{"id":40885,"date":"2020-03-24T08:00:42","date_gmt":"2020-03-24T06:00:42","guid":{"rendered":"https:\/\/osr.org\/?p=40885\/"},"modified":"2024-08-05T11:02:46","modified_gmt":"2024-08-05T09:02:46","slug":"que-son-las-estrellas","status":"publish","type":"post","link":"https:\/\/osr.org\/es\/blog\/astronomia\/que-son-las-estrellas\/","title":{"rendered":"\u00bfQu\u00e9 son las estrellas?"},"content":{"rendered":"

Acerca de las estrellas y su ciclo de vida<\/h2>\n

Las estrellas se agrupan en constelaciones<\/a> y las que son m\u00e1s luminosas recibieron su nombre propio. Una lista de los astros ha sido realizado por los astr\u00f3nomos a lo largo de los siglos. Lo que mantiene viva una estrella es su energ\u00eda interior donde gases como el hidr\u00f3geno y el helio se funden produciendo una materia energ\u00e9tica que deshaoga hacia fuera. La mayor\u00eda de los gases estelares se producen por medio de la nucleos\u00edntesis estelar.<\/strong><\/p>\n

Los estudiosos pueden determinar la edad, los elementos qu\u00edmicos de la estrella, su nivel de luminosidad y su volumen. Otros rasgos de la estrella son la temperatura y la magnitud absoluta que forman parte del diagrama de Hertzsprung-Russell<\/a> que sirve a los astr\u00f3nomos para conocer la edad y la evoluci\u00f3n de la estrella.<\/p>\n

\"hr

diagramma hr galaxia via Lactea<\/p><\/div>\n

La vida de una estrella empieza con la formaci\u00f3n de una nebulosa gaseosa compuesta de hidr\u00f3geno, helio y otros gases. Cuando el hidr\u00f3geno se transforma en helio produce energ\u00eda mientras los otros elementos se dirigen fuera del centro de la estrella por el fen\u00f3meno de la convecci\u00f3n.<\/p>\n

Una vez que el hidr\u00f3geno est\u00e1 a punto de terminar, una estrella con masa considerablemente menor del Sol, se transforma en una gigante roja con algunos elementos gaseosos que se depositan en la parte externa del n\u00facleo. La vieja estrella emite en el espacio exterior parte de su materia que formar\u00e1 una nueva generaci\u00f3n de estrellas. El n\u00facleo de la estrella madre puede convertirse en una enana blanca,<\/strong> una estrella de neutrones o un agujero negro.<\/p>\n

La fuerza de gravedad puede constituir sistemas binarios,<\/strong><\/a> es decir, conjuntos de estrellas que se mueven siguiendo una \u00f3rbita estable, pero pueden formar parte de cumulos estelares o galaxias. Las estrellas producen distintos tipos de energ\u00eda como la radiaci\u00f3n electromagn\u00e9tica, los neutrinos y el viento estelar que permite observarlas como cuerpos luminosos desde nuestro planeta. En cambio, el Sol es la estrella m\u00e1s cercana a la Tierra y debido a esto produce en el cielo lo que nosotros conocemos como d\u00eda (cuando est\u00e1 presente), y noche (cuando est\u00e1 ausente).<\/p>\n

La interacci\u00f3n de los elementos gaseosos realizan el equilibrio hidrost\u00e1tico de la estrella. Con el pase del tiempo los intercambios causan la fusi\u00f3n de los\u00a0\u00e1tomos en la parte m\u00e1s externas que tienden a aumentar su di\u00e1metro. Este proceso provoca cambios de luminosidad y de color del cuerpo celeste, durante esta fase de colapso la gravedad y la fusi\u00f3n de materia interior realizan cambios de di\u00e1metro hasta que la fuerza gravitatoria se impone sobre las capas externas que ya no tiene elementos que fusionar.<\/p>\n

\"stella

NASA, ESA, J. Hester and A. Loll (Arizona State University)<\/a>, Public domain, via Wikimedia Commons<\/p><\/figure> supernova<\/p><\/div>\n

