Estrella, gran cuerpo celeste compuesto de gases calientes
que emiten radiación electromagnética, en especial luz, como resultado de las
reacciones nucleares que tienen lugar en su interior. El Sol es una estrella.
Con la única excepción del Sol, las estrellas parecen estar fijas, manteniendo
la misma forma en los cielos año tras año. En realidad, las estrellas están en
rápido movimiento, pero a distancias tan grandes que sus cambios relativos de
posición se perciben sólo a través de los siglos.
El
número de estrellas visibles a simple vista desde la Tierra se ha calculado en
un total de 8.000, de las cuales 4.000 están en el hemisferio norte del cielo y
4.000 en el hemisferio sur. En cualquier momento durante la noche, en ambos
hemisferios sólo son visibles unas 2.000 estrellas. A las demás las ocultan la
neblina atmosférica, sobre todo cerca del horizonte, y la pálida luz del cielo.
Los astrónomos han calculado que el número de estrellas de la Vía Láctea, la
galaxia a la que pertenece el Sol, asciende a cientos de miles de millones. A
su vez, la Vía Láctea sólo es una de los varios cientos de millones de galaxias
visibles mediante los potentes telescopios modernos. Las estrellas individuales
visibles en el cielo son las que están más cerca del Sistema Solar en la Vía
Láctea.
La
estrella más cercana a nuestro Sistema Solar es Próxima Centauri, uno de los
componentes de la estrella triple Alpha Centauri, que está a unos 40 billones
de Km de la Tierra. En términos de velocidad de la luz, patrón utilizado por los
astrónomos para expresar la distancia, este sistema de estrella triple está a
unos 4,29 años luz; la luz, que viaja a unos 300.000 km/s, tarda más de cuatro
años y tres meses en llegar desde esta estrella hasta la Tierra.
Descripción
física
El
Sol es una estrella típica, con una superficie visible llamada fotosfera, una
atmósfera saturada de gases calientes y por encima de ellas una corona más
difusa y una corriente de partículas denominada viento solar (estelar). Las
áreas más frías de la fotosfera, que en el Sol se llaman manchas solares,
probablemente se encuentren en otras estrellas comunes; su existencia en
algunas grandes estrellas próximas se ha deducido mediante una técnica
denominada interferometría lunar (véase Interferómetro). La estructura
interna del Sol y de otras estrellas no se puede observar de forma directa,
pero hay estudios que indican corrientes de convección y una densidad y una
temperatura que aumentan hasta alcanzar el núcleo, donde tienen lugar
reacciones termonucleares. Las estrellas se componen sobre todo de hidrógeno y
helio, con cantidad variable de elementos más pesados.
Las
estrellas más grandes que se conocen son supergigantes con diámetros 400 veces
mayores que el del Sol, en tanto que las estrellas conocidas como enanas
blancas pueden tener diámetros de sólo una centésima del diámetro del Sol. Sin
embargo, las estrellas gigantes suelen ser difusas y pueden tener una masa 40
veces mayor que la del Sol, mientras que las enanas blancas son muy densas a
pesar de su pequeño tamaño. Puede haber estrellas con una masa 1.000 veces
mayor que la del Sol y, a escala menor, bolas de gas caliente demasiado
pequeñas para desencadenar reacciones nucleares, denominadas enanas. Un objeto
que puede ser de este tipo (una enana marrón) fue observado por primera vez en
1987, y desde entonces se han detectado otros.
El
brillo de las estrellas se describe en términos de magnitud. Las estrellas más
brillantes pueden ser hasta 1.000.000 de veces más brillantes que el Sol; las
enanas blancas son unas 1.000 veces menos brillantes.
Catálogos
de estrellas
Excepto las relativamente pocas estrellas visibles a simple
vista, a las estrellas se las denomina mediante números de acuerdo con los
atlas y catálogos de estrellas realizados por los observatorios astronómicos.
El primer catálogo de estrellas fue obra del astrónomo griego Tolomeo en el
siglo II d.C. Conocido como Almagesto, enumeraba los nombres y las
posiciones de 1.028 estrellas. En 1603, el astrónomo alemán Johann Bayer
publicó en Augsburgo un atlas estelar. Bayer mencionaba una cantidad de
estrellas mucho mayor que Tolomeo y las designaba mediante una letra griega y
la constelación, o configuración celeste, donde aparece la estrella.
