Evolución de las estrellas

Presentación del tema: "Evolución de las estrellas"— Transcripción de la presentación:

1 Evolución de las estrellas
Sergi Vinuesa Garcia 2ºBATX CURS 2004/05 TUTOR: Joaquin Mesa Marin

2 ÍNDICE Introducción Origen de las estrellas Tipos de estrellas
Evolución de las estrellas Tamaño de las estrellas Muerte o fin de las estrellas Composición química de las estrellas Magnitud de una estrella Diámetro de las estrellas Colores y luminosidades La distancia a las estrellas Conclusión Bibliografía

3 Introducción “Hay tantas estrellas en el Universo como granos de arena en los mares de la tierra”, hay quienes dicen ahora que lo correcto es decir: “hay tantas galaxias en el universo como granos de arena en los mares de la Tierra”. En la Vía Láctea hay aproximadamente 107  estrellas, es decir, alrededor de una docena por cada persona que exista en la tierra. La estrella más cercana a nosotros es el Sol y por tanto ha sido la mas estudiada, pero: ¿Cómo se  estudian las estrellas lejanas?; ¿Cómo pudieron saber los científicos su composición, masa, temperatura, densidad, tamaño y luminosidad?. Todas estas cuestiones las encontrareis resueltas en este documento de investigación (trabajo de recerca), dónde podréis conocer en profundidad todo lo que rodea la vida de una estrella, desde su nacimiento, hasta su extinción o muerte, un periodo evolutivo fascinante que no hace más que elogiar ya de por si esos cuerpos celestes que cubren nuestros cielos cada noche y nos iluminan desinteresadamente.

4 Origen de las estrellas
Una estrella es un 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. 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 solo 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 están en el hemisferio norte del cielo y en el hemisferio sur. En cualquier momento durante la noche, en ambos hemisferios sólo son visibles unas estrellas. 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 kilómetro 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 km/s, tarda más de cuatro años y tres meses en llegar desde esta estrella hasta la Tierra.

5 FORMACIÓN DE LAS ESTRELLAS
Las estrellas se forman a partir de la materia del medio interestelar; las zonas mas probables de dar origen a  las estrellas son aquellas en las que hay mayor densidad, porque los átomos y granos de polvo se encuentran mas cercanos y esto permite que se ejerza una mayor fuerza de atracción gravitacional. Otro requisito es que exista una baja presión del medio lo que se facilita por la presencia de bajas temperaturas. Las únicas partes del medio interestelar en donde se cumplen estos requisitos son las nebulosas oscuras y las nubes moleculares en donde la densidad promedio es del rango de 100 a partículas por cm3 (el promedio es de 0.1 a 20 partículas por cm³) y la temperatura 10 K.

6 Tipos de estrellas Estrellas dobles Estrellas variables
En la actualidad existen multitud de estrellas que aun carecen de clasificación alguna, pero para las que ya conocemos las hemos repartido en dos grandes grupos (dobles i variables) que sin duda nos facilitaran la tarea a la hora de estudiarlas detenidamente. Estrellas dobles Estrellas variables

7 ¿Qué significa que la estrella sea doble?
Estrellas dobles Más de la mitad de las estrellas del firmamento son, de hecho, miembros de sistemas de dos estrellas o de sistemas de estrellas múltiples. Algunas estrellas dobles o binarias cercanas aparecen separadas cuando se las observa a través de telescopios, pero a la mayoría se las detecta como dobles sólo por medios espectroscópicos. Las estrellas dobles están compuestas 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. ¿Qué significa que la estrella sea doble? Clasificación Parámetros de las estrellas dobles

8 ¿Qué significa que la estrella sea doble?
La primera cuestión que se nos plantea al hablar de estrellas dobles es precisamente cómo establecer que un par de estrellas constituyen una estrella doble. ¿acaso hay que decir que una estrella es doble si las dos estrellas del par están muy próximas? ¿Cómo de próximas? ¿Tiene algo que ver con la magnitud visual? ¿Si dos estrellas de muy alta magnitud (poco visibles) están alejadas a una distancia de 30 segundos de arco son un par constituyente de una estrella doble? ¿Y si la magnitud es de 3, visibles a simple vista?. Es lógico pensar, que cuanto mayor sea la magnitud (cuanto menos visibles sean) tanto menos distancia angular máxima habrá que exigirle a las dos estrellas del par para que se las pueda considerar dobles. El criterio es el siguiente: La máxima distancia angular permitida a un par para que pueda ser considerado una estrella doble viene dada por la expresión siguiente:

9 Magnitud Visual de la Estrella Secundaria (B)
Magnitud Visual de la Estrella Principal (A) Magnitud Visual de la Estrella Secundaria (B) Valor de la constante C 1 1000 2 3 166 10 25 5 40 8

