Estrella - Star

Una región de formación estelar en la Gran Nube de Magallanes

Imágenes en falso color del Sol , una estrella de secuencia principal de tipo G , la más cercana a la Tierra

Una estrella es un objeto astronómico que consiste en un esferoide luminoso de plasma que se mantiene unido por su propia gravedad . La estrella más cercana a la Tierra es el Sol . Muchas otras estrellas son visibles a simple vista desde la Tierra durante la noche, apareciendo como una multitud de puntos luminosos fijos en el cielo debido a su inmensa distancia de la Tierra. Históricamente, las estrellas más prominentes se agruparon en constelaciones y asterismos , las más brillantes de las cuales obtuvieron nombres propios. Los astrónomos han reunido catálogos de estrellas que identifican las estrellas conocidas y proporcionan designaciones estelares estandarizadas . El Universo observable contiene un estimado1 × 10 ²⁴ estrellas, pero la mayoría son invisibles a simple vista desde la Tierra, incluidas todas las estrellas fuera de nuestra galaxia , la Vía Láctea .

Durante la mayor parte de su vida activa, una estrella brilla debido a la fusión termonuclear de hidrógeno en helio en su núcleo, liberando energía que atraviesa el interior de la estrella y luego irradia al espacio exterior . Casi todos los elementos naturales más pesados ​​que el helio son creados por nucleosíntesis estelar durante la vida de la estrella, y para algunas estrellas por nucleosíntesis de supernova cuando explota. Cerca del final de su vida, una estrella también puede contener materia degenerada . Los astrónomos pueden determinar la masa , la edad, la metalicidad (composición química) y muchas otras propiedades de una estrella al observar su movimiento a través del espacio, su luminosidad y espectro, respectivamente. La masa total de una estrella es el factor principal que determina su evolución y su destino final. Otras características de una estrella, incluidos el diámetro y la temperatura, cambian a lo largo de su vida, mientras que el entorno de la estrella afecta su rotación y movimiento. Un gráfico de la temperatura de muchas estrellas frente a su luminosidad produce un gráfico conocido como diagrama de Hertzsprung-Russell ( diagrama H-R). Trazar una estrella en particular en ese diagrama permite determinar la edad y el estado evolutivo de esa estrella.

La vida de una estrella comienza con el colapso gravitacional de una nebulosa gaseosa de material compuesto principalmente de hidrógeno, junto con helio y trazas de elementos más pesados. Cuando el núcleo estelar es lo suficientemente denso, el hidrógeno se convierte constantemente en helio a través de la fusión nuclear, liberando energía en el proceso. El resto del interior de la estrella transporta energía desde el núcleo a través de una combinación de procesos de transferencia de calor radiativos y convectivos . La presión interna de la estrella evita que colapse aún más por su propia gravedad. Una estrella con una masa superior a 0,4 veces la del Sol se expandirá para convertirse en una gigante roja cuando se agote el combustible de hidrógeno en su núcleo. En algunos casos, fusionará elementos más pesados en el núcleo o en conchas alrededor del núcleo. A medida que la estrella se expande, arroja una parte de su masa, enriquecida con esos elementos más pesados, al entorno interestelar, para ser reciclada más tarde como nuevas estrellas. Mientras tanto, el núcleo se convierte en un remanente estelar : una enana blanca , una estrella de neutrones o, si es lo suficientemente masivo, un agujero negro .

Los sistemas binarios y de estrellas múltiples constan de dos o más estrellas que están unidas gravitacionalmente y generalmente se mueven entre sí en órbitas estables . Cuando dos de estas estrellas tienen una órbita relativamente cercana, su interacción gravitacional puede tener un impacto significativo en su evolución. Las estrellas pueden formar parte de una estructura unida gravitacionalmente mucho más grande, como un cúmulo de estrellas o una galaxia.

Historial de observación

La gente ha interpretado patrones e imágenes en las estrellas desde la antigüedad. Esta representación de 1690 de la constelación de Leo , el león, es de Johannes Hevelius .

La constelación de Leo como se puede ver a simple vista. Se han agregado líneas.

Históricamente, las estrellas han sido importantes para las civilizaciones de todo el mundo. Han sido parte de prácticas religiosas y se han utilizado para la orientación y navegación celeste . Muchos astrónomos antiguos creían que las estrellas estaban fijadas permanentemente a una esfera celestial y que eran inmutables. Por convención, los astrónomos agruparon estrellas en constelaciones y las usaron para rastrear los movimientos de los planetas y la posición inferida del Sol. El movimiento del Sol contra las estrellas de fondo (y el horizonte) se utilizó para crear calendarios , que podrían utilizarse para regular las prácticas agrícolas. El calendario gregoriano , que se utiliza actualmente en casi todas partes del mundo, es un calendario solar basado en el ángulo del eje de rotación de la Tierra en relación con su estrella local, el Sol.

La carta estelar más antigua datada con precisión fue el resultado de la astronomía del antiguo Egipto en 1534 a. C. Los primeros catálogos de estrellas conocidos fueron compilados por los antiguos astrónomos babilonios de Mesopotamia a finales del segundo milenio antes de Cristo, durante el período kasita (c. 1531-1155 a. C.).

El primer catálogo de estrellas de la astronomía griega fue creado por Aristillus aproximadamente en el 300 a. C., con la ayuda de Timocharis . El catálogo de estrellas de Hiparco (siglo II a. C.) incluía 1020 estrellas y se utilizó para ensamblar el catálogo de estrellas de Ptolomeo . Hiparco es conocido por el descubrimiento de la primera nova registrada (nueva estrella). Muchas de las constelaciones y nombres de estrellas que se utilizan hoy en día derivan de la astronomía griega.

A pesar de la aparente inmutabilidad de los cielos, los astrónomos chinos sabían que podían aparecer nuevas estrellas. En el año 185 d.C., fueron los primeros en observar y escribir sobre una supernova , ahora conocida como SN 185 . El evento estelar más brillante de la historia registrada fue la supernova SN 1006 , que fue observada en 1006 y sobre la que escribieron el astrónomo egipcio Ali ibn Ridwan y varios astrónomos chinos. La supernova SN 1054 , que dio origen a la Nebulosa del Cangrejo , también fue observada por astrónomos chinos e islámicos.

Los astrónomos islámicos medievales dieron nombres árabes a muchas estrellas que todavía se utilizan hoy en día e inventaron numerosos instrumentos astronómicos que podían calcular las posiciones de las estrellas. Construyeron los primeros grandes institutos de investigación de observatorios , principalmente con el propósito de producir catálogos de estrellas Zij . Entre ellos, el Libro de las estrellas fijas (964) fue escrito por el astrónomo persa Abd al-Rahman al-Sufi , quien observó una serie de estrellas, cúmulos estelares (incluidos Omicron Velorum y Brocchi's Clusters ) y galaxias (incluida la galaxia de Andrómeda. ). De acuerdo con A. Zahoor, en el siglo 11, el persa polymath erudito Abu Rayhan Biruni describe la Vía Láctea Galaxy como una multitud de fragmentos que tienen las propiedades de nebulosos estrellas, y también dio a las latitudes de varias estrellas durante un eclipse lunar en 1019.

Según Josep Puig, el astrónomo andaluz Ibn Bajjah propuso que la Vía Láctea estaba formada por muchas estrellas que casi se tocaban y parecían ser una imagen continua por efecto de la refracción del material sublunar, citando su observación de la conjunción de Júpiter y Marte en 500 AH (1106/1107 AD) como evidencia. Los primeros astrónomos europeos como Tycho Brahe identificaron nuevas estrellas en el cielo nocturno (más tarde denominadas novas ), lo que sugiere que los cielos no eran inmutables. En 1584, Giordano Bruno sugirió que las estrellas eran como el Sol y que podrían tener otros planetas , posiblemente incluso similares a la Tierra, en órbita alrededor de ellas, una idea que había sido sugerida anteriormente por los antiguos filósofos griegos , Demócrito y Epicuro , y por cosmólogos islámicos medievales como Fakhr al-Din al-Razi . Para el siglo siguiente, la idea de que las estrellas fueran iguales al Sol estaba llegando a un consenso entre los astrónomos. Para explicar por qué estas estrellas no ejercen una atracción gravitacional neta sobre el Sistema Solar, Isaac Newton sugirió que las estrellas estaban distribuidas por igual en todas las direcciones, una idea impulsada por el teólogo Richard Bentley .

El astrónomo italiano Geminiano Montanari registró la observación de variaciones en la luminosidad de la estrella Algol en 1667. Edmond Halley publicó las primeras mediciones del movimiento propio de un par de estrellas "fijas" cercanas, demostrando que habían cambiado de posición desde la época de los antiguos griegos. los astrónomos Ptolomeo e Hiparco.

