amos estrellas, astros similares a nuestro Sol. Pero no todos esos puntos que vemos titilar en la noche son astros, sino que unos son los planetas de nuestro Sistema Solar, otros lejanas galaxias, cúmulos galácticos y nebulosas entre otras decenas de objetos estelares.Un observador poco avisado podría pensar que en el cielo los objetos más grandes serían nuestro Sol, después los planetas del sistema solar y cerrando la lista nuestra Luna. Es así, ciertamente, pero no son ni mucho menos los objetos más grandes del espacio, como todo el mundo sabe. De aquellos puntos que vemos en el cielo, las estrellas, hay muchas que sobrepasan en tamaño a nuestro Sol. Hay estrellas muy masivas y gigantes que son varios cientos de veces más grandes que nuestra propia estrella. Existen las gigantes naranjas, las rojas, las azules, etc. que según el tipo espectral de la clasificación a la que pertenecen serán más o menos grandes. Pero ¿Qué es una estrella?
La descripción más común sería la de que se trata de todo aquel cuerpo que brilla con luz propia. Pero una estrella es mucho más que esa descripción sencilla y concisa. Técnicamente se trataría de una aglomeración de materia en continuo proceso de colapso por combustión de sus materiales y en la que actúan diferentes fuerzas. Su duración dependerá de muchos factores, pero se sabe que hay estrellas que duran miles de millones de años como nuestro propio Sol hasta otras que duran tan solo algunos cientos de millones, como podría suceder con una Gigante Azul como Alcíone.
Cuando miramos las estrellas lo que vemos es la luz que tenían esos astros según la distancia a la que se encontraban, es decir, si vemos una estrella que está situada a 100 años luz, en realidad lo que estamos viendo es como era aquel cuerpo celeste hace cien años. Esto es a causa de las grandes distancias que nos separan de las estrellas. Los abismos estelares son tan inmensos que se miden por años luz, esto es, la distancia que recorre la luz en un año, lo que equivale a 9,454256 × 1012 Km (O sea, unos 9 billones de Km (9.000.000.000.000) aproximadamente)
Cuánto más lejos está la estrella de nosotros, tanto más cambia el color de la luz con la que podemos verla; de
l azul las más cercanas al rojo las más lejanas. Esto se debe a que la longitud de onda de radiación que emite la luz se ha de estirar cada vez más para llegar hasta nosotros.Las longitudes de onda de la radiación varían del azul de la onda más corta a la roja más larga, estando ambas situadas en los extremos opuestos del espectro visible de las longitudes.
El hecho de que veamos roja la luz de la estrella que está más distante se denomina efecto Doppler, debido a su descubridor, el austriaco Christian Doppler, quien explicó el fenómeno en 1842. El efecto Doppler expone que una emisión de sonido cambia de longitud de onda a medida que se aleja del sujeto oyente. Un ejemplo clásico que ilustra este efecto es el del tren que pasara por delante de nosotros haciendo sonar su silbato y que el sonido de este se convertiría en más agudo a medida que se alejase de nosotros.
Pero no fue hasta 1929 en que Edwin Hubble publicó el cálculo realizado sobre las distancias en un análisis efectuado sobre la velocidad radial de las nebulosas. Hubble aplicó el efecto Doppler a las distancias entre nebulosas y se apercibió que explicaba perfectamente el porqué había unas estrellas que tenían una radiación de color azul mientras que otras la tenían en rojo. Dicho cálculo lo había llevado a cabo medio siglo después que Huggins descubriera un corrimiento al rojo en el espectro de Sirio.
Así que, por lo tanto, lo que en realidad vemos de una estrella es la luz emitida a la distancia en que se encuentra. Y según esa distancia la veremos de un color u otro en el espectro de la radiación.
Pero las estrellas tienen sus propios colores y como se dijo más arriba, según el tipo espectral de la clasificación tendrán una masa u otra.
El tipo espectral diferencia y clasifica hasta siete tipos distintos de estrellas, en las que distingue temperatura, color convencional, masa, radio, luminosidad y líneas de absorción. La clasificación se realiza usando la siguiente nomenclatura desde las más calientes a las más frías:
O: Que serían las estrellas más brillantes y más masivas, teniendo el color azul.
B: Que se trataría de las estrellas con un color blanco azulado
A: Estrellas de color blanco
F: Blanco amarillento
G: Amarillo, grupo al que pertenece nuestro propio Sol.
K: Amarillo anaranjado
M: Rojo, las estrellas menos luminosas y más frías.
