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El número de
estrellas observables a simple vista desde la Tierra se ha
calculado en un total de 8.000, la mitad en el hemisferio
norte celeste y la otra mitad en el sur. Durante la noche no
se pueden ver más de 2.000 al mismo tiempo en cada hemisferio.
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 es sólo una más de entre
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 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. En
términos de velocidad de la luz, patrón utilizado por los
astrónomos para expresar la distancia, esta estrella triple
está a unos 4,29 años luz. Es decir, 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.
2 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 (véase
Interferómetro). 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 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.
3 CATÁLOGOS DE ESTRELLAS
A las estrellas se las denomina mediante números de acuerdo
con los atlas y catálogos de estrellas realizados por los
observatorios astronómicos, excepto a las relativamente pocas
observables a simple vista. 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, da
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 la década de 1950, utilizando el
telescopio Schmidt de 1,22 m del Observatorio Monte Palomar.
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.
4 CLASIFICACIÓN DE LOS ESPECTROS ESTELARES
El estudio fotográfico de los espectros estelares lo inició en
1885 el astrónomo estadounidense Edward Pickering en el
observatorio del Harvard College y lo concluyó su colega Annie
J. Cannon. Esta investigación condujo al importante
descubrimiento de que los espectros estelares pueden estar
dispuestos en una secuencia continua según la intensidad
relativa de ciertas líneas de absorción. Las variaciones
observadas dentro de la secuencia 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, se
caracterizan sobre todo por las variaciones en la intensidad
de las líneas del hidrógeno que se dan por toda la secuencia.
Además, las líneas de otros elementos llegan a ser notables en
diferentes etapas. Los subíndices del 0 al 9 se utilizan para
indicar las sucesiones en el modelo dentro de cada clase.
4.1 Clase O
Este grupo se caracteriza en primer lugar por las 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.
4.2 Clase B
En este grupo las 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 (e) Orionis.
4.3 Clase A
Este grupo comprende las llamadas estrellas de hidrógeno con
espectros dominados por las líneas de absorción del hidrógeno.
Una estrella típica de este grupo es Sirio.
4.4 Clase F
En este grupo son fuertes las llamadas líneas H y K del calcio
y las líneas características del hidrógeno. Una estrella
notable en esta categoría es Delta (d) Aquilae.
4.5 Clase G
Este grupo 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 con frecuencia estrellas de tipo
solar.
4.6 Clase K
A este grupo pertenecen las estrellas que tienen fuertes
líneas del calcio y líneas que indican la presencia de otros
metales. La luz violeta del espectro es menos intensa (en
comparación con la luz roja) que en las clases antes
mencionadas. Este grupo está tipificado por Arturo.
4.7 Clase M
Este grupo comprende estrellas con espectros dominados por
bandas que resultan de la presencia de moléculas 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, Alpha Orionis, es típica de este
grupo.
Estas características son compatibles con la conclusión de que
las estrellas de estas clases son todas de similar composición
química y están organizadas en un orden de temperatura de más
caliente a más frío. Las temperaturas de la superficie de los
distintos grupos son aproximadamente las siguientes: O, 22.200
°C; B, 13.900 °C; A, 10.000 °C; F, 6.600 °C; G, 5.500 °C; K,
3.800 °C; M, 1.700 °C. La temperatura en el centro de una
estrella media es de unos 20.000.000 °C.
5 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. Están compuestas por dos
estrellas próximas que giran en una órbita alrededor de su
centro de masas. 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 al duplicarse o
ensancharse 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 (véase Efecto Doppler).
Otro tipo de estrella doble es la llamada binaria 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
cae hasta un mínimo. En estos sistemas binarios se produce una
oscilación periódica del brillo aparente.
Las investigaciones han demostrado que una de cada dos o tres
estrellas visibles con telescopio de tamaño moderado 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.
6 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 las denomina estrellas
variables. Hay muchos tipos. Unas 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 continuarlo.
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 el equivalente a unos 100.000 millones de veces 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 es la nebulosa del
Cangrejo, observada por primera vez desde la Tierra como
supernova en 1054. A veces también queda un púlsar (véase más
adelante) 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 más reciente de la Vía Láctea apareció
en 1604, aunque en 1987 se tuvo la ocasión única de observar
la explosión de una supernova en una galaxia cercana que 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 unos cuatro meses, siendo siempre 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 brillo 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 se 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.
Las binarias eclipsantes, un tipo de estrella variable
mencionado ya en la sección anterior, cambian 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 débil 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 binarias eclipsantes, muy
valiosas para medir las masas estelares.
