Contenido de esta pagina:
- ¿Que es una estrella?
- Formacion y evolucion
- Clasificacion de las estrellas
- Ciclo de vida
- Novas y Supernovas
¿Que es una estrella?
Una estrella es una esfera luminosa de plasma que mantiene su forma gracias a un equilibrio hidrostático de fuerzas y a su propia gravedad. El equilibrio se produce esencialmente entre la fuerza de la gravedad, la cual empuja la materia hacia el centro de la estrella, y la presión que ejerce el plasma hacia fuera, que, tal como sucede en un gas, tiende a expandirlo. La presión hacia fuera depende de la temperatura, que en un caso típico como el del Sol se mantiene con la energía producida en el interior de la estrella.
La estrella más cercana a la Tierra es el Sol. Otras estrellas son visibles a simple vista desde la Tierra durante la noche, apareciendo como una diversidad de puntos luminosos fijos en el cielo debido a su inmensa distancia de la Tierra.
Las caracteristicas mas estudiadas de las estrellas son sus masas iniciales, edad, tamaño, evolucion y destino final. La mayoría de las estrellas tienen entre 1 mil millones y 10 mil millones de años de antigüedad. Algunas estrellas pueden incluso estar cerca de los 13.800 millones de años, que es cercano a la edad del Universo. La estrella más antigua aún descubierta, HD 140283, apodada estrella de Methuselah, tiene una edad estimada de 14,46 millones de años.
Históricamente, las estrellas más prominentes fueron agrupadas en constelaciones y asterismos, y las estrellas más brillantes ganaron nombres propios.
Formacion y evolucion
Las estrellas se condensan en las regiones del espacio de mayor densidad. Dichas regiones, conocidas como nubes moleculares, consisten principalmente en hidrógeno, con alrededor de 23 a 28 por ciento de helio y algunos elementos más pesados. La mayoría de las estrellas se forman en grupos de decenas a cientos de miles de estrellas.
Todas las estrellas pasan la mayor parte de su existencia como estrellas de la secuencia principal, alimentadas sobre todo por la fusión nuclear del hidrógeno en el helio dentro de sus núcleos. Sin embargo, las estrellas de diferentes masas tienen propiedades marcadamente diferentes en varias etapas de su desarrollo. El destino final de estrellas más masivas difiere de las estrellas menos masivas, al igual que sus luminosidades y el impacto que tienen en su entorno. Por lo tanto, los astrónomos suelen agrupar a estrellas por su masa:
- Estrellas de masa muy baja
Eventualmente dejan de fundirse y pasan a ser enanas blancas de helio, enfriándose lentamente después de agotar su hidrógeno. Sin embargo, como la vida de estas estrellas es más larga que la edad del universo, ninguna de esas estrellas ha alcanzado la etapa de enana blanca. - Estrellas de masa baja
Se convierten en gigantes rojas a medida que su núcleo de hidrógeno se agota y comienzan a quemar helio en el núcleo en un flash de helio. El Sol pertenece a este grupo. - Estrellas de masa intermedia
pasan a través de etapas evolutivas similares a las estrellas de baja masa, pero después de un período relativamente corto en el apelotonamiento rojo se enciende el helio sin flash y pasan por un período prolongado en el Rojo antes de formar un núcleo de carbono-oxígeno degenerado. - Estrellas masivas
Después de agotar el hidrógeno en el núcleo, estas estrellas se convierten en supergigantes y pasan a fundir elementos más pesados que el helio. Terminan su vida cuando sus núcleos colapsan y explotan como supernovas.
Clasificacion de las estrellas
A menudo las estrellas se nombran usando la referencia a su tamaño y a su color: enanas blancas, gigantes rojas, etc.
Existen muchas formas de clasificar las estrellas, pero las mas destacadas son las siguientes:
Tipos espectrales
Esta clasificación distingue las estrellas de acuerdo a su espectro luminoso y su temperatura superficial. Una medida simple de esta temperatura es el índice de color de la estrella.
