“Estrellas”

Casi toda la materia que constituye el Universo está atrapada en forma de estrellas. 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.

¿Qué es una Estrella?

Es un cuerpo celeste  compuesto de gas caliente que emiten radiación electromagnética, en especial luz, como resultado de las reacciones nucleares que tienen lugar en su interior, y que alcanzan diámetros que van de cientos a miles de veces el diámetro de la Tierra.
Las estrellas tienen brillo propio porque en su centro las presiones y temperaturas son lo suficientemente elevadas como para propiciar que los átomos colisionen entre sí frecuente y fuertemente. En estas colisiones, a veces se fusionan dos o más núcleos atómicos para formar uno solo. A este fenómeno se le llama fusión termonuclear. En su forma más básica, este proceso fusiona cuatro átomos de hidrógeno para formar un átomo de helio. Estrictamente hablando, la masa no se conserva en este proceso físico. Si tomáramos cuatro gramos de núcleos de hidrógeno y los fusionáramos hasta convertirlos íntegramente en núcleos de helio, no obtendríamos exactamente los cuatro gramos de helio esperados, sino tan sólo 3.97 gramos.

¿Qué le sucede a la masa aparentemente desaparecida?

Esta diferencia de masa se transforma en energía; concretamente es emitida como radiación de alta energía.
En el centro de las estrellas ocurre el proceso de la fusión termonuclear. Mediante este proceso, básicamente se fusionan cuatro núcleos de hidrógeno para formar un núcleo de helio. Cuatro núcleos de hidrógeno pesan un poco más que un núcleo de helio, la diferencia de masa se transforma en energía.
Esta transformación de materia en energía es consecuencia de la equivalencia materia-energía, enunciada por Albert Einstein en su famosa fórmula E=mc2; donde E es la energía resultante, m es la masa transformada en energía, y c es la velocidad de la luz (300 000 kilómetros por segundo). La cantidad de energía que se libera en los procesos de fusión termonuclear es fabulosa. Un gramo de materia transformado íntegramente en energía bastaría para satisfacer los requerimientos energéticos de una familia mediana durante miles de años.

Características

Son objetos de masas enormes comprendidas entre 0,08 y 120-200masas solares (Msol). Los objetos de masa inferior se llaman enanas marrones mientras que las estrellas de masa superior parecen no existir debido al límite de Eddington. Su luminosidad también tiene un rango muy amplio yendo desde una diezmilésima a tres millones de veces la luminosidad del Sol. El radio, la temperatura y la luminosidad de una estrella se pueden relacionar mediante su aproximación a cuerpo negro con la siguiente ecuación:
donde L es la luminosidad, σ la constante de Stefan-Boltzmann, R el radio y Te la temperatura efectiva.
La energía que disipan en el espacio estas acumulaciones de gas, son en forma de radiación electromagnética, neutrinos y viento estelar; y nos permiten observar la apariencia de las estrellas en el cielo nocturno como puntos luminosos y, en la gran mayoría de los casos, titilantes.
Debido a la gran distancia que suelen recorrer las radiaciones estelares, estas 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 (seeing). El Sol, al estar tan cerca, se observa no como un punto sino como un disco luminoso cuya presencia o ausencia en el cielo terrestre provoca el día o la noche respectivamente.

