Estrella
Definición
Una estrella es un tipo de objeto astronómico que consiste en un esferoide de plasma luminoso sostenido 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, el más brillante de los cuales obtuvo nombres propios. Los astrónomos han ensamblado catálogos de estrellas que identifican las estrellas conocidas y proporcionan designaciones estelares estandarizadas. Sin embargo, la mayoría de las estrellas del Universo, incluidas todas las estrellas fuera de nuestra galaxia, la Vía Láctea, son invisibles a simple vista desde la Tierra. De hecho, la mayoría son invisibles desde la Tierra incluso a través de los telescopios más potentes.
Durante al menos una parte de su vida, 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 se irradia hacia el espacio exterior. Casi todos los elementos de origen natural más pesados que el helio son creados por la nucleosíntesis estelar durante la vida de la estrella, y para algunas estrellas por la nucleosíntesis de la supernova cuando estalla. 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 el espectro, respectivamente. La masa total de una estrella es el factor principal que determina su evolución y destino final. Otras características de una estrella, como el diámetro y la temperatura, cambian a lo largo de su vida, mientras que el ambiente de la estrella afecta su rotación y movimiento. Un gráfico de la temperatura de muchas estrellas contra su luminosidad produce un diagrama conocido como diagrama Hertzsprung-Russell (diagrama H-R). Trazar una estrella particular en ese diagrama permite determinar la edad y el estado evolutivo de esa estrella.
La vida de una estrella comienza con el colapso gravitatorio de una nebulosa gaseosa de material compuesto principalmente de hidrógeno, junto con helio y pequeñas cantidades de elementos más pesados. Cuando el núcleo estelar es 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 lleva energía lejos del núcleo a través de una combinación de procesos de transferencia de calor radiactivo y convectivo. La presión interna de la estrella evita que colapse aún más por su propia gravedad. Una estrella con una masa mayor 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 capas alrededor del núcleo. A medida que la estrella se expande, arroja una parte de su masa, enriquecido con esos elementos más pesados, en el entorno interestelar, para ser reciclado más tarde como nuevas estrellas. Mientras tanto, el núcleo se convierte en un resto estelar: una enana blanca, una estrella de neutrones, o si es un agujero negro lo suficientemente masivo.
Los sistemas binarios y multi-estrellas consisten en dos o más estrellas que están unidas gravitacionalmente y generalmente se mueven una alrededor de la otra 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 gravitacionalmente unida mucho más grande, como un cúmulo de estrellas o una galaxia.
Historia de observación
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 navegación y orientación celestiales. 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 usó para crear calendarios, que podrían usarse para regular las prácticas agrícolas. El calendario gregoriano, actualmente utilizado en casi todas partes del mundo, es un calendario solar basado en el ángulo de el eje de rotación de la Tierra en relación con su estrella local, el Sol.
La carta de estrellas con la fecha más antigua con exactitud fue el resultado de la antigua astronomía egipcia en 1534 aC Los primeros catálogos de estrellas conocidos fueron compilados por los antiguos astrónomos babilónicos de Mesopotamia a finales del segundo milenio antes de Cristo, durante el período Kassite ( alrededor de 1531-1155 aC).
El primer catálogo de estrellas en astronomía griega fue creado por Aristillus en aproximadamente 300 aC, con la ayuda de Timocharis. El catálogo de estrellas de Hiparco (siglo II aC) incluía 1020 estrellas y se utilizó para armar 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 actualmente en uso derivan de la astronomía griega.
A pesar de la aparente inmutabilidad de los cielos, los astrónomos chinos sabían que podían aparecer nuevas estrellas. En 185 dC, fueron los primeros en observar y escribir sobre una supernova, ahora conocida como SN 185. El evento estelar más brillante en la historia registrada fue la supernova SN 1006, que se observó en 1006 y fue escrita por 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 usan en la actualidad e inventaron numerosos instrumentos astronómicos que podían calcular las posiciones de las estrellas. Crearon los primeros grandes institutos de investigación de observatorios, principalmente con el propósito de producir catálogos de estrellas Zij . Entre ellos, el Libro de estrellas fijas (964) fue escrito por el astrónomo persa Abd al-Rahman al-Sufi, quien observó una serie de estrellas, cúmulos de estrellas (incluyendo el Omicron Velorum y los Cúmulos de Brocchi) y galaxias (incluida la Galaxia de Andrómeda). Según A. Zahoor, en el siglo XI, el erudito persa del polímax Abu Rayhan Biruni describió la galaxia de la Vía Láctea como una multitud de fragmentos que tienen las propiedades de estrellas nebulosas, y también dio las latitudes de varias estrellas durante un eclipse lunar en 1019.
Según Josep Puig, el astrónomo andalusí Ibn Bajjah propuso que la Vía Láctea estaba compuesta por muchas estrellas que casi se tocaban entre sí y parecía ser una imagen continua debido al 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), sugiriendo que los cielos no eran inmutables. En 1584, Giordano Bruno sugirió que las estrellas eran como el Sol, y puede tener otros planetas, posiblemente incluso similares a la Tierra, en órbita alrededor de ellos, 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 las mismas que el Sol estaba llegando a un consenso entre los astrónomos. Para explicar por qué estas estrellas no ejercían ninguna atracción gravitatoria neta sobre el Sistema Solar, Isaac Newton sugirió que las estrellas se distribuían por igual en todas direcciones, una idea sugerida por el teólogo Richard Bentley.
