Hechos sobre las estrellas

Hechos clave & Resumen

• Las estrellas son enormes cuerpos celestes formados principalmente por hidrógeno y helio que producen luz y calor a partir de las agitadas forjas nucleares que hay en su interior.
• Aparte de nuestro Sol, las estrellas aparecen como puntos de luz en el cielo. Todas y cada una de ellas están a años luz de nosotros y son mucho más brillantes que nuestra propia estrella, el Sol.
• Las estrellas son los bloques de construcción de las galaxias y, en cierto sentido, de la vida tal y como la conocemos.
• Nuestra galaxia, la Vía Láctea, contiene unos 300.000 millones de estrellas solamente.
• Las observaciones concluyeron que las estrellas con una masa elevada suelen tener una vida más corta. No obstante, en general duran miles de millones de años.
• Las estrellas suelen nacer en nubes de polvo con base de hidrógeno llamadas nebulosas.
• Las estrellas se clasifican por su espectro y su temperatura. Existen siete tipos principales de estrellas. En orden de temperatura decreciente, O, B, A, F, G, K y M. Esto se conoce como el sistema Morgan-Keenan (MK).
• La mayoría de todas las estrellas de nuestra galaxia e incluso del Universo son estrellas de secuencia principal. Nuestro Sol es una estrella de secuencia principal, y también lo son nuestras vecinas más cercanas, Sirio y Alfa Centauri A.
• La mayoría de las estrellas, al menos hasta ahora observadas, son típicamente estrellas enanas rojas.
• Muchas estrellas vienen en parejas. Son estrellas binarias que orbitan alrededor de un baricentro común.
• Las estrellas tienen ciclos de vida basados en su masa inicial.
• Las estrellas no titilan. En cambio, esto suele ser causado por la turbulenta atmósfera de la Tierra.
• Hasta donde el ojo humano puede decir, no hay estrellas verdes. Al menos, no podemos percibirlas.
• A simple vista, podemos percibir alrededor de 2.000 – 2.500 estrellas.

Desde que el hombre pudo contemplar el cielo nocturno, las estrellas han sido observadas, datadas y analizadas. Una de las cartas estelares más antiguas y sorprendentemente precisas apareció en la antigua astronomía egipcia en el año 1534 a.C. Incluso se registraron supernovas desde la antigüedad, por ejemplo en el año 185 d.C., los astrónomos chinos registraron una supernova que ahora se clasifica como SN 185.



Las estrellas se han utilizado para las navegaciones celestes y las prácticas religiosas con muchos astrónomos antiguos creyendo que eran inmutables. Agruparon las estrellas en constelaciones y las utilizaron para rastrear los planetas y la posición inferida del Sol.

Más tarde, los astrónomos islámicos medievales dieron nombres árabes a muchas estrellas que se siguen utilizando hasta hoy. Fueron los primeros en construir grandes observatorios de investigación. En 1838, el astrónomo Friedrich Bessel realizó las primeras mediciones directas de la distancia de una estrella -61 Cygni- mediante la técnica de la paralaje.

En 1913, se desarrolló el diagrama de Hertzsprung-Russell y en 1921 Albert Michelson realizó las primeras mediciones del diámetro de una estrella utilizando un interferómetro. En 1925, Cecilia Payne propuso por primera vez que las estrellas estaban formadas principalmente por hidrógeno y helio. Desde entonces, las estrellas se han clasificado en muchas divisiones y se nos han revelado muchos misterios. La gran variedad de estrellas es simplemente abrumadora.

Formación

Las estrellas se forman en enormes nubes de gas y polvo. La gravedad hace que estas nubes se contraigan acercando así el gas. A medida que estos materiales se acumulan en el centro, la densidad aumenta y la presión también.



Esto hace que la materia se caliente y brille mientras la masa aumenta. Las temperaturas y la presión crecen continuamente hasta que el hidrógeno puede fusionarse. El calor generado por esta fusión nuclear hace que el gas se expanda y, cuando se alcanza el equilibrio hidrostático, nace la estrella. La mayoría de las estrellas se forman en grupos llamados cúmulos estelares, muchos de los cuales acaban siendo expulsados de estos cúmulos.