Nacimiento de las Estrellas y formación de Planetas

El espacio entre las estrellas está casi ya existentes está casi vació, debido a que en el espacio interestelar existen nubes de gas constituidas fundamentalmente por átomos libre de hidrógeno y helio; estan nubes gigantescas llegan a tener cientos de años luz de diámetro, sin embargo, son muy tenues. Mezcladas con el gas que forma a estas nubes, hay también partículas de plovo que son opacas a la luz.
Del gas libre que constituye a estas nubes se forman nuevas estrellas, mediante el siguiente proceso:
Debido a alguna perturbación, una parte de la nube comienza a contraerse ayudada por la atracción mutua de las partículas que la forman. Este proceso llamado “Colapso Gravitacional”, hace que la densidad de la porción de la nube aumente hasta que se constituye un núcleo de alta densidad del cual se formará una nueva estrella. Dicho evento se da en el interior de la nube de la cual el fragmento en colapso formaba parte.  
   Las nuevas estrellas emiten también emisiones infrarrojas y de radio que sí logran escapar de la nube y que pueden ser estudiados por los astrónomos. Los fragmentos de la nube que se colapsan para formar una estrella deben tener cierta cantidad de energía en rotación, la cual hace que el colapso se modifique profundamente.
   En lugar de que se forme una esfera cada vez más pequeña, lo que se forma es una nube aplanada con un núcleo central. De este núcleo se formará la estrella, mientras que la parte aplanada evolucionará hasta condensarse en forma de planetas. Como éstos se forman  del disco gaseoso alrededor del núcleo, se explica que los planetas tengan sus órbitas en un mismo plano. Los astrónomos creen que es un fenómeno común, puesto que lo observamos en el Sistema Solar y también en Júpiter y Saturno, que tienen sistemas de anillos y satélites con sus órbitas contenidas en un plano.  

Formación de una estrella, y de los planetas
Cuando el núcleo central comienza a radiar luz y calor, es de esperarse que los planetas cercanos (interiores /terrestres) sean calentados más que los planetas lejanos ( exteriores /jovianos).
   Dada la intensidad del disco alrededor del protosol (sol en formación), comenzaron a chocar y juntarse los granos de polvo existentes en él. Este polvo está formado por núcleos de material rocoso rodeados por una máscara de hielos de agua, amoniaco y metano. En los planetas cercanos al Sol, las cubiertas de hielo se evaporaron, quedadno sólo resistentes núcleos de material rocoso.
   Los planetas internos se formaron de los núcleos rocosos y son sólidos, mientras qye en la parte externa, los planetas se formaron de granos que aún tenían su cubierta de hielo. Por eso son más grandes; los hielos, al sublimarse, formaron esferas gaseosas. Los núcleos rocosos se hallan en el centro de los planetas del tipo joviano.

Clasificación de las estrellas

El estudio fotográfico de los espectros estelares lo inició en 1885 el astrónomo Edward Pickering en el observatorio del Harvard College y lo concluyó su colega Annie J. Cannon. Esta investigación condujo al descubrimiento de que los espectros de las estrella están dispuestos en una secuencia continua según la intensidad de ciertas líneas de absorción. Las observaciones proporcionan datos de las edades de las diferentes estrellas y de sus grados de desarrollo.
Las diversas etapas en la secuencia de los espectros, designadas con las letras O, B, A, F, G, K y M, permiten una clasificación completa de todos los tipos de estrellas. Los subíndices del 0 al 9 se utilizan para indicar las sucesiones en el modelo dentro de cada clase.

Clase O:    

Líneas del helio, el oxígeno y el nitrógeno, además de las del hidrógeno. Comprende estrellas muy calientes, e incluye tanto las que muestran espectros de línea brillante del hidrógeno y el helio como las que muestran líneas oscuras de los mismos elementos.

Clase B:    

Líneas del helio alcanzan la máxima intensidad en la subdivisión B2 y palidecen progresivamente en subdivisiones más altas. La intensidad de las líneas del hidrógeno aumenta de forma constante en todas las subdivisiones. Este grupo está representado por la estrella Epsilon Orionis.

Clase A:    

Comprende las llamadas estrellas de hidrógeno con espectros dominados por las líneas de absorción del hidrógeno. Una estrella típica de este grupo es Sirio.

Clase F:

En este grupo destacan las llamadas líneas H y K del calcio y las líneas características del hidrógeno. Una estrella notable en esta categoría es Delta Aquilae.

Clase G:

Comprende estrellas con fuertes líneas H y K del calcio y líneas del hidrógeno menos fuertes. También están presentes los espectros de muchos metales, en especial el del hierro. El Sol pertenece a este grupo y por ello a las estrellas G se les denomina “estrellas de tipo solar”.

