3.1 - Estrellas
Una estrella es un cuerpo celeste constituido por una esfera de plasma en continuo proceso de colapso, aunque la interacción de diversas fuerzas internas equilibra dicho proceso en equilibrio hidrostático, generando a su vez energía mediante fusión termonuclear. La energía generada se emite al espacio en forma de radiación electromagnética y neutrinos. Son los únicos objetos celestes que emiten luz propia. Las estrellas se componen sobre todo de hidrógeno y helio, con una cantidad variable de elementos más pesados.
En la estructura de una estrella típica se pueden diferenciar tres partes: núcleo, manto y atmósfera. En el núcleo es donde se producen las reacciones termonucleares que generan su energía. El manto transporta dicha energía hacia la superficie por corrientes de convección (zona convectiva) o por radiación (zona radiante). La atmósfera es la parte más superficial de las estrellas y la única visible. Se divide a su vez en cromosfera, fotosfera 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, aunque la corona supone una excepción a lo dicho ya que la temperatura vuelve a aumentar hasta llegar al millón de grados. Esta capa es muy poco densa y está formada por partículas ionizadas altamente aceleradas por el campo magnético de la estrella, lo que produce el denominado viento estelar. Es la gran velocidad de estas partículas la que les confieren tan altas temperaturas. Durante su ciclo vital las estrellas pueden experimentar diversos cambios en el tamaño de las capas e incluso en el orden en que estén dispuestas. El núcleo puede modificar significativamente su tamaño y características a lo largo de su evolución y, en función de su masa y de la fase de fusión en la que se encuentra, en unos casos la zona radiante se situará antes que la convectiva y en otras al contrario.
La vida de una estrella evoluciona durante millones de años. Su ciclo vital comienza con la acumulación de una gran masa de gas relativamente fría en un lugar del espacio. Este gas se comprime y eleva la temperatura hasta que el interior de la estrella alcanza el millón de grados y comienzan las reacciones nucleares en las que núcleos de átomos de hidrógeno se combinan con núcleos de deuterio para formar núcleos de helio, expulsando gran cantidad de energía y deteniéndose la contracción. Cuando finaliza la liberación de energía, comienza de nuevo la compresión y la temperatura de la estrella vuelve a aumentar. Se produce una reacción entre el hidrógeno, el litio y otros metales ligeros presentes en el cuerpo de la estrella. De nuevo se libera energía y la contracción se vuelve a detener. Cuando se consumen el litio y otros materiales ligeros se reanuda nuevamente la contracción, entrando en la etapa final de su desarrollo en la que el hidrógeno se transforma en helio a temperaturas muy altas. Esta reacción termonuclear es típica de la secuencia principal de estrellas y continúa hasta que se consume todo el hidrógeno y la estrella se convierte en una gigante roja, alcanzando su mayor tamaño cuando todo el hidrógeno se convierta en helio. Durante este proceso la temperatura del núcleo subirá para producir la fusión de los núcleos de helio y la estrella se hará mucho más densa y pequeña. Una vez que ha consumido toda la energía nuclear se contrae de nuevo y se convierte en una enana blanca. Si la estrella explota formando una nova o supernova devuelve al espacio interestelar elementos más pesados que el hidrógeno que ha sintetizado en su interior y las nuevas estrellas que se formen a partir de este material comenzarán su vida con una masa de elementos pesados más rico que las anteriores generaciones. Si la estrella se despoja de sus capas exteriores de forma no explosiva se convierte en una nebulosa planetaria, que es una estrella que ha agotado su ciclo vital rodeada por gases que irradian en una amplia gama de longitudes de onda. La edad de la mayoría de las estrellas oscila entre 1.000 y 10.000 millones de años. La estrella más antigua que se ha detectado se estima que tiene una edad de 13.200 millones de años, muy próxima a la edad estimada del Universo que es de unos 13.700 millones de años.