William Herschel fue el primer astrónomo en intentar determinar la distribución de estrellas en el cielo. Durante la década de 1780, estableció una serie de medidores en 600 direcciones y contó las estrellas observadas a lo largo de cada línea de visión. De esto dedujo que la cantidad de estrellas aumentaba constantemente hacia un lado del cielo, en la dirección del núcleo de la Vía Láctea . Su hijo John Herschel repitió este estudio en el hemisferio sur y encontró un aumento correspondiente en la misma dirección. Además de sus otros logros, William Herschel también se destaca por su descubrimiento de que algunas estrellas no se encuentran simplemente en la misma línea de visión, sino que también son compañeros físicos que forman sistemas estelares binarios.

Joseph von Fraunhofer y Angelo Secchi fueron pioneros en la ciencia de la espectroscopia estelar . Al comparar los espectros de estrellas como Sirio con el Sol, encontraron diferencias en la fuerza y ​​el número de sus líneas de absorción , las líneas oscuras en los espectros estelares causadas por la absorción atmosférica de frecuencias específicas. En 1865, Secchi comenzó a clasificar las estrellas en tipos espectrales . Sin embargo, la versión moderna del esquema de clasificación estelar fue desarrollada por Annie J. Cannon durante el siglo XX.

Alpha Centauri A y B sobre la extremidad de Saturno

La primera medición directa de la distancia a una estrella ( 61 Cygni a 11,4 años luz ) fue realizada en 1838 por Friedrich Bessel utilizando la técnica de paralaje . Las mediciones de paralaje demostraron la gran separación de las estrellas en el cielo. La observación de estrellas dobles ganó una importancia creciente durante el siglo XIX. En 1834, Friedrich Bessel observó cambios en el movimiento adecuado de la estrella Sirio e infirió una compañera oculta. Edward Pickering descubrió el primer binario espectroscópico en 1899 cuando observó la división periódica de las líneas espectrales de la estrella Mizar en un período de 104 días. Astrónomos como Friedrich Georg Wilhelm von Struve y SW Burnham recopilaron observaciones detalladas de muchos sistemas estelares binarios , lo que permitió determinar las masas de estrellas a partir del cálculo de elementos orbitales . La primera solución al problema de derivar una órbita de estrellas binarias a partir de observaciones telescópicas fue hecha por Felix Savary en 1827. El siglo XX vio avances cada vez más rápidos en el estudio científico de las estrellas. La fotografía se convirtió en una valiosa herramienta astronómica. Karl Schwarzschild descubrió que el color de una estrella y, por lo tanto, su temperatura, podía determinarse comparando la magnitud visual con la magnitud fotográfica . El desarrollo del fotómetro fotoeléctrico permitió mediciones precisas de magnitud en múltiples intervalos de longitud de onda. En 1921, Albert A. Michelson hizo las primeras mediciones de un diámetro estelar usando un interferómetro en el telescopio Hooker en el Observatorio Mount Wilson .

Durante las primeras décadas del siglo XX se realizaron importantes trabajos teóricos sobre la estructura física de las estrellas. En 1913, se desarrolló el diagrama de Hertzsprung-Russell , que impulsó el estudio astrofísico de las estrellas. Se desarrollaron modelos exitosos para explicar el interior de las estrellas y la evolución estelar. Cecilia Payne-Gaposchkin propuso por primera vez que las estrellas estaban compuestas principalmente de hidrógeno y helio en su tesis doctoral de 1925. Los espectros de las estrellas se entendieron mejor gracias a los avances de la física cuántica . Esto permitió determinar la composición química de la atmósfera estelar.

La imagen infrarroja del telescopio espacial Spitzer de la NASA muestra cientos de miles de estrellas en la galaxia Vía Láctea.

Con la excepción de las supernovas, las estrellas individuales se han observado principalmente en el Grupo Local , y especialmente en la parte visible de la Vía Láctea (como lo demuestran los catálogos detallados de estrellas disponibles para nuestra galaxia). Pero se han observado algunas estrellas en la galaxia M100 del cúmulo de Virgo , a unos 100 millones de años luz de la Tierra. En el supercúmulo local es posible ver cúmulos de estrellas, y los telescopios actuales podrían, en principio, observar débiles estrellas individuales en el grupo local (ver Cefeidas ). Sin embargo, fuera del supercúmulo local de galaxias, no se han observado estrellas individuales ni cúmulos de estrellas. La única excepción es una imagen tenue de un gran cúmulo de estrellas que contiene cientos de miles de estrellas ubicadas a una distancia de mil millones de años luz, diez veces más lejos que el cúmulo de estrellas más distante observado anteriormente.

En febrero de 2018, los astrónomos informaron, por primera vez, de una señal de la época de reionización , una detección indirecta de luz de las primeras estrellas formadas, unos 180 millones de años después del Big Bang .

En abril de 2018, los astrónomos informaron de la detección de la estrella "ordinaria" (es decir, de secuencia principal ) más distante , llamada Ícaro (formalmente, MACS J1149 Lensed Star 1 ), a 9 mil millones de años luz de la Tierra .

En mayo de 2018, los astrónomos informaron de la detección del oxígeno más distante jamás detectado en el Universo, y la galaxia más distante jamás observada por Atacama Large Millimeter Array o Very Large Telescope, y el equipo infirió que la señal se emitió hace 13.300 millones de años. (o 500 millones de años después del Big Bang ). Descubrieron que el brillo observado de la galaxia está bien explicado por un modelo en el que el inicio de la formación de estrellas corresponde a solo 250 millones de años después del comienzo del Universo, lo que corresponde a un corrimiento al rojo de aproximadamente 15.

Designaciones

Se sabía que existía el concepto de constelación durante el período babilónico . Los antiguos observadores del cielo imaginaron que los arreglos prominentes de estrellas formaban patrones y los asociaron con aspectos particulares de la naturaleza o sus mitos. Doce de estas formaciones se encuentran a lo largo de la banda de la eclíptica y se convirtieron en la base de la astrología . Muchas de las estrellas individuales más prominentes también recibieron nombres, particularmente con designaciones árabes o latinas .

Además de ciertas constelaciones y el propio Sol, las estrellas individuales tienen sus propios mitos . Para los antiguos griegos , algunas "estrellas", conocidas como planetas (en griego πλανήτης (planētēs), que significa "vagabundo"), representaban varias deidades importantes, de las cuales se tomaron los nombres de los planetas Mercurio , Venus , Marte , Júpiter y Saturno . ( Urano y Neptuno también eran dioses griegos y romanos , pero ninguno de los dos planetas se conocía en la antigüedad debido a su escaso brillo. Sus nombres fueron asignados por astrónomos posteriores).

Alrededor de 1600, los nombres de las constelaciones se usaron para nombrar las estrellas en las regiones correspondientes del cielo. El astrónomo alemán Johann Bayer creó una serie de mapas de estrellas y aplicó letras griegas como designaciones a las estrellas en cada constelación. Más tarde, se inventó un sistema de numeración basado en la ascensión recta de la estrella y se agregó al catálogo de estrellas de John Flamsteed en su libro "Historia coelestis Britannica" (la edición de 1712), por lo que este sistema de numeración pasó a llamarse designación Flamsteed o numeración Flamsteed .

La única autoridad reconocida internacionalmente para nombrar los cuerpos celestes es la Unión Astronómica Internacional (IAU). La Unión Astronómica Internacional mantiene el Grupo de Trabajo sobre Nombres de Estrellas (WGSN) que cataloga y estandariza los nombres propios de las estrellas. Varias empresas privadas venden nombres de estrellas, que la Biblioteca Británica llama una empresa comercial no regulada . La IAU se ha desvinculado de esta práctica comercial, y estos nombres no son reconocidos por la IAU, los astrónomos profesionales ni la comunidad de astrónomos aficionados. Una de esas empresas de nombres de estrellas es International Star Registry , que, durante la década de 1980, fue acusada de práctica engañosa por hacer parecer que el nombre asignado era oficial . Esta práctica de ISR ahora descontinuada fue etiquetada informalmente como una estafa y un fraude, y el Departamento de Protección al Consumidor y Trabajador de la Ciudad de Nueva York emitió una violación contra ISR por participar en una práctica comercial engañosa.