Cartas estelares
Las
cartas estelares muestran las posiciones de las estrellas y cómo se agrupan en
constelaciones. A menudo, como en este caso, pueden mostrar solamente las
estrellas más brillantes. Esta carta muestra la parte mayor del hemisferio
norte del cielo. Pueden hacerse cartas similares para mostrar las estrellas
cercanas al ecuador celeste y en el hemisferio sur, que forman bellas
constelaciones como Centauro y la Cruz del Sur. En el centro de este mapa está
la Estrella Polar; parece casi inmóvil, mientras las demás giran a su
alrededor. Esto se debe a que la Estrella Polar se encuentra casi alineada con
el eje de la Tierra, un hecho que ha resultado ser un valioso guía para los
navegantes durante miles de años. La eclíptica, representada por la línea de
luz azul en el lado derecho del mapa, muestra el trayecto anual del Sol como se
ve desde la Tierra. Los nombres de los meses alrededor del borde de la carta,
muestran la parte del cielo que está al sur a comienzos de la tarde del mes
correspondiente. Si se observa el cielo durante el transcurso de una noche, el
paisaje estelar cambiará lentamente, debido a la rotación de la Tierra.
En
el siglo XVIII, el astrónomo inglés John Flamsteed también publicó un atlas en
el que las estrellas eran denominadas según su constelación, pero Flamsteed las
diferenciaba con números en vez de letras. Este atlas contenía la situación de
unas 3.000 estrellas. El primer catálogo de estrellas moderno, realizado en
1862 por el observatorio de Bonn, en Alemania, contiene la situación de más de
300.000 estrellas.
En
1887, un comité internacional comenzó a trabajar en un catálogo detallado de
estrellas. Fue realizado a partir de fotografías tomadas por unos 20
observatorios, incluyendo 21.600 placas individuales, que muestran de 8 a 10
millones de estrellas.
Los
catálogos de estrellas modernos no son libros, sino copias de placas
fotográficas de cristal tomadas con telescopios de gran alcance. El primer
informe importante de este tipo se completó a mediados de los años cincuenta,
utilizando el telescopio Schmidt de 1,22 m (véase Telescopio: Historia)
en Monte Palomar (Estados Unidos). Cada placa cubre una región del cielo de 6°
por 6°, y 1.035 mapas cubren todo el cielo visible desde este lugar. El
conjunto de mapas correspondiente al sur del cielo se ha realizado utilizando
telescopios Schmidt en Australia y Chile.
Clasificación
de los espectros estelares
El
estudio fotográfico de los espectros estelares lo inició en 1885 el astrónomo
estadounidense Edward Pickering en el Observatorio del Harvard College y lo
concluyó su colega Annie J. Cannon. Esta investigación condujo al importante
descubrimiento de que los espectros estelares pueden estar dispuestos en una
secuencia continua según la intensidad relativa de ciertas líneas de absorción.
Las variaciones observadas dentro de la secuencia proporciona datos de las
edades de las diferentes estrellas y de sus grados de desarrollo.
Las
diversas etapas en la secuencia de los espectros, designadas con las letras O,
B, A, F, G, K y M, se caracterizan sobre todo por las variaciones en la
intensidad de las líneas de hidrógeno que se dan por toda la secuencia. Además,
las líneas de otros elementos llegan a ser notables en diferentes etapas. Los
números suscritos del 0 al 9 se utilizan para indicar las sucesiones en el
modelo dentro de cada clase.
Clase
O
Este
grupo se caracteriza en primer lugar por las líneas de helio, oxígeno y
nitrógeno, además de las líneas de hidrógeno. El grupo O que comprende
estrellas muy calientes, incluye tanto las que muestran espectros de línea
brillante de hidrógeno y helio, como las que muestran líneas oscuras de los
mismos elementos.
Clase
B
En
este grupo, las líneas de helio alcanzan la máxima intensidad en la subdivisión
B2 y palidece progresivamente en
subdivisiones más altas. La intensidad de las líneas de hidrógeno aumenta de
forma constante en todas las subdivisiones. Este grupo está representado por la
estrella Épsilon (e) Orionis.