Clase K:    

Estrellas que tienen fuertes líneas del calcio y otras que indican la presencia de otros metales. Este grupo está tipificado por Arturo.

Clase M: 

Espectros dominados por bandas que indican la presencia de óxidos metálicos, sobre todo las del óxido de titanio. El final violeta del espectro es menos intenso que el de las estrellas K. La estrella Betelgeuse es típica de este grupo.
Las estrellas más grandes que se conocen son las supergigantes, con diámetros unas 400 veces mayores que el del Sol, en tanto que las estrellas conocidas como “enanas blancas” pueden tener diámetros de sólo una centésima del Sol. Sin embargo, las estrellas gigantes suelen ser difusas y pueden tener una masa apenas unas 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. 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.
Las clases establecidas por Annie Jump Cannon se identifican con colores:
- Color azul, como la estrella I Cephei
- Color blanco-azul, como la estrella Spica
- Color blanco, como la estrella Vega
- Color blanco-amarillo, como la estrella Proción
- Color amarillo, como el Sol
- Color naranja, como Arcturus
- Color rojo, como la estrella Betelgeuse.
A menudo las estrellas se nombran usando la referencia a su tamaño y a su color: enanas blancas, gigantes rojas.

Las Estrellas Visibles


Aldebarán
Alcor: Estrella poco brillante perteneciente a la Osa Mayor, que forma, junto con Mizar, un sistema doble visible a simple vista.
Aldebarán: Estrella a de la constelación de Tauro que, con una magnitud aparente de 1,1, es una de las más brillantes del cielo. También conocida como ojo o corazón del Toro, se encuentra a 53 años luz de la Tierra y tiene una luminosidad 90 veces superior a la del Sol.
Algol: Estrella b de la constelación de Perseo. Con un período de rotación de 69 horas, es un sistema doble que ofrece aspecto de variable, pero en realidad es una binaria eclipsante, es decir, sus variaciones periódicas de luminosidad se deben a la interposición mutua de sus componentes.
Arturo: Estrella a de Boyero, situada en la prolongación de la cola de la Osa Mayor. De tipo espectral K0 y magnitud visual 0,2, tiene un diámetro 22 veces superior al del Sol.

Betelgeuse
Betelgeuse: Estrella a de la constelación de Orión, la más brillante y roja, cuya magnitud oscila entre 0,2 y 0,9. Se trata de una variable semirregular, con un período de 2,07 días.
Cabra: Estrella más brillante de la constelación del Cochero, del tipo espectral G, y la cuarta del cielo por su luminosidad aparente de 0,2.
Cabrillas: Estrellas visibles del grupo de las Pléyades.
Canícula.: Estrella más brillante del Can Mayor, llamada Sirio en la actualidad.
Capella o Capela: Estrella principal de la constelación del Cochero, de magnitud 1.
Cástor: Estrella a de la constelación de Géminis. Es una estrella doble, con un período de 350 años, y sus componentes tienen magnitudes de 2 y 2,9, respectivamente.
Deneb: Estrella a de la constelación del Cisne. Es una supergigante, de magnitud 1,3, situada a 1.000 a.l. de la Tierra.
Denébola: Segunda estrella más importante (b) de la constelación de Leo, de magnitud 2.
Espiga: Estrella principal de la constelación de Virgo. Se trata de un sistema doble con un periodo de 4 días. Situada a unos 160 a.l. de la Tierra, presenta una magnitud de 1,21 y pertenece al tipo espectral B2.

