Archivo de febrero 3rd, 2010

ESTRELLA FUGAZ

Fenómeno que se produce cuando minúsculas partículas de polvo, procedentes de algún cometa, entran en la atmósfera terrestre a gran velocidad y se desintegran por fricción, produciendo el rastro luminoso que llamamos meteoro o estrella fugaz. Las partículas responsables de las estrellas fugaces suelen desplazarse por el espacio interplanetario en corrientes. Cuando la órbita terrestre se encuentra con una de estas corrientes se produce un incremento notable en el número de estrellas fugaces y el fenómeno recibe el nombre de lluvia de estrellas. Si prolongamos las trazas de los meteoros pertenecientes a una misma lluvia, todos parecen provenir de una zona, el punto radiante. En realidad, todas las partículas entran paralelas en la atmósfera, pero al estar tan alejadas de nosotros, la perspectiva nos hace verlas como provenientes de ese único punto. La constelación donde reside el radiante da nombre a la lluvia (Perseidas, Gemínidas, Oriónidas…). La lluvia de estrellas más conocida es la de las Perseidas o Lágrimas de San Lorenzo. En el caso de las Perseidas, estas partículas han sido producidas por el cometa Swift- Tuttle que, como todos los cometas, pierde masa cuando se acerca al Sol. Todos los años sobre el 11-13 de agosto, la órbita de la Tierra cruza una nube de partículas producidas por este cometa, lo que produce la lluvia de las Perseidas. Si prolongamos las trazas de las Perseidas observadas en una noche, todas parecen provenir de una zona situada en la constelación de Perseo, de ahí su nombre. El otro nombre, lágrimas de San Lo- renzo, viene de que esta lluvia de estrellas se produce alrededor del 10 de agosto, festividad de San Lorenzo.

Estrella fugaz
Rastro fotográfico de una Perseida. Créditos: Alejandro Sánchez (Universidad Complutense de Madrid).

No todos los meteoros pertenecen a lluvias o corrientes sistemáticas. Existen también los meteoros llamados esporádicos, no asociados a ninguna corriente en particular, y que pueden ser de origen cometario o asteroidal.



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ESTRELLA DE NEUTRONES

Última etapa de la vida de una estrella supergigante cuando, al agotarse su combustible nuclear, ésta sufre una explosión de supernova. Después de la explosión, el núcleo de la estrella se colapsa hasta una densidad tan grande en la que los protones y electrones se combinan formando neutrones y el colapso continúa hasta que los neutrones son capaces de frenarlo debido al principio de exclusión de Pauli. Cuanto mayor es la masa de una estrella de neutrones menor es su diámetro, pero si sobrepasa las dos masas solares, seguiría colapsándose hasta convertirse en un agujero negro. En consecuencia, las estrellas de neutrones son objetos muy compactos y muy masivos, del orden de un par de masas solares comprimidas en una esfera de unos 10 km de radio. Además, a causa del principio de conservación del momento angular, la contracción de la estrella hace que ésta gire más rápido y también hace que su campo magnético se vuelva más intenso. Las estrellas de neutrones emiten potentes ondas de radio que son comprimidas por el campo magnético dentro de un haz que gira con la estrella con periodos del orden del milisegundo hasta algunos segundos, en este caso son conocidas como púlsares. Las estrellas de neutrones se pueden encontrar en restos de supernovas, como objetos aislados o en sistemas binarios.




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ESTRELLA POLAR

La estrella Polar (alfa de la Osa Menor) es el astro más brillante de la constelación de la Osa Menor. A pesar de eso, no se trata de una estrella especialmente destacada, se clasifica como «de segunda magnitud » y desde los cielos contaminados de las ciudades cuesta incluso encontrarla. Por tanto, es falso el mito tan extendido que afirma que la estrella Polar es la más brillante de todo el cielo; nada más lejos de la realidad. Lo que hace especial a esta estrella es el hecho fortuito de que el eje de rotación de la Tierra apunta casi exactamente hacia ella por su lado norte. Por lo tanto, a medida que la Tierra gira, esta estrella se mantiene siempre quieta en un mismo punto del cielo y no comparte el movimiento diurno de salida y puesta que afecta al Sol, la Luna y el resto de estrellas del firmamento. Eso hace que la estrella Polar sea muy útil como recurso de orientación en la noche y conocerla resulta fundamental para excursionistas, exploradores y navegantes. El eje de la Tierra no mantiene siempre la misma orientación en el espacio, sino que se va desplazando lentamente en un ciclo que dura unos 26 000 años describiendo un cono con 23,45º de abertura. Este movimiento se llama precesión. Por lo tanto la estrella Polar no ocupará siempre en el futuro, ni ha ocupado siempre en el pasado, el lugar privilegiado que hoy tiene. En el Egipto faraónico hacía el papel de estrella Polar la estrella Thuban, alfa del Dragón.

