CARACTERÍSTICAS DE UNA ESTRELLA: COLOR Y BRILLO.
- BRILLO: Una de las primeras cosas que se nos hace evidente al iniciarnos en Astronomía y observar el cielo con mirada analítica es que éste aparece repleto de estrellas con diferente luminosidad. Esto nos hace de inmediato pensar que las estrellas han de clasificarse en una primera aproximación según su brillo. Esta división, conocida como "escala de magnitudes" se la debemos a Hiparco quien en el siglo II A.C. las clasificó en seis categorias, según tuvieran mayor o menor brillo. A las más brillantes les dió magnitud 1 , a las siguientes 2 y así hasta la sexta que serían las estrellas más debiles reconocibles a simple vista. Cuanto más pequeño es el número de magnitud más brillante será el astro, y cuanto más debil sea su brillo se le asignará un número más alto.
- COLOR: Si nos fijamos con detenimiento o las observamos a través del telescopio veremos que, además, las estrellas pueden tener diferentes colores o tonalidades, desde el rojo hasta el azul. ¿Por qué tienen diferentes colores? El color de las estrellas depende básicamente de la temperatura de su superficie. Del mismo modo que todos sabemos que la luz ultravioleta es mucho más intensa que la infrarroja; el color azulado implica radiaciones más intensas, más energéticas y, por tanto, corresponde a temperaturas mayores.co contradictorio, las estrellas azules son las más calientes; y las rojas, las más frías.
Los dibujos de constelaciones más antiguos que se conocen señalan que las constelaciones ya habían sido establecidas el 4000 a.C. Los sumerios le dieron el nombre a la constelación Acuario, en honor a su dios An, que derrama el agua de la inmortalidad sobre la Tierra. Los babilonios ya habían dividido el zodíaco en 12 signos iguales hacia el 450 a.C.
Para designar las aproximadamente 1.300 estrellas brillantes, se utiliza el genitivo del nombre de las constelaciones, precedido por una letra griega; este sistema fue introducido por Johann Bayer. Por ejemplo, a la famosa estrella Algol, en la constelación Perseo, se le llama Beta Persei.
Entre las constelaciones más conocidas se hallan las que se encuentran en el plano de la órbita de la Tierra sobre el fondo de las estrellas fijas. Son las constelaciones del Zodíaco. Ademas de estas, algunas muy conocidas son Cruz del Sur, visible desde el hemisferiosur, y Osa Mayor, visible desde el hemisferio Norte. Estas y otras constelaciones permiten ubicar la posición de importantes puntos de referencia como, por ejemplo, los polos celestes.
Al igual que en la Tierra necesitamos mapas para encontrar un sitio en una ciudad, también necesitamos mapas para observar el cielo. Un mapa estelar puede mostrarnos con exactitud dónde se encuentra un objeto, dentro de una miríada de objetos en el cielo. Es necesario tener una carta para realizar buenas observaciones astronómicas. Se estima que en hay cerca de 6000 estrellas que son visibles a simple vista, siempre y cuando las condiciones climáticas nos lo permitan. Cuando se utiliza una carta, asegurémonos de orientarlo en la misma forma en que nosotros veríamos el objeto en el cielo.
Un planisferio celeste es una carta estelar en forma de 2 discos ajustables que giran sobre un pivote común. Puede ajustarse para mostrar las estrellas visibles en un momento dado. Se emplea para ayudar en el reconocimiento de estrellas y constelaciones. El astrolabio es un predecesor del moderno planisferio.
ESPECTRO DE UNA ESTRELLA. DIAGRAMA H-R
El espectro es la banda de colores que se obtiene al dispersar la luz procedente de una estrella, las características de cada espectro dependen de la temperatura de las capas superficiales de la estrella.
Al dispersar la luz que atraviesa una estrecha ranura se puede observar sobre el espectro una serie de líneas oscuras que lo cruzan, las llamadas líneas espectrales, cada una ocultando cierta parte específica del espectro. Estos conjuntos de líneas corresponden a ciertos elementos químicos, cada uno perteneciente a uno en especial, y dado que son únicos dependiendo la temperatura es posible determinar la composición de la atmósfera estelar.