El astrónomo italiano Geminiano Montanari registró variaciones en la luminosidad de la estrella Algol en 1667. Edmond Halley publicó las primeras mediciones del movimiento correcto de un par de estrellas "fijas" cercanas, demostrando que habían cambiado de posición desde la época del antiguo griego. los astrónomos Ptolomeo e Hiparco.
William Herschel fue el primer astrónomo en intentar determinar la distribución de las 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. A partir de esto, dedujo que el número 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.
La ciencia de la espectroscopía estelar fue iniciada por Joseph von Fraunhofer y Angelo Secchi. 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 de frecuencias específicas de la atmósfera. En 1865, Secchi comenzó a clasificar estrellas en tipos espectrales. Sin embargo, la versión moderna del esquema de clasificación estelar fue desarrollada por Annie J. Cannon durante la década de 1900.
La primera medición directa de la distancia a una estrella (61 Cygni a 11.4 años luz) fue hecha en 1838 por Friedrich Bessel usando la técnica de paralaje. Las mediciones de Parallax demostraron la gran separación de las estrellas en el cielo. La observación de estrellas dobles adquirió una importancia creciente durante el siglo XIX. En 1834, Friedrich Bessel observó cambios en el movimiento apropiado de la estrella Sirius e infirió un compañero oculto. 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. Las observaciones detalladas de muchos sistemas binarios de estrellas fueron recolectadas por astrónomos como Friedrich Georg Wilhelm von Struve y SW Burnham, permitiendo que las masas de estrellas se determinen a partir del cálculo de los elementos orbitales. La primera solución al problema de derivar una órbita de estrellas binarias a partir de observaciones de telescopios 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 fotocélula fotometral aumentó las medidas precisas de magnitud en múltiples intervalos de longitud de onda. En 1921, Albert A. Michelson realizó las primeras mediciones de un diámetro estelar utilizando un interferómetro en el telescopio Hooker en el Observatorio Mount Wilson. 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 fotocélula fotometral aumentó las medidas precisas de magnitud en múltiples intervalos de longitud de onda. En 1921, Albert A. Michelson realizó las primeras mediciones de un diámetro estelar utilizando un interferómetro en el telescopio Hooker en el Observatorio Mount Wilson. 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 fotocélula fotometral aumentó las medidas precisas de magnitud en múltiples intervalos de longitud de onda. En 1921, Albert A. Michelson realizó las primeras mediciones de un diámetro estelar utilizando un interferómetro en el telescopio Hooker en el Observatorio Mount Wilson. podría determinarse comparando la magnitud visual con la magnitud fotográfica. El desarrollo del fotocélula fotometral aumentó las medidas precisas de magnitud en múltiples intervalos de longitud de onda. En 1921, Albert A. Michelson realizó las primeras mediciones de un diámetro estelar utilizando un interferómetro en el telescopio Hooker en el Observatorio Mount Wilson. podría determinarse comparando la magnitud visual con la magnitud fotográfica. El desarrollo del fotocélula fotometral aumentó las medidas precisas de magnitud en múltiples intervalos de longitud de onda. En 1921, Albert A. Michelson realizó las primeras mediciones de un diámetro estelar utilizando un interferómetro en el telescopio Hooker en el Observatorio Mount Wilson.
Importante trabajo teórico sobre la estructura física de las estrellas se produjo durante las primeras décadas del siglo XX. En 1913, se desarrolló el diagrama de Hertzsprung-Russell, que propulsaba el estudio astrofísico de las estrellas. Se desarrollaron modelos exitosos para explicar el interior de las estrellas y la evolución estelar. Cecilia Payne-Gaposchkin primero propuso que las estrellas se hicieron principalmente de hidrógeno y helio en su tesis doctoral de 1925. Los espectros de las estrellas se comprendieron mejor a través de los avances en la física cuántica. Esto permitió determinar la composición química de la atmósfera estelar.
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 de estrellas detallados 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 Cefeinas). Sin embargo, fuera del supercúmulo local de galaxias, no se han observado estrellas individuales ni cúmulos de estrellas.
En febrero de 2018, los astrónomos informaron, por primera vez, una señal de la época de reionización, una detección indirecta de la luz de las primeras estrellas formadas, unos 180 millones de años después del Big Bang.
En abril de 2018, los astrónomos informaron la detección de la estrella "ordinaria" (es decir, secuencia principal) más distante, llamada Ícaro (formalmente, MACS J1149 Lensed Star 1), a 9 mil millones de años luz de distancia de la Tierra.
En mayo de 2018, los astrónomos informaron la detección del oxígeno más distante jamás detectado en el Universo, y la galaxia más distante observada por Atacama Large Millimeter Array o Very Large Telescope, con el equipo que infiere que la señal se emitió hace 13.300 millones de años. (o 500 millones de años después del Big Bang. Encontraron que el brillo observado de la galaxia está bien explicado por un modelo donde el inicio de la formación estelar corresponde a solo 250 millones de años después del comienzo del Universo, lo que corresponde a un corrimiento al rojo de aproximadamente 15 .
Designaciones
El concepto de una constelación se sabía que existía durante el período babilónico. Los antiguos observadores del cielo imaginaron que los arreglos prominentes de las estrellas formaban patrones, y los asociaron con aspectos particulares de la naturaleza o sus mitos. Doce de estas formaciones yacían a lo largo de la banda de la eclíptica y estas 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 (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 eran también dioses griegos y romanos, pero ninguno de los dos era conocido en la Antigüedad debido a su bajo 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 estelares y aplicó letras griegas como designaciones a las estrellas en cada constelación. Más tarde, un sistema de numeración basado en la ascensión recta de la estrella fue inventado y agregado al catálogo de estrellas de John Flamsteed en su libro "Historia coelestis Britannica" (la edición de 1712), por lo que este sistema de numeración se denominó Flamsteed o numeración Flamsteed .