El proceso de colapso acaba cuando la estrella no tiene material que fusionar entrando en una fase terminal que dar\u00e1 origen a una supernova.<\/strong> Generalmente, las estrellas se forman por medio de nubes moleculares producidas por colisiones gal\u00e1cticas o por supernovas. Estas nubes se unen entre s\u00ed por las fuerzaz gravitatorias y dan lugar a una protoestrella que en su interior empieza el proceso de fusi\u00f3n del hidr\u00f3geno, en una fase conocida como secuencia principal<\/strong> en la que se encuentra la estrella por el 90% de su vida. Cuando el hidr\u00f3geno termina en el n\u00facleo del cuerpo celeste la estrella se puede convertir, seg\u00fan su masa, en una enana blanca o explotar en supernova, con sus restos que pueden formar una estrella de neutrones o un agujero negro.<\/p>\n

La mayor\u00eda de las estrellas tienen una forma esf\u00e9rica y una velocidad de rotaci\u00f3n baja, mientras otras pueden presentar velocidades distintas entre las regiones de los polos y las ecuatoriales. Las estrellas con velocidad de rotaci\u00f3n muy baja pierden su masa con m\u00e1s facilidad, especialmente en las fases finales de su vida, toda la materia expulsada en el espacio interestelar incluir\u00e1 elementos pesados que ir\u00e1n formando otras estrellas y planetas.<\/p>\n

Las estrellas pueden formar entre s\u00ed aglomeraciones o sistemas binarios<\/strong> al estar unidas por fuerzas gravitacionales, hasta incluir miles o millones de astros que crean los c\u00famulos estelares. En nuestra galaxia se encuentran dos tipos de c\u00famulos: globulares que incluyen de centenares de miles a millones de estrellas, y los c\u00famulos abiertos que son m\u00e1s recientes y con un n\u00famero menor de astros. Pero hay tambi\u00e9n estrellas que viajan aisladas habi\u00e9ndose alejado de sus originales agrupaciones como nuestro Sol.<\/strong><\/p>\n

 <\/p>\n

Muchas de las estrellas se distribuyen y agrupan en galaxias,<\/strong> el cielo que vemos todas las noches muestra cierta uniformidad en la distribuci\u00f3n de las estrellas, pero lo que observamos es s\u00f3lo una porci\u00f3n del plano gal\u00e1ctico. En las cercan\u00edas del Sistema Solar<\/a> se encuentran la mayor\u00eda de las estrellas, situado en la constelaci\u00f3n del Sagitario<\/a>.<\/p>\n

 <\/p>\n

Las distancias entre las estrellas son enormes a pesar de aparecer fijas en el cielo nocturno. Los astros fueron de gran utilidad para la orientaci\u00f3n de los marinos e incluso para los astronautas en las naves espaciales. Las estrellas fueron el \u00fanico m\u00e9todo que se utilizaba en el pasado para la orientaci\u00f3n hasta la llegada de los instrumentos electr\u00f3nicos del posicionamento hacia la mitad del siglo XX.<\/strong><\/p>\n

Estructura interna de las estrellas<\/h2>\n

Las estrellas est\u00e1n formadas por tres partes: el n\u00facleo,<\/strong> el manto<\/strong> y la atm\u00f3sfera.<\/strong> El n\u00facleo es el lugar donde se producen todas las reacciones de los gases interiores, el manto lleva la energ\u00eda generada hacia la superficie estelar, mientras la atm\u00f3sfera es el estrato superficial y visible. A su vez se divide en crom\u00f3sfera, fot\u00f3sfera<\/strong> y corona solar.<\/strong><\/p>\n

\"estructura

Estructura interna de una estrella<\/p><\/div>\n

En la corona aunque la materia se dirige hacia fuera la temperatura tiende a aumentar y est\u00e1 formada por elementos y part\u00edculas sobre las que influye el campo magn\u00e9tico de la estrella. El n\u00facleo y otras zonas pueden transformarse con la evoluci\u00f3n del astro que tiene una vida aproximada entre 1000<\/strong> y 10000 millones de a\u00f1os,<\/strong> si bien otras tienen una vida mucho m\u00e1s larga.<\/p>\n

