LAS ESTRELLAS

Estrellas del Universo

Las estrellas son masas de gases, principalmente hidrógeno y helio, que emiten luz. Se encuentran a temperaturas muy elevadas. En su interior hay reacciones nucleares.

El Sol es una estrella. Vemos las estrellas, excepto el Sol, como puntos luminosos muy pequeños, y sólo de noche, porque están a enormes distancias de nosotros. Parecen estar fijas, manteniendo la misma posición relativa en los cielos año tras año. En realidad, las estrellas están en rápido movimiento, pero a distancias tan grandes que sus cambios de posición se perciben sólo a través de los siglos.

El número de estrellas observables a simple vista desde la Tierra se ha calculado en unas 8.000, la mitad en cada hemisferio. Durante la noche no se pueden ver más de 2.000 al mismo tiempo, el resto quedan ocultas por 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.

Como nuestro Sol, una estrella típica tiene una superficie visible llamada fotosfera, una atmósfera llena de gases calientes y, por encima de ellas, una corona más difusa y una corriente de partículas denominada viento estelar. Las áreas más frías de la fotosfera, que en el Sol se llaman manchas solares, probablemente se encuentren en otras estrellas comunes. Esto se ha podido comprobar en algunas grandes estrellas próximas mediante interferometría.

La estructura interna de las 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.

La estrella más cercana al Sistema Solar es Alfa Centauro

Las estrellas individuales visibles en el cielo son las que están más cerca del Sistema Solar en la Vía Láctea. La más cercana es Proxima Centauri, uno de los componentes de la estrella triple Alpha Centauri, que está a unos 40 billones de kilómetros de la Tierra.

Se trata de un sistema de tres estrellas situado a 4,3 años luz de La Tierra, que sólo es visible desde el hemisferio sur. La más cercana (Alpha Centauro A) tiene un brillo real igual al de nuestro Sol.

Alpha Centauri, también llamada Rigil Kentaurus, está en la constelación de Centauro. A simple vista, Alpha Centauri aparece como una única estrella con una magnitud aparente de -0,3, que la convierte en la tercera estrella más brillante del cielo sur.

Cuando se observa a través de un telescopio se advierte que las dos estrellas más brillantes, Alpha Centauri A y B, tienen magnitudes aparentes de -0,01 y 1,33 y giran una alrededor de la otra en un periodo de 80 años.

La estrella más débil, Alpha Centauri C, tiene una magnitud aparente de 11,05 y gira alrededor de sus compañeras durante un periodo aproximado de un millón de años. Alpha Centauri C también recibe el nombre de Proxima Centauri, ya que es la estrella más cercana al Sistema Solar.

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, ...

Estrellas visibles A-L

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: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 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

Estrellas visibles M-Z

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.

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.

Evolución de las Estrellas

Las estrellas evolucionan durante millones de años. Nacen cuando se acumula una gran cantidad de materia en un lugar del espacio. Se comprime y se calienta hasta que empieza una reacción nuclear, que consume la materia, convirtiéndola en energía. Las estrellas pequeñas la gastan lentamente y duran más que las grandes.

Las teorías sobre la evolución de las estrellas se basan en pruebas obtenidas de estudios de los espectros relacionados con la luminosidad. Las observaciones demuestran que muchas estrellas se pueden clasificar en una secuencia regular en la que las más brillantes son las más calientes y las más pequeñas, las más frías.

Esta serie de estrellas forma una banda conocida como la secuencia principal en el diagrama temperatura-luminosidad conocido como diagrama Hertzsprung-Russell. Otros grupos de estrellas que aparecen en el diagrama incluyen a las estrellas gigantes y enanas antes mencionadas.

La vida de una estrella

El ciclo de vida de una estrella empieza como una gran masa de gas relativamente fría. La contracción del gas eleva la temperatura hasta que el interior de la estrella alcanza 1.000.000 °C. En este punto tienen lugar reacciones nucleares, cuyo resultado es que los núcleos de los átomos de hidrógeno se combinan con los de deuteriopara formar núcleos de helio. Esta reacción libera grandes cantidades de energía, y se detiene la contracción de la estrella.

Cuando finaliza la liberación de energía, la contracción comienza de nuevo y la temperatura de la estrella vuelve a aumentar. En un momento dado empieza 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 detiene.