Unidades de medida

Aunque los parámetros estelares se pueden expresar en unidades SI o unidades CGS , a menudo es más conveniente expresar masa , luminosidad y radios en unidades solares, basándose en las características del Sol. En 2015, la IAU definió un conjunto de valores solares nominales (definidos como constantes SI, sin incertidumbres) que se pueden utilizar para citar parámetros estelares:

luminosidad solar nominal :	L ⊙ = 3.828 × 10 26 W
radio solar nominal	R ⊙ = 6,957 × 10 8 m

La masa solar M _⊙ no fue definida explícitamente por la IAU debido a la gran incertidumbre relativa (10 ⁻⁴ ) de la constante gravitacional newtoniana G. Sin embargo, dado que el producto de la constante gravitacional newtoniana y la masa solar juntos (GM _⊙ ) ha sido determinado con mucha mayor precisión, la IAU definió el parámetro de masa solar nominal como:

parámetro de masa solar nominal:

GM ⊙ = 1.3271244 × 10 20 m 3 s −2

Sin embargo, se puede combinar el parámetro de masa solar nominal con la estimación CODATA más reciente (2014) de la constante gravitacional newtoniana G para derivar la masa solar en aproximadamente 1.9885 × 10 ³⁰ kg. Aunque los valores exactos para la luminosidad, el radio, el parámetro de masa y la masa pueden variar ligeramente en el futuro debido a las incertidumbres de la observación, las constantes nominales de la IAU de 2015 seguirán siendo los mismos valores del SI, ya que siguen siendo medidas útiles para citar parámetros estelares.

Las longitudes grandes, como el radio de una estrella gigante o el semieje mayor de un sistema estelar binario, a menudo se expresan en términos de la unidad astronómica, aproximadamente igual a la distancia media entre la Tierra y el Sol (150 millones de km o aproximadamente 93 millones de millas). En 2012, la IAU definió la constante astronómica como una longitud exacta en metros: 149.597.870.700 m.

Formación y evolución

Evolución estelar de estrellas de baja masa (ciclo izquierdo) y de gran masa (ciclo derecho), con ejemplos en cursiva

Las estrellas se condensan en regiones del espacio de mayor densidad de materia, pero esas regiones son menos densas que dentro de una cámara de vacío . Estas regiones, conocidas como nubes moleculares, están compuestas principalmente de hidrógeno, con alrededor del 23 al 28 por ciento de helio y un pequeño porcentaje de elementos más pesados. Un ejemplo de tal región de formación de estrellas es la Nebulosa de Orión . La mayoría de las estrellas se forman en grupos de decenas a cientos de miles de estrellas. Las estrellas masivas de estos grupos pueden iluminar poderosamente esas nubes, ionizando el hidrógeno y creando regiones H II . Tales efectos de retroalimentación, provenientes de la formación de estrellas, pueden en última instancia alterar la nube y prevenir una mayor formación de estrellas.

Todas las estrellas pasan la mayor parte de su existencia como estrellas de secuencia principal , alimentadas principalmente por la fusión nuclear de hidrógeno en helio dentro de sus núcleos. Sin embargo, las estrellas de diferentes masas tienen propiedades marcadamente diferentes en varias etapas de su desarrollo. El destino final de las estrellas más masivas difiere del de las estrellas menos masivas, al igual que su luminosidad y el impacto que tienen en su entorno. En consecuencia, los astrónomos a menudo agrupan las estrellas por su masa:

• Las estrellas de muy baja masa , con masas por debajo de 0,5 M _☉ , son completamente convectivas y distribuyen el helio de manera uniforme por toda la estrella mientras se encuentran en la secuencia principal. Por lo tanto, nunca experimentan quemaduras de caparazón, nunca se convierten en gigantes rojas , que dejan de fusionarse y se convierten en enanas blancas de helio y se enfrían lentamente después de agotar su hidrógeno. Sin embargo, como la vida útil de las estrellas de 0,5  M _☉ es más larga que la edad del universo , ninguna de esas estrellas ha alcanzado aún la etapa de enana blanca.
• Las estrellas de baja masa (incluido el Sol), con una masa entre 0,5  M _☉ y 1,8–2,5  M _☉ según la composición, se convierten en gigantes rojas a medida que se agota el hidrógeno de su núcleo y comienzan a quemar helio en el núcleo en un destello de helio ; desarrollan un núcleo de carbono-oxígeno degenerado más tarde en la rama asintótica gigante ; finalmente soplan su capa exterior como una nebulosa planetaria y dejan atrás su núcleo en forma de enana blanca.
• Estrellas de masa intermedia entre 1,8-2,5,  M _☉ y 5-10  M _☉ , pasan por etapas evolutivas similares a estrellas de baja masa, pero después de un período relativamente corto en la rama gigante roja que el helio Ignite sin flash y pasan un período prolongado en el grupo rojo antes de formar un núcleo de carbono-oxígeno degenerado.
• Las estrellas masivas generalmente tienen una masa mínima de 7–10  M _☉ (posiblemente tan baja como 5–6  M _☉ ). Después de agotar el hidrógeno en el núcleo, estas estrellas se convierten en supergigantes y fusionan elementos más pesados ​​que el helio. Terminan sus vidas cuando sus núcleos colapsan y explotan como supernovas.

Formación de estrellas

La formación de una estrella comienza con la inestabilidad gravitacional dentro de una nube molecular, causada por regiones de mayor densidad, a menudo desencadenada por la compresión de las nubes por la radiación de estrellas masivas, burbujas en expansión en el medio interestelar, la colisión de diferentes nubes moleculares o la colisión. de galaxias (como en una galaxia estelar ). Cuando una región alcanza una densidad de materia suficiente para satisfacer los criterios de inestabilidad de Jeans , comienza a colapsar bajo su propia fuerza gravitacional.

Concepción artística del nacimiento de una estrella dentro de una densa nube molecular .

A medida que la nube colapsa, los conglomerados individuales de polvo denso y gas forman " glóbulos de Bok ". A medida que un glóbulo se colapsa y aumenta la densidad, la energía gravitacional se convierte en calor y la temperatura aumenta. Cuando la nube protoestelar ha alcanzado aproximadamente la condición estable de equilibrio hidrostático , se forma una protoestrella en el núcleo. Estas estrellas anteriores a la secuencia principal a menudo están rodeadas por un disco protoplanetario y alimentadas principalmente por la conversión de energía gravitacional. El período de contracción gravitacional dura entre 10 y 15 millones de años.

Un cúmulo de aproximadamente 500 estrellas jóvenes se encuentra dentro del vivero estelar cercano W40 .

Las primeras estrellas de menos de 2 M _☉ se denominan estrellas T Tauri , mientras que las de mayor masa son estrellas Herbig Ae / Be . Estas estrellas recién formadas emiten chorros de gas a lo largo de su eje de rotación, lo que puede reducir el momento angular de la estrella que colapsa y dar como resultado pequeños parches de nebulosidad conocidos como objetos Herbig-Haro . Estos chorros, en combinación con la radiación de estrellas masivas cercanas, pueden ayudar a alejar la nube circundante a partir de la cual se formó la estrella.

Al principio de su desarrollo, las estrellas T Tauri siguen el rastro de Hayashi: se contraen y disminuyen su luminosidad mientras permanecen aproximadamente a la misma temperatura. Las estrellas T Tauri menos masivas siguen esta pista hasta la secuencia principal, mientras que las estrellas más masivas giran hacia la pista Henyey .

Se observa que la mayoría de las estrellas son miembros de sistemas estelares binarios, y las propiedades de esos binarios son el resultado de las condiciones en las que se formaron. Una nube de gas debe perder su momento angular para colapsar y formar una estrella. La fragmentación de la nube en múltiples estrellas distribuye parte de ese momento angular. Las binarias primordiales transfieren cierto momento angular mediante interacciones gravitacionales durante encuentros cercanos con otras estrellas en cúmulos estelares jóvenes. Estas interacciones tienden a dividir los binarios más separados (blandos) mientras que los binarios duros se unen más estrechamente. Esto produce la separación de binarios en sus dos distribuciones de poblaciones observadas.

Secuencia principal

Las estrellas pasan alrededor del 90% de su existencia fusionando hidrógeno en helio en reacciones de alta temperatura y alta presión cerca del núcleo. Se dice que tales estrellas están en la secuencia principal y se denominan estrellas enanas. A partir de la secuencia principal de edad cero, la proporción de helio en el núcleo de una estrella aumentará constantemente, la velocidad de fusión nuclear en el núcleo aumentará lentamente, al igual que la temperatura y la luminosidad de la estrella. Se estima que el Sol, por ejemplo, ha aumentado su luminosidad en aproximadamente un 40% desde que alcanzó la secuencia principal hace 4.600 millones (4,6 × 10 ⁹ ) años.

Cada estrella genera un viento estelar de partículas que provoca un flujo continuo de gas hacia el espacio. Para la mayoría de las estrellas, la masa perdida es insignificante. El Sol pierde ^10-14 M _☉ cada año, o alrededor del 0.01% de su masa total durante toda su vida. Sin embargo, las estrellas muy masivas pueden perder de 10 ⁻⁷ a 10 ⁻⁵ M _☉ cada año, lo que afecta significativamente su evolución. Las estrellas que comienzan con más de 50 M _☉ pueden perder más de la mitad de su masa total mientras están en la secuencia principal.