Clase
A
Este
grupo comprende las llamadas estrellas de hidrógeno con espectros dominados por
las líneas de absorción del hidrógeno. Una estrella típica de este grupo es
Sirio.
Clase
F
En
este grupo son fuertes las llamadas líneas de calcio H y K y las líneas
características de hidrógeno. Una estrella notable en esta categoría es d Aquilae.
Clase
G
Este
grupo comprende estrellas con prominentes líneas de calcio H y K y menos
prominentes líneas de hidrógeno. También están presentes los espectros de
muchos metales, en especial el hierro. El Sol pertenece a este grupo y, por lo
tanto, a las estrellas G se les denomina con frecuencia estrellas de tipo
solar.
Clase
K
A
este grupo pertenecen las estrellas que tienen fuertes líneas de calcio y
líneas que indican la presencia de otros metales. La luz violeta del espectro
es menos intensa, comparada con la luz roja de las clases antes mencionadas.
Este grupo está tipificado por Arturo.
Clase
M
Este
grupo comprende estrellas con espectros dominados por bandas que resultan de la
presencia de moléculas de óxidos metálicos, sobre todo las de óxido de titanio.
El final violeta del espectro es menos intenso que el de las estrellas K. La
estrella Betelgeuse, a Orionis, es típica de este grupo.
Todas
estas características son compatibles con la conclusión de que las estrellas de
estas clases son todas de similar composición química y están organizadas en un
orden de temperatura de más caliente a más frío. Las temperaturas de la
superficie de varios grupos son aproximadamente las siguientes: O, 22.200 °C; B, 13.900 °C; A, 10.000 °C; F, 6650 °C; G, 5540 °C; K, 3870 °C; y M, 1760 °C. La temperatura en el centro de
la estrella media es de unos 20.000.000 °C.
Diagrama Hertzsprung-Russell
La
posición en el diagrama H-R del punto que representa una estrella corresponde a
su brillo y a su temperatura. Las estrellas de la izquierda del diagrama son
azules porque son cálidas, y las de la derecha son rojas porque son frías. La
banda diagonal que va desde el extremo superior izquierdo al inferior derecho
se denomina secuencia principal. Las estrellas del extremo superior derecho son
gigantes rojas, aunque son frías y rojas, son muy brillantes porque son muy
grandes. Las estrellas cercanas al extremo inferior (conocidas como enanas
blancas) son muy cálidas, pero no muy brillantes porque son pequeñas. Este
diagrama fue desarrollado independientemente por un danés, Ejnar Hertzsprung, y
un estadounidense, Henry Norris Russell.
Estrellas
dobles
Más
de la mitad de las estrellas del firmamento son, de hecho, miembros de sistemas
de dos estrellas (binarias) o de sistemas de estrellas múltiples. Algunas
estrellas dobles cercanas aparecen separadas cuando se las observa a través de
telescopios, pero a la mayoría se las detecta como dobles sólo por medios
espectroscópicos. Un sistema de estrellas dobles está compuesto por dos
estrellas próximas y que giran en una órbita alrededor de su centro de masa
común. Estas estrellas dobles fueron descritas por primera vez, en 1803, por el
astrónomo británico William Herschel.
Las
binarias espectroscópicas, identificadas por primera vez en 1889, no son
separables visualmente por medio del telescopio pero no obstante se pueden
reconocer duplicando o ensanchando las líneas del espectro cuando gira el par
de estrellas. Cuando uno de los componentes se aleja de la Tierra, el otro se
aproxima a ella; las líneas del espectro de la estrella que se aleja se
desplazan hacia el rojo, mientras que las de la estrella que avanza se
desplazan hacia el violeta (véase Efecto Doppler).
Otro
tipo de estrella doble es la llamada variable eclipsante. Las estrellas de este
tipo están formadas por un componente más brillante y otro más oscuro. Vista
desde la Tierra, cuando la órbita es tal que la estrella más pálida eclipsa a
la más brillante, la intensidad de la luz que llega desde la estrella oscila
con regularidad.
