Estrella

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Para otros usos de este término, véase Estrella (desambiguación).

El cúmulo estelar de las Pléyades es una de las agrupaciones de estrellas jóvenes más conocidas.

Una estrella es una esfera de plasma autogravitante, en equilibrio hidrostático, que genera energía en su interior mediante reacciones termonucleares. La energía generada se emite al espacio en forma de radiación electromagnética, neutrinos y viento estelar.

Las estrellas se observan en el cielo nocturno como puntos luminosos, titilantes debido a las distorsiones ópticas que produce la turbulencia y las diferencias de densidad de la atmósfera terrestre (seeing). El Sol, al estar tan cerca, se observa no como un punto sino como un disco luminoso cuya presencia o ausencia en el cielo terrestre provoca el día o la noche respectivamente.

Son objetos de masas enormes comprendidas entre 0,08 y 120 masas solares (M_sol). Su luminosidad también tiene un rango muy amplio yendo desde una diez milésima a un millón de veces la luminosidad del Sol. El radio, la temperatura y la luminosidad de una estrella se pueden relacionar mediante su aproximación a cuerpo negro con la siguiente ecuación:

donde L es la luminosidad, σ la constante de Stefan-Boltzmann, R el radio y T_e la temperatura efectiva.

[editar] Formación y evolución de las estrellas

Las estrellas se forman en las regiones más densas de las nubes moleculares como consecuencia de las inestabilidades gravitatorias causadas, principalmente, por supernovas o colisiones galácticas. El proceso se acelera una vez que estas nubes de hidrógeno molecular (H₂) empiezan a caer sobre sí mismas, alimentado por la cada vez más intensa atracción gravitatoria. Su densidad aumenta progresivamente, siendo más rápido el proceso en el centro que en la periferia. No tarda mucho en formarse un núcleo en contracción muy caliente llamado protoestrella. El colapso en este núcleo es, finalmente, detenido cuando comienzan las reacciones nucleares que elevan la presión y temperatura de la protoestrella. Una vez estabilizada la fusión del hidrógeno, se considera que la estrella está en la llamada secuencia principal, fase que ocupa aproximadamente un 90% de su vida. Cuando se agota el hidrógeno del núcleo de la estrella, su evolución dependerá de la masa (detalles en evolución estelar) y puede convertirse en una enana blanca o explotar como supernova, dejando también un remanente estelar que puede ser una estrella de neutrones o un agujero negro.

Así pues, la vida de una estrella se caracteriza por largas fases de estabilidad regidas por la escala de tiempo nuclear separadas por breves etapas de transición dominadas por la escala de tiempo dinámico (ver: Escalas de tiempo estelar).

Una estrella típica como el Sol tendrá simetría esférica y perderá a lo largo de su vida una cantidad de masa despreciable con respecto al total. En el Sistema Solar unos 10²⁰ gramos de materia estelar son expulsados por el viento solar cada año. Las pérdidas de masa sólo serán significativas en las estrellas de más de 10 masas solares, las cuales son mucho más escasas.

En las fases finales del ciclo, ya sea mediante supernovas o por la acción de intensísimos vientos estelares, la estrella expulsa parte del material que la forma al espacio interestelar. Esto incluye elementos pesados producidos en la estrella que más tarde formarán nuevas estrellas y planetas, aumentando así la metalicidad del Universo.

[editar] Agrupaciones y distribución estelar

[editar] Estrellas ligadas

Las estrellas pueden estar ligadas gravitacionalmente unas con otras formando sistemas binarios, ternarios o agrupaciones aún mayores. Hasta hace muy poco se creía que la mayoría de las estrellas formaban parte de sistemas binarios, hoy día se sabe que no es así, aunque, claro, los sistemas binarios, no dejan de ser un altísimo porcentaje, tal vez poco menos de la mitad de los sistemas. Otras veces, las estrellas se agrupan en grandes concentraciones que van desde las decenas hasta los centenares de miles o incluso millones de estrellas, formando los denominados cúmulos estelares. Estos cúmulos pueden deberse a variaciones en el campo gravitacional galáctico o bien pueden ser fruto de brotes de formación estelar (se sabe que todas las estrellas se forman en grupo). En la Vía Láctea se distinguen dos tipos: los cúmulos globulares que se encuentran en el halo y contienen entre 10.000 y 1.000.000 de estrellas, y los cúmulos abiertos que están en el disco y son de formación reciente, algunos con abundantes estrellas azules. Estos últimos son notablemente más pequeños e irregulares que los primeros y tienen un intervalo de edades entre sus miembros más amplio.