La única autoridad internacionalmente reconocida para nombrar 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 compañías 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 aficionados a la astronomía. Una de esas compañías de nombres de estrellas es el Registro Internacional de Estrellas, que, durante la década de 1980, fue acusado de práctica engañosa por hacer parecer que el nombre asignado era oficial. Esta práctica ISR ahora suspendida fue etiquetada informalmente como una estafa y un fraude,
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, según las características del Sol. En 2015, la IAU definió un conjunto de valores solares nominales (definidos como constantes SI, sin incertidumbres) que pueden utilizarse para citar parámetros estelares:
luminosidad solar nominal: L ⊙ = 3.828 × 10 W radio solar nominal R ⊙ = 6.957 × 10 m
La masa solar M ⊙ no fue explícitamente definida por la IAU debido a la gran incertidumbre relativa (10) de la constante de gravitación newtoniana G. Sin embargo, dado que el producto de la constante gravitatoria newtoniana y la masa solar juntas (GM ⊙ ) se ha determinado con una precisión mucho mayor, la IAU definió el parámetro de masa solar nominal como:
parámetro de masa solar nominal: GM ⊙ = 1.3271244 × 10 m s
Sin embargo, se puede combinar el parámetro de masa solar nominal con la estimación más reciente (2014) de CODATA de la constante de gravitación newtoniana G para derivar la masa solar en aproximadamente 1.9885 × 10 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 incertidumbres observacionales, las constantes nominales de la IAU de 2015 seguirán siendo los mismos valores 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
Las estrellas se condensan en regiones del espacio de mayor densidad de materia, sin embargo, esas regiones son menos densas que dentro de una cámara de vacío. Estas regiones, conocidas como nubes moleculares , consisten principalmente en hidrógeno, con alrededor de 23 a 28 por ciento de helio y algunos elementos más pesados. Un ejemplo de dicha región de formación de estrellas es la Nebulosa de Orión. La mayoría de las estrellas se forman en grupos de docenas a cientos de miles de estrellas. Las estrellas masivas en estos grupos pueden iluminar poderosamente esas nubes, ionizar el hidrógeno y crear regiones H II. Tales efectos de retroalimentación, a partir de la formación de estrellas, pueden finalmente perturbar la nube e impedir la formación de más estrellas.
Todas las estrellas pasan la mayor parte de su existencia como estrellas de secuencia principal , impulsadas 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 diversas 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 estrellas por su masa:
- Las estrellas de masa muy baja , con masas por debajo de 0,5 M
☉ , son completamente convectivas y distribuyen el helio de manera uniforme por toda la estrella mientras están en la secuencia principal. Por lo tanto, nunca sufren la quema de conchas, nunca se convierten en gigantes rojos, que dejan de fusionarse y se convierten en enanas blancas de helio y se enfrían lentamente después de agotar su hidrógeno. Sin embargo, como el tiempo de vida de 0,5 M ☉ estrellas es más largo que la edad del universo, no hay tal estrella ha alcanzado aún la fase de enana blanca. - Las estrellas de masa baja (incluido el Sol), con una masa entre 0.5 M ☉ y 1.8-2.5 M ☉ dependiendo de la composición, se convierten en gigantes rojas a medida que se agota su núcleo de hidrógeno y comienzan a quemar helio en el núcleo en un flash de helio; desarrollan un núcleo de carbono-oxígeno degenerado más adelante en la rama gigante asintótica; finalmente vuelan su capa exterior como una nebulosa planetaria y dejan atrás su núcleo en forma de enana blanca.
- Las estrellas de masa intermedia , entre 1.8-2.5 M ☉ y 5-10 M ☉ , pasan por etapas evolutivas similares a las estrellas de masa baja, pero después de un período relativamente corto en la rama gigante roja encienden el helio 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 pasan a elementos de los fusibles más pesados que el helio. Terminan sus vidas cuando sus núcleos colapsan y explotan como supernovas.
Formación estelar
La formación de una estrella comienza con inestabilidad gravitatoria dentro de una nube molecular, causada por regiones de mayor densidad, a menudo desencadenadas por la compresión de nubes por la radiación de estrellas masivas, la expansión de burbujas en el medio interestelar, la colisión de diferentes nubes moleculares o la colisión de galaxias (como en una galaxia Starburst). Cuando una región alcanza una densidad suficiente de materia para satisfacer los criterios de inestabilidad de Jeans, comienza a colapsar bajo su propia fuerza gravitacional.
A medida que la nube colapsa, los conglomerados individuales de polvo denso y gas forman "glóbulos Bok". A medida que un glóbulo colapsa y la densidad aumenta, la energía gravitacional se convierte en calor y la temperatura aumenta. Cuando la nube protostelar ha alcanzado aproximadamente la condición estable de equilibrio hidrostático, se forma una protostar en el núcleo. Estas estrellas pre-secuencia principal a menudo están rodeadas por un disco protoplanetario y se alimentan principalmente por la conversión de energía gravitacional. El período de contracción gravitacional dura de 10 a 15 millones de años.
Las estrellas tempranas de menos de 2 M ☉ se llaman 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 colapsada y dar lugar a pequeños parches de nebulosidad conocidos como objetos Herbig-Haro. Estos chorros, en combinación con la radiación de estrellas masivas cercanas, pueden ayudar a ahuyentar la nube circundante de la cual se formó la estrella.