Un ejemplo de un diagrama de Hertzsprung-Russell para un conjunto de estrellas que incluye al Sol (centro). (Consulte "Clasificación" a continuación).

El tiempo que una estrella pasa en la secuencia principal depende principalmente de la cantidad de combustible que tiene y la velocidad a la que lo fusiona. Se espera que el Sol viva 10 mil millones (10 ¹⁰ ) años. Las estrellas masivas consumen su combustible muy rápidamente y tienen una vida corta. Las estrellas de baja masa consumen su combustible muy lentamente. Las estrellas de menos de 0,25 M _☉ , llamadas enanas rojas , pueden fusionar casi toda su masa, mientras que las estrellas de aproximadamente 1 M _☉ solo pueden fusionar alrededor del 10% de su masa. La combinación de su lento consumo de combustible y su suministro de combustible utilizable relativamente grande permite que las estrellas de baja masa duren alrededor de un billón (10 ¹² ) años; el más extremo de 0,08 M _☉ ) durará unos 12 billones de años. Las enanas rojas se vuelven más calientes y luminosas a medida que acumulan helio. Cuando finalmente se quedan sin hidrógeno, se contraen formando una enana blanca y bajan de temperatura. Sin embargo, dado que la vida útil de estas estrellas es mayor que la edad actual del universo (13.800 millones de años), no se espera que ninguna estrella por debajo de aproximadamente 0,85 M _☉ se haya salido de la secuencia principal.

Además de la masa, los elementos más pesados ​​que el helio pueden desempeñar un papel importante en la evolución de las estrellas. Los astrónomos etiquetan todos los elementos más pesados ​​que el helio como "metales", y llaman a la concentración química de estos elementos en una estrella, su metalicidad . La metalicidad de una estrella puede influir en el tiempo que tarda la estrella en quemar su combustible y controla la formación de sus campos magnéticos, lo que afecta la fuerza de su viento estelar. Las estrellas más viejas de la población II tienen sustancialmente menos metalicidad que las estrellas más jóvenes de la población I debido a la composición de las nubes moleculares a partir de las cuales se formaron. Con el tiempo, estas nubes se enriquecen cada vez más en elementos más pesados ​​a medida que las estrellas más viejas mueren y pierden parte de su atmósfera .

Post-secuencia principal

Esta mancha naranja muestra la estrella Betelgeuse, vista por el Atacama Large Millimeter / submillimeter Array (ALMA). Esta es la primera vez que ALMA observa la superficie de una estrella y este primer intento ha dado como resultado la imagen de Betelgeuse de mayor resolución disponible.

A medida que las estrellas de al menos 0,4 M _☉ agotan su suministro de hidrógeno en su núcleo, comienzan a fusionar hidrógeno en una capa fuera del núcleo de helio. Sus capas externas se expanden y enfrían enormemente a medida que forman una gigante roja . En aproximadamente 5 mil millones de años, cuando el Sol entre en la fase de combustión de helio, se expandirá hasta un radio máximo de aproximadamente 1 unidad astronómica (150 millones de kilómetros), 250 veces su tamaño actual y perderá el 30% de su masa actual.

A medida que la combustión de la capa de hidrógeno produce más helio, el núcleo aumenta en masa y temperatura. En una gigante roja de hasta 2,25 M _☉ , la masa del núcleo de helio se degenera antes de la fusión del helio . Finalmente, cuando la temperatura aumenta lo suficiente, la fusión de helio comienza explosivamente en lo que se llama un destello de helio , y la estrella se encoge rápidamente en radio, aumenta la temperatura de su superficie y se mueve a la rama horizontal del diagrama HR. Para las estrellas más masivas, la fusión del núcleo de helio comienza antes de que el núcleo se degenere, y la estrella pasa algún tiempo en el grupo rojo , quemando lentamente helio, antes de que la envoltura convectiva externa colapse y la estrella luego se mueva a la rama horizontal.

Después de que la estrella ha fusionado el helio de su núcleo, el producto de carbono se fusiona produciendo un núcleo caliente con una capa exterior de helio fundido. Luego, la estrella sigue un camino evolutivo llamado rama gigante asintótica (AGB) que es paralelo a la otra fase gigante roja descrita, pero con una mayor luminosidad. Las estrellas AGB más masivas pueden sufrir un breve período de fusión de carbono antes de que el núcleo se degenere.

Estrellas masivas

Durante su fase de combustión de helio, una estrella de más de 9 masas solares se expande para formar primero una supergigante azul y luego una roja . Las estrellas particularmente masivas pueden evolucionar a una estrella Wolf-Rayet , caracterizada por espectros dominados por líneas de emisión de elementos más pesados ​​que el hidrógeno, que han alcanzado la superficie debido a una fuerte convección y una intensa pérdida de masa.

Cuando el helio se agota en el núcleo de una estrella masiva, el núcleo se contrae y la temperatura y la presión aumentan lo suficiente como para fusionar el carbono (ver Proceso de quema de carbono ). Este proceso continúa, con las etapas sucesivas alimentadas por neón (ver proceso de combustión de neón ), oxígeno (ver proceso de combustión de oxígeno ) y silicio (ver proceso de combustión de silicio ). Cerca del final de la vida de la estrella, la fusión continúa a lo largo de una serie de caparazones de cebolla dentro de una estrella masiva. Cada capa fusiona un elemento diferente, y la capa más externa fusiona hidrógeno; la siguiente capa fusiona helio, y así sucesivamente.

La etapa final ocurre cuando una estrella masiva comienza a producir hierro . Dado que los núcleos de hierro están más unidos que cualquier núcleo más pesado, cualquier fusión más allá del hierro no produce una liberación neta de energía.

Colapso

A medida que el núcleo de una estrella se contrae, la intensidad de la radiación de esa superficie aumenta, creando tal presión de radiación en la capa exterior de gas que empujará esas capas y formará una nebulosa planetaria . Si lo que queda después de que se ha desprendido la atmósfera exterior es menos de aproximadamente 1,4 M _☉ , se reduce a un objeto relativamente pequeño del tamaño de la Tierra, conocido como enana blanca . Las enanas blancas carecen de masa para que se produzca una mayor compresión gravitacional. La materia degenerada por electrones dentro de una enana blanca ya no es un plasma, a pesar de que las estrellas se conocen generalmente como esferas de plasma. Eventualmente, las enanas blancas se desvanecen en enanas negras durante un período de tiempo muy largo.

La Nebulosa del Cangrejo , restos de una supernova que se observó por primera vez alrededor del 1050 d.C.

En las estrellas masivas, la fusión continúa hasta que el núcleo de hierro ha crecido tanto (más de 1,4 M _☉ ) que ya no puede soportar su propia masa. Este núcleo colapsará repentinamente a medida que sus electrones se introduzcan en sus protones, formando neutrones, neutrinos y rayos gamma en una explosión de captura de electrones y desintegración beta inversa . La onda de choque formada por este colapso repentino hace que el resto de la estrella explote en una supernova. Las supernovas se vuelven tan brillantes que pueden eclipsar brevemente toda la galaxia de origen de la estrella. Cuando ocurren dentro de la Vía Láctea, las supernovas han sido históricamente observadas por observadores a simple vista como "nuevas estrellas" donde aparentemente no existía ninguna antes.

Una explosión de supernova destruye las capas externas de la estrella, dejando un remanente como la Nebulosa del Cangrejo. El núcleo se comprime en una estrella de neutrones , que a veces se manifiesta como un pulsar o carga de dispersión de rayos X . En el caso de las estrellas más grandes, el remanente es un agujero negro de más de 4 M _☉ . En una estrella de neutrones, la materia se encuentra en un estado conocido como materia degenerada por neutrones , con una forma más exótica de materia degenerada, la materia QCD , posiblemente presente en el núcleo. Dentro de un agujero negro, el asunto se encuentra en un estado que actualmente no se comprende.

Las capas externas desprendidas de las estrellas moribundas incluyen elementos pesados, que pueden reciclarse durante la formación de nuevas estrellas. Estos elementos pesados ​​permiten la formación de planetas rocosos. La salida de las supernovas y el viento estelar de las grandes estrellas juegan un papel importante en la configuración del medio interestelar.

Estrellas binarias

La evolución posterior a la secuencia principal de estrellas binarias puede ser significativamente diferente de la evolución de estrellas individuales de la misma masa. Si las estrellas en un sistema binario están lo suficientemente cerca, cuando una de las estrellas se expande para convertirse en una gigante roja, puede desbordar su lóbulo de Roche , la región alrededor de una estrella donde el material está unido gravitacionalmente a esa estrella, lo que lleva a la transferencia de material a la otra . Cuando se viola el lóbulo de Roche, pueden producirse una variedad de fenómenos, que incluyen binarios de contacto , binarios de envoltura común , variables cataclísmicas y supernovas de tipo Ia .