Tipos de estrellas – Clasificación

Hay muchos sistemas de clasificación de estrellas en uso hoy en día, sin embargo, el sistema Morgan-Keenan es el más fácil de entender. Las estrellas se clasifican en este sistema utilizando las letras O, B, A, F, G, K y M. Se clasifican en base a su temperatura, la más caliente es la O y la más fría es la M. La temperatura de cada clase espectral se subdivide luego añadiendo un número, el 0 representa la más caliente mientras que el 9 la más fría.



Estrellas de la secuencia principal

Las estrellas de la secuencia principal se alimentan de la fusión del hidrógeno en helio en sus núcleos. Alrededor del 90% de las estrellas del Universo son de la secuencia principal, incluido nuestro sol. Suelen tener entre una décima y 200 veces la masa del Sol.

Estrellas azules

Este tipo de estrellas son bastante raras con tipos espectrales de O o B. Sus temperaturas rondan los 30.000 K, con luminosidades de entre 100 y 1 millón de veces la del Sol. Suelen tener una masa de entre 2,5 y 90 veces la del Sol y duran unos 40 millones de años.



Suelen residir en los brazos de las galaxias espirales y se caracterizan por las fuertes líneas de absorción de Helio-II en sus espectros. Tienen líneas de hidrógeno y helio neutro más débiles en sus espectros que las estrellas de tipo B.

Debido a su masa y temperatura, tienen vidas cortas que terminan en una explosión de supernova que da lugar a agujeros negros o estrellas de neutrones. Algunos ejemplos de estrellas azules: Delta Circini, V560 Carinae, Theta1 Orionis C.

Enanas amarillas

Las enanas amarillas tienen una prevalencia del 10%, con un tipo espectral G. Tienen temperaturas entre 5.200 K y 7.500 K, con luminosidades alrededor de 0,6 a 5,0 la del Sol. Tienen una masa de alrededor de 0,8 a 1,4 la del Sol y duran entre 4 y 17 mil millones de años.



Estas estrellas se denominan erróneamente estrellas de tipo G. Nuestro Sol es una estrella de tipo G, pero en realidad es blanca. Las estrellas de tipo G convierten el hidrógeno en helio y suelen evolucionar a gigantes rojas cuando su combustible de hidrógeno se agota. Algunos ejemplos son: Alfa Centauri A, Tau Ceti.

Enanas naranjas

Estas estrellas tienen una prevalencia de alrededor del 10%, con un tipo espectral K. Tienen temperaturas entre 3.700 K a 5.200 K, con luminosidades alrededor de 0,08 a 0,6 la del Sol. Tienen una masa de entre 0,45 y 0,8 la de nuestro sol y duran alrededor de 15.000 a 30.000 millones de años.



Emiten menos radiación ultravioleta y permanecen estables durante largos periodos de tiempo, lo que las hace muy favorables para los exoplanetas que puedan residir en su zona habitable. Son unas cuatro veces más comunes que las estrellas de tipo G. Algunos ejemplos de estrellas enanas naranjas son: Alfa Centauri B, Epsilon Indi.

Enanas rojas

Estas estrellas tienen una prevalencia de alrededor del 73%, con cualquiera de los tipos espectrales K y M. Sus temperaturas suelen estar en torno a los 4.000 K, con luminosidades en torno a 0,0001 a 0,8 la del Sol. Tienen una masa de entre 0,08 y 0,45 la de nuestro sol y duran alrededor de varios billones de años.



Representan la mayor parte de la población estelar de la Vía Láctea, aunque son muy tenues. Si las enanas rojas son más masivas que 0,35 masas solares, convierten el hidrógeno en helio tanto en su núcleo como en toda su extensión. Por ello, el proceso de fusión nuclear se ralentiza e incluso se prolonga. Viven tanto tiempo que ninguna enana roja ha alcanzado un estado avanzado de evolución desde que se creó el Universo. Algunos ejemplos son: Próxima Centauri, Trappist-1.

Gigantes y Supergigantes

Cuando una estrella se queda sin hidrógeno comienza a quemar su helio por lo que se transforma en una estrella gigante o supergigante. Su núcleo se colapsa y se calienta, lo que hace que la capa exterior se expanda hacia el exterior. Las estrellas de masa baja o media evolucionan hasta convertirse en gigantes rojas. Las estrellas de gran masa, unas 10 veces más grandes que el Sol, se convierten en supergigantes rojas.