El número de estrellas que se pueden observar desde la Tierra a simple vista son unas 8.000. Los estudios científicos estiman que el número de estrellas de nuestra galaxia, la Vía Láctea, es de cientos de miles de millones. Las estrellas individuales visibles en el cielo son las que están más cerca del Sistema Solar y en su misma galaxia. La más cercana a la Tierra es la estrella triple Alfa Centauri que está a unos 4,3 años luz de la Tierra y que sólo es visible desde el hemisferio sur.
3.2 - Clasificación de las estrellas
La clasificación más antigua de las estrellas es la que realizó Hiparco de Nicea quien, hacia el año 134 AC, las catalogó en función de su brillo aparente desde la Tierra. A las 20 estrellas más brillantes del firmamento les asignó la magnitud 1 y a las más tenues, que apenas eran visibles a simple vista, les asignó la magnitud 6. Cuando, con la invención del telescopio, se pudieron detectar estrellas que antes eran invisibles a simple vista, se amplió la lista de magnitudes para dar cabida a las nuevas estrellas. Este esquema de clasificación fue adoptado por Claudio Ptolomeo y, aunque aún se utiliza con ligeras modificaciones, se ha visto superada por la clasificación según los tipos espectrales. Existen dos tipos de clasificación según el tipo espectral, basados en dos catálogos diferentes: el catálogo de Henry Draper (HD) realizado en Harvard a principios del siglo XX y el catálogo del Observatorio Yerkes, realizado en 1943. Ambos sistemas de clasificación son complementarios:
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Tipos espectrales:
La clasificación de los espectros fotográficos estelares la inició en 1885 el astrónomo Edward Pickering en el observatorio del Harvard College, quien desarrolló un sencillo sistema ordenando las estrellas en función de la intensidad de la línea espectral del hidrógeno y de su temperatura superficial. Estas observaciones proporcionan datos de las edades de cada estrella y de su grado de desarrollo. Identificó 22 tipos espectrales desde la A hasta la Q en orden decreciente de luminosidad.
Posteriormente, Annie Jump Cannon detectó que había influencia de otras líneas espectrales (calcio, sodio, ...), lo que daba lugar a duplicidades en algunas clases. También observó que la temperatura de las estrellas era la característica diferenciadora principal de los distintos espectros, por lo que simplificó las clases existentes y las reorganizó en función de la temperatura dando lugar a los tipos actuales: O, B, A, F, G, K y M. Las estrellas de tipo O, B y A son extremadamente calientes, y el tipo M es considerablemente más frío. Recientemente se han añadido los tipos W, L y T. La clasificación se completa asignando dentro de cada clase números del 0 al 9 para ordenarlas por temperaturas decrecientes.
La temperatura superficial, que determina la clase espectral, también determina el color de la estrella. De esta manera, las estrellas O son azules, mientras que las estrellas de menor temperatura superficial (clases K o M) como Betelgeuse o Antares son rojizas. El espectro de colores sería: azul, blanco-azul, blanco, blanco-amarillo, amarillo, naranja y rojo.
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Clase de luminosidad:
La clasificación espectral Yerkes o "clase de luminosidad" se utilizó por primera vez en 1943 con la publicación del Atlas de espectros estelares del Observatorio Yerkes. En la clasificación de Harvard de tipos espectrales, estrellas con la misma temperatura pueden tener tamaños dispares, lo que implica que presenten luminosidades muy diferentes. Esta lista de clases creada en Yerkes, que pretende complementar la clasificación de Harvard, se basa en las líneas espectrales sensibles a la gravedad superficial de la estrella que se relacionan con su luminosidad. De este modo es posible estimar su tamaño. La tabla de Yerkes distingue entre supergigantes luminosas (Ia), supergigantes (Ib), gigantes luminosas (II), gigantes (III), subgigantes (IV), enanas (V), subenanas (VI) y enanas blancas (VII).
