las enanas blancas revelan su edad
Las enanas blancas se enfrían a medida que envejecen de una manera bien entendida por los modelos de evolución estelar. Es por lo tanto posible determinar la edad de un cúmulo globular estudiando la población de enanas blancas de menor brillo. Usando el telescopio espacial Hubble en el año 2002 un grupo de astrónomos hicieron mediciones del cúmulo Mesier 4 (M4) y lograron determinar con gran precisión una edad de 12.7 ± 0.7 Ga para las estrellas de este cúmulo. Esta determinación es consistente con la medición obtenida por el método del quiebre de la secuencia principal la cual es de 13.2 ± 1.5 Ga. Igualmente estos resultados están de acuerdo con el método independiente que usa el decaimiento radiactivo de uranio y torio el cual da 12.5 ± 3 Ga. En contraste, las estrellas en el disco de la galaxia tienen una edad de 7.3 ± 1.5 Ga.
¿Qué es una estrella de neutrones?
Una estrella de neutrones es un remanente estelar dejado por una estrella supergigante después de agotar el combustible nuclear en su núcleo y explotar como una supernova (explosión estelar). Como su nombre lo indica, estas estrellas están compuestas principalmente de neutrones, más otro tipo de partículas tanto en su corteza sólida de hierro, como en su interior, que puede contener tanto protones y electrones, como piones y kaones. Una estrella de neutrones típica tiene una masa entre 1,35 y 2,1 masas solares y un radio de entre 20 y 10 km (análogamente a lo que ocurre con las enanas blancas, a mayor masa corresponde un menor radio).
¿A qué se denomina agujero negro?
Un agujero negro u hoyo negro es una región finita del espacio en cuyo interior existe una concentración de masa lo suficientemente elevada para generar un campo gravitacional que ninguna partícula material, ni siquiera la luz, puede escapar de ella.
¿Qué son las estrellas variables?
Las estrellas variables son estrellas que experimentan una variación en su brillo en el transcurso del tiempo.
SUS CARACTERÍSTICAS
La mayoría de las estrellas tiene una luminosidad prácticamente constante. El Sol, nuestra estrella más cercana, es un buen ejemplo de esos astros que experimentan poca variación (usualmente sólo un 0.1% dentro de su ciclo solar, que dura 11 años). Sin embargo, muchas otras estrellas experimentan variaciones significativas de luminosidad, por lo cual son conocidas como estrellas variables.
CLASIFICACIÓN DE LAS ESTRELLAS VARIABLES
Éstas pueden ser intrínsecas o extrínsecas.
*Estrellas variables intrínsecas: son aquellas en las que la variabilidad es causada por cambios en las propiedades físicas de las propias estrellas.
Esta categoría puede dividirse en tres subgrupos:
§ Variables pulsantes: aquellas cuyo radio se expande y se contrae como parte de su proceso evolutivo natural.
§ Variables eruptivas: aquellas que experimentan erupciones en sus superficies, como llamaradas o eyecciones de materia.
§ Variables cataclísmicas: aquellas que experimentan algún cambio cataclísmico de sus propiedades físicas, como las novas y las supernovas.
*Estrellas variables extrínsecas: son aquellas en las cuales la variabilidad es causada por propiedades externas, como la rotación o eclipses. Existen dos subgrupos dentro de esta categoría:
§ Binarias eclipsantes: aquellas en las cuales, según se ven desde la Tierra, una estrella del par eclipsa a la otra ocasionalmente debido a su traslaciones orbitales.
§ Variables rotantes: aquellas cuya variabilidad es causada por algún fenómeno relacionado con su propia rotación. Se dan casos de estrellas con manchas solares de proporciones extremas, que afectan su brillo aparente, o estrellas que, por tener una velocidad de rotación muy elevada, tienen forma elipsoidal.
¿Qué es el Medio Interestelar?
El espacio interestelar no está vacío, contiene gran cantidad de material al que se le conoce como Medio Interestelar (MI). El MI constituye entre el 10 a 15% de la masa visible de la vía láctea; está compuesto en un 99% de gas y el resto de polvo. Las estrellas se forman dentro de regiones frías de medio interestelar, al tiempo que éstas reponen materia interestelar y energía a través de los vientos estelares y las explosiones de supernova. Esta interacción entre estrellas y materia interestelar fija el porcentaje en que una galaxia reduce su contenido gaseoso y por tanto determina la vida de la formación estelar activa.
