¡Las estrellas! Esa Gran Familia

Cuando en 2009, se celebró el Año Internacional de la Astronomía y pudimos ser uno de los colaboradores de aquel evento Internacional, en éste página, cada día, se exhibieron trabajos de interés para explicar cuestiones del Universo, cosas que la gente de la calle desconocían, y, con la intención de que les llegará esta información, así nos empeñamos durante todo el año en presentar diversos temas del Universo contados y explicados de manera sencilla para su mejor entendimiento.

Uno de los temas que se trataron, fue el de la variedad de estrellas que habían en el cielo, ya que, no todas son iguales ni están compuestas por los mismos materiales, así que, relacionamos aquí algunas de ellas para que, al menos, nuestros lectores tuvieran una idea más amplia sobre lo que realmente son las estrellas que cada noche pueden contemplar brillando en el cielo.

Símbolo del AIA

Estrella enana:

                      Sí, aunque el Sol nos parece tan grande (que lo es), está en el grupo de las estrellas enanas situadas en la Secuencia Principal.

Estrella de la secuencia principal del diagrama de Hertzsprung-Russell. Las estrellas enanas tienen una clase de luminosidad V. La mayoría de las estrellas son de este tipo, como el Sol. Varían de masa entre 0,1 y 100 masas solares. El nombre proviene de que las estrellas de la secuencia principal son más pequeñas que aquellas con la misma masa que han evolucionado a gigantes. Las enanas blancas, enanas negras y enanas marrones no son enanas en este sentido de pertenecer a la secuencia principal.

Estrella estándar:

Estrella utilizada para calibrar las observaciones de las estrellas que no han sido estudiadas previamente, particularmente en fotometría. En espectrofotometría, las estrellas estándar son comparadas con una fuente de cuerpo negro localizada cerca del telescopio de manera que la cantidad de radiación emitida en cada longitud de onda sea conocida. En fotometría convencional, las estrellas estándar tienen magnitudes y colores conocidos con precisión, con las que se pueden comparar las estrellas bajo estudio. Cada sistema de fotometría (por ejemplo, la fotometría de Johnson, la de Kron-Cousins Rl o la de Stromgren) tiene su propio conjunto de estándares que han sido comparados entre sí cuidadosamente. Las estrellas estándar deben ser lo suficientemente brillantes como para ser fácilmente observables con pequeños telescopios, pero no tan brillantes como para que saturen los fotómetros de los grandes telescopios.

Estrella evolucionada:

Estrella que ha agotado el combustible de hidrógeno en su núcleo y ha evolucionado hacia fuera de la secuencia principal. Dependiendo de su masa, una estrella evolucionada puede estar quemando otros combustibles nucleares en su núcleo e hidrógeno en una fina capa alrededor de éste (como las gigantes), o puede estar constituida por combustible nuclear gastado (como las estrellas de neutrones y las enanas blancas).

Estrella flare:

Es una Estrella fulgurante, una forma de variable eruptiva que sufre fulguraciones bruscas e impredecibles con un tiempo de aumento de segundos y un tiempo de atenuación de minutos. Las estrellas fulgurantes tienen  un espectro de tipo Ke o Me y un intenso campo magnético. El término es generalmente tomado como  sinónimo de Estrellas UV Ceti. Las Estrellas BY Draco también presentan fulguraciones.

Estrella flash:

Término obsoleto para las estrellas fulgurantes encontradas en las asociaciones T y en los cúmulos jóvenes. Dicha estrella se considera generalmente como un subtipo de las estrellas UV Ceti (designadas UVN), y es probablemente una forma de variable irregular (INB) que sufre además fulguraciones.

“Estrella” fugaz:

                                                                               Nombre popular para meteoros.

Estrella fugitiva:

                                         Generalmente son los vientos estelares los que producen tal efecto

Estrella joven que se mueve a altas velocidades, quizás a cientos de kilómetros por segundo, sugiriendo que ha sido eyectada de su lugar de nacimiento por algún suceso violento. Dichas estrellas fueron probablemente una vez parte de una binaria, pero fueron eyectadas bien cuando su compañera explotó como supernova, o bien por medio de un encuentro cercano con otra binaria.

Estrella fulgurante:

                                                                                         Cefeidas fulgurantes

Forma de variable eruptiva que sufre fulguraciones bruscas e impredecibles con un tiempo de aumento de segundos y un tiempo de atenuación de minutos. Las estrellas fulgurantes tienen un espectro de tipo Ke o Me y un intenso campo magnético. Aunque el término es generalmente tomado como sinónimo de estrella UV Ceti, las estrellas BY Draconis también presentan actividad de fulguraciones.

Estrella guía:

                                                                                             Sirio (El Can Mayor)

Sirio (Alfa Canis Majoris) es la estrella más brillante del firmamento a 8,6 años luz de la Tierra y es la estrella guía por excelencia de los navegantes. Esta estrella tuvo una inmensa influencia en las civilizaciones antiguas como la egipcia.