Las estrellas conocidas más grandes son las supergigantes, con diámetros 400 veces mayores que el del Sol, mientras que las enanas blancas pueden tener diámetros de sólo una centésima parte del tamaño 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 por lo que ambas, a pesar de la diferencia de tamaño, pueden presentar una luminosidad semejante.
3.3 - Estrellas dobles
Una estrella doble está formada por dos estrellas distintas que aparecen muy próximas vistas desde la Tierra. Existen dos tipos de estrellas dobles:
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Estrellas binarias:
Se denominan estrellas binarias si la pareja de estrellas se encuentran próximas en el espacio, están unidas por sus respectivas atracciones gravitatorias y giran en torno a un centro de masas común. Son muy frecuentes en el Universo. Hay casos en los que no son dos las estrellas que forman el sistema estelar ya que se han detectado sistemas ternarios, cuaternarios o de cinco o más estrellas interactuando entre sí y girando en trayectorias complejas. A pesar de ello y por uniformidad se denominan también estrellas binarias, aunque sería mejor denominarlas estrellas múltiples.
En la mayoría de los casos, las estrellas componentes de un sistema binario se han originado simultáneamente. Cuando la estrella binaria se ha originado en un cúmulo de estrellas es posible que una de ellas haya sido capturada por el campo gravitatorio de la otra debido a la gran densidad estelar. En función de la separación entre las estrellas y de sus respectivas masas, los períodos orbitales pueden ir desde pocos minutos en el caso de parejas muy cercanas hasta miles de años en el caso de parejas más distantes. Cuando las estrellas están muy próximas su atracción gravitatoria puede distorsionar su forma y, en algunos casos, producir una transferencia de gas de una estrella a otra en un proceso llamado "transferencia de masas". A veces, una de las estrellas del sistema doble oculta temporalmente a la otra al ser observadas desde la Tierra, dando lugar a las llamadas binarias eclipsantes.
Un ejemplo de estrella binaria es gamma Delphini. Las estrellas componentes están visualmente separadas 9,6 segundos de arco y se encuentran a una distancia entre sí de entre 40 y 600 UA, completando una órbita cada 3.249 años. Ejemplo de sistema ternario es el formado por Alfa Centauri A y B y Próxima Centauri.
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Estrellas dobles ópticas:
Los componentes de una estrella doble óptica no forman parte de un sistema estelar conjunto puesto que no están próximas y no hay ningún vínculo gravitatorio entre ellas. Aunque observándolas desde la Tierra parecen estar muy cerca una de la otra, en realidad se hallan separadas por una gran distancia en el espacio. Para distinguirlas de las estrellas binarias hay que recurrir a su observación durante un largo período de tiempo, incluso durante varios años. Si el movimiento relativo de ambas estrellas es lineal, podemos pensar con casi total seguridad que ese movimiento se debe al movimiento propio de cada objeto y no a una relación entre ellas. Cuando se trata de estrellas binarias, el ángulo de posición cambia progresivamente y la distancia entre ellas oscila a lo largo del tiempo entre un valor máximo y uno mínimo.
Ejemplos de estrella doble óptica son alfa Vulpeculae y 8 Vulpeculae, visualmente separadas por siete minutos de arco aunque la separación real entre ambas estrellas en el espacio es de casi 200 años luz; o las estrellas 35 y 36 Leonis, que están separadas por apenas 5 minutos de arco pero su separación real es de 160 años luz.
