Las estrellas

Fecha Publicado el 07 de Agosto del 2007
Post publicado Publicado por bety en Astronomia
Fuente Fuente: Estrellas

Introducción

Estrellas
Una estrella es un gran cuerpo celeste compuesto de gases calientes que emiten radiación electromagnética, en especial luz, como resultado de las reacciones nucleares que tienen lugar en su interior. El Sol es una estrella. Con la única excepción del Sol, las estrellas parecen estar fijas, manteniendo la misma forma en los cielos año tras año. En realidad, las estrellas están en rápido movimiento, pero a distancias tan grandes que sus cambios relativos de posición se perciben sólo a través de los siglos.

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.

La estrella más cercana a nuestro sistema solar es Proxima Centauri, uno de los componentes de la estrella triple Alpha Centauri, que está a unos 40 billones de kilómetro de la Tierra. En términos de velocidad de la luz, patrón utilizado por los astrónomos para expresar la distancia, este sistema de estrella triple está a unos 4,29 años luz; la luz, que viaja a unos 300.000 km/s, tarda más de cuatro años y tres meses en llegar desde esta estrella hasta la Tierra.

 

Descripción física

El Sol es una estrella típica, con una superficie visible llamada fotosfera, una atmósfera saturada de gases calientes y por encima de ellas una corona más difusa y una corriente de partículas denominada viento solar (estelar). Las áreas más frías de la fotosfera, que en el Sol se llaman manchas solares, probablemente se encuentren en otras estrellas comunes; su existencia en algunas grandes estrellas próximas se ha deducido mediante interferometría. La estructura interna del Sol y de otras estrellas no se puede observar de forma directa, pero hay estudios que indican corrientes de convección y una densidad y una temperatura que aumentan hasta alcanzar el núcleo, donde tienen lugar reacciones termonucleares. Las estrellas se componen sobre todo de hidrógeno y helio, con cantidad variable de elementos más pesados.

Las estrellas más grandes que se conocen son "supergigantes", con diámetros 400 veces mayores que el del Sol, en tanto que las estrellas conocidas como "enanas blancas" pueden tener diámetros de sólo una centésima del diámetro del Sol. Sin embargo, las estrellas gigantes suelen ser difusas y pueden tener una masa 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, denominadas enanas. 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.

Catálogos de estrellas

Estrellas Excepto las relativamente pocas estrellas visibles a simple vista, a las estrellas se las denomina mediante números de acuerdo con los atlas y catálogos de estrellas realizados por los observatorios astronómicos. El primer catálogo de estrellas fue obra del astrónomo griego Tolomeo en el siglo II d.C. Conocido como Almagesto, enumeraba los nombres y las posiciones de 1.028 estrellas. En 1603, el astrónomo alemán Johann Bayer publicó en Augsburgo un atlas estelar. Bayer mencionaba una cantidad de estrellas mucho mayor que Tolomeo y las designaba mediante una letra griega y la constelación, o configuración celeste, donde aparece la estrella.

En el siglo XVIII, el astrónomo inglés John Flamsteed también publicó un atlas en el que las estrellas eran denominadas según su constelación, pero Flamsteed las diferenciaba con números en vez de letras. Este atlas contenía la situación de unas 3.000 estrellas. El primer catálogo de estrellas moderno, realizado en 1862 por el Observatorio de Bonn, en Alemania, contiene la situación de más de 300.000 estrellas.

En 1887 un comité internacional comenzó a trabajar en un catálogo detallado de estrellas. Fue realizado a partir de fotografías tomadas por unos 20 observatorios, incluyendo 21.600 placas individuales, que muestran de 8 a 10 millones de estrellas.

Los catálogos de estrellas modernos no son libros, sino copias de placas fotográficas de cristal tomadas con telescopios de gran alcance. El primer informe importante de este tipo se completó a mediados de los años cincuenta, utilizando el telescopio Schmidt de 1,22 m en Monte Palomar (Estados Unidos). Cada placa cubre una región del cielo de 6° por 6°, y 1.035 mapas cubren todo el cielo visible desde este lugar. El conjunto de mapas correspondiente al sur del cielo se ha realizado utilizando telescopios Schmidt en Australia y Chile.

 

Estrellas dobles

Más de la mitad de las estrellas del firmamento son, de hecho, miembros de sistemas de dos estrellas o de sistemas de estrellas múltiples. Algunas estrellas dobles o binarias cercanas aparecen separadas cuando se las observa a través de telescopios, pero a la mayoría se las detecta como dobles sólo por medios espectroscópicos. Las estrellas dobles están compuestas por dos estrellas próximas y que giran en una órbita alrededor de su centro de masa común. Estas estrellas dobles fueron descritas por primera vez en 1803 por el astrónomo británico William Herschel.

Las binarias espectroscópicas, identificadas por primera vez en 1889, no son separables visualmente por medio del telescopio, pero se pueden reconocer duplicando o ensanchando las líneas del espectro cuando gira el par de estrellas. Cuando uno de los componentes se aleja de la Tierra, el otro se aproxima a ella; las líneas del espectro de la estrella que se aleja se desplazan hacia el rojo, mientras que las de la estrella que avanza se desplazan hacia el violeta.