7 PÚLSARES Y ESTRELLAS DE NEUTRONES
Gracias a los radiotelescopios se han descubierto numerosas
fuentes distintas de radiopulsos, calificadas como púlsares.
Los periodos de vibración oscilan entre varios segundos y una
minúscula fracción de segundo, como confirman observaciones
ópticas y de rayos X. Estos periodos son tan constantes que
sólo los relojes más precisos pueden detectar un leve aumento
en el intervalo del pulso medio y sólo en unos pocos púlsares.
Este aumento indica que tardarían un millón de años en
duplicar su periodo característico.
Los indicios sugieren que los púlsares son estrellas de
neutrones que giran con diámetros de sólo unos 16 km. Es
probable que giren una vez por periodo de vibración. Su
densidad es tan enorme que si la bola de la punta de un
bolígrafo tuviera una densidad semejante su masa alcanzaría
más de 91.000 toneladas.
8 EVOLUCIÓN DE LAS ESTRELLAS
Las teorías sobre la evolución estelar se basan
fundamentalmente en pruebas obtenidas de estudios de los
espectros relacionados con la luminosidad. Las observaciones
realizadas han demostrado que muchas de las estrellas
conocidas 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 aparece como
una banda conocida como la secuencia principal en el diagrama
temperatura-luminosidad desarrollado por el astrónomo danés
Ejnar Hertzsprung y el astrónomo estadounidense Henry Norris
Russell y conocido como diagrama Hertzsprung-Russell. Otros
grupos de estrellas que aparecen en el diagrama incluyen a las
estrellas gigantes y enanas antes mencionadas.
Una estrella comienza su ciclo como una gran masa de gas
relativamente fría. La contracción de este gas y el
consiguiente aumento de temperatura continúa hasta que la
temperatura interior de la estrella alcanza un valor de
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 deuterones (núcleos de los llamados átomos
de hidrógeno pesado) para formar núcleos de helio. Esta
reacción libera grandes cantidades de energía (véase Energía
nuclear), y se detiene la nueva contracción de la estrella.
Cuando finaliza la liberación de energía de la reacción
deuterón-núcleo de hidrógeno, la contracción comienza de nuevo
y la temperatura de la estrella vuelve a aumentar hasta que
alcanza un punto en el que se puede dar una reacción entre el
hidrógeno y 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 merced a la
acción catalítica del carbono y el nitrógeno. Esta reacción
termonuclear es característica de la secuencia principal de
estrellas mencionada antes y continúa hasta que se consume
todo el hidrógeno que hay. La estrella se hincha gradualmente
y se convierte en una gigante roja. Alcanza su mayor tamaño
cuando todo su hidrógeno central se ha convertido en helio. Si
continúa brillando, la temperatura del centro 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 las explosiones estelares conocidas como novas.
Cuando una estrella se despoja de su cubierta exterior por
explosión como una nova o una 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 por
tanto su vida con un surtido más rico de elementos más pesados
que las anteriores generaciones de estrellas. 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.
Las estrellas con una masa muchas veces mayor que la del Sol
recorren su ciclo de evolución con rapidez según los patrones
astronómicos, quizá un lapso 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. Para la discusión de los procesos nucleares de
la evolución estelar, véase Átomo.
El nacimiento de las estrellas está íntimamente conectado con
la presencia de granos de polvo y moléculas, como en la
nebulosa de Orión en nuestra galaxia. Aquí, el hidrógeno
molecular (H2) está condensado a altas densidades y
temperaturas, y sus moléculas están disociadas. Entonces, el
hidrógeno atómico vuelve a colapsarse y forma un denso núcleo
estelar que atrae gravitacionalmente el material circundante.
El núcleo caliente disipa la nube de polvo de las moléculas
sobrecargadas y surge la nueva estrella. Un posterior
calentamiento gravitacional aumenta la temperatura hasta que
se pueden dar procesos nucleares. Las estrellas nacen, por lo
general, en pequeños grupos en un extremo de una gran nube
molecular. Sucesivas generaciones de estrellas se consumen
cada vez más en el extremo de la nube, dejando un rastro de
estrellas de edad creciente.
Se ha observado el nacimiento de estrellas en fotografías
tomadas en una región del cielo durante un periodo de años.
Modernas técnicas de ultravioletas, infrarrojos y
radioastronomía han fijado con precisión otros lugares de
formación de estrellas y han detectado signos de los procesos
que tienen lugar en la actualidad.
Véase también Cosmología; Cúmulo de estrellas; Estrella de
carbono; Nucleosíntesis; Origen del Universo.
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