Nuestro universo

Describe en forma general una estrella

 Ensentido general, puede afirmarse que unaestrella es todo objeto astronómico que brilla con luz propia. En términos más técnicos y precisos,  se trata de una esfera de plasma que mantiene su forma gracias a un equilibrio de fuerzas denominado equilibrio hidrostático. El equilibrio se produce esencialmente entre la fuerza de gravedad y la presión que ejerce el plasma hacia fuera.

Estas esferas de gas emiten tres formas de energía hacia el espacio, la radiación electromagnética, los neutrinos y el viento estelar y esto es lo que nos permite observar la apariencia de las estrellas en el cielo nocturno como puntos luminosos y, en la gran mayoría de los casos, titilantes.

Los objetos de masa inferior se llaman enanas marrones mientras que las estrellas de masa superior parecen no existir debido al límite de Eddington.

¿A qué se denominan sistemas estelares? 

Un sistema estelar (binario o múltiple) es la agrupación de dos o más estrellas que orbitan en torno a un centro de gravedad común, ligadas por lo tanto por la fuerza de gravedad. Un gran número de estrellas vinculadas por la gravitación se denomina un cúmulo estelar o una galaxia, si bien, en un sentido extenso ambos son sistemas estelares.

Sistemas estelares binarios

Un sistema estelar de dos estrellas es conocido como estrella binaria, o estrella doble. Si no hay fuerzas de marea, ni perturbaciones producidas por otras fuerzas, ni transferencias de masa de una estrella a la otra, se trata de un sistema estable, y las dos estrellas trazan una órbita elíptica en torno al centro de masa del sistema de forma indefinida.

Ejemplos de sistemas binarios pueden ser: Sirio, Procyon y Cygnus X-1, este último posiblemente un agujero negro.

Sistemas estelares múltiples

Un sistema estelar con tres estrellas es una estrella triple, y se pueden percibir sistemas más numerosos. Los sistemas con tres o más estrellas pueden ser inestables, y uno de los acontecimientos finales puede ser la expulsión de una o más estrellas del sistema.

Una de las formas en las que los sistemas múltiples estelares pueden sobrevivir durante un largo plazo es cuando estrellas binarias forman a su vez sistemas binarios cuyos miembros se encuentran a mucha proximidad. En este caso, las dos estrellas cercanas se comportan como una única estrella en los extremos gravitacionales, y el sistema es estable. Cástor es un ejemplo de estrella de este tipo: dos binarias moviéndose estrechamente en órbita alrededor de la otra, conformando un sistema cuádruple; otra binaria órbita alrededor de las primeras cuatro, llevando el total a seis.

¿Qué son las agrupaciones estelares?

 Son grupos de estrellas ligadas entre sí por la gravedad. A veces también las liga su origen.

Se los suele llamar cúmulos estelares. Hay abiertos y cerrados.

El más famoso, el Cúmulo de Hércules, o M13. (objeto 13 del catálogo Messier).

Algunas agrupaciones estelares nacen como cúmulos, otras como asociaciones estelares, otras como cúmulos rodeadas de asociaciones y otras en un estado limítrofe entre cúmulos y asociaciones.

Por lo tanto, una clasificación moderna de las agrupaciones estelares (cúmulos o asociaciones) debe incluir al menos tres variables: edad, masa y estado gravitacional; y quizás dos más (metalicidad y tipo de órbita).

 Describe los principales tipos de agrupaciones estelares.

cúmulos abiertos, cúmulos globulares y asociaciones.

CÚMULOS GLOBULARES:

Son grupos muy compactos de estrellas con un número de miembros que oscila entre varios miles y cientos de miles de estrellas. Son de forma esférica o esferoidal. Se conocen unos 150 de estos objetos en nuestra galaxia. Se los encuentra presente en toda la esfera celeste aunque se evidencia una fuerte concentración en la dirección de las constelaciones de Escorpio y Sagitario. Sus velocidades radiales altas determinan que los cúmulos globulares pertenezcan al grupo de los objetos conocidos como  de “alta velocidad”.

CÚMULOS ABIERTOS:

El número de miembros de un cúmulo abierto varía entre unas 50 estrellas en los más pequeños y varios centenares en los más grandes. Las estrellas componentes se pueden distinguir fácilmente con el telescopio. Los cúmulos abiertos ocupan un volumen bastante irregular y no muestran ningún tipo de simetría.

ASOCIACIONES:

Los astrónomos han observado que en determinadas regiones de nuestra galaxia hay una apreciable acumulación de estrellas azules. A estos grupos se los denominó asociaciones. Las asociaciones OB son grupos estelares muy dispersos cuyo núcleo es un cúmulo abierto. Otro tipo de asociación son las asociaciones T, correspondientes a las estrellas variables de tipo T Tauri.

¿Qué son las asociaciones?

Se define asociación estelar como un cúmulo estelar caracterizado por una unión gravitacional muy débil, menos intensa que la que mantiene unidos los cúmulos abiertos y los cúmulos globulares.

Las asociaciones estelares están destinadas a separarse en un tiempo astronómico relativamente breve, del orden de unos pocos millones de años. Esto significa que las asociaciones observables actualmente están formadas por estrellas de reciente formación, de algunos millones de años como máximo.

El tipo más conocido de asociación estelar es la asociación OB, caracterizado por la presencia de estrellas de tipo espectral O y B. Se piensa que se forman a partir de un pequeño volúmen en el interior de una nube molecular gigante.

 ¿Cómo es posible calcular la temperatura superficial de las estrellas?