La clasificación es W, O, B, A, F, G, K y M yendo de mayor a menor temperatura. Las estrellas de tipo O, B y A son muy calientes, y el tipo M es considerablemente más frío. La temperatura superficial, que determina la clase espectral, también determina el color de la estrella. De esta manera, las estrellas O son azules, mientras que estrellas de menor temperatura superficial (clases K o M)
| Clasificacion | Color | Temperatura en °C | Ejemplo |
| W – O | Azul | 100000 | Wolf Rayet |
| B | Blanco Azulado | 23 000 | Spica |
| A | Blanco | 11 500 | Sirio |
| F | Blanco amarillento | 7500 | Canopus |
| G | Amarillo | 6000 | Sol |
| K | Anaranjado amarillento | 4700 | Arturo |
Clases de luminosidad
Estrellas con la misma temperatura pueden tener tamaños muy diferentes, lo que implica luminosidades muy diferentes. Para distinguirlas se definieron las clases de luminosidad.
| Clase | Descripcion |
| 0 | Hipergigantes |
| Ia | Supergigantes luminosas |
| Ib | Supergigantes |
| II | Gigantes luminosas |
| III | Gigantes |
| IV | Sub-Gigantes |
| V | Enanas (Sol) |
| VI | Sub-enanas |
| VII | Enanas blancas |
Ciclo de vida
Una nube de gas, si es lo suficientemente grande, comienza a contraerse. La densidad y la temperatura aumentan, de manera que la fusión nuclear puede comenzar. Esto es cuando el Hidrógeno se convierte en helio. Al «quemarse» el hidrógeno, la contracción se detiene. En este momento, el gas se convierte en estrella. Este es el estado en que se encuentra nuestro Sol.
Después de billones de años, la mayoría del hidrógeno combustible se ha «quemado», y la estrella comienza a contraerse de nuevo. La estrella tiene que usar otro combustible, el helio.
La etapa siguiente en la vida de una estrella se llama gigante roja. La estrella es ahora mucho mayor que al principio. Cuando a la estrella roja gigante se le acaba el combustible, la estrella comienza a contraerse nuevamente. Esta contracción calienta mucho el núcleo de la estrella, de manera que se forman elementos más pesados . Cuando a la estrella se le acaba este último tipo de combustible, ha llegado al final de su vida.
La estrella comienza a desprender capas porque no puede contenerlas por mas tiempo. Esto se llama nebulosa planetaria. El centro de la estrella se convierte en una enana blanca. Esta es una estrella extremadamente densa que tiene el tamaño de un planeta. Finalmente, cuando la enana blanca ha utilizado toda su energía, para de brillar y se convierte en una «enana negra», es decir, una estrella muerta. Se espera que esta sea la última etapa de nuestro Sol. Para las estrellas con masas mayores que el Sol (hasta 40 veces más grandes), las capas externas de la estrella pueden ser arrojadas con más fuerza. Esto es una supernova. Tambien esta la probabilidad de convertirse en un agujero negro.
Novas y Supernovas
Novas y supernovas son estrellas que explotan liberando en el espacio parte de su material. Durante un tiempo variable, su brillo aumenta de forma espectacular. Parece que ha nacido una estrella nueva.
Una nova es una estrella que aumenta enormemente su brillo de forma súbita y después palidece lentamente, pero puede continuar existiendo durante cierto tiempo. Una supernova también, pero la explosión destruye o altera a la estrella. Las supernovas son mucho más raras que las novas, que se observan con bastante frecuencia en las fotos.
Las novas y las supernovas aportan materiales al Universo que servirán para formar nuevas estrellas.
La explosión de una supernova es más destructiva y espectacular que la de una nova, y mucho más rara. Esto es poco frecuente en nuestra galaxia, y a pesar de su increible aumento de brillo, pocas se pueden observar a simple vista.
Milky Way And Beyond 