3.4 - Estrellas variables
Las estrellas variables son estrellas cuyo brillo, visto desde la Tierra, experimenta una variación significativa a lo largo del tiempo. La nomenclatura de las estrellas variables de una constelación está basada en el orden en que se van descubriendo. Se utiliza una letra del alfabeto desde la R a la Z, utilizando doble letra (RR, RS, RT, ..., AA, AB,...) si hiciera falta, hasta llegar a un total de 334 estrellas. Las estrellas variables se pueden clasificar en dos tipos:
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Estrellas variables intrínsecas:
Su emisión de luz fluctúa realmente debido a cambios en alguna de las propiedades físicas de la misma estrella. Se clasifican en tres grupos distintos: pulsantes, cuando su capa exterior experimenta pulsaciones originadas por contracciones y expansiones de su tamaño debidas a su proceso evolutivo natural (delta Cefei); eruptivas, si su variablidad se debe a erupciones o eyecciones de materia en su superficie (Próxima Centauri); y cataclísmicas, si cambian su brillo debido a un cataclismo, como las supernovas (U Geminorum).
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Estrellas variables extrínsecas:
Son estrellas cuya luz en su trayectoria hacia la Tierra se ve interrumpida por otra estrella o por nubes de polvo interestelar. Se distinguen dos grupos de variables extrínsecas: eclipsantes, cuando en una estrella doble una de las componentes eclipsa periódicamente a su compañera en su recorrido orbital (beta Presei); y rotantes, si la variabilidad es causada por su propia rotación (alfa Virginis).
3.5 - Estrellas observables más brillantes
Achernar [alfa Eri / - Eridani]: Es una estrella variable de primera magnitud, la octava más brillante del cielo, situada en el extremo sur de la constelación de Eridanus. Su nombre deriva del árabe y significa "el fin del río". Se encuentra a 144 años luz de la Tierra y su magnitud aparente es 0,5. Es de color blanco azulado y de tipo espectral B3V.
Alcor y Mizar [dseta UMa / 80 y 79 Ursae Majoris]: Estrella doble de la Osa Mayor visible a simple vista. Con una magnitud de 2,3 es la cuarta estrella más brillante de la constelación. Alcor está situada el este de Mizar a 12 minutos de arco y es bastante más débil. Pertenecen al tipo espectral A2V.
Aldebarán [alfa Tau / 87 Tauri]: Es la estrella más brillante de la constelación de Tauro y, con una magnitud aparente de 0,9, una de las más brillantes del cielo. También es conocida como "el ojo del Toro". Se encuentra a unos 65 años luz de la Tierra y su luminosidad es 400 veces la del Sol. Es del tipo espectral K5III.
Alfa Centauri [alfa Cen / - Centauri]: También conocida como Rigil Kentaurus es la estrella más brillante de la constelación del Centauro. Es un sistema binario formado por las estrellas alfa Centauri A (amarilla tipo G2V) y B (naranja tipo K1V), girando ambas alrededor de un centro de masas común, y por una tercera estrella mucho más pequeña y distante, Próxima Centauri (enana roja tipo M5V), que gira alrededor de las otras dos. Es la estrella más cercana a la Tierra y está a una distancia de 4,3 años luz.
Algol [beta Per / 26 Persei]: Esta estrella binaria variable de la constelación de Perseo fue una de las primeras de ese tipo en descubrirse y la primera de las eclipsantes. Es también conocida como "la estrella del demonio". Está a 92 años luz de la Tierra. Tiene un período orbital de 2 h., 20 m. y 49 s. . Su tipo espectal es B8V.
Altair [alfa Aql / 53 Aquilae]: Esta estrella de la constelación del Águila forma, junto con Vega y Deneb, el que se conoce como triángulo de verano del hemisferio norte, cuyo centro es la estrella beta Cygni. Tiene una magnitud de 0,8. Posee una de las velocidades de rotación más altas que se conocen, con un período de sólo 6,5 horas. Es del tipo espectral A7V.
Antares [alfa Sco / 21 Scorpii]: Es la estrella más brillante de Escorpio y, junto con Aldebarán, Espiga y Regulus, está entre las cuatro estrellas más brillantes situadas en las cercanías de la eclíptica. Su nombre de origen griego significa "el rival de Ares" refiriéndose a Marte, con el cual rivalizaba en el cielo por su intenso color rojizo. Es una supergigante roja del tipo M1I.