En el siglo XX<\/strong> todos los estudiosos se preguntaban de donde proced\u00eda la energ\u00eda que alimentaba las estrellas. No se trataba de reacciones qu\u00edmicas porque ninguna de estas era capaz de alcanzar la luminosidad del Sol. Ni siquiera el calor que siendo una fuente de energ\u00eda m\u00e1s no explicaba el calor aportado en miles de millones de a\u00f1os.<\/p>\n

El astrof\u00edsico Arthur Eddington<\/strong> fue el primero en sostener que la energ\u00eda estelar se produc\u00eda por reacciones nucleares. Los procesos conocidos son dos: la fisi\u00f3n y la fusi\u00f3n. La fisi\u00f3n no logra mantener la luminosidad de una estrella por su bajo aporte energ\u00e9tico que requiere elementos m\u00e1s pesados que el hierro que no se encuentran con abundancia en el Universo. El primer proceso de fusi\u00f3n que fue descubierto capaz de producir la energ\u00eda interior de una estrella tom\u00f3 el nombre de su estudioso hablandose de ciclo de Bethe.<\/p>\n

\"astronomo

Arthur Stanley Eddington<\/p><\/div>\n

Las reacciones de fusi\u00f3n se producen en el n\u00facleo de las estrellas, que dependen del tama\u00f1o de los astros. Generalmente los procesos nucleares necesitan un porcentaje del 75% de hidr\u00f3geno y un 25% de helio con peque\u00f1as cantidades de otros elementos. La metalicidad de las estrellas dependen de su edad, que es m\u00e1s baja en las estrellas viejas, en nuestra galaxia la V\u00eda L\u00e1ctea <\/a>las estrellas se dividen en dos grupos seg\u00fan su metalicidad: son de poblaci\u00f3n I las que tienen un nivel bastante alto de metalicidad, mientras las pobres en metales pertenecen a la poblaci\u00f3n II.<\/p>\n

La estructura interior de una estrella se modifica con el pase del tiempo, cuando aumentan o disminuyen ciertos elementos met\u00e1licos aunque la metalicidad de una estrella no aumenta demasiado durante su vida. De hecho, cuando se observa el espectro de una estrella se nota que tiene casi la misma composici\u00f3n de cuando naci\u00f3.<\/p>\n

\"atiguo

Hiparco de Nicea<\/p><\/figure> Hiparco de Nicea<\/p><\/div>\n

Nuestro Sol, mientras tanto, se define como la estrella protot\u00edpica porque es la estrella m\u00e1s estudiada por los cient\u00edficos e incluso la m\u00e1s cercana a la Tierra. La costumbre de los humanos de clasificar a las estrellas fue realizada por primera vez por Hiparco de Nicea<\/strong> y se traslad\u00f3 a la cultura occidental gracias a las obras de Ptolomeo. Generalmente, la clasificaci\u00f3n ten\u00eda en cuenta del brillo de las estrellas vistas desde la Tierra. Hiparco se preocup\u00f3 de instituir un sistema de magnitudes que inclu\u00eda las estrellas m\u00e1s brillantes de primera magnitud y las menos brillantes pertenecientes a la sexta magnitud.<\/p>\n

<\/h2>\n

Clase de luminosidad y tipo espectral<\/h2>\n

Sin embargo la clasificaci\u00f3n m\u00e1s reciente se basa en el tipo espectral. A este prop\u00f3sito existen dos tipos de clasificaci\u00f3n: el cat\u00e1logo de Henry Draper creado al principio del siglo XX, que se ocupa del tipo espectral, y el cat\u00e1logo del Observatorio Yerkes realizado en la d\u00e9cada de los cuarenta, que determina la clase de luminosidad.<\/p>\n