Las
investigaciones han demostrado que una de cada dos o tres estrellas visibles
con telescopio de moderado tamaño es una estrella doble o del tipo de doble
física. Miles de binarias visuales y muchos cientos de binarias
espectroscópicas han sido estudiadas con gran detenimiento. Estas estrellas son
la fuente principal de información sobre las masas estelares.
Estrellas
variables
Es
probable que todas las estrellas, incluido el Sol, varíen ligeramente de brillo
con cierta periodicidad. Estas variaciones apenas son mensurables. Sin embargo,
algunas estrellas cambian mucho de brillo y se les denomina estrellas
variables. Hay muchos tipos. Algunas repiten los ciclos con una precisión casi
de reloj; otras son muy irregulares. Algunas necesitan sólo horas o días para
volver a un brillo determinado, otras necesitan años. El brillo de estas
estrellas puede cambiar de modo casi imperceptible o de forma violenta.
Las
variables más espectaculares son las novas y supernovas. Las novas pueden
llegar a brillar hasta 200.000 veces más que el Sol perdiendo quizá una
centésima o una milésima del 1% de la masa del Sol a velocidades por encima de
los 960 km/s. Algunas novas repiten este proceso cada cierto tiempo hasta que
pierden demasiada masa para continuar.
Aunque
las supernovas tienen un nombre similar, son un fenómeno mucho más catastrófico
y no periódico. Representan la explosión real de una estrella que a veces
brilla durante unos pocos días unos 100.000 millones de veces más que el brillo
real del Sol antes de desvanecerse del todo. Dejan tras de sí restos que se
expanden y se contemplan como nubes brillantes de gas o nebulosas. Un ejemplo
de esto es la nebulosa del Cangrejo, observada por primera vez desde la Tierra
como supernova en 1054. A veces también queda un púlsar (véase más adelante)
como vestigio en el centro de los restos. Las novas se presentan con frecuencia
en la Vía Láctea, quizá una de cada dos de las que se observan cada año, pero las
supernovas son mucho más raras. La supernova más reciente de la Vía Láctea
apareció en 1604, aunque hubo una en una galaxia cercana que en 1987 llamó
mucho la atención.
Muchas
estrellas variables cambian su brillo porque oscilan, esto es, se expanden y se
contraen algo así como un globo. Un tipo importante, llamadas variables
cefeidas por d Cefei, repiten sus ciclos de brillo
con bastante exactitud. Sus periodos oscilan de un día a cientos de días,
siendo todos cientos de veces más luminosos que el Sol. Cuanto más largo sea el
periodo de una variable cefeida, mayor será el brillo medio de la estrella.
Esta relación entre el periodo y la luminosidad, descubierta por la astrónoma
estadounidense Henrietta Leavitt, ha resultado inestimable para medir distancias
estelares, en particular las de las galaxias cercanas. Para medir una
distancia, sólo se necesita observar el brillo medio aparente de una cefeida.
Las novas y especialmente las supernovas también son medidas de distancia
importantes porque su increible brillantez en su luz máxima hace que se las
pueda observar a distancias enormes.
Las
estrellas variables son de un interés extraordinario porque su variación suele
producirse por alguna peculiaridad de su estructura interna que desarrolla con
el tiempo. De este modo, las estrellas variables pueden aportar información
sobre la evolución estelar. Por ejemplo, las supernovas han consumido su
combustible nuclear y deben expulsar materia porque se hacen inestables cuando
sufren un colapso gravitacional.
La
variable eclipsante, mencionada en la sección anterior, cambia más por causas
externas que por causas internas. Es típica la estrella Algol, en la
constelación Perseo. Algol es una estrella doble formada por una componente
brillante y otra más pálida que giran una alrededor de la otra en un plano casi
en la línea de visión desde la Tierra. Cuando la componente más oscura eclipsa
a la más brillante, el brillo aparente del par cae de modo abrupto; una
disminución semejante pero menos marcada se da cuando la componente más
brillante eclipsa a la más oscura. Los astrónomos han observado miles de
variables eclipsantes que son valiosas para medir las masas estelares.