Arturo [alfa Boo / 16 Bootis]: Está situada en la constelación del Boyero y se la puede encontrar en el cielo prolongando la cola de la Osa Mayor. Con una magnitud visual de -0,04 es la tercera estrella más brillante del cielo y la de mayor luminosidad del hemisferio norte. Tiene un diámetro 25 veces mayor que el del Sol. Es del tipo espectral K1III.
Bellatrix [gamma Ori / 24 Orionis]: Esta estrella de la constelación de Orión es una de las más calientes que se pueden observar a simple vista. Es una gigante azul caliente del tipo espectral B2III.
Betelgeuse [alfa Ori / 58 Orionis]: Es una estrella gigante roja de la constelación de Orión. Su magnitud oscila entre 0,5 y 1,3. Se trata de una variable semiirregular del tipo SRc, con un período de 2,05 días. Su tipo espectral es M2I.
Canopus [alfa Car / - Carinae]: Es la estrella más brillante de la constelación de la Quilla y la segunda más brillante del cielo con una magnitud visual de -0,7. Tiene una luminosidad 13.300 veces la del Sol y está situada a 309 años luz de la Tierra. Es una supergigante blanco-amarilla de tipo espectral F0II.
Capella [alfa Aur / 13 Aurigae]: Con una magnitud visual de 0,8 es la estrella más brillante de la constelación del Cochero y la sexta más luminosa del cielo. También se la conoce como "la cabra". Es un sistema múltiple formado por Capella A (gigante amarilla tipo G8III) y B (gigante amarilla tipo G1III) separadas por 0,05 segundos de arco, orbitadas por otro par de estrellas más tenues, Capella C y D, a una distancia de 12 minutos de arco.
Cástor [alfa Gem / 66 Geminorum]: Estrella doble de Géminis que, junto con Pólux, toman el nombre de los gemelos de la mitología griega. Es una binaria con un período de 467 años. Sus componentes tienen magnitudes de 2 y 2,9 y están separadas 6 segundos de arco. Su tipo espectral es A1V.
Deneb [alfa Cyg / 50 Cygni]: Estrella supergigante de la constelación del Cisne. De magnitud 1,3 es una de las estrellas más brillantes del cielo. Forma junto con Vega y Altair el "triángulo de verano" en el hemisferio norte. Su tipo espectral es A2I.
Denébola [beta Leo / 94 Leonis]: Es una estrella blanca de magnitud 2,1 de la constelación de Leo. Se encuentra a 36,2 años luz de la Tierra. Su nombre proviene del árabe y significa "cola de león". Pertenece al tipo espectral A3V.
Elvashak [alfa Lyn / 40 Lyncis]: Esta estrella variable es la más brillante de la constelación del Lince y la única a la que se la ha asignado una letra griega de Bayer. Su magnitud visual es de 3,1. Su nombre de origen árabe significa "el gato montés". Está situada a 222 años luz de la Tierra. Es una gigante naranja de tipo espectral K7III.
Espiga [alfa Vir / 67 Virginis]: La estrella principal de la constelación de Virgo es un sistema binario cuyos componentes están muy próximos entre sí. Este sistema doble tiene un período de 4 días y está situado a 260 años luz de la Tierra. Sus componentes presentan una magnitud conjunta de 1,1 y pertenecen al tipo espectral B1III y B4V.
Fomalhaut [alfa PsA / 24 Piscis Austrini]: Estrella principal de la constelación del Pez Austral es una de las más brillantes de cielo nocturno. Su nombre proviene del árabe y significa "boca de ballena". Situada a 25 años luz sólo es visible desde el hemisferio norte en otoño. Su magnitud visual es de 1,2 y pertenece a la clase espectral A4V.
Hadar [beta Cen / - Centauri]: Con una magnitud visual de 0,6 es la segunda estrella más brillante de la constelación del Centauro y la décima del cielo nocturno. También se la conoce con el nombre de Agena, "la rodilla". Es una gigante blanco-azulada del tipo B1III.