Cuando el litio y otros materiales ligeros se consumen, la contracción se reanuda y la estrella entra en la etapa final del desarrollo en la cual el hidrógeno se transforma en helio a temperaturas muy altas gracias a la acción catalítica del carbono y el nitrógeno. Esta reacción termonuclear es característica de la secuencia principal de estrellas y continúa hasta que se consume todo el hidrógeno que hay.

La estrella se convierte en una gigante roja y alcanza su mayor tamaño cuando todo su hidrógeno central se ha convertido en helio. Si sigue brillando, la temperatura del núcleo debe subir lo suficiente como para producir la fusión de los núcleos de helio. Durante este proceso es probable que la estrella se haga mucho más pequeña y más densa.

Cuando ha gastado todas las posibles fuentes de energía nuclear, se contrae de nuevo y se convierte en una enana blanca. Esta etapa final puede estar marcada por explosiones conocidas como "novas". Cuando una estrella se libera de su cubierta exterior explotando como nova o supernova, devuelve al medio interestelar elementos más pesados que el hidrógeno que ha sintetizado en su interior.

Las generaciones futuras de estrellas formadas a partir de este material comenzarán su vida con un surtido más rico de elementos pesados que las anteriores generaciones. Las estrellas que se despojan de sus capas exteriores de una forma no explosiva se convierten en nebulosas planetarias, estrellas viejas rodeadas por esferas de gas que irradian en una gama múltiple de longitudes de onda.

De estrella a Agujero Negro

Las estrellas con una masa mucho mayor que la del Sol sufren una evolución más rápida, de unos pocos millones de años desde su nacimiento hasta la explosión de una supernova. Los restos de la estrella pueden ser una estrella de neutrones.

Sin embargo, existe un límite para el tamaño de las estrellas de neutrones, más allá del cual estos cuerpos se ven obligados a contraerse hasta que se convierten en un agujero negro, del que no puede escapar ninguna radiación.

Estrellas típicas como el Sol pueden persistir durante muchos miles de millones de años. El destino final de las enanas de masa baja es desconocido, excepto que cesan de irradiar de forma apreciable. Lo más probable es que se conviertan en cenizas o enanas negras.

Estrellas dobles

Las estrellas dobles (o binarias) son muy frecuentes. Una estrella doble es una pareja de estrellas que se mantienen unidas por la fuerza de la gravitación y giran en torno a su centro común.

Los periodos orbitales, que van desde minutos en el caso de parejas muy cercanas hasta miles de años en el caso de parejas distantes, dependen de la separación entre las estrellas y de sus respectivas masas.

También hay estrellas múltiples, sistemas en que tres o cuatro estrellas giran en trayectorias complejas. Lira parece una estrella doble, pero a través de un telescopio se ve como cada uno de los dos componentes es un sistema binario.

La observación de las órbitas de estrellas dobles es el único método directo que tienen los astrónomos para pesar las estrellas.

En el caso de parejas muy próximas, su atracción gravitatoria puede distorsionar la forma de las estrellas, y es posible que fluya gas de una estrella a otra en un proceso llamado "transferencia de masas".

A través del telescopio se detectean muchas estrellas dobles que parecían simples. Sin embargo, cuando están muy próximas, sólo se detectan si se estudia su luz mediante espectroscopia. Entonces se ven los espectros de dos estrellas, y su movimiento se puede deducir por el efecto Doppler en ambos espectros. Estas parejas se denominan binarias espectroscópicas.

La mayoría de las estrellas que vemos en el cielo son dobles o incluso múltiples. Ocasionalmente, una de las estrellas de un sistema doble puede ocultar a la otra al ser observadas desde la Tierra, lo que da lugar a una binaria eclipsante.

En la mayoría de los casos, se cree que las componentes de un sistema doble se han originado simultáneamente, aunque otras veces, una estrella puede ser capturada por el campo gravitatorio de otra en zonas de gran densidad estelar, como los cúmulos de estrellas, dando lugar al sistema doble.

Estrellas variables

Este concepto engloba cualquier estrella cuyo brillo, visto desde la Tierra, no es constante. Pueden ser estrellas cuya emisión de luz fluctúa realmente - intrínsexas -, o estrellas cuya luz se ve interrumpida en su trayectoria hacia la Tierra, por otra estrella o una nube de polvo interestelar, llamadas variables extrínsecas.

Los cambios en la intensidad luminosa en las variabl