Estrella Polar
Estrella Polar: Estrella situada a menos de 1° del polo celeste boreal y que constituye una referencia útil para localizar la dirección del norte. En la actualidad es una estrella de magnitud 2 situada en la constelación de la Osa Menor. Sin embargo, a causa de la precesión, hacia el año 13.000 esta posición estará ocupada por la estrella Vega.
Formalhaut: Estrella principal de la constelación del Pez Austral. Situada a 23 a.l., tiene una magnitud de 1,3 y pertenece a la clase espectral A3. Es visible desde el hemisferio norte en otoño.
Lince o Lynx: (Alpha Lyncis) Estrella de tercera magnitud, la más brillante de la constelación del mismo nombre, situada en el hemisferio norte, entre las del Cochero y la Osa Mayor, al sur de la Jirafa y al norte de Cáncer.
Markab: Estrella a de la constelación de Perseo, perteneciente al tipo espectral A y cuya magnitud tiene un valor de 2,6.
Menkar: Estrella a de la constelación de la Ballena, que tiene una magnitud 2 y forma una figura triangular con Aldebarán y Rigel.
Mira Ceti: Estrella de tipo espectral M, perteneciente a la constelación de la Ballena. Constituye el prototipo de las estrellas variables de largo período, con amplitudes y períodos irregulares.
Mirach o Mirak: Estrella de tipo espectral M y de magnitud 2,4, perteneciente a la constelación de Andrómeda.
Mirfak: Estrella a de la constelación de Perseo. Pertenece a la clase espectral F y tiene una magnitud de 1,9.
Mizar: Estrella doble zeta de la Osa Mayor, que junto con Alcor forma una pareja visible a simple vista. Pertenece al tipo espectral A y tiene una magnitud de 2,4. Está formada por dos componentes desiguales con una separación de 14,5°.
Perla: Estrella a de la constelación de la Corona Boreal, situada a 72 años luz de la Tierra. Posee una compañera que gira a su alrededor con un período de 17,4 días.
Pollux o Pólux: Estrella perteneciente a la constelación de Géminis, situada a 35 años luz, con una magnitud de 1,2 y una luminosidad unas 34 veces mayor que la del Sol.
Proción: Estrella a de la constelación del Can Menor, situada a 11 años luz de la Tierra y perteneciente al tipo espectral F. Con una magnitud de 0,5, presenta un movimiento propio notable (1,25″ por año) y forma un sistema binario con una compañera de magnitud 13,5.
Régulo: Estrella a de la constelación de Leo, situada a 67 años luz de la Tierra. Tiene una magnitud de 1,3 y pertenece al tipo espectral B.
Rigel: Estrella b de la constelación de Orión, situada a 540 años luz de la Tierra. Tiene una magnitud de 0,34 y pertenece al tipo espectral B.
RR Lira: Estrella variable, prototipo de la clase de estrellas cefeidas pulsantes.
Rukbah: Estrella de magnitud 2,8 perteneciente a la constelación de Casiopea.
Scheat: Estrella b de la constelación de Pegaso, de magnitud 2,6 y perteneciente al tipo espectral M.
Schédir, Shédar o Shédir.: Estrella a de la constelación de Casiopea. Es una variable perteneciente al tipo espectral K, cuya magnitud oscila entre 2,1 y 2,6.

Estrella Sirio
Sirio: Estrella a del Can Mayor, la más brillante del cielo (magnitud 1,58). Pertenece al tipo espectral A y forma un sistema doble con otra estrella enana blanca (Sirio B), de período 50 años.
Sirrah: Estrella a de la constelación de Andrómeda, de magnitud 2,2 y perteneciente al tipo espectral A.
Tolimán: Estrella a de la constelación de Centauro. Se trata de un sistema doble, en que una de las componentes es muy semejante al Sol.
Trapecio: Estrella q múltiple de la constelación de Orión, cuyas cuatro componentes principales tienen magnitudes 6, 7, 7 y 7,5, inmersa en la Gran Nebulosa de Orión (M 42).
Vega: Estrella a de la constelación de la Lira, la más brillante del cielo boreal. Situada a 26 años luz de la Tierra, pertenece al tipo espectral A y tiene una magnitud de 0,14. Fue estrella polar hace 14.000 años y lo será nuevamente dentro de 12.000.