Por lo que se refiere al tipo espectral,<\/strong> \u00e9ste considera la temperatura superficial de la estrella y su espectro luminoso. La clasificaci\u00f3n se divide en letras: W, O, B, A, F, G, K, M, L<\/strong> y T<\/strong> que van de mayor a menor temperatura. Las letras W, L, y T se han introducido recientemente y la temperatura del astro determina el color de la estrella, por ejemplo las estrellas de letra O son azules y m\u00e1s calientes, mientras las de K o M son rojizas como el caso de Antares.<\/p>\n

\"tipo

Clasificaci\u00f2n espectral<\/p><\/div>\n

En cambio, si tomamos en cuenta las clases de luminosidad las estrellas con una temperatura casi igual pueden presentar un tama\u00f1o diferente con luminosidad diferente. Seg\u00fan este sistema se mide el espectro estelar y se analiza si hay l\u00edneas espectrales sobre las que influye la gravedad. Conoci\u00e9ndo estos rasgos se puede conocer el tama\u00f1o estelar.<\/p>\n

De hecho existe otro sistema de clasificaci\u00f3n gravitacional establecido por la Uni\u00f3n Astron\u00f3mica Internacional<\/strong> en 2006. El primer grupo tiene en cuenta si las estrellas tienen o no un centro gravitacional, es decir, si constituyen un sistema estelar. En el caso que si, las estrellas se denominan sist\u00e9micas, mientras si hay ausencia de un centro gravitacional se habla de estrellas solitarias. A su vez, las estrellas sist\u00e9micas se dividen en centrales si representan el centro gravitacional por otras estrellas, mientras las estrellas sist\u00e9micas sat\u00e9lites son las que orbitan alrededor de otras.<\/p>\n

Otro criterio de clasificaci\u00f3n distingue dos tipos de estrellas seg\u00fan formen parte de agrupaciones con otras mediante fuerzas gravitacionales. Las estrellas se denominan cumulares o independientes dependiendo si forman o no un conjunto con otras estrellas y si la uni\u00f3n depende de la presencia de un centro gravitacional.<\/p>\n

Existen tambi\u00e9n las estrellas que forman parte de un sistema planetario, o sea, la presencia de diferentes cuerpos celestes como los planetas y los asteroides que giran a su alrededor. Pero, las estrellas se definen tambi\u00e9n como \u00fanicas que no presentan otros cuerpos que las orbitan.<\/p>\n

Resumiendo, las estrellas se componen principalmente de gas y plasma adem\u00e1s de part\u00edculas sub\u00e1tomicas y la mayor\u00eda de ellas se construye como parte de sistemas binarios. Es imposible saber con exactidud cu\u00e1ntas estrellas existen en el universo, pero si pensamos que podr\u00edan contarse 100.000 millones<\/strong> de galaxias y que cada una de ellas puede contener al menos 100.000 millones<\/strong> de estrellas el n\u00famero parece infinito.<\/p>\n

Algunos astros presentan un brillo notable que se conoce como luminosidad y que indica tambi\u00e9n la cantidad de energ\u00eda consumida. La temperatura de las estrellas es distinta ya que las m\u00e1s calientes son blancas o azules, mientras las fr\u00edas son rojizas o anaranjadas. Lo que las diferencia es incluso el tama\u00f1o ya que van de enanas a supergigantes, \u00e9stas \u00faltimas pueden ser mil veces m\u00e1s grandes que el Sol.<\/p>\n

Nuestro Sol,<\/strong> por ejemplo, se encuentra en la fase de secuencia principal ya que emite energ\u00eda convirtiendo el hidr\u00f3geno a helio. Las estrellas siguen produciendo energ\u00eda durante miles de millones de a\u00f1os mientras experimentan diferentes per\u00edodo y fases de su vida. Cuando casi todo el hidr\u00f3geno ya es helio, \u00e9ste aumenta la temperatura del n\u00facleo provocando su expansi\u00f3n y la transformaci\u00f3n de la estrella en una gigante roja.<\/strong> Durante esta fase de su vida, la estrella en realidad se libera de sus capas m\u00e1s exteriores para convertirse en una enana blanca.<\/p>\n