Al principio de su desarrollo, las estrellas de T Tauri siguen la pista 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 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. Los binarios primordiales transfieren un momento angular mediante interacciones gravitacionales durante encuentros cercanos con otras estrellas en grupos estelares jóvenes. Estas interacciones tienden a dividir binarios más separados (blandos) mientras hacen que los binarios duros se unan más estrechamente. Esto produce la separación de binarios en sus dos distribuciones de poblaciones observadas.
Secuencia principal
Las estrellas gastan alrededor del 90% de su existencia fusionando hidrógeno en helio en reacciones de alta temperatura y alta presión cerca del núcleo. Se dice que dichas estrellas están en la secuencia principal y se llaman estrellas enanas. Comenzando en la secuencia principal de edad cero, la proporción de helio en el núcleo de una estrella aumentará constantemente, la tasa de fusión nuclear en el núcleo aumentará lentamente, al igual que la temperatura y 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) años.
Cada estrella genera un viento estelar de partículas que provoca una salida continua de gas hacia el espacio. Para la mayoría de las estrellas, la pérdida de masa es insignificante. El Sol pierde 10 M ☉ cada año, o aproximadamente el 0.01% de su masa total durante toda su vida útil. Sin embargo, las estrellas muy masivas pueden perder de 10 a 10 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.
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) años. Las estrellas masivas consumen su combustible muy rápidamente y son efímeras. Las estrellas de baja masa consumen su combustible muy lentamente. Las estrellas menos masivas que 0.25 M ☉ , llamadas enanas rojas, son capaces de fusionar casi toda su masa, mientras que las estrellas de aproximadamente 1 M ☉ solo pueden fusionar aproximadamente el 10% de su masa. La combinación de su consumo de combustible lento y el suministro de combustible utilizable relativamente grande permite que las estrellas de baja masa duren aproximadamente un billón (10) de 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 en una enana blanca y bajan de temperatura. Sin embargo, dado que la vida útil de este tipo de estrellas es mayor que la edad actual del universo (13,8 mil millones de años), no hay estrellas bajo aproximadamente 0,85 M ☉ se espera que hayan movido de la secuencia principal.
Además de la masa, los elementos más pesados que el helio pueden jugar un papel importante en la evolución de las estrellas. Los astrónomos etiquetan todos los elementos más pesados que los "metales" de helio, 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. Más antiguas, las estrellas de la población II tienen sustancialmente menos metalicidad que las más jóvenes, la población que protagoniza debido a la composición de las nubes moleculares a partir de las cuales se formaron. Con el tiempo, tales nubes se enriquecen cada vez más en elementos más pesados a medida que las estrellas más viejas mueren y pierden partes de sus atmósferas.
Secuencia posterior a la secuencia principal
A medida que las estrellas de al menos 0,4 M ☉ agotan su suministro de hidrógeno en su núcleo, comienzan a fusionar hidrógeno en un caparazón fuera del núcleo de helio. Sus capas externas se expanden y refrescan enormemente a medida que forman un gigante rojo. En unos 5 mil millones de años, cuando el Sol entre en la fase de combustión del helio, se expandirá a 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.
Como la quema de cáscara de hidrógeno produce más helio, el núcleo aumenta en masa y temperatura. En un gigante rojo de hasta 2.25 M ☉ , la masa del núcleo de helio se vuelve degenerada antes de la fusión del helio. Finalmente, cuando la temperatura aumenta lo suficiente, la fusión de helio comienza de forma explosiva en lo que se llama un flash de helio, y la estrella se contrae rápidamente en radio, aumenta su temperatura superficial 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 un tiempo en el grupo rojo, quemando helio lentamente, antes de que la envoltura convectiva externa colapse y la estrella 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 fusionado. La estrella luego sigue un camino evolutivo llamado la rama gigante asintótica (AGB) que es paralela a la otra fase gigante roja descrita, pero con una luminosidad más alta. Las estrellas AGB más masivas pueden experimentar 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 supergigante 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 combustión de carbono). Este proceso continúa, con las etapas sucesivas impulsadas por el neón (consulte el proceso de combustión de neón), el oxígeno (consulte el proceso de combustión de oxígeno) y el silicio (consulte el proceso de grabación de silicio). Cerca del final de la vida de la estrella, la fusión continúa a lo largo de una serie de capas de cebolla dentro de una estrella masiva. Cada caparazón fusiona un elemento diferente, con la capa más externa fusionando hidrógeno; la próxima concha fusionando helio, y así sucesivamente.
La etapa final ocurre cuando una estrella masiva comienza a producir hierro. Como 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. En un grado muy limitado, tal proceso procede, pero consume energía. Del mismo modo, dado que están más unidos que todos los núcleos más livianos, dicha energía no puede liberarse por fisión.
Colapso
A medida que el núcleo de una estrella se reduce, la intensidad de la radiación de esa superficie aumenta, creando tal presión de radiación en la capa exterior de gas que alejará esas capas, formando una nebulosa planetaria. Si lo que queda después de que la atmósfera exterior ha sido derramada es inferior a 1,4 M ☉ , se reduce a un objeto relativamente pequeño del tamaño de la Tierra, conocido como enana blanca. Las enanas blancas carecen de la masa para que tenga lugar una mayor compresión gravitacional. La materia degenerada por electrones dentro de una enana blanca ya no es un plasma, aunque las estrellas generalmente se conocen como esferas de plasma. Finalmente, las enanas blancas se desvanecen en enanas negras durante un período de tiempo muy largo.