Distribución

El sistema Sirio : una estrella enana blanca en órbita alrededor de una estrella de secuencia principal de tipo A (impresión del artista).

Las estrellas no se distribuyen uniformemente por el universo, sino que normalmente se agrupan en galaxias junto con el gas y el polvo interestelares. Una galaxia típica contiene cientos de miles de millones de estrellas y hay más de 2 billones (10 ¹² ) de galaxias. En general, hay tantos como estimados1 × 10 ²⁴ estrellas (más estrellas que todos los granos de arena del planeta Tierra ). Si bien a menudo se cree que las estrellas solo existen dentro de las galaxias, se han descubierto estrellas intergalácticas.

Un sistema de estrellas múltiples consta de dos o más estrellas ligadas gravitacionalmente que se orbitan entre sí. El sistema de estrellas múltiples más simple y común es una estrella binaria, pero también se encuentran sistemas de tres o más estrellas. Por razones de estabilidad orbital, estos sistemas de estrellas múltiples a menudo se organizan en conjuntos jerárquicos de estrellas binarias. También existen grupos más grandes llamados cúmulos estelares. Estos van desde asociaciones estelares sueltas con solo unas pocas estrellas, hasta enormes cúmulos globulares con cientos de miles de estrellas. Estos sistemas orbitan su galaxia anfitriona.

Ha sido una suposición de larga data que la mayoría de las estrellas ocurren en sistemas de estrellas múltiples unidos gravitacionalmente. Esto es particularmente cierto para las estrellas de clase O y B muy masivas, donde se cree que el 80% de las estrellas son parte de sistemas de estrellas múltiples. La proporción de sistemas de estrellas individuales aumenta con la disminución de la masa estelar, por lo que se sabe que solo el 25% de las enanas rojas tienen compañeros estelares. Como el 85% de todas las estrellas son enanas rojas, la mayoría de las estrellas de la Vía Láctea probablemente sean solteras desde su nacimiento.

Esta vista contiene estrellas azules conocidas como " Rezagadas azules ", por su ubicación aparente en el diagrama de Hertzsprung-Russell

La estrella más cercana a la Tierra, aparte del Sol, es Proxima Centauri , que tiene 39,9 billones de kilómetros, o 4,2 años luz. Viajando a la velocidad orbital del transbordador espacial (8 kilómetros por segundo, casi 30.000 kilómetros por hora), tardaría unos 150.000 años en llegar. Esto es típico de las separaciones estelares en discos galácticos . Las estrellas pueden estar mucho más cerca unas de otras en los centros de las galaxias y en los cúmulos globulares , o mucho más separadas en los halos galácticos .

Debido a las distancias relativamente grandes entre las estrellas fuera del núcleo galáctico, se cree que las colisiones entre estrellas son raras. En regiones más densas como el núcleo de los cúmulos globulares o el centro galáctico, las colisiones pueden ser más comunes. Tales colisiones pueden producir lo que se conoce como rezagados azules . Estas estrellas anormales tienen una temperatura superficial más alta que las otras estrellas de la secuencia principal con la misma luminosidad del cúmulo al que pertenecen.

Caracteristicas

Casi todo lo relacionado con una estrella está determinado por su masa inicial, incluidas características como la luminosidad, el tamaño, la evolución, la vida útil y su destino final.

Años

La mayoría de las estrellas tienen entre mil y diez mil millones de años. Algunas estrellas pueden incluso tener cerca de 13.800 millones de años, la edad observada del universo . La estrella más antigua descubierta hasta ahora, HD 140283 , apodada estrella de Matusalén, tiene aproximadamente 14,46 ± 0,8 mil millones de años. (Debido a la incertidumbre en el valor, esta edad de la estrella no entra en conflicto con la edad del Universo, determinada por el satélite Planck como 13,799 ± 0,021).

Cuanto más masiva es la estrella, más corta es su vida útil, principalmente porque las estrellas masivas ejercen una mayor presión sobre sus núcleos, lo que hace que quemen hidrógeno más rápidamente. Las estrellas más masivas duran un promedio de unos pocos millones de años, mientras que las estrellas de masa mínima (enanas rojas) queman su combustible muy lentamente y pueden durar decenas a cientos de miles de millones de años.

Composición química

Cuando las estrellas se forman en la presente galaxia, la Vía Láctea, están compuestas por aproximadamente un 71% de hidrógeno y un 27% de helio, medido en masa, con una pequeña fracción de elementos más pesados. Normalmente, la porción de elementos pesados ​​se mide en términos del contenido de hierro de la atmósfera estelar, ya que el hierro es un elemento común y sus líneas de absorción son relativamente fáciles de medir. La porción de elementos más pesados ​​puede ser un indicador de la probabilidad de que la estrella tenga un sistema planetario.

La estrella con el contenido de hierro más bajo jamás medido es la enana HE1327-2326, con solo 1/200 000 del contenido de hierro del Sol. Por el contrario, la estrella μ Leonis, rica en súper metales, tiene casi el doble de hierro en abundancia que el Sol, mientras que la estrella 14 Herculis, portadora de planetas, tiene casi el triple de hierro. También existen estrellas químicamente peculiares que muestran abundancias inusuales de ciertos elementos en su espectro; especialmente cromo y elementos de tierras raras . Las estrellas con atmósferas exteriores más frías, incluido el Sol, pueden formar varias moléculas diatómicas y poliatómicas.

Diámetro

Algunas de las estrellas más conocidas con sus colores aparentes y tamaños relativos.

Debido a su gran distancia de la Tierra, todas las estrellas, excepto el Sol, aparecen a simple vista como puntos brillantes en el cielo nocturno que centellean debido al efecto de la atmósfera terrestre. El Sol también es una estrella, pero está lo suficientemente cerca de la Tierra como para aparecer como un disco y proporcionar luz del día. Aparte del Sol, la estrella con el tamaño aparente más grande es R Doradus , con un diámetro angular de solo 0,057 segundos de arco .

Los discos de la mayoría de las estrellas son demasiado pequeños en tamaño angular para ser observados con los telescopios ópticos terrestres actuales, por lo que se requieren telescopios de interferómetro para producir imágenes de estos objetos. Otra técnica para medir el tamaño angular de las estrellas es mediante la ocultación . Al medir con precisión la caída de brillo de una estrella cuando la Luna la oculta (o el aumento de brillo cuando reaparece), se puede calcular el diámetro angular de la estrella.

Las estrellas varían en tamaño, desde estrellas de neutrones , que varían de 20 a 40 km (25 millas) de diámetro, hasta supergigantes como Betelgeuse en la constelación de Orión , que tiene un diámetro aproximadamente 1000 veces mayor que el de nuestro sol. Betelgeuse, sin embargo, tiene una densidad mucho menor que la del Sol.

Cinemática

Las Pléyades , un cúmulo abierto de estrellas en la constelación de Tauro . Estas estrellas comparten un movimiento común a través del espacio.

El movimiento de una estrella en relación con el Sol puede proporcionar información útil sobre el origen y la edad de una estrella, así como la estructura y evolución de la galaxia circundante. Los componentes del movimiento de una estrella consisten en la velocidad radial hacia el Sol o alejándose del Sol, y el movimiento angular transversal, que se denomina movimiento propio .

La velocidad radial se mide mediante el desplazamiento Doppler de las líneas espectrales de la estrella y se expresa en unidades de km / s . El movimiento propio de una estrella, su paralaje , se determina mediante medidas astrométricas precisas en unidades de miliarc segundos (mas) por año. Con el conocimiento de la paralaje de la estrella y su distancia, se puede calcular la velocidad de movimiento adecuada. Junto con la velocidad radial, se puede calcular la velocidad total. Es probable que las estrellas con altas tasas de movimiento propio estén relativamente cerca del Sol, lo que las convierte en buenas candidatas para las mediciones de paralaje.

Cuando se conocen ambas tasas de movimiento, se puede calcular la velocidad espacial de la estrella en relación con el Sol o la galaxia. Entre las estrellas cercanas, se ha encontrado que las estrellas más jóvenes de la población I tienen generalmente velocidades más bajas que las estrellas más viejas de la población II. Estos últimos tienen órbitas elípticas que están inclinadas al plano de la galaxia. Una comparación de la cinemática de estrellas cercanas ha permitido a los astrónomos rastrear su origen en puntos comunes en nubes moleculares gigantes, y se las conoce como asociaciones estelares .