\"estrella

Enana blanca<\/p><\/div>\n

Las enanas blancas<\/a> viven un per\u00edodo de enfriamiento durante millones de a\u00f1os cuando por fin se apagan y no producen energ\u00eda. Es la fase en la que la estrella se conoce como enana negra. Algunas de ellas explotan en supernovas que dan lugar a una estrella de neutrones o si los restos son abundantes, en un agujero negro.<\/p>\n

Es probable que las estrellas var\u00edan por lo que se refiere a su brillo. Las que modifican mucho su luminosidad se conocen como estrellas variables, cuyo brillo puede variar de forma muy lenta necesitando a\u00f1os o de forma casi imperceptible.<\/p>\n

Las estrellas m\u00e1s conocidas en este sentido son las novas<\/strong> y las supernovas<\/strong> que brillan hasta 200.000<\/strong> veces m\u00e1s que el Sol. En realidad las supernovas son un fen\u00f3meno bastante catastr\u00f3fico porque es la explosi\u00f3n verdadera de una estrella que puede durar unos d\u00edas y alcanzar 100.000 millones<\/strong> de veces m\u00e1s que el brillo del Sol antes de apagarse.<\/p>\n

Los restos de la supernova van a formar nubes brillantes de gas y de nebulosas, como la nebulosa del Cangrejo<\/a> que fue observada por primera vez en 1054.<\/strong> Las novas son muy frecuentes en la V\u00eda L\u00e1ctea, mientras que las supernovas aparecen mucho menos en nuestra galaxia. Las estrellas variables son las que cambian su fuerza de brillo y su variaci\u00f3n se produce porque cambia algo en la estructura interna del astro. Mucho se puede saber de la historia del astro y de su evoluci\u00f3n.<\/p>\n

Algunos estudios han demostrado que muchas de la estrellas conocidas se clasifican en la que se denomina secuencia regular en la que las estrellas m\u00e1s brillantes son las m\u00e1s calientes y las peque\u00f1as son las m\u00e1s fr\u00edas. Cuando una estrella nace la fase inicial de su vida es caracterizada por una masa relativamente fr\u00eda. Pero ocurre que el gas llega a ser m\u00e1s compacto y la temperatura interna de la estrella alcanza 1.000.000 C\u00b0.<\/strong> Toda esta situaci\u00f3n da lugar a reacciones nucleares con las part\u00edculas de hidrogeno que se combinan con los \u00e1tomos de hidrogeno pesado formando n\u00facleos de helio.<\/p>\n

Despu\u00e9s de otros procesos qu\u00edmicos la estrella se transforma en una gigante roja cuando el hidr\u00f3geno se convierte en helio. Despu\u00e9s de esta fase la estrella se encoge y se convierte en una enana blanca, la etapa final de este proceso puede ser caracterizada por explosiones internas conocidas como novas. Al medio interestelar se devuelven materiales pesados\u00a0 que dar\u00e1n origen a una generaci\u00f3n futuras de estrellas.<\/p>\n

Las estrellas adem\u00e1s de su existencia verdadera, tienen su propio significado mitol\u00f3gico. En la antig\u00fcedad se cre\u00eda que las estrellas pose\u00edan una entidad propia, como si fueran vivientes y con poderes especiales. Tambi\u00e9n se identificaban con el alma de los muertos o la representaci\u00f3n de deidades.<\/p>\n

Nosotros, los habitantes del planeta Tierra<\/a>\u00a0creemos incluso que las estrellas son las protagonistas de algunos elementos que componen el cuerpo del ser humano, compuesto por materiales probablemente producidos en el n\u00facleo de las estrellas antes de su explosi\u00f3n.<\/p>\n","protected":false},"excerpt":{"rendered":"

Acerca de las estrellas y su ciclo de vida Las estrellas se agrupan en constelaciones y las que son m\u00e1s luminosas recibieron su nombre propio. Una lista de los astros ha sido realizado por los astr\u00f3nomos a lo largo de los siglos. 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