Nebulosa del Cangrejo
Una
supernova que explota deja tras de sí una nube de material gaseoso que se expande
rápidamente llamada nebulosa. La nebulosa del Cangrejo surgió cuando explotó
una estrella en nuestra galaxia. La luz de la explosión fue observada por
astrónomos chinos en el año 1054. En el centro de la nebulosa se halla un
púlsar, una estrella densa que gira a gran velocidad.
Púlsares
y estrellas de neutrones
Con
los radiotelescopios se han descubierto numerosas fuentes distintas de
radiopulsos, calificadas como púlsares. Los periodos de vibración oscilan entre
varios segundos y una minúscula fracción de segundo, como confirman
observaciones ópticas y de rayos X. Los periodos de vibración son tan
constantes que sólo los relojes más precisos pueden detectar un leve aumento en
el intervalo del pulso medio y sólo en unos pocos púlsares. Este aumento indica
que tardaría un millón de años en duplicar su periodo característico.
Los
indicios sugieren que los púlsares son estrellas de neutrones que giran con
diámetros de sólo unos 16 km. Es probable que giren una vez por periodo de
vibración. Su densidad es tan enorme que si la carga de una pluma estuviera
hecha de un material semejante tendría una masa de más de 91.000 toneladas.
Evolución
de las estrellas
Las
teorías sobre la evolución estelar se basan fundamentalmente en pruebas
obtenidas de estudios de los espectros relacionados con la luminosidad. Las
observaciones realizadas han demostrado que muchas de las estrellas conocidas
se pueden clasificar en una secuencia regular en la que las estrellas más
brillantes son las más calientes y las más pequeñas, las más frías. Esta serie
de estrellas aparece como una banda conocida como la secuencia principal en el
diagrama temperatura-luminosidad desarrollado por el astrónomo holandés Ejnar
Hertzsprung y el astrónomo estadounidense Henry Norris Russell y conocido como
diagrama Hertzsprung-Russell. Otros grupos de estrellas que aparecen en el
diagrama incluyen las estrellas gigantes y enanas antes mencionadas.
Una
estrella comienza su ciclo como una gran masa de gas relativamente fría. La
contracción de este gas y la consiguiente subida de temperatura continúa hasta
que la temperatura interior de la estrella alcanza un valor de 1.000.000 °C. En este punto, tienen lugar
reacciones nucleares, el resultado de las cuales es que los núcleos de los
átomos de hidrógeno se combinan con los deuterones (núcleos de los llamados
átomos de hidrógeno pesado) para formar núcleos de helio. Esta reacción libera
grandes cantidades de energía (véase Energía nuclear), y se detiene la
nueva contracción de la estrella.
Cuando
finaliza la liberación de energía de la reacción deuterón-núcleo de hidrógeno,
la contracción comienza de nuevo y la temperatura de la estrella vuelve a
aumentar hasta que alcanza un punto en el que se puede dar una reacción entre
el hidrógeno y el litio y otros metales ligeros presentes en el cuerpo de la
estrella. De nuevo se libera energía y la contracción se detiene. Cuando el
litio y otros materiales ligeros se consumen, la contracción se reanuda y la
estrella entra en la etapa final del desarrollo en la cual el hidrógeno se
transforma en helio a temperaturas muy altas merced a la acción catalítica del
carbono y el nitrógeno. Esta reacción termonuclear es característica de la
secuencia principal de estrellas mencionada antes y continúa hasta que se
consume todo el hidrógeno que hay. La estrella se hincha gradualmente y se
convierte en una gigante roja. Alcanza su mayor tamaño cuando todo su hidrógeno
central se ha convertido en helio. Si continúa brillando, la temperatura del
centro debe subir lo suficiente como para producir la fusión de los núcleos de
helio. Durante este proceso, es probable que la estrella se haga mucho más
pequeña y más densa. Cuando ha gastado todas las posibles fuentes de energía
nuclear, se contrae de nuevo y se convierte en una enana blanca. Esta etapa
final puede estar marcada por las explosiones estelares conocidas como novas.