10 Clasificación Estrellas dobles de perspectiva: Son estrellas que no tienen relación gravitacional alguna, pudiendo encontrarse muy alejadas una de la otra, pero que, debido a que siempre se observan desde nuestra posición con igual perspectiva, aparecen juntas. Estrellas dobles físicas: Son las que están relacionadas entre sí por pertenecer al mismo sistema y sometidas a la interacción gravitatoria mutua. Sin embargo, no en todos los casos esto obliga a la pareja a girar en torno a su centro de masa conjunto con un periodo observable fácilmente, sino que suele ser más frecuente las parejas "fijas", esto es, las que mantienen invariables sus distancias angulares y su ángulo de posición. -Estrellas dobles binarias orbitales: Son, sin duda, las más interesantes.Tienen en particular, cuando la "secundaria pasa por delante" (en dirección a nosotros) de la principal, se perciben variaciones en el brillo del conjunto.

11 Parametros de las estrellas dobles
Cuando observamos un par constituyendo una estrella doble, hay dos parámetros que caracterizan al conjunto: su orientación y su grado de separación. O sea, su Angulo de posición y su Distancia angular. Angulo de posición Distancia angular

12 Angulo de posición El ángulo de posición, visto sobre el ocular de un telescopio refractor, se define como el ángulo que forma un vector de orígen la estrella principal y extremo la estrella secundaria, e , con otro vector de orígen la estrella principal y extremo hacia el Norte, n, medido en sentido vector n hacia vector e. Se muestra en la siguiente figura:

13 Distancia angular La distancia angular es la distancia desde una estrella del par a la otra, medida en segundos de arco. ara poder medir esta distancia se utiliza la fórmula siguiente, fácilmente deducible desde el teorema de los senos de trigonometría esférica: dónde es: t: tiempo en segundos que tardan las dos estrellas en atravesar el pelo del ocular dispuesto en el sentido Norte-Sur. d: declinación media del par. Ap: ángulo de posición del par.

14 Estrellas variables Clasificación
Las estrellas variables se caracterizan basicamente por sus consatantes cambios de brillo. Los ciclos pueden ser con una precisión casi de reloj o por otro lado muy irregulares. Las variables más espectaculares son las novas y supernovas. Las novas pueden llegar a brillar hasta veces más que el Sol. Muchas estrellas variables cambian su brillo porque oscilan, esto es, se expanden y se contraen de forma parecida a un globo. Un tipo importante, llamadas variables cefeidas (por Delta Cefei, de la constelación Cefeo), repiten sus ciclos de brillo con bastante exactitud. 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. Clasificación

15 Clasificación Como anteriormente hemos visto en las estrellas dobles, las estrellas variables también pueden clasificarse en grupos. ·        Extrínsecas Los cambios no dependen de condiciones físicas de las estrellas sino por condiciones externas como el eclipse por una estrella compañera o por efecto de la rotación estelar. o        Binarias eclipsantes Son sistemas estelares cuya órbita se encuentra en el plano de visión desde la tierra, de esta manera, cuando un componente pasa por enfrente o detrás del otro (visto desde la tierra) el brillo del conjunto cambia.  ·        Intrínsecas La variabilidad del brillo se acompaña de cambios en las características físicas de la estrella y están en general relacionadas a cambios evolutivos.

16 Intrínsecas o        Variables pulsantes Son estrellas que tienen ciclos de expansión y compresión de sus capas superficiales y ya han pasado por la etapa estable de la secuencia principal. La primera variable pulsátil fue descubierta por David Fabricius en 1595 y la llamo estrella maravilla o Mira localizada en la constelación de la Ballena. o       Variables eruptivas Se caracterizan por aumentos súbitos del brillo que ocurren solo una vez o que recurren sin tener una periodicidad definida. o       Variables cataclísmicas Presentan estallidos causados por los procesos termonucleares en la superficie o en el núcleo supernovas. Estas incluyen Novas, Novas enanas (U Geminorum) y Supernovas. o Variables rayos X Las emisiones de Rayos X se originan al caer material de la estrella normal al disco de acrecentamiento que rodea el cuerpo masivo.            

17 Evolución de las estrellas
La evolución de una estrella y la duración de su vida depende de su masa y composición química. Sin embargo, se puede afirmar que, en general, las diferentes fases de evolución son casi las mismas para todas las  estrellas, mientras que cambia  la duración  de cada  uno de los estadios en cuanto que la vida es mucho más breve para una estrella de gran masa  que para una pequeña. Etapas en la vida de dos estrellas de masa diferente. Ambas se forman a partir de una nebulosa 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.