Otro tipo de estrella doble es la llamada variable eclipsante. Las estrellas de este tipo están formadas por un componente más brillante y otro más oscuro. Vista desde la Tierra, cuando la órbita es tal que la estrella más pálida eclipsa a la más brillante, la intensidad de la luz que llega desde la estrella oscila con regularidad.

Las investigaciones han demostrado que una de cada dos o tres estrellas visibles con telescopio de moderado tamaño es una estrella doble. Miles de binarias visuales y muchos cientos de binarias espectroscópicas han sido estudiadas con gran detenimiento. Estas estrellas son la fuente principal de información sobre las masas estelares.

Estrellas variables

Es probable que todas las estrellas, incluido el Sol, varíen ligeramente de brillo con cierta periodicidad. Estas variaciones apenas son mensurables. Sin embargo, algunas estrellas cambian mucho de brillo y se les denomina estrellas variables. Hay muchos tipos. Algunas repiten los ciclos con una precisión casi de reloj; otras son muy irregulares. Algunas necesitan sólo horas o días para volver a un brillo determinado, otras necesitan años. El brillo de estas estrellas puede cambiar de modo casi imperceptible o de forma violenta.

Las variables más espectaculares son las novas y supernovas. Las novas pueden llegar a brillar hasta 200.000 veces más que el Sol perdiendo quizá una centésima o una milésima del 1% de la masa del Sol a velocidades por encima de los 960 km/s. Algunas novas repiten este proceso cada cierto tiempo hasta que pierden demasiada masa para continuar.

Aunque las supernovas tienen un nombre similar, son un fenómeno mucho más catastrófico y no periódico. Representan la explosión real de una estrella que a veces brilla durante unos pocos días unos 100.000 millones de veces más que el brillo real del Sol antes de desvanecerse del todo. Dejan tras de sí restos que se expanden y se contemplan como nubes brillantes de gas o nebulosas. Un ejemplo de esto es la nebulosa del Cangrejo, observada por primera vez desde la Tierra como supernova en 1054. A veces también queda un púlsar como vestigio en el centro de los restos. Las novas se presentan con frecuencia en la Vía Láctea, quizá una de cada dos de las que se observan cada año, pero las supernovas son mucho más raras. La supernova más reciente de la Vía Láctea apareció en 1604, aunque hubo una en una galaxia cercana que en 1987 llamó mucho la atención.

Muchas estrellas variables cambian su brillo porque oscilan, esto es, se expanden y se contraen de forma parecida a un globo. Un tipo importante, llamadas variables cefeidas (por Delta Cefei, de la constelación Cefeo), repiten sus ciclos de brillo con bastante exactitud. Sus periodos oscilan de un día a cientos de días, siendo todos cientos de veces más luminosos que el Sol. Cuanto más largo sea el periodo de una variable cefeida, mayor será el brillo medio de la estrella. Esta relación entre el periodo y la luminosidad, descubierta por la astrónoma estadounidense Henrietta Leavitt, ha resultado inestimable para medir distancias estelares, en particular las de las galaxias cercanas. Para medir una distancia sólo se necesita observar el brillo medio aparente de una cefeida. Las novas y especialmente las supernovas también son medidas de distancia importantes porque su increíble brillantez en su luz máxima hace que se las pueda observar a distancias enormes.

Las estrellas variables son de un interés extraordinario porque su variación suele producirse por alguna peculiaridad de su estructura interna que desarrolla con el tiempo. De este modo, las estrellas variables pueden aportar información sobre la evolución estelar. Por ejemplo, las supernovas han consumido su combustible nuclear y deben expulsar materia porque se hacen inestables cuando sufren un colapso gravitacional.

La variable eclipsante, mencionada en la sección anterior, cambia más por causas externas que por causas internas. Es típica la estrella Algol, en la constelación Perseo. Algol es una estrella doble formada por una componente brillante y otra más pálida que giran una alrededor de la otra en un plano casi en la línea de visión desde la Tierra. Cuando la componente más oscura eclipsa a la más brillante, el brillo aparente del par cae de modo abrupto; una disminución semejante pero menos marcada se da cuando la componente más brillante eclipsa a la más oscura. Los astrónomos han observado miles de variables eclipsantes, valiosas para medir las masas estelares.


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Comentarios en "Las estrellas"

Comentario yuliana mazariegos Dice:
Fecha Publicado el 04 de Julio del 2010
hola los quiero felizitar por su exelente trabajo es impresionante como personas como ustedes hacen posible que nosotros aprendamos mas cada dia de nuestro hermoso sisstema es maravilloso como dedican tiempo ha estas cosa los felicito que dios lis ilumine para segir adelante
Comentario [feRnandaa Canalezz! Dice:
Fecha Publicado el 20 de Octubre del 2008
iiO nezeziitOo muxaz piickz de ztreiiaz padaa un trabajOo azii d un artiikulO d diibulGaziiOn de zpañOol aww!!

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