El medio interestelar está formado por un plasma extremadamente diluido para los estándares terrestres.Dicho medio lo conforman tres constituyentes básicos: materia ordinaria, rayos cósmicos y campos magnéticos.
¿Qué es una nebulosa planetaria?
Una nebulosa planetaria es una nebulosa de emisión consistente en una envoltura brillante en expansión de plasma y gas ionizado, expulsada durante la fase de rama asintótica gigante que atraviesan las estrellas gigantes rojas en los últimos momentos de sus vidas.
La Vía Láctea
La Vía Láctea es la galaxia en la que se encuentra el Sistema Solar y por ende, La Tierra. Según las observaciones, posee una masa de 1012 masas solares y es, muy posiblemente, una espiral barrada.
La galaxia se divide en tres partes bien diferenciadas: Halo, Disco, Bulbo.
Halo: El halo es una estructura esferoidal que envuelve la galaxia. En el halo la concentración de estrellas es muy baja y apenas tiene nubes de gas por lo que carece de regiones con formación estelar. En cambio, es en el halo donde se encuentran la mayoría de cúmulos globulares. Otra característica del halo es la presencia de gran cantidad de materia oscura.
Disco: Es la parte de la galaxia que más gas contiene y es en él donde aún se dan procesos de formación estelar. Lo más característico del disco son los brazos espirales, que son 4: Cruz-Centauro, Perseo, Sagitario y Orión (brazo local). Estas formaciones son regiones densas donde se compacta el gas y se da la formación de estrellas.
Bulbo: El bulbo o núcleo galáctico se sitúa, como es lógico, en el centro. Es la zona de la galaxia con mayor densidad de estrellas, tiene una forma esferoidal achatada y gira como un sólido rígido.
¿Qué es una galaxia?
Una galaxia es un conjunto de varias estrellas, nubes de gas, planetas, polvo cósmico, materia oscura, y quizá energía oscura, unido gravitatoriamente. La cantidad de estrellas que forman una galaxia es incontable, desde las enanas hasta las gigantes. Formando parte de una galaxia existen subestructuras como las nebulosas, los cúmulos estelares y los sistemas estelares múltiples.
Características de las galaxias
* Una característica muy importante de una galaxia activa es que su espectro no depende de la temperatura.
*Emiten energía proveniente del espectro electromagnético, más específicamente de rayos X, gamma, ultravioleta, infrarrojo y ondas de radio.
*Se pueden clasificar en: tipo Seyfert, cuásar (o quásar), radiogalaxia, blazar (o BL Lacertae) y objeto extremadamente rojo (ERO, por sus siglas en inglés).
Las galaxias activas presentan cuatro principales características:
• Muy compactos, o sea, tienen alta densidad.
• Alta luminosidad (billones de veces más luminosos que el Sol).
• Emisión constante de energía perteneciente al espectro electromagnético.
• Tienen espectros de emisión.
¿Qué es un quásar?
Un cuásar o quásar es una fuente astronómica de energía electromagnética, que incluye radiofrecuencias y luz visible.
¿Cuál es la relación entre quasares y galaxias?
Al principio, los astrónomos no veían ninguna relación entre los cuasares y las galaxias, pero la brecha entre estos dos tipos de objetos cósmicos se ha ido llenando poco a poco al descubrirse galaxias cuyos núcleos presentan semejanzas con los cuasares. Hoy en día, se piensa que los cuasares son los núcleos de galaxias muy jóvenes, y que la actividad en el núcleo de una galaxia disminuye con el tiempo, aunque no desaparece del todo.
Al principio, los astrónomos no veían ninguna relación entre los cuasares y las galaxias, pero la brecha entre estos dos tipos de objetos cósmicos se ha ido llenando poco a poco al descubrirse galaxias cuyos núcleos presentan semejanzas con los cuasares. Hoy en día, se piensa que los cuasares son los núcleos de galaxias muy jóvenes, y que la actividad en el núcleo de una galaxia disminuye con el tiempo, aunque no desaparece del todo.
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