18 Según el periodo de evolución las estrellas se clasifican en:
Protoestrellas Gigantes Rojas Enanas blancas Enanas negras Estrellas de neutrones y pulsares

19 Protoestrellas Una protoestrella es una estrella en su fase mas temprana de evolución. Al principio, un cúmulo de material frío varias veces mayor que el sistema solar comienza concentrarse debido a que ondas de choque u otros mecanismos alteran la estabilidad gravitacional de la nube haciendo que no pueda soportar su "peso" lo que acelera y mantiene el colapso sobre si misma. En la medida en que la nube se contrae su velocidad de giro se aumenta proporcionalmente, tanto que, si no hubiera un mecanismo de frenado ellas girarían mucho mas rápido de lo que lo hacen ahora. Este mecanismo de frenado es principalmente el campo magnético.

20 El aumento de presión y de temperatura  que en solo unos cientos de años alcanzará los 2000 a 3000K en el centro de la futura protoestrella, comienza a irradiar energía por convección  hacia el exterior; esta energía se manifiesta en longitudes de onda de infrarrojo y microondas; en este punto, se tiene una protoestrella la cual al aumentar aun más la temperatura del gas que la circunda resulta ionizado formándose una nebulosa de emisión HII también llamada nebulosa Cocoon (Crisálida).

21 Gigantes Rojas Al consumirse el hidrógeno combustible en una estrella, su producción de energía disminuye, y el núcleo inicia su colapso. El hidrógeno no quemado de la periferia se convierte gradualmente en helio (que se acumula en el núcleo) y la radiación resultante detiene la contracción general. Pero el colapso del núcleo prosigue hasta alcanzar una temperatura aun mayor, para quemar el helio y producir más elementos más pesados. Ese proceso continua hasta que el núcleo de helio alcanza del 10 al 15% de toda la masa de la estrella, cuando alcanza el limite de Schönberg-Chandrasekhar (2) momento en que el núcleo tiene que empezar a contraerse. Bajo su propio peso y el de las capas externas, el núcleo se contrae rápidamente, la envoltura circundante se expande y la estrella se convierte en una gigante roja. En ese tiempo, el núcleo en contracción se calienta hasta el punto que el helio que contiene <arde> y produce carbono: este impide que el núcleo sigue colapsando. En unos cuantos cientos de millones de años la estrella se expande y se convierte en una gigante roja, muy luminosa, aunque relativamente fría. Por ejemplo; el sol alcanzara esa fase dentro de 5000 millones de años y será tan grande que engullirá la tierra.

22 La pequeña y caliente estrella central de NGC 7027 rodeada de hollín celeste.
Fuente : Imagen del Telescopio Espacial Hubble NASA 1997

23 Enanas blancas Una estrella puede permanecer como gigante y supergigante varios millones de años antes de que cese toda reacción nuclear. Entonces se produce el colapso gravitatorio sin ninguna presión que lo detenga, y puede terminar en una enana blanca. Es una estrella pequeña (del tamaño, mas o menos, de la tierra), pero mas densa que el agua, con una temperatura superficial de pocas decenas de miles de grados, y luminosidad muy baja: unas mil veces inferior a la del sol.

24 Enanas negras Cuando el núcleo de una estrella tiene una masa final, en esa fase de menos de 1.4 masas solares (limite de Chandrasekhar), su colapso se detiene en la fase de enana blanca. El movimiento de los electrones en su interior ejerce una presión hacia fuera (presión de degeneración) (3) contra la fuerza gravitatoria, que de otro modo haría que la estrella se colapsase mas. Con el tiempo, se radían el calor y la luz restantes, y la estrella se convierte en una enana negra.

25 Estrellas de neutrones y pulsares
En una estrella de masa nuclear mayor al limite de Chandrasekhar el colapso puede seguir más allá de la fase enana blanca. Con una masa de entre 1, 5 y 3 masas solares, se supone que sigue el colapso hasta alcanzar una gran densidad: miles de toneladas por centímetro cúbico. A esas densidades los electrones colisionan con los protones y producen neutrones. Surgen al fin tantos neutrones, que los núcleos de los átomos empiezan a desintegrarse y al final sólo quedan ahí neutrones: así se forma una estrella de neutrones. Las estrellas de neutrones tienen propiedades raras: cada una tiene la masa de varios soles, pero solo unos treinta kilómetros de diámetro. La capa externa de una estrella de neutrones es sólida, aunque la estrella madre era gaseosa. Bajo s corteza cristalina hay una región superfluida de propiedades similares al helio líquido –por ejemplo, sin viscosidad y tal vez sin resistencia eléctrica-. La densidad de una estrella de neutrones es de unos 10 Km/m, de manera que un centímetro de su material tendría una masa de diez millones de toneladas.