Estrella hipergigante:

Término utilizado en la actualidad para describir una estrella con una masa mayor que unas 30 masas solares. El término fue empleado por primera vez para describir los objetos más brillantes observados en las Nubes de Magallanes, debido a que parecían ser más luminosos, y por tanto más masivos, que cualquier otra estrella de nuestra propia Galaxia. Ahora se sabe que estas estrellas no son objetos individuales, sino cúmulos de estrellas menos masivas.

Estrella invitada:

Nombre por el que se conoce en los registros de la antigua China a los objetos celestes temporales, como cometas, novas o supernovas. La Azulada de la derecha es una estrella invitada.

Estrella magnética:

Estrella con un intenso campo magnético, como revela el desdoblamiento Zeeman de las líneas de su espectro. Algunos ejemplos importantes son las estrellas A peculiares (estrellas Ap), en las que la intensidad del campo magnético también es variable. Mas recientemente se ha aplicado el término “estrella magnética” a las estrellas AM Herculis, una clase de variable cataclísmica que contiene enanas blancas con campos magnéticos extremadamente intensos (del orden de 100 teslas).

Estrella múltiple:

Sistema de tres o más estrellas ligadas por su atracción gravitacional mutua. Se estima que alrededor de un tercio de todas las binarias conocidas son realmente triples. La proporción disminuye para multiplicidades mayores.

Se conocen algunos sistemas con seis componentes, aunque son raros (menos del 1% de todos los sistemas múltiples). En los sistemas triples hay con frecuencia un par con componentes relativamente cercanas entre ellas, estando la tercera componente en una órbita más alejada. En los sistemas cuádruples, sin embargo, aparecen con la misma frecuencia las jerarquías 2 : 2 (2 pares) y 1 : 1 : 2.

Estrella peculiar:

Estrella que se sabe que es variable, pero a la que no se le puede asignar ningún tipo en una clasificación específica, o una cuyas características parecen ser únicas. Algunas estrellas peculiares probablemente representan objetos en transición entre un tipo reconocido de variable y otro.

Estrella pobre de metales:

Estrella con una proporción de elementos pesados mucho menor que la del Sol, quizás tan pequeña como un 1% o menos. Son estrellas de la población II, y se encuentran habitualmente en el halo de nuestra Galaxia o en cúmulos globulares; son estrellas muy viejas, formadas antes de que la Galaxia fuera enriquecida químicamente por las primeras generaciones de explosiones de supernova.

Estrella rica en metales:

Estrellas con una alta proporción de elementos pesados como calcio, hierro y titanio. Son miembros de la Población I, y se encuentran en el disco y en los brazos espirales de nuestra Galaxia.

Estrella simbiótica:

Estrella en muchos casos una variable cataclísmica que presenta líneas espectrales a temperaturas muy diferentes, como las típicas de una gigante roja de tipo tardío o supergigante (3000K) y las de una estrella enana B (20 000 K). Dichas características indican que la estrella es una binaria interaccionante.

       Estrella variable cataclísmica

El grupo es muy heterogéneo, aunque incluye a las relativamente bien definidas estrellas Z Andromedae, las novas simbióticas o las estrellas RR Telescopio, y objetos como las R Aquarii, que parecen tener un disco de acreción y chorros emergiendo de manera aproximadamente perpendicular al plano del disco. Ocurre transferencia de masa bien a través de corrientes de masa o bien por vientos estelares procedentes de la secundaria gigante.

Estrellas supermasivas:

Eta Carinae

Estrella de más de 120 masas solares, tan luminosa que se esperaría que se desintegrase por la presión de su propia radiación. Las estrellas supermasivas fueron propuestas como explicación a unos objetos muy brillantes existentes en la Gran Nube de Magallanes, aunque en la actualidad se sabe que son cúmulos de estrellas O ordinarias. El mejor exponente de estrella supermasiva es el de Eta Carinae que, su exceso de masa, la hace eyectar material al espacio interestelar que la envuelve, para evitar su propia destrucción.

Estrellas fijas:

Expresión arcaica para el fondo de estrellas en general, con el fin de distinguirlas de los planetas que eran conocidos como estrellas errantes. En la actualidad, el término se aplica a las estrellas sin movimiento propio detectable.

Estrellas gigantes:

Estrella que ha crecido en tamaño durante el final de su vida, habiendo convertido todo el hidrógeno de su núcleo en helio. Dichas estrellas se encuentran por encima de la secuencia principal en un diagrama de Hertzsprung-Russell. Una gigante es más brillante, más grande y más fría que una estrella de la secuencia principal de la misma masa.

Las gigantes tienen diámetros que son 5-25 veces el del Sol, y luminosidades desde decenas a centenas de veces la del Sol. Tienen clase de luminosidad II o III.

Las gigantes azules tienen una temperatura superficial de unos 30 000 K y una luminosidad de unas 10 000 veces la del Sol. A medida que envejecen se expanden y enfrían, convirtiéndose finalmente en gigantes rojas.