Estrella Polar
Trazos circumpolares sobre dolmen prehistórico en Pinyana (Lérida). La suma de imágenes durante las 5 horas de exposición muestra los trazos de las estrellas alrededor del polo norte celeste. La estrella Polar corresponde al trazo más brillante y corto cerca del centro. Créditos: Enrique Herrero Casas (Universidad de Barcelona).

La estrella Polar dista unos 430 añosluz del Sol y brilla unas 2500 veces más que el Sol. Esta combinación de distancia y luminosidad hace que presente una magnitud visual aparente de 1,97 en los cielos de la Tierra.




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ESTRELLA BINARIA

Sistema formado por dos estrellas vinculadas gravitatoriamente, de forma que se encuentran girando una alrededor de la otra (en realidad giran alrededor del centro de masas del sistema). La primera estrella binaria fue descubierta por W. Herschel, quien detectó el movimiento relativo entre las dos componentes de Cástor, en la constelación de Géminis. Aunque en su momento se consideró un fenómeno extraño, hoy en día se sabe que entre un tercio y la mitad de las estrellas que observamos son sistemas binarios. Las dos estrellas de un sistema binario, dependiendo de la distancia entre ellas, pueden ser binarias separadas, que evolucionan independientemente; semiseparadas; o binarias cerradas que están en contacto, tienen una envoltura común y pueden llegar a fusionarse. En las binarias semiseparadas, el material de la estrella más extensa cae sobre la otra y forma un disco de acreción que rodea la estrella receptora (es el caso de las binarias de rayos X y binarias cataclísmicas).

Estrella binaria

Algunas estrellas masivas en el seno de la nebulosa de eta Carinae. El astro más brillante del campo es la estrella WR 25, cerca del centro de la imagen. Se trata de una estrella binaria cuyas componentes tienen cincuenta y veinticinco veces la masa del Sol, respectivamente. El periodo orbital del sistema es de 208 días. Créditos: NASA, ESA, Jesús Maíz Apellániz (Instituto de Astrofísica de Andalucía).

Por su medio de detección, las estrellas binarias pueden ser binarias visuales cuando ambas componentes se ven al telescopio; binarias eclipsantes, cuando una de ellas pasa por delante de la otra y la eclipsa; binarias espectroscópicas, las que al estudiar su espectro se ve que está compuesto por las líneas espectrales de dos estrellas; y binarias astrométricas que son las que se detectan por la perturbación en su movimiento que produce una estrella sobre la otra por atracción gravitatoria. No hay que confundir estas estrellas con las dobles ópticas que son también estrellas muy cercanas entre sí aparentemente, pero que no se encuentran ligadas gravitatoriamente, de hecho pueden estar a grandes distancias una de otra aunque coincidan en la bóveda celeste, producto de la perspectiva visual. Esta misma definición se aplica a estrellas triples o múltiples.




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ESTRELLA VARIABLE

La variación del brillo de las estrellas puede ser debida a una causa intrínseca o extrínseca, es decir, que la estrella tenga una variabilidad real o que su luz se vea interrumpida por un factor externo que puede ser otra estrella o una nube de gas interestelar. Según la causa de su variabilidad, las estrellas variables intrínsecas se dividen en: variables pulsantes, con variaciones del radio de la estrella; variables eruptivas, con cambios en su superficie, como llamaradas o eyecciones de materia, y variables cataclísmicas que experimentan un cambio enorme de sus propiedades físicas, como las novas y las supernovas. Las novas deben su variación a la acumulación de materia recibida de su estrella compañera.

Las estrellas pulsantes características son las cefeidas, en las que Henrietta S. Leavitt, en 1912, descubrió que su periodo de variabilidad era proporcional a su luminosidad, con lo cual la determinación del periodo nos da una indicación muy fiable de su distancia.
Las variables extrínsecas más frecuentes son las estrellas eclipsantes, que son estrellas binarias en las que la dirección de observación coincide con el plano de su órbita y vemos entonces una estrella pasar por delante de la otra, eclipsándola periódicamente. Las más abundantes son las de tipo Algol o tipo beta Lyrae.




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