Estrella
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Estrellas. Astros gaseosos e incandescentes (por ejemplo, el Sol) y aparecen como simples puntos de luz a causa de la enorme distancia a que se encuentran. Con un pequeño telescopio se pueden ver unas 300 000 estrellas; con uno de tamaño mediano hasta 250 millones, y más de 3 000 millones con los más perfeccionados.
Sumario
Características
Además del brillo, las características físicas más importantes de una estrella son el color, el diámetro y la masa.
Color
El espectro del Sol y las estrellas forma un continuo surco de rayas oscuras, a veces brillantes, a partir de las cuales es posible identificar los elementos químicos presentes y el porcentaje de los mismos. De tales rayas es posible obtener también la temperatura y características físicas, como la presión o los campos magnéticos y eléctricos. Existe una relación entre el color y las características del espectro lineal, siendo ambos dependientes de la temperatura.
Diámetro
En 1930, Albert Michelson, mediante el uso de interferómetros (aparatos para realizar mediciones muy precisas basadas en los fenómenos de interferencia de la luz que incide sobre ellos), logró medir el diámetro de algunas estrellas supergigantes relativamente cercanas, como Antares y Betelgeuse; resultaron tener, respectivamente, unos diámetros 400 y 300 veces mayores que el del Sol.
Existen estrellas con diámetros centenares de veces mayores que el del Sol y otras con diámetros casi iguales al de éste. Los diámetros estelares varían desde 10 000 kilómetros a 1 000 millones de kilómetros, pero la mayoría de las estrellas de la secuencia principal tienen diámetros comprendidos entre 0,5 (enanas rojas) y 10 veces el diámetro del Sol.
Masa
Para calcular las masas de las estrellas, Arthur Stanley Eddington (1882-1944), en 1924, halló de manera teórica la existencia de una relación entre masa y luminosidad (las estrellas de masa mayor son también las más luminosas), relación que había sido ya demostrada empíricamente a partir de las pocas estrellas cuyas masa y luminosidad se conocían.
Las variaciones de las distintas masas son más reducidas que las de los volúmenes, pasando de unas 0,2 a 50 veces la masa solar.
La densidad media de las estrellas gigantes rojas resulta del orden de 0,000 1 g/cm3, y la de las enanas blancas es del 05 g/cm3. Véanse algunos ejemplos: el Sol, que es una estrella, tiene una densidad poco mayor que la del agua, o sea 1,41 g/cm3. Antares, una estrella supergigante roja, una millonésima parte de la densidad del agua; una estrella enana blanca, como la compañera de Sirio, llamada Sirio B, con la misma masa que el Sol y un diámetro sólo cuatro veces el de nuestro planeta, la Tierra, tiene una densidad de 60 000 veces la del agua. Con tan enorme densidad, el gas que constituye la enana blanca se encuentra en un estado degenerado.
Estrellas gigantes y enanas
La magnitud absoluta de una estrella depende de su temperatura y de su masa. Esto se dedujo después de haber estudiado un número suficiente de espectros de estrellas cuya distancia se conocía. Se observó que la mayor parte de las estrellas se acumulan sobre un eje denominado «secuencia principal, que va desde las estrellas más calientes y luminosas hasta las más frías y débiles.
Así, las estrellas rojas se subdividen en dos grupos distintos: uno en el que se incluyen las de mayor luminosidad y otro que reúne a las de menor luminosidad.
Dado que a igual color corresponde igual temperatura, la diferencia de luminosidad no puede muestra la luminosidad depender más que de la diversidad de las dimensiones visual de distintos cuerpos celestes, por ello, a ambos grupos de estrellas se les denomina también gigantes y enanas, respectivamente.
El diagrama H-R
La representación del color y la luminosidad de las estrellas en un mismo diagrama permite determinar la fase de evolución en la que se encuentran. Esta manera de estudiar las estrellas fue ideada en 1905 por el astrónomo danés Ejnar Hertzsprung (1873-1967), quien, sin embargo, sólo dio a conocer su descubrimiento a través de una revista fotográfica, por lo que éste se ignoró durante una década. En 1914 el astrónomo estadounidense Henry Norris Russeli (1877-1957) redescubrió, independientemente de los trabajos de Hertzsprung, la relación entre color, luminosidad y tipo espectral.
Desde entonces los diagramas en que se representan estas relaciones se conocen con el nombre de diagramas H-R, o diagramas Hertzsprung-Russell, en memoria de estos dos ilustres científicos.
Actualmente se han introducido nuevas subdivisiones: supergigantes, subgigantes y subenanas.
Se conoce también otro grupo pequeño de estrellas, de color blanco o amarillento y luminosidad muy débil, llamadas enanas blancas: su diámetro es reducido y presentan una gran densidad.
Novas y Supernovas
Las estrellas son básicamente esferas de gas cuyos procesos de fusión nuclear tienden a expandir su volumen. Esta fuerza, no obstante, es contrarrestada por el efecto de la gravedad, que fuerza la contracción del gas. Sin embargo, cuando se consume totalmente el combustible de una estrella, nada puede contrarrestar el efecto de la gravedad, y su destino final será convertirse, en función de su masa, en una enana blanca, una estrella de neutrones o un agujero negro. Las enanas blancas provienen de estrellas de masa pequeña, que alcanzan este estadio tras haber consumido su combustible lenta y progresivamente. El final de las estrellas masivas viene marcado por la presencia de los fenómenos más violentos y espectaculares del universo, como las supernovas.
Nova es una palabra latina que se refiere al aumento súbito del brillo de una estrella, que aparece así por vez primera en el firmamento nocturno. Las novas están asociadas a erupcio¬nes de enanas blancas que se encuentran en sis¬emas binarios.