La gigantes rojas que son estrellas frías y altamente luminosas, han abandonado la secuencia principal por agotamiento del hidrógeno y estando alimentada por reacciones nucleares entre elementos más pesados. Su color se debe a las bajas temperaturas superficiales (por debajo de 4 000 K, tipo espectral K o M).

Las estrellas masivas de la secuencia principal pueden evolucionar a gigante roja (ya lo expliqué al principio de esta serie sobre las estrellas en la parte de su evolución) atravesando una fase de gigante azul, mientras que las estrellas de masa menor, como nuestro propio Sol, evolucionarán directamente hacia gigante roja. Muchas gigantes rojas son estrellas variables pulsantes.

Estrella de Carbono

Aquí tenemos a R Leporis, una estrella de Carbono a la que se puso el nombre de la “Estrella Carmesí”, o, la “Gota de Sangre”.

Es una estrella gigante roja y fría en una avanzada etapa de su vida mostrando intensos rasgos característicos de Carbono en forma e bandas de CN, CH, y C, en su espectro; también conocida como tipo espectral C. En las estrellas de Carbono la abundancia de átomos de Carbono es mucho mayor que la de Oxígeno.

La Gama y variedad de estrellas es grande: De Torio, circonio, estroncio, helio, de bariones, de Silicio, de Litio, de Mercurio, Manganeso, etc. También existe otra gama extensa de estrellas que se clasifican por sus características dentro de las poblaciones a las que pertenecen.

Estrellas de Neutrones:

Estrellas que se forman a partir de estrellas masivas (2-3 masas solares) cuando al final de sus vidas, agotado el combustible nuclear de fusión, quedan a merced de la Gravedad que no se ve frenada por la fusión nuclear, y, en ese momento, la estrella comienza a contraerse bajo su propio peso, de forma tal que, los protones y electrones se funden y se convierten en neutrones que, al verse comprimidos tan violentamente, y, no pudiendo permitirlo por el principio de exclusión de Pauli, se degeneran y y hacen frente a la fuerza gravitatoria, consiguiendo así el equilibrio de lo que conocemos como estrella de neutrones de intenso campo electromagnético y rápida rotación.

Estos objetos, después de los Agujeros Negros, son los más densos que se conocen en el Universo, y, su masa podría pesar 10¹⁷ Kg/m^3.

La estrella de Quarks

Es hipotética, aún no se ha observado ninguna pero, se cree que pueden estar por ahí, y, si es así, serían mucho más densas que las de neutrones, ya que, ni la degeneración de los neutrones podría parar la Fuerza de la Gravedad.

Estrella Enana Blanca

Nuestro Sol es de esta clase de estrellas y, tampoco su densidad se queda corta, ya que, alcanzan 5 x 10⁸ Kg/m³. Aquí, cuando la estrella implosiona y comienza a comprimirse bajo su propio peso por la fuerza de Gravedad, como ocurrió con la estrella de Neutrones, aparece el Principio de Exclusión de Pauli, el cual postula que los fermiones (los electrones son fermiones) no pueden ocupar el mismo lugar estando en posesión del mismo número cuántico, y, siendo así, se degeneran y hace que, la compresión de la estrella por la Gravedad se frene y vuelve el equilibrio que la convierte en estrellas enana blanca.

El fenómeno de convertirse en enana blanca ocurre cuando la estrella original tiene una mása máxima posible de 1,44 masas solares, el límite de Shandrashekar, si fuera mayor se convertiría en estrella de neutrones. Y, siendo mayor la masa de 3-4 masas solares, su destino sería un agujero negro.

                   Cualquiera de estas imágenes podría representar el final del Sol dentro de 5.000 M de años

La variedad de Nebulosas Planetarias es enorme, y, cada una de ellas tiene sus propias características. Nuestro Sol podría ser cualquiera de ellas, y, al final de su vida, después de la etapa de Gigante Roja en la que su óbita aumentará hasta engullirse a Mercurio, a Venus y a la propia Tierra, comenzará a contraerse para convertirse en una de ellas y, lo que fué el Sol, se quedará reducido a ese puntito blanco y denso que vemos en el centro de la Nebulosa de abajo.

Está claro que la lección de hoy sobre las estrellas es insuficiente y de que existen muchas más clases de estrellas que aquí no han sido nombradas pero, es tanta la diversidad y tan enorme la gama de peculiaridades de todas las estrellas del cielo que, exponerlas aquí todas sería imposible. Además, y, como muy bien nos dijo Nelson hace unos días, este lugar es para aficionados que, en amable tertulia puedan desahogar sus pasiones por la Astronomía y los objetos del cielo, exponer sus propias ideas e intercambiar pareceres que, de esa manera, siempre dentro de los parámetros del bien estar, aprenderemos los unos de los otros y, todos, nos enriqueceremos.

emilio silvera

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