Campo magnético

Campo magnético de superficie de SU Aur (una estrella joven de tipo T Tauri ), reconstruido mediante imágenes Zeeman-Doppler

El campo magnético de una estrella se genera dentro de regiones del interior donde ocurre la circulación convectiva . Este movimiento de plasma conductor funciona como un dínamo , en el que el movimiento de cargas eléctricas induce campos magnéticos, al igual que un dínamo mecánico. Esos campos magnéticos tienen un gran rango que se extiende por toda la estrella y más allá. La fuerza del campo magnético varía con la masa y composición de la estrella, y la cantidad de actividad de la superficie magnética depende de la velocidad de rotación de la estrella. Esta actividad superficial produce manchas estelares , que son regiones de fuertes campos magnéticos y temperaturas superficiales más bajas de lo normal. Los bucles coronales son líneas de flujo de campo magnético arqueadas que se elevan desde la superficie de una estrella hacia la atmósfera exterior de la estrella, su corona. Las asas coronales se pueden ver debido al plasma que conducen a lo largo de su longitud. Las llamaradas estelares son explosiones de partículas de alta energía que se emiten debido a la misma actividad magnética.

Las estrellas jóvenes que giran rápidamente tienden a tener altos niveles de actividad superficial debido a su campo magnético. El campo magnético puede actuar sobre el viento estelar de una estrella, funcionando como un freno para ralentizar gradualmente la velocidad de rotación con el tiempo. Por tanto, las estrellas más viejas como el Sol tienen una velocidad de rotación mucho más lenta y un nivel más bajo de actividad superficial. Los niveles de actividad de las estrellas que giran lentamente tienden a variar de manera cíclica y pueden apagarse por completo durante períodos de tiempo. Durante el Mínimo de Maunder , por ejemplo, el Sol pasó por un período de 70 años casi sin actividad de manchas solares.

Masa

Una de las estrellas más masivas conocidas es Eta Carinae , que, con 100-150 veces más masa que el Sol, tendrá una vida útil de solo varios millones de años. Los estudios de los cúmulos abiertos más masivos sugieren 150  M _☉ como límite superior para las estrellas en la era actual del universo. Esto representa un valor empírico para el límite teórico de la masa de las estrellas en formación debido al aumento de la presión de radiación en la nube de gas en acumulación. Varias estrellas en el cúmulo R136 en la Gran Nube de Magallanes se han medido con masas más grandes, pero se ha determinado que podrían haber sido creadas a través de la colisión y fusión de estrellas masivas en sistemas binarios cercanos, eludiendo el límite de 150 M _☉ en masa masiva. formación de estrellas.

La nebulosa de reflexión NGC 1999 está brillantemente iluminada por V380 Orionis (centro), una estrella variable con aproximadamente 3,5 veces la masa del Sol. La mancha negra del cielo es un gran agujero de espacio vacío y no una nebulosa oscura como se pensaba anteriormente.

Las primeras estrellas que se formaron después del Big Bang pueden haber sido más grandes, hasta 300 M _☉ , debido a la ausencia total de elementos más pesados ​​que el litio en su composición. Es probable que esta generación de estrellas supermasivas de población III haya existido en el universo temprano (es decir, se observa que tienen un alto corrimiento al rojo), y puede haber comenzado la producción de elementos químicos más pesados ​​que el hidrógeno que son necesarios para la formación posterior de planetas y vida . En junio de 2015, los astrónomos informaron evidencia de estrellas de Población III en la galaxia Cosmos Redshift 7 en z = 6.60 .

Con una masa de solo 80 veces la de Júpiter ( M _J ), 2MASS J0523-1403 es la estrella más pequeña conocida que experimenta fusión nuclear en su núcleo. Para las estrellas con metalicidad similar a la Sun, la masa mínima teórica de la estrella pueden tener y todavía someterse a fusión en el centro, se estima que es aproximadamente 75 M _J . Cuando la metalicidad es muy baja, sin embargo, el tamaño mínimo de la estrella parece ser alrededor del 8,3% de la masa solar, o alrededor de 87 M _J . Los cuerpos más pequeños, llamados enanas marrones , ocupan un área gris mal definida entre las estrellas y los gigantes gaseosos .

La combinación del radio y la masa de una estrella determina su gravedad superficial. Las estrellas gigantes tienen una gravedad superficial mucho más baja que las estrellas de la secuencia principal, mientras que lo opuesto es el caso de las estrellas compactas y degeneradas como las enanas blancas. La gravedad de la superficie puede influir en la apariencia del espectro de una estrella, con una gravedad más alta provocando un ensanchamiento de las líneas de absorción .

Rotación

La velocidad de rotación de las estrellas se puede determinar mediante medición espectroscópica , o más exactamente, mediante el seguimiento de sus manchas estelares . Las estrellas jóvenes pueden tener una rotación superior a 100 km / s en el ecuador. La estrella de clase B Achernar , por ejemplo, tiene una velocidad ecuatorial de aproximadamente 225 km / so más, lo que hace que su ecuador se abulte hacia afuera y le dé un diámetro ecuatorial que es más del 50% mayor que entre los polos. Esta tasa de rotación está justo por debajo de la velocidad crítica de 300 km / s a ​​la que la estrella se rompería. Por el contrario, el Sol gira una vez cada 25 a 35 días, según la latitud, con una velocidad ecuatorial de 1,93 km / s. El campo magnético de una estrella de la secuencia principal y el viento estelar sirven para ralentizar su rotación en una cantidad significativa a medida que evoluciona en la secuencia principal.

Las estrellas degeneradas se han contraído hasta formar una masa compacta, lo que ha dado lugar a una rápida velocidad de rotación. Sin embargo, tienen velocidades de rotación relativamente bajas en comparación con lo que se esperaría mediante la conservación del momento angular , la tendencia de un cuerpo en rotación a compensar una contracción de tamaño aumentando su velocidad de giro. Una gran parte del momento angular de la estrella se disipa como resultado de la pérdida de masa a través del viento estelar. A pesar de esto, la velocidad de rotación de un púlsar puede ser muy rápida. El púlsar en el corazón de la nebulosa del Cangrejo , por ejemplo, gira 30 veces por segundo. La velocidad de rotación del púlsar disminuirá gradualmente debido a la emisión de radiación.

Temperatura

La temperatura de la superficie de una estrella de la secuencia principal está determinada por la tasa de producción de energía de su núcleo y por su radio, y a menudo se estima a partir del índice de color de la estrella . La temperatura normalmente se da en términos de una temperatura efectiva , que es la temperatura de un cuerpo negro idealizado que irradia su energía con la misma luminosidad por área de superficie que la estrella. Tenga en cuenta que la temperatura efectiva es solo un representante de la superficie, ya que la temperatura aumenta hacia el núcleo. La temperatura en la región central de una estrella es de varios millones de  grados Kelvin .

La temperatura estelar determinará la tasa de ionización de varios elementos, dando como resultado líneas de absorción características en el espectro. La temperatura de la superficie de una estrella, junto con su magnitud visual absoluta y características de absorción, se usa para clasificar una estrella (ver clasificación a continuación).

Las estrellas masivas de la secuencia principal pueden tener temperaturas superficiales de 50.000 K. Las estrellas más pequeñas, como el Sol, tienen temperaturas superficiales de unos pocos miles de K. Las gigantes rojas tienen temperaturas superficiales relativamente bajas de unos 3.600 K; pero también tienen una gran luminosidad debido a su gran superficie exterior.

Radiación

La energía producida por las estrellas, producto de la fusión nuclear, se irradia al espacio como radiación electromagnética y radiación de partículas . La radiación de partículas emitida por una estrella se manifiesta como el viento estelar, que fluye de las capas exteriores como cargadas eléctricamente protones y alfa y partículas beta . Aunque casi no tiene masa, también existe un flujo constante de neutrinos que emana del núcleo de la estrella.

La producción de energía en el núcleo es la razón por la que las estrellas brillan con tanta intensidad: cada vez que dos o más núcleos atómicos se fusionan para formar un solo núcleo atómico de un nuevo elemento más pesado, los fotones de rayos gamma se liberan del producto de fusión nuclear. Esta energía se convierte en otras formas de energía electromagnética de menor frecuencia, como la luz visible, cuando llega a las capas externas de la estrella.

El color de una estrella, determinado por la frecuencia más intensa de la luz visible, depende de la temperatura de las capas externas de la estrella, incluida su fotosfera . Además de la luz visible, las estrellas también emiten formas de radiación electromagnética que son invisibles para el ojo humano . De hecho, la radiación electromagnética estelar abarca todo el espectro electromagnético , desde las longitudes de onda más largas de las ondas de radio a través del infrarrojo , la luz visible, ultravioleta , hasta los rayos X y los rayos gamma más cortos . Desde el punto de vista de la energía total emitida por una estrella, no todos los componentes de la radiación electromagnética estelar son significativos, pero todas las frecuencias proporcionan información sobre la física de la estrella.