Una Supernova es una gran explosión que supone el fin de una gran estrella. Se trata de un fenómeno muy raro de observar. En toda la historia conocida de la humanidad se han observado menos de una docena. Cuando esto sucede, la gran explosión es visible incluso en el cielo diurno, ya que, a pesar de la gran distancia que nos puede separar de ella, alcanza una luminosidad de hasta 100 millones de veces la del Sol.
Una de las más conocidas es la que apareció al sudeste de la estrella zeta-Tauri en 1054 y que originó la nebulosa del Cangrejo, una nube de gas distante 3 500 años luz de laTierra que continúa expandiéndose todavía hoy a la velocidad de unos 1 000 km/s y que emite potentes radioondas producidas por los electrones que viajan a una velocidad próxima a la de la luz, moviéndose en espiral lejos de las líneas de fuerza del campo magnético que envuelve la nebulosa.
En época reciente, el 23 de febrero de 1987, se detectó una explosión de supernova en el Grupo Local, en concreto en la Gran Nube de Magallanes. Esta supernova, bautizada como SN 1987 A, y que resultó ser la más brillante desde hacía 383 años, es del tipo II y ha permitido llevar a cabo un estudio muy detallado de esta clase de fenómenos.
Estrellas de neutrones y púlsares
Si los restos de una supernova dejan una masa superior a 1,4 veces la masa de nuestro Sol, la gravedad resulta lo suficientemente fuerte como para comprimir a los electrones contra los protones, escindiendo los núcleos atómicos y formando un gas de neutrones. Así, una estrella de neutrones es el producto final del colapso de una estrella. Se trata de cuerpos extremadamente pequeños y densos, con un radio de alrededor de un par de decenas de kilómetros.
Como consecuencia del colapso, las estrellas de neutrones están compuestas en su práctica totalidad por neutrones fuertemente comprimidos, las únicas partículas subatómicas que pueden mantenerse a semejantes densidades.
Un pulsar es una fuente de emisión de ondas de radio de alta frecuencia a intervalos muy precisos. Se cree que se trata de estrellas de neutrones en rotación, y en la actualidad se han identificado alrededor de 300.
En 1968, un equipo de radioastrónomos halló un pulsar en el interior de la nebulosa del Cangrejo. Como esta nebulosa es el remanente de la supernova del año 1054, y se sabe que las supernovas pueden originar estrellas de neutrones, se estableció así por vez primera una evidencia experimental de la relación entre las estrellas de neutrones y los púlsares.
Evolución estelar
La evolución de una estrella y su duración dependen de su masa y composición química. Y aunque se puede afirmar que, en general, las diferentes fases de evolución son casi las mismas para todas las estrellas, la duración de cada uno de los estadios es distinta, puesto que el tiempo de vida para una estrella de gran masa es mucho más breve que para una pequeña.
Protoestrellas
Es improbable que las estrellas se formen aisladamente; es mucho más verosímil que nazcan en asociaciones o familias de decenas o centenares de miembros, como ocurre en los cúmulos. Una nube grande, fría y muy tenue de polvo y gases se contrae hasta hacerse inestable y dividirse en partes cada vez más pequeñas y densas. Por último, los fragmentos que quedan al contraerse recalientan los gases que los componen y se convierten en Protoestrellas.
Cuando numerosas estrellas nacen juntas, cabría esperar que se formasen a poca distancia entre sí, debido a una atracción mutua, como ocurre con las estrellas binarias y múltiples. Sin embargo, hay estrellas jóvenes y aisladas que se mueven a gran velocidad, como si huyeran de la familia en la que han nacido. Probablemente son estrellas expulsadas del grupo, quizá por una explosión, como las tres veloces estrellas observadas en Orión.
Una protoestrella, que al principio puede tener un diámetro de varios años luz, en un período de tiempo que va desde decenas a centenares de millones de años, se contrae hasta reducirse a un diámetro millones de veces menor. Es decir, sufre una contracción gravitatoria que hace aumentar la temperatura, tanto más cuanto mayores son la densidad y la opacidad del gas. Sin embargo, en esta fase la protoestrella es siempre un débil objeto apenas perceptible o invisible. Por tanto, desde el momento en que la estrella comienza a brillar, emite ya ardiondas.
Nacimiento de una estrella
Al contraerse, la protoestrella presenta temperaturas cada vez más elevadas hasta que su núcleo alcanza entre 10 y 12 millones de grados centígrados, necesarios para fomentar las reacciones nucleares. Desde este momento, el empuje gravitacional hacia el centro es exactamente compensado por la presión interna, y es entonces cuando la estrella comienza su larga vida como consumidora de hidrógeno. En efecto, todas las estrellas emplean el hidrógeno como combustible, transformándolo en helio. Mientras dure el hidrógeno del núcleo, la temperatura y la luminosidad no variarán.
Reacciones nucleares: la extinción
Cuando la temperatura del núcleo, como consecuencia de la contracción, ha alcanzado los 100 millones de grados centígrados, se originan otras reacciones nucleares, con transformación del helio en elementos más pesados. Entonces la estrella comienza a contraerse de nuevo, disminuye su luminosidad, aumenta de temperatura y comienza a pulsar.
Después, la evolución se orienta hacia la fase de enana blanca, y culmina con frecuencia, aunque no necesariamente, en una explosión, como ocurre con las novas y las supernovas, para terminar en una enana blanca, que sin más fuente de energía irradia sólo en cuanto que es un cuerpo muy caliente que se enfría lentamente. Así, se conocen enanas blancas que en realidad son ya anaranjadas o rojas, en vías de convertirse en enanas negras, es decir, estrellas apagadas.
Fuentes
- Colectivo de Autores. Diccionario Enciclopédico de Cuba. 2007.