[editar] Estrellas aisladas

Como ya se ha dicho, no todas las estrellas mantienen lazos gravitatorios estables; de hecho, la mayoría, lo mismo que nuestro Sol, viajan solitarias, separándose mucho de la agrupación estelar en la que se formaron (hasta donde se sabe, nuestro sol podría haberse formado a media galaxia de distancia). Estas estrellas aisladas obedecen, tan solo, al campo gravitatorio global constituido por la superposición de los campos del total de objetos de la galaxia: agujeros negros, estrellas, objetos compactos y gas interestelar.

[editar] Distribución estelar

Las estrellas no están distribuidas uniformemente en el Universo, a pesar de lo que pueda parecer a simple vista, sino agrupadas en galaxias. Una galaxia espiral típica (como la Vía Láctea) contiene cientos de miles de millones de estrellas agrupadas, la mayoría, en el estrecho plano galáctico. El cielo nocturno terrestre aparece homogéneo a simple vista porque sólo es posible observar una región muy localizada del plano galáctico. Extrapolando de lo observado en la vecindad del Sistema Solar, se puede decir que la mayor parte de estrellas se concentran en el disco galáctico y dentro de éste en una región central, el bulbo galáctico, que se sitúa en la constelación de Sagitario.

[editar] Estructura estelar

Una estrella típica se divide en núcleo, manto y atmósfera. En el núcleo es donde se producen las reacciones nucleares que generan su energía. El manto transporta dicha energía hacia la superficie y según cómo la transporte, por convección o por radiación, se dividirá en dos zonas: radiante y convectiva. Finalmente, la atmósfera es la parte más superficial de las estrellas y la única que es visible. Se divide en cromosfera, fotosfera y corona solar. La atmósfera estelar es la zona más fría de las estrellas y en ellas se producen los fenómenos de eyección de materia. Empero, la corona supone una excepción a lo dicho ya que la temperatura vuelve a aumentar hasta llegar al millón de grados por lo menos. Pero es una temperatura engañosa. En realidad esta capa es muy poco densa y está formada por partículas ionizadas altamente aceleradas por el campo magnético de la estrella. Sus grandes velocidades les confieren a esas partículas altas temperaturas.

A lo largo de su ciclo las estrellas experimentan cambios en el tamaño de las capas e incluso en el orden en que se disponen. En algunas la zona radiante se situará antes que la convectiva y en otras al revés, dependiendo tanto de la masa como de la fase de fusión en que se encuentre. Así mismo, el núcleo también puede modificar sus características y su tamaño a lo largo de la evolución de la estrella.

[editar] Generación de energía en las estrellas

A principios del siglo XX la ciencia se preguntaba cuál era la fuente de la increíble energía que alimentaba las estrellas. Ninguna de las soluciones conocidas en la época resultaba viable. Ninguna reacción química alcanzaba el rendimiento necesario para mantener la luminosidad que despedía el Sol. Asimismo, la contracción gravitatoria, si bien resultaba una fuente energética más, no podía explicar el aporte de calor a lo largo de miles de millones de años. Cuando se descubrió la interacción fuerte aparecieron dos nuevos candidatos: la fisión y la fusión nuclear. La fisión quedó rápidamente descartada, ya que en las estrellas apenas se detectaba presencia alguna de elementos más pesados que el hierro. En seguida quedó claro que sólo la fusión nuclear podía proveer a las estrellas de esas ingentes cantidades de energía que precisaban para mantener su estabilidad.

Nebulosa planetaria M-57, ampliamente conocida como Nebulosa del Anillo. Su diámetro es de aproximadamente un año-luz.

Imagen de la estrella altamente masiva Eta Carinae, capturada por el telescopio espacial Hubble de la NASA. Las nebulosas circundantes tienen un diámetro longitudinal de aproximadamente 0,5 años luz.

Aún así, resultó que las temperaturas que se alcanzan en los núcleos de las estrellas son demasiado bajas como para fusionar los iones. Ocurre que el efecto túnel permite que dos partículas con energías insuficientes para traspasar la barrera de potencial que las separa tengan una probabilidad de saltar esa barrera y poderse unir. Al haber tantas colisiones, estadísticamente se dan suficientes reacciones de fusión como para que se sostenga la estrella pero no tantas reacciones como para hacerla estallar. Existe un óptimo de energía para el cual se dan la mayoría de reacciones que resulta del cruce de la probabilidad de que dos partículas tengan una energía determinada E a una temperatura T y de la probabilidad de que esas partículas se salten la barrera por efecto túnel. Es el llamado pico de Gamow.

Una gran variedad de reacciones diferentes de fusión tienen lugar dentro de los núcleos de las estrellas, las cuales dependen de la masa y la composición.