Durante los períodos de fusión lenta, la estrella puede contraerse y convertirse en una supergigante azul. Este color suele darse cuando las temperaturas se reparten en una superficie pequeña, lo que las hace más calientes. También pueden producirse oscilaciones entre el rojo y el azul.

Gigantes azules

Estas estrellas son muy raras, sus tipos espectrales son O, B y A. Sus temperaturas suelen rondar entre los 10.000 K y los 33.000+ K, con luminosidades que rondan los 10.000 la del Sol. Tienen una masa de 2 a 150 la de nuestro sol y duran alrededor de 10 a 100 millones de años.



Hay una gran variedad de estrellas denominadas gigantes azules. Muchas estrellas con clasificaciones de luminosidad III y II se denominan gigantes azules simplemente por preferencia. Sin embargo, las verdaderas gigantes azules tienen temperaturas superiores a los 10.000 K. Algunos ejemplos son: Xi Persei, Meissa, Iota Orionis.

Supergigantes azules

También son raras estas estrellas, de tipo espectral OB. Sus temperaturas rondan entre los 10.000 K y los 50.000 K, y sus luminosidades entre 10.000 y 1 millón de veces la del Sol. Tienen una masa de entre 20 y 1.000 veces la de nuestro sol y viven muy poco tiempo, unos 10 millones de años.



Conocidas científicamente como supergigantes OB, estas estrellas tienen clasificaciones de luminosidad de I, y espectrales de B9. Son más pequeñas que las supergigantes rojas y suelen abandonar su secuencia principal en sólo unos pocos millones de años. Debido a su masa, queman rápidamente sus reservas de hidrógeno. Algunas estrellas evolucionan directamente a estrellas Wolf-Rayet, saltando la fase normal de supergigante azul. Algunos ejemplos son: UW Canis Majoris, Rigel y Tau Canis Majoris.

Gigantes rojas

Estas estrellas tienen una prevalencia de alrededor del 0,4%, tipos espectrales M, K. Tienen temperaturas de alrededor de 3.300 a 5.300 K, y luminosidades de alrededor de 100 a 1.000 veces la del Sol. Tienen una masa de entre 0,3 y 10 y viven entre 0,1 y 2 mil millones de años.



Son mucho más pequeñas que las supergigantes rojas y mucho menos masivas. La rama RBG es la más común, con el hidrógeno todavía fusionado en helio, pero en una cáscara alrededor de un núcleo de helio inerte. Las gigantes con grumos rojos utilizan el helio y lo fusionan en carbono, mientras que la rama AGB quema su helio en una cáscara alrededor de un núcleo degenerado de carbono y oxígeno. Algunos ejemplos son: Aldebarán, Arcturus.

Supergigantes rojas

Estas estrellas tienen una prevalencia de alrededor del 0,0001%, tipos espectrales K, M. Tienen temperaturas de alrededor de 3.500 a 4.500 K, y luminosidades de alrededor de 1.000 a 800.000 veces la del Sol. Tienen una masa de entre 10 y 40 veces la de nuestro sol y viven entre 3 y 100 millones de años.



Estas estrellas han agotado sus reservas de hidrógeno en sus núcleos. Por ello, sus capas exteriores se expanden enormemente a medida que evolucionan fuera de la secuencia principal. Se encuentran entre las estrellas más grandes del universo, aunque no están entre las más masivas o luminosas. Algunas supergigantes rojas que todavía pueden crear elementos pesados acaban explotando como supernovas de tipo II. Algunos ejemplos son: Antares, Betelgeuse, Mu Cephei.

Estrellas muertas

Las estrellas muertas ya no tienen procesos de fusión en sus núcleos.

Enanas blancas

Estas estrellas tienen una prevalencia de alrededor del 0,4%, de tipo espectral D. Tienen temperaturas de alrededor de 8.000 a 40.000 K, y luminosidades de alrededor de 0,0001 a 100 veces la del Sol. Tienen una masa de entre 0,1 y 1,4 veces la de nuestro sol y viven entre 100.000 y 10.000 millones de años.



Estas estrellas ya no producen energía para contrarrestar su masa. Teóricamente, no pueden superar las 1,4 masas solares. Algunos ejemplos son: Sirio B, Procyon B, Van Maanen.

