Estrella, gran cuerpo celeste compuesto de gases calientes que emiten radiación

ESTRELLAS

electromagnética, en especial luz, como resultado de las reacciones nucleares que tienen lugar en su interior. El Sol es una estrella. Con la única excepción del Sol, las estrellas 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 relativos 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 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.

   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.

 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.

 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.

   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.

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.

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.

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 (ä) Aquilae.

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.

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.

 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.

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 masa común. 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

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.

 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.

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.[1]