Normalmente las estrellas inician su combustión nuclear con alrededor de un 75% de hidrógeno y un 25% de helio junto con pequeñas trazas de otros elementos. En el núcleo del Sol con unos 10⁷ K el hidrógeno se fusiona para formar helio mediante la cadena protón-protón:

4¹H → 2²H + 2e⁺ + 2ν_e (4.0 MeV + 1.0 MeV)

2¹H + 2²H → 2³He + 2γ (5.5 MeV)

2³He → ⁴He + 2¹H (12.9 MeV)

Estas reacciones quedan reducidas en la reacción global:

4¹H → ⁴He + 2e⁺ + 2γ + 2ν_e (26.7 MeV)

En estrellas más masivas el helio se produce en un ciclo de reacciones catalizadas por el carbono, es el ciclo del carbono-nitrógeno-oxígeno. Esto es representado ejemplarmente en el caso de una estrella con 18 masas solares:

En las estrellas cuyos núcleos se encuentran a 10⁸ K y cuyas masas van desde las 0.5 a las 10 masas solares el helio resultante de las primeras reacciones puede transformarse en carbono a través del proceso triple-alfa:

⁴He + ⁴He + 92 keV → ^8*Be

⁴He + ^8*Be + 67 keV → ^12*C

^12*C → ¹²C + γ + 7.4 MeV

La reacción global es:

3⁴He → ¹²C + γ + 7.2 MeV

[editar] Composición

La composición química de una estrella varía según la generación a la que pertenezca. Cuanto más antigua sea más baja será su metalicidad. Al inicio de su vida una estrella similar al Sol contiene aproximadamente 75% de hidrógeno y 23% de helio. El 2% restante lo forman elementos más pesados, aportados por estrellas que finalizaron su ciclo antes que ella. Estos porcentajes son en masa; en volumen, la relación es 90% de hidrógeno y 10% de helio.

En la Vía Láctea las estrellas se clasifican según su riqueza en metales en dos grandes grupos. Las que tienen una cierta abundancia se denominan de la población I, mientras que las estrellas pobres en metales forman parte de la población II. Normalmente la metalicidad va directamente relacionada con la edad de la estrella. A más elementos pesados más joven es la estrella.

La composición de una estrella evoluciona a lo largo de su ciclo, aumentando su contenido en elementos pesados en detrimento del hidrógeno, sobre todo. Sin embargo, las estrellas sólo queman un 10% de su masa inicial, por lo que globalmente su metalicidad no aumenta mucho. Además, las reacciones nucleares sólo se dan en las regiones centrales de la estrella. Este es el motivo por el que cuando se analiza el espectro de una estrella lo que se observa es, en la mayoría de los casos, la composición que tenía cuando se formó. En algunas estrellas poco masivas los movimientos de convección penetran mucho en el interior, llegando a mezclar material procesado con el original. Entonces se puede observar incluso en la superficie parte de ese material procesado. La estrella presenta, en esos casos, una composición superficial con más metales.

[editar] La estrella prototípica

Diagrama de la fusión nuclear en el sol.

El Sol.

Imagen de Betelgeuse obtenida con el telescopio espacial Hubble.

El Sol es tomado como la estrella prototípica, no porque sea especial en ningún sentido, sino porque es la más cercana a la Tierra y por tanto la más estudiada. La mayoría de las características de las estrellas se suelen medir en unidades solares. Las magnitudes solares son usadas en astrofísica estelar como patrones.

La masa del Sol es:

M_sol = 1.9891 × 10³⁰ kg

y las masas de las otras estrellas se miden en masas solares abreviado como M_sol.

[editar] Clasificación

La primera clasificación estelar fue realizada por Hiparco de Nicea y preservada en la Cultura Occidental a través de Ptolomeo, en una obra llamada almagesto. Este sistema clasificaba las estrellas por la intensidad de su brillo aparente visto desde la Tierra. Hiparco definió una escala decreciente de magnitudes, donde las estrellas más brillantes son de primera magnitud y las menos brillantes, casi invisibles con el ojo desnudo, son de sexta magnitud. Aunque ya no se emplea, constituyó la base para la clasificación actual.

La clasificación moderna se realiza a través del tipo espectral. Existen dos tipos de clasificación, basados en dos catálogos diferentes: el catálogo de Henry Draper (HD) realizado en Harvard a principios del siglo XX, el cual determina lo que se denomina Tipo espectral, y el catálogo del Observatorio de Yerkes, realizado en 1943, el cual determina lo que se denomina Clase de luminosidad.

[editar] Tipos espectrales

Esta clasificación distingue las estrellas de acuerdo a su espectro luminoso y su temperatura superficial. Una medida simple de esta temperatura es el índice de color de la estrella.