Las estrellas suelen tener unas masas gigantescas, que entrarían en un rango de entre 0,08 y 120-200 masas solares. Los objetos de masa inferior son las enanas marrones mientras que las estrellas de masa superior a 120-200 no son viables según el límite de Eddigton. (El límite de Eddigton es la máxima luminosidad que puede atravesar una capa gasificada en equilibrio hidrostático) La Masa solar es una unidad de medida usada para medir por comparación la masa de las estrellas y otros objetos estelares como galaxias. Es igual a la masa del Sol y equivaldría a unas 332.950 veces la masa de la Tierra.
También se clasifican las estrellas según el diagrama de Hertzsprung-Russell, el cual utiliza como patrones la temperatura superficial de una estrella y su magnitud absoluta.
El diagrama Hertzsprung-Russell, representado como una diagonal con los grupos de estrellas en su segunda fase de evolución estelar como las más destacadas y llamado Secuencia Principal, es usado principalmente para distinguir los distintos tipos de estrellas. En la parte superior izquierda del diagrama encontraríamos las estrellas calientes y brillantes y en la inferior derecha las más frías y menos brillantes. Fuera de la diagonal y en la parte superior hallaríamos el tipo de estrellas llamadas gigantes y Super gigantes rojas y en la inferior las llamadas enanas blancas.
Los diferentes tipos de estrellas que podríamos encontrar en la clasificación serían: Enanas blancas, super gigantes rojas, gigantes azules, gigantes naranjas, enanas marrones, super gigantes amarillas, etc. Y muchas de ellas deben su estado a la fase de evolución de una estrella.
La evolución estelar es la sucesión de transformaciones que sufre una estrella durante el período de vida de la misma. La existencia de una estrella está dominada por procedimientos nucleares, dando lugar a distintas fases que dependerán de los valores de los diferentes tipos de reacciones nucleares que en ella acontecen.
Las distintas fases son:
Presecuencia Principal: Donde desde una nube de hidrógeno molecular se formará la protoestrella.
Inmensas oscilaciones gravitatorias, ocasionadas por supernovas principalmente, crean un núcleo con una intensa atracción gravitatoria atrayendo a las nubes moleculares sobre sí mismas. Esto ocasiona que se cree una densidad que seguirá en aumento hasta crear un núcleo en contracción que derivará en una protoestrella.
Secuencia Principal: (Hace referencia a la zona del diagrama de Hertzsprung-Russell en donde abundan más las estrellas) Es la fase de vida más larga estelar. Durante el principio de esta fase la estrella va adquiriendo su diámetro.
En el tiempo que duran las interacciones en el núcleo, conservándose la hidrostásis en equilibrio, se mantendrá el aspecto brillante que determinó Niels Bohr en su teoría de las órbitas cuánticas.
Tras un tiempo de dilatación en la que se fusiona la materia, los segmentos exteriores del cuerpo fusionarán los átomos, produciendo un acrecentamiento del diámetro estelar hasta que el proceso se paralice. Tras ello la estrella vuelve a contraerse y la fusión de los elementos externos empieza de nuevo hasta provocar un nuevo aumento diametral.
Subgigante: Fase de una estrella en la que es más brillante que una enana de la Secuencia Principal.
Gigante Roja: En esta fase, la masa de una estrella suele ser menor, entre el rango de menos de 8-9 masas solares. Muchas estrellas consumen el hidrógeno de su núcleo a través de esta fase durante la Secuencia Principal. Tras ello se empieza entonces a quemar hidrógeno alrededor del núcleo de helio inerte, haciendo que se alcance un valor mínimo de temperatura en que ya no se puede descender más, tras el cual la estrella está obligada a aumentar su luminosidad y volumen a una temperatura de superficie constante. Entonces la estrella se dilata hasta llegar a obtener un radio de cien millones de kilómetros, transformándose en Gigante Roja y haciendo que se alcance el límite de Schoenber-Chandrasekhar, lo que indica el primer paso hacia el envejecimiento y su colapso.
En esta fase hay diversas subfases que ayudan a la estrella a convertirse en Gigante Roja y son:
1) Apelotonamiento Rojo.
2) Rama Horizontal.
3) Rama Asintótica Gigante.
Super Gigantes Azules: Son estrellas de dimensión enorme. En estas estrellas los procesos de fusión nuclear van tan rápidos que agotan el hidrógeno velozmente y en cantidades formidables.