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 se colapsará repentinamente cuando sus electrones se dirijan a sus protones, formando neutrones, neutrinos y rayos gamma en un estallido de captura de electrones y decaimiento beta inverso. 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 original 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 ninguna existía antes.
Una explosión de supernova sopla las capas exteriores 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 púlsar o un estallido de rayos X. En el caso de las estrellas más grandes, el remanente es un agujero negro mayor a 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, materia QCD, posiblemente presente en el núcleo. Dentro de un agujero negro, la materia está en un estado que no se entiende actualmente.
Las capas externas 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. El flujo de salida de las supernovas y el viento estelar de estrellas grandes juegan un papel importante en la formación del medio interestelar.
Estrellas binarias
La evolución posterior a la secuencia principal de las estrellas binarias puede ser significativamente diferente de la evolución de las 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 gigante roja, puede desbordar su lóbulo de Roche, la región alrededor de una estrella donde el material está gravitacionalmente ligado a esa estrella, lo que lleva a la transferencia de material al otro . Cuando se viola el lóbulo de Roche, pueden producirse diversos fenómenos, incluidos binarios de contacto, binarios de sobre común, variables cataclísmicas y supernovas de tipo Ia.
Distribución
Las estrellas no se distribuyen uniformemente en todo el universo, sino que normalmente se agrupan en galaxias junto con el gas interestelar y el polvo. Una galaxia típica contiene cientos de miles de millones de estrellas, y hay más de 100 mil millones (10) de galaxias en el universo observable. En 2010, una estimación del número de estrellas en el universo observable fue de 300 sextillones ( 3 × 10 ). Si bien a menudo se cree que las estrellas solo existen dentro de las galaxias, se han descubierto estrellas intergalácticas.
Un sistema multiestado consiste en dos o más estrellas unidas gravitacionalmente que se orbitan entre sí. El sistema multi-estrella más simple y más común es una estrella binaria, pero también se encuentran sistemas de tres o más estrellas. Por razones de estabilidad orbital, dichos sistemas multiestaculares a menudo se organizan en conjuntos jerárquicos de estrellas binarias. Grupos más grandes llamados cúmulos de estrellas también existen. Estos van desde asociaciones estelares sueltas con solo unas pocas estrellas, hasta enormes cúmulos globulares con cientos de miles de estrellas. Tales sistemas orbitan alrededor de su galaxia anfitriona.
Ha sido una suposición largamente sostenida que la mayoría de las estrellas ocurren en sistemas de estrellas múltiples gravitacionales. Esto es particularmente cierto para estrellas de clase O y B muy masivas, donde se cree que el 80% de las estrellas forman parte de sistemas de estrellas múltiples. La proporción de sistemas de estrellas individuales aumenta con la disminución de la masa de estrellas, por lo que solo se sabe que 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 el nacimiento.
La estrella más cercana a la Tierra, además del Sol, es Proxima Centauri, que es de 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), tomaría 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 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 pertenece.
Características
Casi todo lo relacionado con una estrella está determinado por su masa inicial, que incluye características tales como luminosidad, tamaño, evolución, vida útil y su destino final.
Años
La mayoría de las estrellas tienen entre mil y 10 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 aún descubierta, HD 140283, apodada estrella de Matusalén, tiene una antigüedad estimada de 14.46 ± 0.8 mil millones de años. (Debido a la incertidumbre en el valor, esta edad para 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 mínima masa (enanas rojas) queman su combustible muy lentamente y pueden durar entre decenas y cientos de miles de millones de años.
Composición química
Cuando las estrellas se forman en la presente galaxia, la Vía Láctea, están compuestas de aproximadamente un 71% de hidrógeno y un 27% de helio, medido en masa, con una pequeña fracción de elementos más pesados. Típicamente, 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 medido alguna vez es el enano HE1327-2326, con solo 1 / 200,000 del contenido de hierro del sol. Por el contrario, la estrella rica en super metales, Leonis, tiene casi el doble de la abundancia de hierro que el Sol, mientras que la estrella que lleva el planeta, 14 Herculis, casi triplica el 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 externas más frías, incluido el Sol, pueden formar varias moléculas diatómicas y poliatómicas.
Diámetro
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 brillan debido al efecto de la atmósfera de la Tierra. El Sol también es una estrella, pero está lo suficientemente cerca de la Tierra como para aparecer como un disco y para proporcionar luz natural. Además 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 telescopios ópticos actuales basados en tierra, por lo que se requieren telescopios interferométricos para producir imágenes de estos objetos. Otra técnica para medir el tamaño angular de las estrellas es a través de la ocultación. Al medir con precisión la caída en el brillo de una estrella como está oculta por la Luna (o el aumento en el brillo cuando reaparece), se puede calcular el diámetro angular de la estrella.
Las estrellas varían en tamaño desde estrellas de neutrones, que varían entre 20 y 40 km (25 millas) de diámetro, hasta supergigantes como Betelgeuse en la constelación de Orión, que tiene un diámetro de 887 ± 203 a 950 veces el de nuestro sol. Betelgeuse, sin embargo, tiene una densidad mucho menor que el sol.