Cuando una estrella se despoja de su cubierta exterior explosivamente como una
nova o una supernova, devuelve al medio interestelar elementos más pesados que
el hidrógeno que ha sintetizado en su interior. Las generaciones futuras de
estrellas formadas a partir de este material comenzarán por tanto su vida con
un surtido más rico de elementos más pesados que las anteriores generaciones de
estrellas. Las estrellas que se despojan de sus capas exteriores de una forma
no explosiva se convierten en nebulosas planetarias, estrellas viejas rodeadas
por esferas de gas que irradian en una gama múltiple de longitudes de onda.
Las
estrellas con una masa muchas veces mayor que la del Sol recorren su ciclo de
evolución con rapidez según los patrones astronómicos, quizá un lapso de unos
pocos millones de años desde su nacimiento a la explosión de una supernova. Los
restos de la estrella pueden ser una estrella de neutrones. Sin embargo, existe
un límite para el tamaño de las estrellas de neutrones, más allá del cual estos
cuerpos se ven obligados a contraerse hasta que se convierten en un agujero
negro, del que no puede escapar ninguna radiación. Estrellas típicas como el
Sol pueden persistir durante muchos miles de millones de años. El destino final
de las enanas de masa baja es desconocido, excepto que cesan de irradiar de
forma apreciable. Lo más probable es que se conviertan en cenizas o enanas
negras. Para la discusión de los procesos nucleares de la evolución estelar, véase
Átomo.
El
nacimiento de las estrellas está íntimamente conectado con la presencia de
granos de polvo y moléculas, como en la nebulosa Orión en nuestra galaxia. Aquí,
el hidrógeno molecular (H2)
está condensado a altas densidades y temperaturas, y sus moléculas están
disociadas. Entonces, el hidrógeno atómico vuelve a derrumbarse y forma un
denso núcleo estelar que atrae gravitacionalmente el material circundante. El caliente
núcleo disipa la nube de polvo de las moléculas sobrecargadas y surge la nueva
estrella. Un posterior calentamiento gravitacional aumenta la temperatura hasta
que se pueden dar procesos nucleares. Las estrellas nacen, por lo general, en
pequeños grupos en un extremo de una gran nube molecular. Sucesivas
generaciones de estrellas se consumen cada vez más en el extremo de la nube,
dejando un rastro de estrellas de edad creciente.
Se
ha observado el nacimiento de estrellas en fotografías tomadas en una región
del cielo durante un periodo de años. Modernas técnicas de ultravioletas,
infrarrojos y radioastronomía han fijado con precisión otros lugares de
formación de estrellas y han detectado signos de los procesos actuales que se
están llevando a cabo.
Vida de una estrella
Una
estrella comienza la vida como una masa de gas, relativamente fría y grande,
parte de una nebulosa como la gran nebulosa de Orión (izquierda). Como
la gravedad hace que se contraiga el gas, su temperatura aumenta, haciéndose
tan elevada que provoca una reacción nuclear en sus átomos. El brillo de una
estrella de secuencia principal (centro) se debe a la energía producida
en la fusión de los núcleos de hidrógeno para formar núcleos de helio. Se cree
que la fase de secuencia principal de una estrella de tamaño medio dura 10.000
millones de años (se considera que nuestro Sol tiene 5.000 millones de años).
Finalmente el suministro de energía se acaba. Las estrellas del tamaño del Sol
acaban su vida como enanas blancas, que son extremadamente pequeñas, densas y
cálidas. Las estrellas mayores acaban en explosiones espectaculares llamadas
supernovas, causadas por el choque violento de las estrellas. (A la derecha,
una supernova en la Gran Nube de Magallanes). La estrella que muere emite en
pocos segundos más energía que el Sol en millones de años.
Evolución de las estrellas
Etapas en la vida de dos estrellas de masa diferente. Ambas se forman a partir de una nebulosa (superior izquierda) que se compone de partículas de polvo e hidrógeno gas. La gravedad une este material en glóbulos, cuyos centros se calientan hasta que el hidrógeno comienza a convertirse en helio por reacciones nucleares. Después de decenas de miles de años, la estrella central, con más masa, empieza a agotar su combustible nuclear y explota como una supernova, dejando tras ella un púlsar. Después de unos diez mil millones de años, la otra, con menos masa, comienza también a llegar al final de su vida. Este núcleo se desploma, formando una nebulosa planetaria (inferior derecha).