Estrellas de neutrones

Estas estrellas tienen una prevalencia de alrededor del 0,7%, de tipo espectral D. Tienen temperaturas de alrededor de 600.000 K y luminosidades muy bajas. Tienen una masa de entre 1,4 y 3,2 la de nuestro sol y viven entre 100.000 y 10.000 millones de años.



Las estrellas de neutrones son básicamente los núcleos colapsados de estrellas masivas que se comprimieron más allá de la fase de enana blanca durante una explosión de supernova. Están formadas por partículas de neutrones que son un poco más masivas que los protones y no tienen carga eléctrica. Además, pueden colapsar hasta convertirse en agujeros negros si tienen más de 3 masas solares. Sólo las estrellas de neutrones que tienen altas tasas de giro y más de 3 masas solares pueden resistir este proceso. Algunos ejemplos son: PSR J0108-1431, PSR B1509-58.

Enanas Negras

Estas estrellas son de naturaleza más hipotética. Se teoriza que son enanas blancas que han irradiado todo su calor y luz sobrantes. Como las enanas blancas tienen una vida relativamente larga, todavía no han tenido tiempo de formarse enanas negras. Si se formaran tales estrellas, esto ocurriría después de que nuestro Sol muriera.



Agujeros negros

Las estrellas pequeñas pueden convertirse en enanas blancas o en estrellas de neutrones, pero las estrellas de gran masa se convierten en agujeros negros tras la explosión de una supernova. Como el remanente no tiene presión hacia el exterior para oponerse a la fuerza de la gravedad, seguirá colapsando en una singularidad gravitacional y finalmente se convertirá en un agujero negro.



Un objeto así es tan fuerte que ni siquiera la luz puede escapar de él. Ejemplos de tales objetos son: Cygnus X-1, Sagitario A.

Estrellas fallidas

Las estrellas fallidas son objetos celestes que no tienen suficiente masa para encender y fusionar el gas hidrógeno. Por lo tanto, no brillan. Las enanas marrones son típicamente conocidas como estrellas fallidas.

Enanas marrones

Estas estrellas tienen una prevalencia de alrededor del 1% al 1,0%, y oscilan entre los tipos espectrales M, L, T, Y. Tienen temperaturas de alrededor de 300 K a 2.800 K y luminosidades muy bajas. Tienen una masa de entre 0,01 y 0,08 la de nuestro sol y viven posiblemente durante trillones de años.



Suelen ocupar el hueco entre los planetas gaseosos más masivos y las estrellas menos masivas. Su masa oscila entre 13 y 80 masas de Júpiter. En su mayoría no emiten luz visible. Algunos ejemplos son: Gliese 229 B, Luhman 16.

¿Sabías que?

1. La estrella individual más lejana detectada es una supergigante azul llamada Ícaro. Se encuentra a unos 14.000 millones de años luz de la Tierra.
2. La estrella más masiva y luminosa jamás descubierta es una estrella Wolf-Rayet llamada R136a1. Tiene unas 315 masas solares y 8,7 millones de luminosidad solar.
3. La mayor estrella conocida actualmente es la supergigante roja VY Canis Majoris. Tiene unas 17±8 veces la masa del Sol.
4. HE 1523-0901 es la estrella más antigua conocida de nuestra galaxia, la Vía Láctea. La edad estimada de la estrella es de unos 13.200 millones de años. Es una estrella gigante roja.
5. Cualquier estrella que pueda verse desde la Tierra se ve en el pasado. Sirio, por ejemplo, tiene la apariencia de ser 8 años más vieja.
6. En el cielo nocturno, hay unas 9.096 estrellas visibles a simple vista. Entre 2.000 y 2.500 pueden verse a la vez.
7. Si Júpiter fuera unas 79 veces más masivo, se convertiría en una estrella.

Fuentes:

• Wikipedia
• Astronomytrek

Fuente de la imagen:

• https://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/thumb/6/62/Starsinthesky.jpg/640px-Starsinthesky.jpg
• https://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/thumb/4/47/Star_Life_Cycle_Chart.jpg/1024px-Star_Life_Cycle_Chart.jpg
• https://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/thumb/d/d7/Dwarf_Stars.png/640px-Dwarf_Stars.png
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