Cinemática
El movimiento de una estrella en relación con el Sol puede proporcionar información útil sobre el origen y la antigüedad de una estrella, así como sobre la estructura y evolución de la galaxia circundante. Los componentes del movimiento de una estrella consisten en la velocidad radial hacia o desde el 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 da en unidades de km / s. El movimiento apropiado de una estrella, su paralaje, se determina mediante mediciones astrométricas precisas en unidades de milisegundos de arco (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. Las estrellas con altas tasas de movimiento apropiado probablemente estén relativamente cerca del Sol, lo que las convierte en buenos candidatos para las mediciones de paralaje.
Cuando se conocen ambas velocidades 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 de la población I más jóvenes generalmente tienen velocidades más bajas que las estrellas de la población II más antiguas. 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 hasta puntos comunes en nubes moleculares gigantes, y se les conoce como asociaciones estelares.
Campo magnético
El campo magnético de una estrella se genera dentro de las regiones del interior donde se produce la circulación convectiva. Este movimiento de plasma conductivo funciona como una dínamo, en donde el movimiento de las cargas eléctricas induce campos magnéticos, como lo hace una dínamo mecánica. Esos campos magnéticos tienen un gran alcance que se extiende a lo largo y más allá de la estrella. La fuerza del campo magnético varía con la masa y la composición de la estrella, y la cantidad de actividad de la superficie magnética depende de la velocidad de rotación de la estrella. Esta actividad de superficie produce manchas de estrellas, que son regiones de campos magnéticos fuertes y temperaturas superficiales más bajas que las normales. Los bucles coronal son líneas de flujo de campo magnético que se elevan desde la superficie de una estrella hacia la atmósfera exterior de la estrella, su corona. Los bucles coronales se pueden ver debido al plasma que conducen a lo largo de su longitud. Las erupciones estelares son ráfagas 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 lo 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 forma cíclica y pueden cerrarse por completo durante períodos de tiempo. Durante el Mínimo de Maunder, por ejemplo, el Sol experimentó un período de 70 años con casi ninguna 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 un límite superior para las estrellas en la era actual del universo. Esto representa un valor empírico para el límite teórico sobre la masa de estrellas en formación debido al aumento de la presión de radiación sobre la nube de gas de acreción. Varias estrellas del cúmulo R136 en la Gran Nube de Magallanes se han medido con masas más grandes, pero se ha determinado que podrían haber sido creado a través de la colisión y fusión de estrellas masivas en sistemas binarios cercanos, dejando a un lado los 150 M ☉ límite en masiva formación estelar
Las primeras estrellas que se formaron después del Big Bang pudieron haber sido más grandes, hasta 300 M ☉ , debido a la ausencia completa 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 primitivo (es decir, se observe que tienen un desplazamiento al rojo elevado) y que haya comenzado la producción de elementos químicos más pesados que el hidrógeno 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 conocida más pequeña 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 . Sin embargo, cuando la metalicidad es muy baja, el tamaño de estrella mínimo parece ser aproximadamente 8,3% de la masa solar, o aproximadamente 87 M J. Cuerpos más pequeños llamados enanas marrones, ocupan una zona gris mal definida entre estrellas y 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 secuencia principal, mientras que lo contrario es el caso de las estrellas degeneradas y compactas como las enanas blancas. La gravedad de la superficie puede influir en la apariencia del espectro de una estrella, con una mayor gravedad que causa un ensanchamiento de las líneas de absorción.
Rotación
La velocidad de rotación de las estrellas puede determinarse a través de la medición espectroscópica, o más exactamente determinada por el seguimiento de sus manchas estelares. Las estrellas jóvenes pueden tener una rotación mayor a 100 km / s en el ecuador. La estrella de clase B Achernar, por ejemplo, tiene una velocidad ecuatorial de aproximadamente 225 km / so superior, lo que hace que su ecuador se deslice hacia afuera y le da un diámetro ecuatorial que es más del 50% mayor que entre los polos. Esta velocidad 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 - 35 días, con una velocidad ecuatorial de 1.994 km / s. El campo magnético de una estrella de 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 en una masa compacta, lo que resulta en una velocidad de rotación rápida. Sin embargo, tienen tasas de rotación relativamente bajas en comparación con lo que se esperaría con la conservación del momento angular: la tendencia de un cuerpo en rotación a compensar una contracción de tamaño al aumentar su velocidad de rotación. 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 pulsar en el corazón de la nebulosa del Cangrejo, por ejemplo, gira 30 veces por segundo. La velocidad de rotación del púlsar se reducirá gradualmente debido a la emisión de radiación.
Temperatura
La temperatura de la superficie de una estrella de 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 a 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 kelvins.
La temperatura estelar determinará la velocidad 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 utiliza 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 algunos miles de K. Los gigantes rojos tienen temperaturas superficiales relativamente bajas de aproximadamente 3.600 K; pero también tienen una gran luminosidad debido a su gran superficie exterior.
Radiación
La energía producida por las estrellas, un producto de la fusión nuclear, 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 desde las capas externas como protones cargados eléctricamente y partículas alfa y beta. Aunque casi no tiene masa, también existe un flujo constante de neutrinosis desde el núcleo de la estrella.
La producción de energía en el núcleo es la razón por la cual las estrellas brillan tan intensamente: cada vez que dos o más núcleos atómicos se fusionan para formar un único núcleo atómico de un nuevo elemento más pesado, se liberan fotones de rayos gamma del producto de fusión nuclear. Esta energía se convierte en otras formas de energía electromagnética de frecuencia más baja, 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, luz visible, ultravioleta, al más corto de rayos X y rayos gamma. 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.
