Archivo de febrero 1st, 2010

ESTRELLA SUPERGIGANTE

Las supergigantes son estrellas muy luminosas y enormemente grandes. En su máxima extensión, las supergigantes pueden llegar a alcanzar más de mil veces el radio solar, lo que equivale a extenderse más allá de la órbita de Júpiter. Hay principalmente dos clases de estrellas supergigantes: azules y rojas, como en el caso de las gigantes. En tamaño, las supergigantes rojas superan con mucho a las supergigantes azules, pero éstas, al ser mucho más calientes, llegan a ser igual de brillantes con tamaños menores (de hecho, una supergigante azul puede tener un radio menor que una gigante roja). Las supergigantes son resultado de la evolución de las estrellas de alta masa. Cuando una estrella masiva evolucione y se le acabe el hidrógeno en el núcleo, la estrella se enfriará y se expandirá, igual que el Sol, pero ahora a tamaños increíblemente grandes: será una supergigante roja. Un ejemplo bien conocido es Betelgeuse, en la constelación de Orión. Algunas supergigantes son estrellas muy variables, con variaciones bruscas y no periódicas. La fase de supergigante es muy rara, pues son fases rápidas de estrellas poco frecuentes. Pero su estudio es muy importante, porque estas estrellas son los antecesores directos de las supernovas de tipo II, fase a la que llegará la estrella cuando agote todo el combustible nuclear de que dispone.

Estrella supergigante
La región de la estrella Alnitak, en la constelación de Orión, rodeada de nebulosidades entre las que destaca la conocida nebulosa oscura Cabeza de Caballo (en el centro). Alnitak se encuentra a unos 1500 años-luz de distancia y es en realidad un sistema estelar triple, cuya estrella principal es una supergigante azul de tipo espectral O9.5Ib y magnitud aparente +1,89. Créditos: Leonor Ana y Fernando Fonseca (Fundación astroHita).




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ESTRELLA GIGANTE

Distinguimos dos tipos de estrellas gigantes, las rojas y las azules. Las gigantes rojas son estrellas muy grandes y frías. Su tamaño, que puede llegar a unos pocos cientos de veces el radio del Sol, las hace merecedoras del término «gigantes» y su relativamente baja temperatura, de unos escasos 3000-4000 kelvin, las hace aparecer como rojas a nuestros ojos. Las gigantes rojas son el resultado de la evolución de estrellas de masa baja e intermedia, como nuestro Sol. Como estas estrellas son las más numerosas y sus vidas son largas, las gigantes rojas son muy abundantes. Su elevado número, junto con su gran brillo (porque la superficie que emite es muy grande) hace que sean responsables de una parte muy importante de la luz que vemos en nuestra Galaxia. Cuando agote su hidrógeno en el centro, el Sol se transformará en una gigante roja. Permanecerá en esa fase de gigante roja hasta que los procesos nucleares sean capaces de comenzar a transformar el helio en carbono en el centro de la estrella, momento en que reducirá considerablemente su tamaño. Pero volverá a ser una gigante roja más adelante, cuando agote el helio y se prepare para expulsar las capas que formarán más adelante una nebulosa planetaria.

De manera similar a las gigantes rojas, las gigantes azules son estrellas más grandes de lo habitual (pero mucho más pequeñas que sus compañeras rojas), lo que indica que ya están en una fase avanzada de su evolución, y más calientes, lo que justifica su color preferentemente azulado. Como las estrellas, cuando evolucionan, tienden a enfriarse (al menos en las primeras fases); para que una estrella evolucionada mantenga un color azul su temperatura inicial debe haber sido muy alta. Las gigantes azules son, por tanto, descendientes no muy lejanos de estrellas de alta masa. Al ser estrellas de alta masa, de las que hay pocas y evolucionan muy rápido, la fase de gigante azul es breve y poco común.




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ESTRELLA ENANA

A pesar de que su nombre lleva a pensar en estrellas más pequeñas de lo habitual, en realidad, las estrellas enanas constituyen el grupo de estrellas más numeroso y representan la «normalidad» en astrofísica estelar. Se denomina «enanas» a las estrellas que se encuentran en la fase principal de su vida, desde que nacen hasta que se agota el hidrógeno en su núcleo, en contraposición con las llamadas estrellas gigantes, que tienen mayor tamaño. Esta fase, conocida como secuencia principal, constituye prácticamente el noventa por ciento de la vida de la estrella. Así pues, la gran mayoría de las estrellas son «enanas».

El grupo de las estrellas enanas recibe el nombre técnico de estrellas de «clase de luminosidad V». El Sol es una estrella enana de tipo G2V, donde G2 designa su tipo espectral y el número romano V su clase de luminosidad, o de brillo. No obstante, el término es confuso, porque existen algunas excepciones como son las enanas blancas, que ya no están en la secuencia principal, y las supergigantes azules, algunas de las cuales no se consideran enanas aunque todavía estén quemando hidrógeno en su núcleo. Las estrellas no permanecen en su estado de enanas toda la vida, sino que pasan a ser gigantes o supergigantes, aunque, en el curso de su evolución, al final pueden volver a un estado de enana pero diferente, las enanas blancas. El Sol, actualmente una estrella enana, será una gigante roja en cinco mil millones de años, y en otros quinientos millones de años volverá a ser una enana, en esta ocasión, una enana blanca.




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ESTRELLA

Una estrella es una esfera de gas en un estado de equilibrio entre la gravedad, que tiende a comprimirla, y la presión del gas, que tiende a que se expanda. Las estrellas generan energía en su interior mediante reacciones termonucleares. La energía generada se emite al espacio en forma de radiación electromagnética (luz), neutrinos (partículas «exóticas») y viento estelar (gas). Las estrellas se observan en el cielo nocturno como puntos luminosos, titilantes debido a las distorsiones ópticas que produce la turbulencia y las diferencias de densidad de la atmósfera terrestre. El Sol es una estrella que al estar tan cerca no se observa como un punto, sino como un disco luminoso cuya presencia o ausencia en el cielo terrestre provoca el día o la noche respectivamente.

Estrella
Una de las estrellas más masivas de la Galaxia. Pismis 24-1, el astro más brillante de la fotografía, se encuentra a unos 8000 años-luz de la Tierra y tiene una masa igual a unas cien veces la del Sol. Créditos: NASA, ESA, Jesús Maíz Apellániz (Instituto de Astrofísica de Andalucía).

Las estrellas más frías pueden tener temperaturas en su superficie de aproximadamente 2000 ºC mientras que las más calientes pueden llegar a unos 50 000 ºC. Hay algunas estrellas en estados de su vida muy avanzados que pueden ser aún más calientes. El Sol tiene una temperatura en su superficie (el disco que observamos) de 6000 ºC y en su núcleo se alcanzan los 15 millones de grados. Los núcleos atómicos de todos los elementos químicos que conocemos se han creado en el interior de las estrellas a partir de la «fusión» de núcleos más simples, comenzando con la «fusión» del hidrógeno. La nucleosíntesis es el origen de la energía de las estrellas, ya que la formación de los elementos más ligeros que el hierro libera energía. La masa de los productos de la fusión es menor que la masa de los núcleos fusionados y la diferencia se transforma en energía (E=mc2) y constituye la fuente de la radiación que recibimos de las estrellas. Esta radiación es originada en el núcleo de la estrella y se transporta hacia las capas exteriores sufriendo en su viaje numerosas absorciones y reemisiones por parte del material estelar. La capa de la estrella donde se produce la última reemisión de luz visible es la fotosfera.




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