26 En 1967 los radioastrónomos descubrieron una radio fuente que emitía un pulso de energía radio, muy breve, cada 1.34 segundos. Pronto se captaron otras más llamadas púlsars, y una de la nebulosa del cangrejo arrojó un periodo de 33 milésimas de segundo para tener un ritmo de giro tan rápido, el objeto tiene que ser pequeñísimo. Se cree que una estrella de neutrones magnetizada tendría características ideales para convertirse en una radio fuente giratoria del tipo del púlsar. La posición del pulsar mencionado coincide con la cede de una extraña y espectacular fenómeno observado en 1054 por astrónomos chinos: el violento final de una estrella en forma de explosión de supernova. Las estrellas de neutrones están asociadas con los restos de las supernovas.

27 Supernovas Agujeros negros Muerte o fin de las estrellas
Para muchísimos seres humanos las estrellas son imagen de eternidad. Les parecen objetos fijos, inmutables, indestructibles, y que brillan en las noches en el cielo. No obstante, muchísimos también sabemos que no existe tal eternidad de las estrellas. Las estrellas, como todos los seres vivos, mueren. Se altera su sustancia, sus elementos se dispersan por la galaxia y los restos de algunas acaban sepultados en tumbas cósmicas alejados del tiempo y del espacio. Supernovas Agujeros negros

28 Supernovas Uno de los mas grandes y raros espectáculos del firmamento es una explosión de supernova, que delata la muerte de una estrella con masa vieja. Una explosión así ,ocurre como promedio, cada pocos cientos de años, cuando el estado interior de una supergigante se hace de pronto tan inestable que la estrella explota violentamente, lanzado al espacio una nube de rápido movimiento. En las semanas siguientes, la supernova emite gran cantidad de radiación, a veces tanta como el resto de la galaxia al que pertenece. Se cree que la explosión de una supernova comienza con la acumulación de un núcleo de hierro, resto de estadios previos de combustión nuclear. El núcleo se calienta hasta que el hierro sufre una transformación nuclear. Pero a diferencia de los elementos empleados antes en las reacciones nucleares de las estrellas, el hierro absorbe energía al transformarse, y no le deja energía de calentamiento al núcleo; este se contrae y se vuelve al fin tan inestable, que colapsa, haciendo que le caiga encima materia de las capas periféricas de la estrella. Se producen ondas de choque que salen del núcleo (creando elementos pesados como el uranio), y en unos segundos se produce una explosión cataclismica que destruye la estrella, proyectando al espacio sus capas exteriores; solo le quedan restos del núcleo. Los elementos pesados (producidos cerca del centro de la estrella o durante la explosión misma) pasan al espacio, donde enriquecen el gas interestelar.

29 Una supernova acaba con su vida tras largas jornadas.
Fuente: Fotografía tomada por el Telescopio Espacial Hubble hacia la constelación del cangrejo (Cancer) NASA (Posición aun no determinada).

30 Agujeros negros Un agujero negro es un cuerpo celeste con un campo gravitatorio tan fuerte que ni siquiera la radiación electromagnética puede escapar de su proximidad. Un campo de estas características puede corresponder a un cuerpo de alta densidad con una masa relativamente pequeña -como la del Sol o menor- que está condensada en un volumen mucho menor, o a un cuerpo de baja densidad con una masa muy grande, como una colección de millones de estrellas en el centro de una galaxia. Mientras algunas estrellas se extinguen convirtiéndose simplemente en una enana negra, otras acaban violentamente: la causa sigue siendo un misterio. Podría ser que, al convertirse el interior de una estrella de unas 8 masas solares en Hierro y Níquel a causa de las reacciones termonucleares, es imposible la producción de mas energía por fusión. Entonces, la gravedad provoca el colapso del núcleo, con la consiguiente subida de temperatura: el recalentadísimo núcleo termina convirtiéndose en helio y neutrones. El índice de colapso se acelera y el material externo se acelera a su vez o suficiente para producir la explosión del combustible nuclear existente. Los estratos exteriores saltan en forma de explosión de supernova, dispersando sus elementos pesados y el interior colapsa.

31 Las estrellas de una masa estelar preexplosiva de 8 masas solares o mas que colapsan tras la explosión, no se detienen a veces en la fase de enana blanca o de estrella de neutrones. Al no evitar nada aparentemente que la gravedad colapse los restos hacia una densidad cada vez mayor y un tamaño cada vez menor, llega un momento en que la atracción gravitatoria de la masa es tan intensa que no permite escapar ni la luz: los restos se han convertido en un agujero negro, del que al parecer, nada puede escapar. El tamaño a que tienen que colapsar esos restos para que la atracción gravitatoria pueda llegar a evitar incluso la fuga de la luz es de unos 3 Km. (radio de Schwarzschild) a partir de unos restos de masa solar. Y continua el colapso, imperceptible, hasta llegar al tamaño cero. El considerable campo de atracción de un objeto semejante puede ejercer un efecto poderoso en las estrellas vecinas, aunque aquel sea invisible a cualquier longitud de onda. Un agujero negro pierde algo de su masa y sigue haciéndolo, hasta estallar en una intensa erupción de rayos . El índice de evaporación de los agujeros negros depende del cuadrado de su masa un agujero negro de 8 masas solares tarda en evaporarse años.