Usando el espectro estelar , los astrónomos también pueden determinar la temperatura de la superficie, la gravedad de la superficie , la metalicidad y la velocidad de rotación de una estrella. Si se encuentra la distancia de la estrella, por ejemplo midiendo el paralaje, entonces se puede derivar la luminosidad de la estrella. La masa, el radio, la gravedad de la superficie y el período de rotación se pueden estimar basándose en modelos estelares. (Se puede calcular la masa de las estrellas en sistemas binarios midiendo sus velocidades y distancias orbitales. Se ha utilizado microlente gravitacional para medir la masa de una sola estrella). Con estos parámetros, los astrónomos también pueden estimar la edad de la estrella.

Luminosidad

La luminosidad de una estrella es la cantidad de luz y otras formas de energía radiante que irradia por unidad de tiempo. Tiene unidades de poder . La luminosidad de una estrella está determinada por su radio y temperatura superficial. Muchas estrellas no irradian uniformemente en toda su superficie. La estrella Vega que gira rápidamente , por ejemplo, tiene un flujo de energía más alto (potencia por unidad de área) en sus polos que a lo largo de su ecuador.

Los parches de la superficie de la estrella con una temperatura y luminosidad más bajas que el promedio se conocen como manchas estelares . Las estrellas pequeñas y enanas como nuestro Sol generalmente tienen discos esencialmente sin rasgos con solo pequeñas manchas estelares. Las estrellas gigantes tienen manchas estelares mucho más grandes y obvias, y también exhiben un fuerte oscurecimiento de las extremidades estelares . Es decir, el brillo disminuye hacia el borde del disco estelar. Las estrellas de llamaradas enanas rojas como UV Ceti también pueden poseer características prominentes de manchas estelares.

Magnitud

El brillo aparente de una estrella se expresa en términos de su magnitud aparente . Es una función de la luminosidad de la estrella, su distancia a la Tierra, el efecto de extinción del polvo y el gas interestelares y la alteración de la luz de la estrella a medida que pasa por la atmósfera terrestre. La magnitud intrínseca o absoluta está directamente relacionada con la luminosidad de una estrella, y es cuál sería la magnitud aparente de una estrella si la distancia entre la Tierra y la estrella fuera de 10 parsecs (32,6 años luz).

Tanto la escala de magnitud aparente como la absoluta son unidades logarítmicas : una diferencia de magnitud de un número entero es igual a una variación de brillo de aproximadamente 2,5 veces (la quinta raíz de 100 o aproximadamente 2,512). Esto significa que una estrella de primera magnitud (+1,00) es aproximadamente 2,5 veces más brillante que una estrella de segunda magnitud (+2,00) y aproximadamente 100 veces más brillante que una estrella de sexta magnitud (+6,00). Las estrellas más tenues visibles a simple vista en buenas condiciones de visibilidad tienen una magnitud de +6.

Tanto en escalas de magnitud aparente como absoluta, cuanto menor es el número de magnitud, más brillante es la estrella; cuanto mayor sea el número de magnitud, más débil será la estrella. Las estrellas más brillantes, en cualquier escala, tienen números de magnitud negativa. La variación en el brillo (Δ L ) entre dos estrellas se calcula restando el número de magnitud de la estrella más brillante ( m _b ) del número de magnitud de la estrella más débil ( m _f ), luego usando la diferencia como exponente para el número base 2,512; es decir:

${\ Displaystyle \ Delta {m} = m _ {\ mathrm {f}} -m _ {\ mathrm {b}}}$

${\ displaystyle 2.512 ^ {\ Delta {m}} = \ Delta {L}}$

En relación tanto con la luminosidad como con la distancia a la Tierra, la magnitud absoluta ( M ) y la magnitud aparente ( m ) de una estrella no son equivalentes; por ejemplo, la estrella brillante Sirio tiene una magnitud aparente de -1,44, pero tiene una magnitud absoluta de +1,41.

El Sol tiene una magnitud aparente de −26,7, pero su magnitud absoluta es de solo +4,83. Sirio , la estrella más brillante del cielo nocturno visto desde la Tierra, es aproximadamente 23 veces más luminosa que el Sol, mientras que Canopus , la segunda estrella más brillante del cielo nocturno con una magnitud absoluta de -5,53, es aproximadamente 14.000 veces más luminosa que el sol. A pesar de que Canopus es mucho más luminoso que Sirius, sin embargo, Sirius parece más brillante que Canopus. Esto se debe a que Sirio está a solo 8,6 años luz de la Tierra, mientras que Canopus está mucho más lejos a una distancia de 310 años luz.

A partir de 2006, la estrella con la magnitud absoluta más alta conocida es LBV 1806-20 , con una magnitud de −14,2. Esta estrella es al menos 5.000.000 veces más luminosa que el Sol. Las estrellas menos luminosas que se conocen actualmente se encuentran en el cúmulo NGC 6397 . Las enanas rojas más débiles del cúmulo eran de magnitud 26, mientras que también se descubrió una enana blanca de magnitud 28. Estas tenues estrellas son tan tenues que su luz es tan brillante como una vela de cumpleaños en la Luna cuando se ven desde la Tierra.

Clasificación

El sistema de clasificación estelar actual se originó a principios del siglo XX, cuando las estrellas se clasificaron de la A a la Q según la fuerza de la línea del hidrógeno . Se pensaba que la fuerza de la línea de hidrógeno era una simple función lineal de la temperatura. En cambio, fue más complicado: se fortaleció con el aumento de la temperatura, alcanzó su punto máximo cerca de los 9000 K y luego disminuyó a temperaturas más altas. Desde entonces, las clasificaciones se reordenaron por temperatura, en la que se basa el esquema moderno.

A las estrellas se les da una clasificación de una sola letra según sus espectros, que van desde el tipo O , que es muy caliente, hasta M , que es tan frío que se pueden formar moléculas en sus atmósferas. Las principales clasificaciones en orden decreciente de temperatura de la superficie son: O, B, A, F, G, K , y M . Una variedad de tipos espectrales raros reciben clasificaciones especiales. Los más comunes son los tipos L y T , que clasifican las estrellas más frías de baja masa y las enanas marrones. Cada letra tiene 10 subdivisiones, numeradas del 0 al 9, en orden de temperatura decreciente. Sin embargo, este sistema se descompone a temperaturas extremadamente altas ya que las clases O0 y O1 pueden no existir.

Además, las estrellas pueden clasificarse por los efectos de luminosidad que se encuentran en sus líneas espectrales, que corresponden a su tamaño espacial y están determinadas por su gravedad superficial. Estos van de 0 ( hipergigantes ) a III ( gigantes ) a V (enanos de la secuencia principal); algunos autores agregan VII (enanas blancas). Las estrellas de la secuencia principal caen a lo largo de una banda diagonal estrecha cuando se grafican de acuerdo con su magnitud absoluta y tipo espectral. El Sol es una enana amarilla G2V de secuencia principal de temperatura intermedia y tamaño ordinario.

Nomenclatura adicional, en forma de letras minúsculas agregadas al final del tipo espectral para indicar características peculiares del espectro. Por ejemplo, una " e " puede indicar la presencia de líneas de emisión; " m " representa niveles inusualmente fuertes de metales, y " var " puede significar variaciones en el tipo espectral.

Las enanas blancas tienen su propia clase que comienza con la letra D . Esto se subdivide además en las clases DA , DB , DC , DO , DZ y DQ , según los tipos de líneas prominentes que se encuentran en el espectro. A esto le sigue un valor numérico que indica la temperatura.

Estrellas variables

La apariencia asimétrica de Mira , una estrella variable oscilante.

Las estrellas variables tienen cambios periódicos o aleatorios de luminosidad debido a propiedades intrínsecas o extrínsecas. De las estrellas intrínsecamente variables, los tipos primarios se pueden subdividir en tres grupos principales.

Durante su evolución estelar, algunas estrellas pasan por fases en las que pueden convertirse en variables pulsantes. Las estrellas variables pulsantes varían en radio y luminosidad a lo largo del tiempo, expandiéndose y contrayéndose con períodos que van desde minutos hasta años, dependiendo del tamaño de la estrella. Esta categoría incluye estrellas cefeidas y similares a cefeidas , y variables de período largo como Mira .

Las variables eruptivas son estrellas que experimentan aumentos repentinos de luminosidad debido a erupciones o eventos de eyección de masa. Este grupo incluye protoestrellas, estrellas Wolf-Rayet y estrellas fulgurantes , así como estrellas gigantes y supergigantes.

Las estrellas variables cataclísmicas o explosivas son aquellas que sufren un cambio dramático en sus propiedades. Este grupo incluye novas y supernovas. Un sistema estelar binario que incluye una enana blanca cercana puede producir ciertos tipos de estas espectaculares explosiones estelares, incluidas la nova y una supernova de Tipo 1a. La explosión se crea cuando la enana blanca acumula hidrógeno de la estrella compañera, acumulando masa hasta que el hidrógeno se fusiona. Algunas novas también son recurrentes y tienen estallidos periódicos de amplitud moderada.