Markab [alfa Peg / 54 Pegasi ]: Esta es una de las cuatro estrellas que forman el asterismo del cuadrante de Pegaso. Tiene una magnitud de 2,5. Es una estrella blanco-azulada situada a 140 años luz del Sol y pertenece al tipo espectral B9V.
Mira [ómicron Cet / 68 Ceti]: Esta estrella variable de la constelación de la Ballena es una de las estrellas más peculiares del firmamento, de ahí su nombre de origen latino que significa "maravillosa". Constituye el prototipo de estrellas variables de largo período ya que su magnitud visual oscila en un período de 332 días entre 2,0, cuando es la más brillante de la constelación, y 10,1, siendo en este caso invisible a simple vista. Es una gigante roja de tipo espectral M7III.
Mirach [beta And / 43 Andromedae]: Estrella de la constelación de Andrómeda de magnitud 2,1. Es una gigante roja de tipo espectral M0III.
Mirfak [alfa Per / 33 Persei]: Estrella de la constelación de Perseo con una magnitud de 1,8 y situada a 590 años luz de la Tierra. Es una estrella supergigante blanco-amarilla de tipo espectral F5I.
Polaris [alfa UMi / 1 Ursae Minoris]: Llamada también Estrella Polar o Estrella del Norte está situada a menos de 1° del polo celeste boreal. Situada en la constelación de la Osa Menor tiene una magnitud visual de 2 y ha sido siempre una referencia de los navegantes para localizar la dirección del polo norte terrestre. Situada a 431 años luz de la Tierra tiene un brillo 2440 veces mayor que nuestro Sol. Es una supergigante amarilla del tipo espectral F7I.
Pólux [beta Gem / 78 Geminorum]: Estrella perteneciente a la constelación de Géminis. Está situada a 34 años luz y tiene una magnitud aparente de 1,2. Junto a Cástor representan a los dos gemelos de la mitología griega que dan nombre a la constelación. En 2006 se descubrió la existencia de un planeta alrededor de la estrella denominado Pólux b. Es una gigante naranja de tipo K0III.
Procyon [alfa CMi / 10 Canis Minoris]: Estrella más brillante del Can Menor está situada muy cerca de la Tierra a 11,4 años luz. Es una estrella binaria de magnitud 0,3 formada por Procyon A (blanca tipo F5 ) y B (enana blanca tipo DA), mucho más débil que su compañera con 13.5 de magnitud visual.
Regulus [alfa Leo / 32 Leonis]: Estrella de la constelación de Leo situada a 77 años luz de la Tierra. Tiene una magnitud de 1,4. Es un sistema estelar cuádruple y su estrella principal es una estrella blanco-azulada de tipo espectral B7V.
Rigel [beta Ori / 19 Orionis]: Está situada en la constelación de Orión a 850 años luz de la Tierra. Tiene una magnitud de 0,2 y una luminosidad ultravioleta 85.000 veces la del Sol. Es una supergigante blanco-azulada y pertenece al tipo espectral B8I.
Sirio [alfa CMa / 9 Canis Majoris]: Es la estrella más brillante del firmamento con una magnitud visual de -1,5. Está situada a 8,6 años luz del Sistema Solar siendo la quinta estrella más cercana a la Tierra. Pertenece a la constelación del Can Mayor y forma un sistema doble con otra estrella enana blanca, Sirio B, de magnitud 8,4. Sus tipos espectrales son A1V y DA2.
Vega [alfa Lyr / 3 Lyrae]: La estrella más brillante en el cielo boreal pertenece a la constelación de la Lira. Situada a 26 años luz de la Tierra, es una de las más cercanas al Sol y la quinta más brillante con una magnitud de 0,1. Será la estrella polar dentro de 11.600 años. Pertenece al tipo espectral A0V.
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