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33 Magnitud de una estrella
Muchas de las maneras de contar y de medir las cosas trabajan de forma lógica. Cuando la dimensión de lo que estamos midiendo se incrementa, el número es mayor. Cuando gana peso, la balanza indica un peso mayor. Pero las cosas en astronomía no son tan parecidas, al menos no cuando se trata del brillo de las estrellas. Hace mas de 2100 años, en la Grecia del siglo II a.C, Hiparco compilo un catalogo que agrupaba a alrededor de 1,000 estrellas (visibles a simple vista, claro está), a las cuales organizó en seis categorías que llamó magnitudes. Las más brillantes, unas 20, fueron clasificadas como de primera magnitud; algunas menos luminosas, como de segunda, y así sucesivamente, hasta que todas las más tenues quedaron asociadas bajo la sexta magnitud. Este sistema iniciado por Hiparco se sigue utilizando en la actualidad, aunque con ciertas modificaciones. Galileo forzó el primer cambio. Cuando dirigió su telescopio al cielo descubrió que existían estrellas más tenues que las de sexta magnitud.

34 La reforma más significativa, que es la que continúa vigente, fue introducida por Norman R. Pogson, un astrónomo inglés, en Percatándose de que se recibe cien veces más luz de una estrella de primera magnitud que de una de sexta (según dedujo, cincuenta años antes, el también astrónomo inglés William Herschel mediante su ingenioso método de medir, con mayor precisión, las magnitudes de las estrellas), y que, por ello, una diferencia de cinco magnitudes representa una razón de 100:1, Pogson propuso que el cambio de una magnitud a otra fuera la quinta raíz de 100 (1001/5), lo que equivale a 2,512 aproximadamente. Así pues, una estrella de quinta magnitud es 2,512 veces más brillante que una de sexta.

35 Ahora que ya se habían graduado las magnitudes estelares en una escala precisa, como sucede casi siempre, apareció otro problema inevitable: algunas estrellas de primera magnitud eran más brillantes que otras. Los astrónomos no tuvieron otra alternativa que extender la escala pero hacia los números negativos.

36 Colores y luminosidades
Los astrónomos, a menudo, hacen gráficas en las que representan la luminosidad de las estrellas en función de su color.  La primera de esas gráficas fue realizada a comienzos del siglo XX, cuando los astrónomos tomaban espectros de miles de estrellas y, entonces, los ponían en una secuencia basada en el aspecto de varias características distintas. A las clases de estrellas les daban, por nombre, diferentes letras. En orden de temperatura decreciente, ellas son OBAFGKMLT. Dos  astrónomos, Ejnar Hertzsprung y Henry Norris Russell, comenzaron independientemente a percibir qué podía ocurrir si se comparaban las luminosidades estelares con sus clasificaciones espectrales (o, alternativamente, con sus temperaturas). Ellos supieron, así, que algunas estrellas eran más calientes y más luminosas que el Sol, y que otras eran más frías y menos luminosas. Hertzsprung y Russell encontraron que el 90% de las estrellas ocupan una banda estrecha llamada  "secuencia principal". Hoy, a ese tipo de gráfica la llamamos diagrama de Hertzsprung-Russell (o HR).

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38 La distancia a las estrellas
Cuando se trata de calcular la distancia a una estrella muy alejada no es posible hacerlo a simple vista como tampoco podemos calcular la distancia hasta un objeto si este se nos encuentra muy lejos. Los astrónomos no renunciaron a tomar las medidas del universo y buscaron otros senderos, si bien resultaron ser algo tortuosos. Senderos cuyas primeras leguas las hizo Newton para llegar al hallazgo de esa maravillosa herramienta de la investigación astronómica que es el análisis espectroscópico ya metido sen el siglo XIX. Pero antes de introducirnos de lleno en el análisis espectroscópico debemos hacer Una pequeña introducción de lo que es el brillo y la medida de las estrellas (la magnitud aparente (m)), i la luminosidad y su medida (la magnitud absoluta (M)), que sin duda nos facilitaran mucho el trabajo a la hora de comprender los métodos que citaremos a lo largo de este punto.