Estas líneas son oscuras porque absorben parte de la energía de la estrella, por tanto son llamadas líneas de absorción y se producen cuando la radiación procedente del núcleo de la estrella atraviesa una zona mas fría (más superficial).
CLASE
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TEMPERATURA
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CARACTERÍSTICAS
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EJEMPLO
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O
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20.000 - 35.000
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Estrellas azules. Pocas líneas espectrales y débiles. Muestran átomos ionizados, especialmente He III, C III, N III, O III, Si V.
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I Cephei
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B
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15000
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Estrellas blanco azuladas. Son observables líneas de O II, Si II y Mg II. Aparece la línea del He I.
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e-Orionis
Spika
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A
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9000
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Estrellas blancas. La línea del H I (líneas de Balmer) domina el espectro. Aparecen las líneas de los metales neutros.
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Sirio
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F
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7000
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Estrellas blanco amarillentas. Aumento de la cantidad de líneas de H I. Las líneas de metales ionizados aumentan.
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d-Aquilae
Procyon
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G
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5500
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Estrellas amarillas. La intensidad de las líneas de los metales neutros aumentan, mientras que disminuyen las del H I.
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Sol
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K
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4000
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Estrellas amarillo anaranjadas. El espectro está dominado por las líneas de los metales. Bandas moleculares
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Arturo
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M
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3000
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Estrellas rojas.. Son visibles
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Betelgeuse
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L
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1500 - 2000
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Contiene las enanas rojas más frías y las enanas marrones más calientes, que se mantienen debido a la fusión del deuterio y contracción gravitatoria
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T
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750 - 1200
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Sólo visibles en el infrarrojo. El espectro es rico en metano (como los planetas gigantes) y moléculas de agua e hidruro de hierro
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R Leporis
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C
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5500 - 3000
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Estrellas gigantes rojas (van paralelas a las clase M) que también presentan más carbono que las gigantes
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c-Cygni
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- DIAGRAMA DE H-R:
La clasificación espectral completa incluye el tipo de estrella o tipo de luminosidad,). La clasificación Morgan-Keenan es la siguiente:
Ia : Hipergigantes
I : Supergigantes
II : Gigantes brillantes
III : Gigantes
IV : Subgigantes
V : Enanas
VI : Subenanas
I : Supergigantes
II : Gigantes brillantes
III : Gigantes
IV : Subgigantes
V : Enanas
VI : Subenanas
NACIMIENTO, VIDA Y MUERTE DE UNA ESTRELLA.
Las estrellas evolucionan durante millones de años. Nacen cuando se acumula una gran cantidad de materia en un lugar del espacio. Se comprime y se calienta hasta que empieza una reacción nuclear, que consume la materia, convirtiéndola en energía. Las estrellas pequeñas la gastan lentamente y duran más que las grandes.
Las teorías sobre la evolución de las estrellas se basan en pruebas obtenidas de estudios de los espectros relacionados con la luminosidad. Las observaciones demuestran que muchas estrellas 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 forma una banda conocida como la secuencia principal en el diagrama temperatura-luminosidad conocido como diagrama Hertzsprung-Russell. Otros grupos de estrellas que aparecen en el diagrama incluyen a las estrellas gigantes y enanas antes mencionadas. El ciclo de vida de una estrella empieza como una gran masa de gas relativamente fría. La contracción del gas eleva la temperatura hasta que el interior de la estrella alcanza 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 de deuteriopara formar núcleos de helio. Esta reacción libera grandes cantidades de energía, y se detiene la contracción de la estrella.
Cuando finaliza la liberación de energía, la contracción comienza de nuevo y la temperatura de la estrella vuelve a aumentar. En un momento dado empieza una reacción entre el hidrógeno, 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 gracias a la acción catalítica del carbono y el nitrógeno. Esta reacción termonuclear es característica de la secuencia principal de estrellas y continúa hasta que se consume todo el hidrógeno que hay.