La clasificación es W, O, B, A, F, G, K, M, L y T yendo de mayor a menor temperatura. Las estrellas de tipo O, B y A son muy calientes, y el tipo M es considerablemente más frío. Los tipos W, L y T se introdujeron recientemente. La temperatura superficial, que determina la clase espectral, también determina el color de la estrella. De esta manera, las estrellas O son azules, mientras que estrellas de menor temperatura superficial (clases K o M) son rojizas, como Betelgeuse o Antares.

Una pequeña guía de los diferentes colores y ejemplos de estrellas pertenecientes al grupo se cita a continuación:

[editar] Clases de luminosidad

Desafortunadamente la clasificación de Harvard de tipos espectrales no determina unívocamente las características de una estrella. Estrellas con la misma temperatura pueden tener tamaños muy diferentes, lo que implica luminosidades muy diferentes. Para distinguirlas se definieron, en Yerkes, las clases de luminosidad. En este sistema de clasificación se examina nuevamente el espectro estelar y se buscan líneas espectrales sensibles a la gravedad de la estrella. De este modo es posible estimar su tamaño.

Ambos sistemas de clasificación son complementarios.

Aproximadamente un 10% de todas las estrellas son enanas blancas, un 70% son estrellas de tipo M, un 10% son estrellas de tipo K y un 4% son estrellas tipo G como el Sol. Tan sólo un 1% de las estrellas son de mayor masa y tipos A y F. Las estrellas de Wolf-Rayet son extremadamente infrecuentes. Las enanas marrones, proyectos de estrellas que se quedaron a medias a causa de su pequeña masa, podrían ser muy abundantes pero su débil luminosidad impide realizar un censo apropiado.

[editar] Mitología estelar

Tal como ha sucedido con ciertas constelaciones y con el propio Sol, las estrellas en general tienen su propia mitología. En estadios precientíficos de la civilización se las ha observado como entidades vivientes (animismo), dotadas de fuerza sobrenatural. Se las ha identificado, eventualmente, con el alma de los muertos, o bien con dioses o diosas. La trayectoria de las estrellas y su configuración en el espacio, aún hoy forman parte de algunos constructos culturales ligados al pensamiento mágico.

[editar] Bibliografía

• Davies, Paul: El universo desbocado. Salvat Editores, 1993. ISBN 84-345-8895-1
• Ekrutt, Joachim: Estrellas y planetas. Everest Pub, 1996 ISBN 8424127463
• Murdin, Pavy y Lesley: Supernovas. Promotora General de Estudios, 1989 ISBN 8486505224
• WIDMANN, Walter y SCHÜTTE, Karl. Guía de las estrellas. Barcelona: Ediciones Omega, 05/1989. ISBN 84-282-0843-3 e ISBN 978-84-282-0843-7.
• HERRMANN, Joachim. Estrellas. Segunda edición. Colección "Guías de naturaleza Blume". Barcelona: Naturart, 04/1990. ISBN 84-87535-13-5 e ISBN 978-84-87535-13-0.

[editar] Inglés

• Pickover, Clifford. The Stars of Heaven. Oxford University Press, 2001 ISBN 0195148746
• Prialnik, D.:An Introduction to the Theory of Stellar Structure and Evolution. Cambridge University Press, 2000 ISBN 0-521-65065-8
• Gribbin, John y Gribbin, Mary: Stardust, Supernovae and Life — The Cosmic Connection. Yale University Press, 2001 ISBN 0300090978
• Kippenhahn, R. y Weigert, A.: Stellar structure and evolution. 2a edición corregida ISBN 3-540-50211-4

[editar] Alemán

• Langer, N.: Leben und Sterben der Sterne. Munich, 1995 ISBN 3-406-39720-4.
• Scheffler, H. y Elsässer, Hans: Physik der Sterne und der Sonne ISBN 3-411-14172-7
• Voigt, H. H.: Abriß der Astronomie ISBN 3-411-03148-4

[editar] Véase también

• Catálogo de estrellas
• Clasificación estelar
• Estrellas variables
• Constelaciones
• Diagrama de Hertzsprung-Russell
• Estructura estelar
• Evolución estelar
• Lista de estrellas
• Objeto astronómico
• Lista de estrellas cercanas a la Tierra

[editar] Enlaces externos

El Wikcionario tiene una entrada sobre estrella

[editar] Español

• Astronomía Sur Estrellas
• portalciencia.net Mitología: Estrellas y Planetas
• Proyecto Celestia Web sobre el uso del programa Celestia en un Instituto de Educación Secundaria

[editar] Inglés

• Imágenes de posiciones estelares en la superficie de Betelgeuse
• Descubra qué se conoce de una estrella determinada, ingresando su nombre o posición
• Lista de estrellas especiales

[editar] Alemán

• www.zum.de Formación estelar
• www.astronomia.de Formación estelar (resumen)
• Celestia Simulación espacial 3D en tiempo real (OpenGL)