39 El brillo y su medida: la magnitud aparente (m)
Mirando al cielo en una noche despejada, sin luna ni otras luces ni contaminación atmosférica, vemos miles de estrellas, unas mas brillantes y otras menos. Una de las primeras tareas de los astrónomos fue clasificar las estrellas según el brillo. Hisparco de Nicea se tomo este trabajo en el siglo II a. De C. Creo seis categorías o magnitudes, colocando en la primera las estrellas mas brillantes, y asi hasta la sexta magnitud, que comprendería las estrellas menos brillantes del cielo. Si Hisparco viese tenido un telescopio podría haber clasificado las de séptima magnitud, las de octava, etc. Pero el ojo humano, cuya pupila completamente abierta llega a tener solo 8 milimetros de diámetro, no alcanza a ver mas allá de la sexta magnitud. Hoy gracias a los modernos etodos fotometricos, se puede medir la magnitud aparente de una estrella u otro astro con bastante precisión. Vega es de magnitud 0.1, Betelgese es de magnitud 0.9, la estrella mas brillante del cielo, Sirio, es de magnitud –1.6. Como se ve, hay que utilizar números negativos para los astros mas brillantes. Estrellas de menor brolli son la Polar (m = 2.2), Epsilon del Cochero (m = 3.5) y Alcor (m = 4), por citar tres ejemplos. Si las magnitudes de dos estrellas se diferencian exactamente en uno, decimos que una estrella es veces mas brillante que la otra. Si por ejemplo la estrella A es de magnitud 2 y la B es de 5, la A es entonces x x = 2.512³ veces mas brillante que B, ya que se diferencian en tres magnitudes. La cifra no se ha escogido porque si sino que los astrónomos modernos han querido respetar en todo lo posible la clasificación de Hisparco. Se observa que una estrella de magnitud 1 es unas cien veces mas brillante que una de magnitud 6. De uno a seis van cinco. ¿ Que numero multiplicado cinco veces por el mismo da cien? Precisamente el

40 La luminosidad y su medida: la magnitud absoluta (M)
Se llama magnitud absoluta de un astro a la magnitud aparente que tendría si estuviera a la distancia de 10 parsecs. Un pársec recordemos es equivalente a 3.26 años-lus. La magnitud absoluta del Sol se queda en un modesto +5. Sirio, colocada a 10 parsecs de la Tierra, se vería como una estrella de magnitud +1.4.En cambio, Epsilon de Cochero ascenderia a una magnitud de –7 nada menos. Esta estrella es la mas lejana de cuantas pueden verse a simple vista; esta a años-luz (mas de mil parsecs) de nosotros, por lo que es de suponer que su tamaño es supergigantesco. Existe una sencilla relación entre las magnitudes absoluta (M), que miden la luminosidad, y la aparente (m) que mide el brillo: m = M – log D donde log D es el logaritmo decimal de la distancia D, medida en persecs, a la que se encuentra la estrella.

41 Tamaño de las estrellas
Es éste uno de los parámetros más difíciles de determinar. Un método útil para ello consiste en examinar las estrellas dobles eclipsantes (en rotación respecto del centro de masas común) cuyas órbitas se vean de lado desde la Tierra, de modo que al ir pasando una estrella frente a otra, se van produciendo alteraciones de brillo. La duración de cada eclipse depende de los tamaños relativos de las estrellas y de la velocidad con que se mueven en la órbita. En cualquier caso el análisis de la situación de estas binarias eclipsantes se hace espectroscópicamente interpretando las líneas espectrales con ayuda del efecto Doppler.

42 De este modo, las líneas del espectro de cada componente del par se irán desplazando desde los extremos azules a los rojos del espectro (de modo alternativo) según que se estén alejando o acercando respecto a nosotros (ver figura) La amplitud en la oscilación de las líneas del espectro depende de las velocidades relativas de las estrellas. De este modo, cuanto mayor sea la velocidad relativa de las estrellas, tanto mayor será la oscilación de sus líneas espectrales. Esto significa, que si medimos la amplitud de la oscilación, podremos determinar las velocidades de las estrellas. Si además medimos el tiempo de duración de los eclipses, se puede calcular el tamaño de las estrellas.

43 Composición química de las estrellas
La transformación del gas de hidrógeno (H) en helio (He) en el interior de las estrellas, se realiza básicamente a través de uno de los dos procesos siguientes: la reacción protón-protón [PP], o bien el ciclo del carbono [CC]; con cualquiera se obtiene el mismo resultado. También debe tenerse en cuenta una tercera reacción de gran importancia, denominada proceso triple alfa. Mediante la reacción "proton-proton", 4 átomos de hidrógeno se convierten directamente en 1 de helio. A través del "Ciclo de carbono" se arriba a un resultado similar, sólo que además de los átomos de hidrogeno es necesaria la presencia del carbono como elemento catalizador. Este ciclo tiene lugar cuando se superan los 15 millones de grados, es decir en estrellas donde su temperatura central es mayor que la correspondiente al Sol. Finalmente sucede que la suma de la masa de los núcleos de los átomos de hidrogeno que participan en la transformación, es mayor a la masa total del núcleo resultante helio. Esa diferencia de masa es la que se convierte en energía y que luego, en forma de luz y calor, emergerá en todas las direcciones posibles, desde el centro de la estrella hacia su superficie.