La estrella se convierte en una gigante roja y alcanza su mayor tamaño cuando todo su hidrógeno central se ha convertido en helio. Si sigue brillando, la temperatura del núcleo 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 explosiones conocidas como "novas". Cuando una estrella se libera de su cubierta exterior explotando como nova o 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 su vida con un surtido más rico de elementos pesados que las anteriores generaciones. 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 teorías sobre la evolución de las estrellas se basan en pruebas obtenidas de estudios de los espectros relacionados con la luminosidad. Las observaciones demuestran que muchas estrellas 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 forma una banda conocida como la secuencia principal en el diagrama temperatura-luminosidad conocido como diagrama Hertzsprung-Russell. Otros grupos de estrellas que aparecen en el diagrama incluyen a las estrellas gigantes y enanas antes mencionadas. El ciclo de vida de una estrella empieza como una gran masa de gas relativamente fría. La contracción del gas eleva la temperatura hasta que el interior de la estrella alcanza 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 de deuteriopara formar núcleos de helio. Esta reacción libera grandes cantidades de energía, y se detiene la contracción de la estrella.
Cuando finaliza la liberación de energía, la contracción comienza de nuevo y la temperatura de la estrella vuelve a aumentar. En un momento dado empieza una reacción entre el hidrógeno, 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 gracias a la acción catalítica del carbono y el nitrógeno. Esta reacción termonuclear es característica de la secuencia principal de estrellas y continúa hasta que se consume todo el hidrógeno que hay.
La estrella se convierte en una gigante roja y alcanza su mayor tamaño cuando todo su hidrógeno central se ha convertido en helio. Si sigue brillando, la temperatura del núcleo 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 explosiones conocidas como "novas". Cuando una estrella se libera de su cubierta exterior explotando como nova o 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 su vida con un surtido más rico de elementos pesados que las anteriores generaciones. 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.
GÉNESIS DE LOS ELEMENTOS QUÍMICOS
Una de las interrogantes más apremiantes de la astronomía es cómo se han originado los elementos químicos que se encuentran en todo el Universo visible. Hasta hace poco tiempo se consideraba que estos más que ser el producto de reacciones nucleares internas de las estrellas que actualmente observamos, ya estaban presentes en los comienzos del Universo.
Sin embargo, de acuerdo con los estudios más recientes de cosmología y de astrofísica, la formación de los elementos ha sido lenta y gradual, de tal manera que primeramente sólo se han originado los más livianos y en un segundo momento, a través de procesos nucleares que han involucrado a sucesivas generaciones de estrellas, los más pesados.
De acuerdo con ía teoría del Big Bang, que hoy representa el punto de vista más acreditado sobre el origen del Universo, los procesos de fusión nuclear que se llevaron a cabo después de la gran explosión primordial, sólo produjeron hidrógeno y helio. Después, a causa de la expansión, las temperaturas descendieron rápidamente y estos procesos se interrumpieron sin dar vida a elementos más pesados.
Fue necesario esperar el agregado de hidrógeno y helio primordiales en estrellas para ver instaurar, en su interior, nuevos y más duraderos procesos de fusión nuclear y para asistir, por consiguiente, al nacimiento de elementos cada vez más pesados: berilio, carbono, oxígeno, neón, magnesio, silicio, hierro, etc.
Se piensa que la producción fue gradual, limitándose cada generación estelar a producir elementos de complejidad creciente y a diseminarlos en el espacio, proporcionando una materia elaborada que, a su vez, constituyó el punto de partida para sucesivos agregados estelares y otras elaboraciones.
En efecto, a las novas se las observa con más facilidad en otras galaxias cercanas que en la nuestra. Se les llama novas de acuerdo con el año de su aparición y la constelación en la que surgen. De forma característica, una nova incrementa en varios miles de veces su brillo original en cuestión de días o de horas. Después entra en un periodo de transición, durante el cual palidece, y cobra brillo de nuevo; a partir de ahí palidece poco a poco hasta llegar a su nivel original de brillo.