Utilizando el espectro estelar, los astrónomos también pueden determinar la temperatura de la superficie, la gravedad superficial, la metalicidad y la velocidad de rotación de una estrella. Si se encuentra la distancia de la estrella, como al medir la paralaje, se puede deducir la luminosidad de la estrella. La masa, el radio, la gravedad superficial y el período de rotación se pueden estimar basándose en modelos estelares. (La masa se puede calcular para estrellas en sistemas binarios midiendo sus velocidades y distancias orbitales. Se ha utilizado la microlente gravitacional para medir la masa de una 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 de rotación rápida Vega, por ejemplo, tiene un mayor flujo de energía (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 inferiores a la media se conocen como manchas estelares. Las estrellas pequeñas y enanas , como nuestro Sol, generalmente tienen discos esencialmente sin rasgos distintivos con solo pequeñas manchas estelares. Las estrellas gigantes tienen manchas estelares mucho más grandes y más obvias, y también muestran un fuerte oscurecimiento estelar de las extremidades. Es decir, el brillo disminuye hacia el borde del disco estelar. Las estrellas enrojecidas enanas rojas como UV Ceti también pueden poseer características prominentes de estrellas.
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 de la Tierra, el efecto de extinción del polvo y el gas interestelar, y la alteración de la luz de la estrella a medida que pasa a través de la atmósfera de la Tierra. La magnitud intrínseca o absoluta está directamente relacionada con la luminosidad de una estrella, y es la magnitud aparente que tendría una estrella si la distancia entre la Tierra y la estrella fuera de 10 parsecs (32,6 años luz).
| Magnitud aparente | Numero de estrellas |
|---|---|
| 0 | 4 |
| 1 | 15 |
| 2 | 48 |
| 3 | 171 |
| 4 | 513 |
| 5 | 1,602 |
| 6 | 4,800 |
| 7 | 14,000 |
Tanto las escalas de magnitud aparente como absoluta son unidades logarítmicas: una diferencia de números enteros en magnitud es igual a una variación de brillo de aproximadamente 2.5 veces (la 5ta 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 segunda magnitud (+2.00) y aproximadamente 100 veces más brillante que una estrella de sexta magnitud (+6.00). Las estrellas más débiles visibles a simple vista bajo buenas condiciones de visión son de magnitud +6.
En las escalas de magnitud aparente y absoluta, cuanto menor es el número de magnitud, más brillante es la estrella; cuanto mayor es el número de magnitud, más débil es la estrella. Las estrellas más brillantes, en cualquier escala, tienen números de magnitud negativos. La variación en 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 ), y luego usando la diferencia como un exponente para el número base 2.512; es decir:
En relación con la luminosidad y la distancia de la Tierra, la magnitud absoluta ( M ) y la magnitud aparente ( m ) de una estrella no son equivalentes; por ejemplo, la estrella brillante Sirius 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 solo +4.83. Sirio, la estrella más brillante en el cielo nocturno vista desde la Tierra, es aproximadamente 23 veces más luminosa que el Sol, mientras que Canopus, la segunda estrella más brillante en el 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 Sirio, Sirio parece más brillante que Canopus. Esto se debe a que Sirius 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 clúster NGC 6397. Los enanos rojos más tenues en el cúmulo eran de magnitud 26, mientras que también se descubrió una enana blanca de magnitud 28. Estas estrellas débiles son tan oscuras que su luz es tan brillante como una vela de cumpleaños en la Luna cuando se ve desde la Tierra.
Clasificación
| Clase | Temperatura | Muestra de estrella |
|---|---|---|
| O | 33,000 K o más | Zeta Ophiuchi |
| segundo | 10,500-30,000 K | Rigel |
| UN | 7.500-10.000 K | Altair |
| F | 6,000-7,200 K | Procyon A |
| GRAMO | 5.500-6.000 K | Sol |
| K | 4,000-5,250 K | Epsilon Indi |
| METRO | 2,600-3,850 K | Proxima Centauri |
El sistema actual de clasificación estelar se originó a principios del siglo XX, cuando las estrellas se clasificaron de A a Q en función de la intensidad de la línea de hidrógeno. Se pensó que la resistencia de la línea de hidrógeno era una función lineal simple de la temperatura. En cambio, fue más complicado: se fortaleció con el aumento de la temperatura, alcanzó un máximo cerca de 9000 K, y luego disminuyó a temperaturas más altas. Las clasificaciones se reordenaron desde entonces por la temperatura, en la que se basa el esquema moderno.
Las estrellas reciben una clasificación de una sola letra de acuerdo con sus espectros, que van desde el tipo O , que son muy calientes, hasta M , que son tan geniales que las moléculas se pueden formar 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 de 0 a 9, en orden de temperatura decreciente. Sin embargo, este sistema se descompone a temperaturas extremadamente altas como las clases O0 y O1 puede no existir
Además, las estrellas pueden clasificarse por los efectos de luminosidad encontrados en sus líneas espectrales, que corresponden a su tamaño espacial y están determinadas por su gravedad superficial. Estos van desde 0 (hipergigantes) a III (gigantes) a V (enanas de 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 secuencia principal G2V enana amarilla de temperatura intermedia y tamaño ordinario.
Nomenclatura adicional, en forma de letras minúsculas añadidas 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 en las clases DA , DB , DC , DO , DZ y DQ , dependiendo de los tipos de líneas prominentes que se encuentran en el espectro. Esto es seguido por un valor numérico que indica la temperatura.
Estrellas variables
Las estrellas variables tienen cambios periódicos o aleatorios en la luminosidad debido a las 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 varían de minutos a años, dependiendo del tamaño de la estrella. Esta categoría incluye estrellas Cefeidas y Cefeidas, y variables de período largo como Mira.