44 Después de la formación de helio, el proceso de las transformaciones nucleares continúa con la creación sucesiva de otros elementos, más pesados que el hidrogeno, como el carbono, el nitrógeno, el oxígeno, etc, hasta finalizar en el hierro; en este fenómeno participa el proceso triple alfa. La producción de los elementos más pesados que el hierro no es resultado de reacciones termonucleares; se producen sólo por captura de neutrones en etapas muy violentas de la evolución de la estrella (por ejemplo, en los eventos de supernova. Se puede asimilar el núcleo de las estrellas a una caldera donde se originan los elementos químicos desde el hidrogeno al hierro, todo lo que compone el universo. A través del análisis de los espectros, se ha podido comprobar que todas las estrellas (incluido el Sol), tienen aproximadamente la misma abundancia relativa de los diferentes elementos químicos. Siguen en abundancia al hidrógeno y al helio: silicio, magnesio, hierro y aluminio. Esto indica que la abundancia de los elementos presentes en la superficie de la Tierra, comparados con los observados en las estrellas, es completamente diferente. Pero no todas las estrellas presentan exactamente la misma composición química. En el caso de las estrellas frías (con temperaturas menor que ºC) se verifica que entre las mismas, existen sensibles diferencias en las abundancias del carbono, el nitrógeno y el oxígeno. Los astrónomos también hallaron que en las estrellas más viejas existe una menor abundancia de elementos de mayor peso atómico a más pesados en comparación con las estrellas más jóvenes. Esta evidencia confirmaría la hipótesis que las estrellas son el lugar donde se originan los elementos que siguen al hidrógeno y al helio en la tabla periódica.

45 Pero las estrellas, simultáneamente con la formación de los elementos siguientes al helio, experimentan otras mutaciones: aumentan de tamaño al comienzo y luego disminuyen. Esos cambios son el resultado de que la cantidad de energía emitida es variable, y que por consiguiente el astro cambia de brillo; es decir, se convierte en lo que se ha denominado una estrella variable. En ocasiones, las estrellas sufren cambios violentos y expulsan parte de sus capas exteriores a su espacio circundante; en esas circunstancias, se producen los elementos químicos que siguen al hierro y terminan en el uranio. El gas expulsado por la estrella, junto con las partículas de polvo diseminados en el espacio, conforman nuevos astros con una composición química diferente a las estrellas de la generación anterior. De este modo, mediante un lento proceso de recomposición de elementos, el universo recicla y modifica su composición química, aumentando gradualmente la proporción de elementos más pesados que el hidrógeno en las estrellas que se van formando.

46 Diámetro de las estrellas
Para calcular el diámetro lineal de una estrella, necesitamos solamente saber su temperatura efectiva, la corrección bolométrica, y su magnitud absoluta. Y si, en lugar de la magnitud absoluta, conocemos la aparente, podemos entonces calcular el diámetro angular. La fórmula que se utiliza para determinar el tamaño de una estrella apareció en el artículo Stellar Masses, del astrónomo Daniel M. Popper (Annual Review of Astronomy & Astrophysics, edición de 1980, páginas ). Aunque este artículo no trata específicamente el tema del diámetro estelar —más bien, el cálculo de la masa en los sistemas binarios de tipo eclipsante—, los datos y fórmulas que ofrece Popper son más que apropiados para obtener una buena aproximación del diámetro de una estrella. La fórmula es la siguiente: log R = –0.2 Mv – 2Fv C1 donde log representa la función de logaritmo, en base 10; R es el radio de la estrella, expresado en unidades solares (o igualmente, el diámetro, ya que no se trata de una cifra absoluta, sino comparativa); Mv es la magnitud absoluta de la estrella (en filtro V); Fv representa una función de luminosidad por unidad de área; y C1 es una constante solar, cuyo valor aproximado es de (Popper emplea el valor de ).

47 La función de luminosidad por unidad de área se puede interpretar de la siguiente forma:
Fv = log T BC donde T es la temperatura efectiva de la estrella, expresada en Kelvin; y BC es la corrección bolométrica, expresada en la escala logarítmica de magnitud estelar. De esta manera, es posible redefinir la fórmula original en términos de temperatura efectiva y de magnitud bolométrica: log R = –0.2 Mv – 2 log T – 0.2 BC + C donde C es , o sea, la quinta parte de C1.