Las novas son estrellas en un periodo tardío de evolución. Se puede considerar que son un tipo de estrellas variables. En apariencia se comportan así porque sus capas exteriores han formado un exceso de helio mediante reacciones nucleares y se expande con demasiada velocidad como para ser contenida. La estrella despide de forma explosiva una pequeña fracción de su masa como una capa de gas y entonces se normaliza. La estrella restante es típicamente una enana blanca y por lo general se cree que es el miembro más pequeño de un sistema binario, sujeto a una continua disminución de materia de la estrella más grande. Quizá este fenómeno suceda siempre con las novas enanas, que surgen una y otra vez a intervalos regulares de unos cientos de días.
Las novas en general muestran una relación entre su máximo brillo y el tiempo que tardan en palidecer en una cierta cantidad de magnitudes. Mediante mediciones de las novas más cercanas de las que conocemos la distancia y el brillo, los astrónomos pueden utilizar las novas de otras galaxias como indicadores de la distancia de esas galaxias.
La explosión de una supernova es mucho más espectacular y destructiva que la de una nova y mucho más rara. Estos fenómenos son poco frecuentes en nuestra galaxia, y a pesar de su aumento de brillo en un factor de miles de millones, sólo unas pocas se pueden observar a simple vista. Hasta 1987 sólo se habían identificado realmente tres a lo largo de la historia, la más conocida de las cuales es la que surgió en 1054 d. C. y cuyos restos se conocen como la nebulosa del Cangrejo.
Las supernovas, al igual que las novas, se ven con más frecuencia en otras galaxias. Así pues, la supernova más reciente, que apareció en el hemisferio sur el 24 de febrero de 1987, surgió en una galaxia satélite, la Gran Nube de Magallanes. Esta supernova, que exhibe algunos rasgos insólitos, es hoy objeto de un intenso estudio astronómico.
Las supernovas, al igual que las novas, se ven con más frecuencia en otras galaxias. Así pues, la supernova más reciente, que apareció en el hemisferio sur el 24 de febrero de 1987, surgió en una galaxia satélite, la Gran Nube de Magallanes. Esta supernova, que exhibe algunos rasgos insólitos, es hoy objeto de un intenso estudio astronómico.
Los mecanismos que producen las supernovas se conocen menos que los de las novas, sobre todo en el caso de las estrellas que tienen más o menos la misma masa que el Sol, las estrellas medias. Sin embargo, las estrellas que tienen mucha más masa explotan a veces en las últimas etapas de su rápida evolución como resultado de un colapso gravitacional, cuando la presión creada por los procesos nucleares dentro de la estrella ya no puede soportar el peso de las capas exteriores. A esto se le denomina supernova de Tipo II.
Una supernova de Tipo I se origina de modo similar a una nova. Es un miembro de un sistema binario que recibe el flujo de combustible puro al capturar material de su compañero.
De la explosión de una supernova quedan pocos restos, salvo la capa de gases que se expande. Un ejemplo famoso es la nebulosa del Cangrejo; en su centro hay un púlsar, o estrella de neutrones que gira a gran velocidad. Las supernovas son contribuyentes significativos al material interestelar que forma nuevas estrellas.
Una supernova de Tipo I se origina de modo similar a una nova. Es un miembro de un sistema binario que recibe el flujo de combustible puro al capturar material de su compañero.
De la explosión de una supernova quedan pocos restos, salvo la capa de gases que se expande. Un ejemplo famoso es la nebulosa del Cangrejo; en su centro hay un púlsar, o estrella de neutrones que gira a gran velocidad. Las supernovas son contribuyentes significativos al material interestelar que forma nuevas estrellas.
AGUJERO NEGRO
Las estrellas con una masa mucho mayor que la del Sol sufren una evolución más rápida, 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.
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.
INFORMACIÓN SACADA DE:
- http://www.cielodeguadaira.org/index.php?option=com_content&task=view&id=43&Itemid=26
- http://blog.astroaficion.com/index.php/2012/04/23/los-colores-de-las-estrellas/
- http://www.astromia.com/universo/constelaciones.htm
- http://es.wikipedia.org/wiki/Planisferio_celeste
- Apuntes del profesor.
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