Super Gigantes Amarillas: Se trataría de una fase intermedia entre las estrellas super gigantes azules y las rojas por la que pasarían las estrellas más masivas. Acostumbra a ser una etapa de muy corta duración.
Super Gigantes Rojas: Estas estrellas son las más grandes, pero no las más masivas, ya que tras consumir el hidrógeno de su núcleo alcanzan a tener más de diez masas solares.
Estrellas de Wolf-Rayet: Es un tipo de estrella muy masiva (20-30 masas solares o incluso en ocasiones más) caliente y evolucionada. Estas estrellas tienen a menudo grandes pérdidas de masa debido a los vientos solares.
Variable Luminosa Azul: Estas son las estrellas más luminosas y entre ellas se encuentran algunas de las más masivas. Esta etapa en la fase estelar de la estrella acostumbra a ser muy breve.
Dentro del tipo espectral, nuestro Sol es una estrella amarilla de Tipo G2 con magnitud media. Una estrella de tamaño pequeño. Pero existen estrellas muchísimo más grandes y masivas, con un tamaño tan inconcebible que se escaparía a nuestra imaginación. Veamos algunas.
Pólux: Gigante Naranja. Se encuentra situada a 33,7 años luz de la Tierra, en la constelación de Géminis. Su luminosidad es 46 veces superior a la del Sol y es 1,8 veces más grande que éste.
Arcturus: Gigante Naranja. Situada a 36,7 años luz de la Tierra. Está situada en la constelación de Boyero y es 113 veces más luminosa que nuestro Sol y 26 veces mayor que éste.
Aldebarán: Gigante Naranja. Dista 65,1 años luz de la Tierra, en la constelación de Tauro. Produce 425 veces más luminosidad que el Sol y es 44 veces más grande.
Rigel: Super Gigante Azul muy masiva. Está situada a 860 años luz de la tierra, en la constelación de Orión. Su luminosidad es 50.000 veces mayor que la del Sol y es 73 veces mayor que este.
Estrella Pistola: Hiper Gigante Azul (Variable Luminosa Azul) Situada a 25.000 años luz de la Tierra, en la constelación de Sagitario. Es 150 veces mayor que el Sol y 1’7 millones de veces más luminosa.
Antares: Super Gigante Roja. Se encuentra a 600 años luz en la constelación de Escorpio. Es 6.000 veces más brillante que el Sol y 700 veces más grande.
Mu Cephei: Super Gigante Roja. Esta situada entre 2.400 y 2.800 años luz de nuestro Sistema Solar, en la constelación de Cefeo. Su luminosidad es 350.000 veces superior a la del Sol y es 1.650 veces mayor que este. Su diámetro es de 2.297.675.000 km (El diámetro de la tierra es 12.756 km)
VY Canis Majoris: Híper Gigante Roja. Situada a unos 5.000 años lu
z en la constelación del Can Mayor. Es 300.000 veces más luminosa que el sol y 2.600 veces mayor. Su diámetro se ha calculado en 2800.000.000 de kilómetros. Se estima que si se diese toda la vuelta a la estrella en un avión comercial convencional, se tardaría unos 1.100 años en circunnavegarla.( Nota: En realidad los astrónomos no se ponen de acuerdo en su diámetro real, para unos es de 1.800 radios y para otros es de 2600.)
Las estrellas pueden morir de distintas formas. Cuando el proceso de fusión del hidrógeno se detiene por el agotamiento de ese elemento, la estrella entra en fase de colapso, donde la fuerza de la gravedad y demás interacciones producirán una ostensible variación diametral, y dependiendo de su masa se convertirá en supernova o bien en una enana blanca. Entonces dejará rastro estelar en forma de estrella de neutrones o en forma de agujero negro.
El final del proceso de colapso viene determinado por el agotamiento de los materiales fusibles en las zonas exteriores de la estrella. Entonces las fuerzas gravitatorias impondrán su fuerza, cumpliendo con el Principio de Exclusión de Pauli haciendo que la estrella degenere y termine convirtiéndose en una Supernova.
Por tanto una estrella es como un ser humano, nace, crece y se desarrolla y finalmente muere. Las hay que viven poco, las supermasivas, que agotan rápidamente todo su material fisible, vivendo algunos cientos de millones de años y hay otras longevas como nuestro Sol, que tiene una vida media de 10.000.000.000 de años. Según los científicos el Sol está en la mitad de su vida, por lo que nos quedan todavía 5000.000.000 de años para disfrutar de sus benéficas propiedades y de su gratificante calor en invierno.
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