Las estrellas también pueden variar en luminosidad debido a factores extrínsecos, como binarias eclipsantes, así como estrellas en rotación que producen manchas estelares extremas. Un ejemplo notable de binario eclipsante es Algol, que varía regularmente en magnitud de 2,1 a 3,4 durante un período de 2,87 días.

Estructura

Estructuras internas de estrellas de secuencia principal , zonas de convección con ciclos con flechas y zonas radiativas con destellos rojos. A la izquierda, una enana roja de baja masa , en el centro una enana amarilla de tamaño medio y, a la derecha, una estrella masiva de secuencia principal azul-blanca .

El interior de una estrella estable se encuentra en un estado de equilibrio hidrostático : las fuerzas sobre cualquier volumen pequeño se contrarrestan casi exactamente entre sí. Las fuerzas equilibradas son la fuerza gravitacional hacia adentro y una fuerza hacia afuera debido al gradiente de presión dentro de la estrella. El gradiente de presión se establece mediante el gradiente de temperatura del plasma; la parte exterior de la estrella es más fría que el núcleo. La temperatura en el núcleo de una secuencia principal o estrella gigante es al menos del orden de 10 ⁷ K. La temperatura y la presión resultantes en el núcleo que quema hidrógeno de una estrella de la secuencia principal son suficientes para que ocurra la fusión nuclear y para la energía suficiente. que se producirá para evitar un mayor colapso de la estrella.

A medida que los núcleos atómicos se fusionan en el núcleo, emiten energía en forma de rayos gamma . Estos fotones interactúan con el plasma circundante, aumentando la energía térmica en el núcleo. Las estrellas de la secuencia principal convierten el hidrógeno en helio, creando una proporción de helio que aumenta lenta pero constantemente en el núcleo. Finalmente, el contenido de helio se vuelve predominante y la producción de energía cesa en el núcleo. En cambio, para estrellas de más de 0,4 M _☉ , la fusión se produce en una capa que se expande lentamente alrededor del núcleo de helio degenerado .

Además del equilibrio hidrostático, el interior de una estrella estable también mantendrá un equilibrio energético de equilibrio térmico . Hay un gradiente de temperatura radial en todo el interior que da como resultado un flujo de energía que fluye hacia el exterior. El flujo de energía saliente que sale de cualquier capa dentro de la estrella coincidirá exactamente con el flujo entrante desde abajo.

La zona de radiación es la región del interior estelar donde el flujo de energía hacia el exterior depende de la transferencia de calor por radiación, ya que la transferencia de calor por convección es ineficaz en esa zona. En esta región, el plasma no se verá perturbado y cualquier movimiento de masa se extinguirá. Sin embargo, si este no es el caso, el plasma se vuelve inestable y se producirá convección, formando una zona de convección . Esto puede ocurrir, por ejemplo, en regiones donde ocurren flujos de energía muy altos, como cerca del núcleo o en áreas con alta opacidad (haciendo ineficaz la transferencia de calor radiante) como en la envoltura exterior.

La ocurrencia de convección en la envoltura exterior de una estrella de secuencia principal depende de la masa de la estrella. Las estrellas con varias veces la masa del Sol tienen una zona de convección profunda en el interior y una zona radiativa en las capas externas. Las estrellas más pequeñas como el Sol son todo lo contrario, con la zona convectiva ubicada en las capas externas. Las estrellas enanas rojas con menos de 0,4 M _☉ son convectivas en toda su _extensión , lo que evita la acumulación de un núcleo de helio. Para la mayoría de las estrellas, las zonas convectivas también variarán con el tiempo a medida que la estrella envejece y se modifica la constitución del interior.

Este diagrama muestra una sección transversal del Sol .

La fotosfera es la parte de una estrella que es visible para un observador. Esta es la capa en la que el plasma de la estrella se vuelve transparente a los fotones de luz. A partir de aquí, la energía generada en el núcleo se vuelve libre para propagarse al espacio. Es dentro de la fotosfera donde aparecen las manchas solares , regiones de temperatura inferior a la media.

Por encima del nivel de la fotosfera está la atmósfera estelar . En una estrella de secuencia principal como el Sol, el nivel más bajo de la atmósfera, justo por encima de la fotosfera, es la región de la cromosfera delgada , donde aparecen las espículas y comienzan las llamaradas estelares . Por encima de esta se encuentra la región de transición, donde la temperatura aumenta rápidamente a una distancia de solo 100 km (62 millas). Más allá de esto está la corona , un volumen de plasma sobrecalentado que puede extenderse hacia afuera hasta varios millones de kilómetros. La existencia de una corona parece depender de una zona convectiva en las capas externas de la estrella. A pesar de su alta temperatura, la corona emite muy poca luz, debido a su baja densidad de gas. La región de la corona del Sol normalmente solo es visible durante un eclipse solar .

Desde la corona, un viento estelar de partículas de plasma se expande hacia afuera desde la estrella, hasta que interactúa con el medio interestelar . Para el Sol, la influencia de su viento solar se extiende a lo largo de una región en forma de burbuja llamada heliosfera .

Vías de reacción de fusión nuclear

Descripción general de la cadena protón-protón

El ciclo carbono-nitrógeno-oxígeno

Una variedad de reacciones de fusión nuclear tienen lugar en los núcleos de las estrellas, que dependen de su masa y composición. Cuando los núcleos se fusionan, la masa del producto fusionado es menor que la masa de las piezas originales. Esta masa perdida se convierte en energía electromagnética, según la relación de equivalencia masa-energía E  =  mc ² .

El proceso de fusión de hidrógeno es sensible a la temperatura, por lo que un aumento moderado de la temperatura del núcleo resultará en un aumento significativo de la velocidad de fusión. Como resultado, la temperatura central de las estrellas de la secuencia principal solo varía de 4 millones de kelvin para una estrella pequeña de clase M a 40 millones de kelvin para una estrella masiva de clase O.

En el Sol, con un núcleo de 10 millones de kelvin, el hidrógeno se fusiona para formar helio en la reacción en cadena protón-protón :

4 ¹ H → 2 ² H + 2 e ⁺ + 2 ν _e (2 x 0,4 M eV )

2 e ⁺ + 2 e ^- → 2 γ (2 x 1,0 MeV)

2 ¹ H + 2 ² H → 2 ³ He + 2 γ (2 x 5,5 MeV)

2 ³ He → ⁴ He + 2 ¹ H (12,9 MeV)

Estas reacciones dan como resultado la reacción general:

4 ¹ H → ⁴ He + 2e ⁺ + 2γ + 2ν _e (26,7 MeV)

donde e ⁺ es un positrón , γ es un fotón de rayos gamma, ν _e es un neutrino y H y He son isótopos de hidrógeno y helio, respectivamente. La energía liberada por esta reacción está en millones de electronvoltios, que en realidad es solo una pequeña cantidad de energía. Sin embargo, un gran número de estas reacciones ocurren constantemente, produciendo toda la energía necesaria para mantener la salida de radiación de la estrella. En comparación, la combustión de dos moléculas de gas hidrógeno con una molécula de gas oxígeno libera solo 5,7 eV.

En estrellas más masivas, el helio se produce en un ciclo de reacciones catalizadas por el carbono llamado ciclo carbono-nitrógeno-oxígeno .

En estrellas evolucionadas con núcleos a 100 millones de kelvin y masas entre 0,5 y 10 M _☉ , el helio puede transformarse en carbono en el proceso triple alfa que utiliza el elemento intermedio berilio :

⁴ He + ⁴ He + 92 keV → ^{8 *} Be

⁴ He + ^{8 *} Be + 67 keV → ^{12 *} C

^{12 *} C → ¹² C + γ + 7,4 MeV

Para una reacción general de:

Resumen de procesos de fusión consecutivos en estrellas masivas

3 ⁴ He → ¹² C + γ + 7,2 MeV

En las estrellas masivas, los elementos más pesados también se pueden grabar en un núcleo de contratación a través del proceso de neón de leña y proceso de quema de oxígeno . La etapa final en el proceso de nucleosíntesis estelar es el proceso de combustión de silicio que da como resultado la producción del isótopo estable hierro-56. Cualquier fusión adicional sería un proceso endotérmico que consume energía, por lo que solo se puede producir más energía a través del colapso gravitacional.

La tabla de la izquierda muestra la cantidad de tiempo necesario para que una estrella de 20 M _☉ consuma todo su combustible nuclear. Como estrella de secuencia principal de clase O, sería 8 veces el radio solar y 62.000 veces la luminosidad del Sol.

Ver también

Referencias

Otras lecturas

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• Hawking, Stephen (1988). Una breve historia del tiempo . Libros Bantam. ISBN 978-0-553-17521-9.
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enlaces externos

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