48 Conclusión Uno de los más grandes descubrimientos de la ciencia moderna es que las estrellas (como las personas) viven solamente un período de vida cuantificable y luego mueren.  A pesar de que las vidas de las estrellas son enormemente mayores que el lapso de la vida humana, nosotros podemos aprender acerca del historial de vida de las estrellas estudiándolas en las diferentes etapas de su ciclo de vida, desde el nacimiento hasta la muerte.  Como en una analogía, imagínese que una raza hipotética de alienígenas visitaron la Tierra hace una hora o dos, y tuvieron que hacer observaciones para reunir los trozos del ciclo de vida de los humanos.  Estudiar un ser humano o incluso tres o cuatro en ese período de tiempo tan corto, difícilmente les daría mucha información útil. El truco sería examinar tantos humanos de diferentes tipos como sea posible y luego deducir las etapas diferentes en nuestras vidas.   Por ejemplo, algunos de ellos podrían visitar una sala de maternidad, y ver a los humanos justo antes o después de nacer.  Ellos podrían incluso ver un nacimiento en progreso.  Otros, en el mismo hospital, podrían ser testigos de las etapas justo antes y después de la muerte.  Alguien afuera en la calle podría observar gente de diferentes edades: pequeños con sus padres, viejos con sus niños, adolescentes y adultos en varios grupos.

49 De la misma manera, los astrónomos (capaces de dar un vistazo a una estrella sólo por un “momento” de su larga existencia), deben examinar muchas estrellas y tener la esperanza de encontrar alguna en cada etapa de su vida.  Y hemos sido capaces de hacer exactamente eso.  Hemos encontrado estrellas jóvenes cerca de las “salas de maternidad” de gas y polvo donde están naciendo.  Podemos observar estrellas como nuestro propio Sol, que están en la estable etapa “adulta” de sus vidas.  (Un buen número de estrellas cercanas similares al Sol están rodeadas de uno o más planetas, justo como lo está el Sol).  Podemos ver estrellas gigantes rojas en la “crisis de la mediana edad”, hinchadas por los cambios muy dentro de sí.  Y al estudiar cadáveres estelares llamados enanas blancas y estrellas de neutrones, podemos observar los efectos posteriores de la muerte estelar. El lento proceso de la vida y muerte estelar puede ser deducido de agrupaciones de estrellas llamados “racimos de estrellas, que han nacido juntas y viven sus vidas como un grupo.  Un buen ejemplo de tales grupos es el hermoso racimo de las Pléyades, que pueden ser vistas en el firmamento durante el otoño y el invierno.  En tal racimo, estrellas diferentes pasan a través de sus vidas a pasos diferentes, y nosotros podemos encontrar estrellas que comenzaron juntas, pero que ahora están en diferentes etapas de sus vidas. Los cambios cambios que sufren las estrellas a lo largo de sus vidas pueden ser observados directamente en una clase especial de estrellas llamada “estrellas variables pulsantes”; la estrella del Norte, la estrella polar, es un ejemplo.  Esta estrella se expande y contrae en un estilo rítmico cada 4 días.  Pero mientras se infla lentamente con la edad, se vuelve más grande, y la expansión y contracción toman mesuradamente más tiempo.

50 ¿Qué aprendemos al estudiar las estrellas en sus etapas diferentes (y simulando su comportamiento y física en computadoras de alta velocidad)?.  Nosotros encontramos que las estrellas evolucionan de una forma a otra –de jóvenes energéticas, a adultos estables, a gigantes inflados, y hasta morir y volverse un cadáver.  Notamos (porque algunas estrellas explotan) que nuevas generaciones de estrellas incluyen algunos de los materiales producidos por generaciones previas y que el número de átomos más complejos en el Universo está lentamente creciendo. Nosotros tenemos evidencia muy buena de que nuestro Sol (con sus planetas) no estaba entre las primeras estrellas que el Universo produjo, sino que se formó más tarde de materiales enriquecidos por las muertes de generaciones previas. Ésta es una idea clave en la astronomía –que la evolución de las estrellas gradualmente cambia la estructura del cosmos.  Las estrellas no son meros telones de fondo para nuestra existencia en la Tierra-  criaturas tan complejas como somos nosotros no pudieron haber evolucionado en la Tierra sin los materiales que anteriores generaciones de estrellas contribuyeron a la “piscina de elementos” cósmicos.  Y el Sol mismo no durará para siempre, sino que algún día morirá.  En el proceso, se expandirá eventualmente y hará la vida en la Tierra imposible, completamente independiente de los que los humanos hagamos.

51 Bibliografía · http://www.geocities.com/angelto.geo/bhole/intro.html
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