Las variables eruptivas son estrellas que experimentan aumentos repentinos en la luminosidad debido a las erupciones o eventos de eyección de masa. Este grupo incluye estrellas de protoestrella, estrellas Wolf-Rayet y estrellas fulgurantes, así como estrellas gigantes y supergigantes.
Las estrellas variables cataclísmicas o explosivas son aquellas que experimentan 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, incluyendo la nova y una supernova 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, con arrebatos periódicos de amplitud moderada.
Las estrellas también pueden variar en luminosidad debido a factores extrínsecos, como binarios eclipsantes, así como estrellas giratorias que producen manchas extremas. Un ejemplo notable de un binario eclipsante es Algol, que regularmente varía en magnitud de 2.3 a 3.5 en un período de 2.87 días.
Estructura
El interior de una estrella estable se encuentra en un estado de equilibrio hidrostático: las fuerzas en cualquier volumen pequeño se equilibran casi exactamente entre sí. Las fuerzas equilibradas son fuerza gravitacional hacia adentro y una fuerza hacia afuera debido al gradiente de presión dentro de la estrella. El gradiente de presión se establece por 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 de al menos del orden de 10 K. La temperatura y la presión resultantes en el núcleo de combustión de hidrógeno de una estrella de secuencia principal son suficientes para que se produzca la fusión nuclear y para que haya energía suficiente para ser producido 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, lo que aumenta la energía térmica en el núcleo. Las estrellas en la secuencia principal convierten el hidrógeno en helio, creando una proporción lenta pero constante de helio en el núcleo. Finalmente, el contenido de helio se vuelve predominante y la producción de energía cesa en el núcleo. En cambio, para las estrellas de más de 0.4 M ☉ , la fusión ocurre 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 del 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 afuera depende de la transferencia de calor radiativo, ya que la transferencia de calor por convección es ineficiente en esa zona. En esta región, el plasma no se verá perturbado y cualquier movimiento de masa desaparecerá. Si este no es el caso, sin embargo, entonces 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 (lo que hace ineficaz la transferencia de calor radiativo) 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 en el interior y una zona radiante 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 su totalidad, lo que impide 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 envejezca y la constitución del interior se modifique.
La fotosfera es la porción de una estrella que es visible para un observador. Esta es la capa en la cual 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 en la fotosfera donde aparecen manchas de sol, regiones de temperatura inferior a la media.
Sobre el 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 encima de la fotosfera, se encuentra la delgada región de la cromosfera, donde aparecen las espículas y comienzan las erupciones estelares. Sobre esto está 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 supercalentado que puede extenderse 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, y 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
Una variedad de reacciones de fusión nuclear tienen lugar en los núcleos de estrellas, que dependen de su masa y composición. Cuando los núcleos se fusionan, la masa del producto fundido es menor que la masa de las piezas originales. Esta masa perdida se convierte en energía electromagnética, de acuerdo con la relación de equivalencia masa-energía E = mc .
El proceso de fusión de hidrógeno es sensible a la temperatura, por lo que un aumento moderado en la temperatura central dará como resultado un aumento significativo en 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 pequeña estrella 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:
- 4H → 2H + 2e + 2ν e (2 x 0,4 MeV)
- 2e + 2e → 2γ (2 x 1.0 MeV)
- 2H + 2H → 2He + 2γ (2 x 5.5 MeV)
- 2He → He + 2H (12.9 MeV)
Estas reacciones dan como resultado la reacción global:
- 4H → 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, enormes cantidades 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 de hidrógeno con una molécula de gas de oxígeno libera solo 5,7 eV.
| Elemento | Masas solares |
|---|
Hidrógeno
0.01
Helio
0.4
Carbono
5
Neón
8
En estrellas más masivas, el helio se produce en un ciclo de reacciones catalizadas por carbono llamado ciclo carbono-nitrógeno-oxígeno.
En estrellas evolucionadas con núcleos en 100 millones de Kelvin y masas entre 0.5 y 10 M ☉ , el helio puede transformarse en carbono en el proceso de triple alfa que utiliza el elemento intermedio berilio:
- He + He + 92 keV → Ser
- He + Be + 67 keV → C
- C → C + γ + 7.4 MeV
Para una reacción general de:
- 3He → C + γ + 7.2 MeV
En las estrellas masivas, los elementos más pesados también se pueden quemar en un núcleo de contracción mediante el proceso de combustión de neón y el proceso de combustión de oxígeno. La etapa final en el proceso de nucleosíntesis estelar es el proceso de quemado de silicio que resulta en la producción del isótopo estable hierro-56, un proceso endotérmico que consume energía, por lo que la energía adicional solo se puede producir a través del colapso gravitacional.
El siguiente ejemplo muestra la cantidad de tiempo que se requiere para que una estrella de 20 M ☉ consuma todo su combustible nuclear. Como una estrella de secuencia principal de O-clase, sería 8 veces el radio solar y 62,000 veces la luminosidad del Sol.
Material de combustible | Temperatura (millones de kelvins) | Densidad (kg / cm) | Duración de la grabación (τ en años) |
|---|---|---|---|
| H | 37 | 0.0045 | 8.1 millones |
| Él | 188 | 0.97 | 1.2 millones |
| do | 870 | 170 | 976 |
| Nordeste | 1,570 | 3,100 | 0.6 |
| O | 1,980 | 5.550 | 1.25 |
| S / Si | 3,340 | 33,400 | 0.0315 |