La temperatura superficial de una estrella se puede establecer midiendo la distribución de la intensidad del fondo continuo del espectro. Según una ley descubierta por W. Wien en el siglo XIX, la longitud de onda del máximo de intensidad es inversamente proporcional a la temperatura absoluta de la fuente. En rigor, la ley de Wien sólo es válidad para la radiación emitida por un cuerpo ideal denominado cuerpo negro, que absorbe toda la radiación que recibe y que sirve a los físicos como referencia.

El nombre de "cuerpo negro" se debe a la ida de que cuando no está suficientemente caliente para emitir luz propia, el cuerpo aparece negro, sin embargo, las estrellas normales (excluidas las novas , las estrellas neutrónicas , etc) se comportan aproximadamente como cuerpos negros.

Para establecer la longitud de onda que corresponde al máximo no hace falta medir la intensidad a lo largo de todo el espectro; basta medirla en dos longitudes de onda y calcular la posición del máximo a partir de la relación entre estas dos intensidades. En la práctica, se determina el índice de color (B-V) que, como se sabe, es la relación entre la intensidad en el azul (B) y en la lua amarilla (V), expresada como diferencia de magnitud.

Una sencilla fórmula permite pasar del índice de color a la temperatura, que así calculada recibe el nombre de temperatura de color.

 ¿A qué se denomina diagrama de Hertzprung - Russell?

El diagrama de Hertzsprung-Russell (comúnmente abreviado como diagrama H-R) muestra el resultado de numerosas observaciones sobre la relación existente entre la magnitud absoluta de una estrella y tipo espectral.

El diagrama de Hertzsprung mostraba la luminosidad de las estrellas en función de su color, mientras que el diagrama inicial de Russell mostraba la luminosidad en función del tipo espectral. Ambos diagramas son equivalentes.

El diagrama H-R se utiliza para diferenciar tipos de estrellas y para estudiar la evolución estelar. Un examen del diagrama muestra que las estrellas tienden a encontrarse agrupadas en regiones específicas del mismo. La predominante es la diagonal que va de la región superior izquierda (caliente y brillante) a la región inferior derecha (fría y menos brillante) y se denomina secuencia principal. En este grupo se encuentran las estrellas que extraen su energía de las reacciones termonucleares de fusión del hidrógeno en helio. En la esquina inferior izquierda se encuentran las enanas blancas, y por encima de la secuencia principal se encuentran las gigantes rojas y las supergigantes.

¿Cuál es la masa de las estrellas?

La masa de una estrella es la cantidad de gramos de materia que posee. Es un número difícil de obtener, ya que la luz que recibimos de los astros no nos dice nada acerca de ese valor. Hasta hoy ha resultado imposible determinar la masa de una estrella en forma tan directa y precisa como lo hacemos con el sol.

¿Qué puedes decir acerca de la estructura interna de las estrellas?

Una estrella se divide en NÚCLEO, MANTO y ATMÓSFERA.

En el núcleo es donde se producen las reacciones nucleares que generan su energía. El manto transporta dicha energía hacia la superficie y según como la transporte, por Convección o por Radiación, se dividirá en dos zonas: radiante y convectiva. Finalmente, la atmósfera es la parte mas superficial de las estrellas y la unica que es visible. Se divide en Cromosfera, Fotosfera y Corona Solar.

La atmósfera estelar es la zona mas fria de las estrellas y en ellas se producen los fenomenos de eyección de materia. Pero en la corona, supone una ecepción a lo dicho ya qu ela tempera vuelve a aumentar hasta llegar al millon de grados por lo menos. La temperatura es engañosa, en realidad esta capa es muy poco densa y está formada por Partículas Ionizadas altamente aceleradas por el Campo Magnético de la estrella. Sus grandes velocidades les confieren a esas partículas altas temperaturas.

¿Cómo se analiza el interior de las estrellas?

Desde la Tierra solo es posible observar una porción de la superficie de las estrellas. Para resolver el problema debe tenerse en cuenta toda la información que pueda obtenerse del estudio de las estrellas: forma, dimensiones, movimiento, energía irradiada, temperatura, masa y composición química. Además las leyes físicas son indispensables para construir un modelo de estructura interna.

¿Cómo se puede estimar el tiempo de vida de una estrella?

TIEMPO DE VIDA DE UNA ESTRELLA: t (años)= 10 elevado a la 10.Masa/ luminosidad.

Queda expresada la relación proporcional entre la edad y la masa e inversamente proporcional con la generación de energía.

Realiza un resumen esquemático sobre la evolución estelar.

En astronomía, se denomina evolución estelar a la secuencia de cambios que una estrella experimenta a lo largo de su existencia.

Durante mucho tiempo se pensó que las estrellas eran enormes bolas de fuego perpetuo. En el siglo XIX aparecen las primeras teorías científicas sobre el origen de su energía: Lord Kelvin y Helmholtz propusieron que las estrellas extraían su energía de la gravedad contrayéndose gradualmente. Pero dicho mecanismo habría permitido mantener la luminosidad del Sol durante únicamente unas decenas de millones de años, lo que no concordaba con la edad de la Tierra medida por los geólogos, que ya entonces se estimaba en varios miles de millones de años. Esa discordancia llevó a la búsqueda de una fuente de energía distinta a la gravedad; en la década de 1920 Sir Arthur Eddington propuso la energía nuclear como alternativa. Hoy en día sabemos que la vida de las estrellas está regida por esos procesos nucleares y que las fases que atraviesan desde su formación hasta su muerte dependen de las tasas de los distintos tipos de reacciones nucleares y de cómo la estrella reacciona ante los cambios que en ellas se producen al variar su temperatura y composición internas. Así pues, la evolución estelar puede describirse como una batalla entre dos fuerzas: la gravitatoria, que desde la formación de una estrella a partir de una nube de gas tiende a comprimirla y a conducirla al colapso gravitatorio, y la nuclear, que tiende a oponerse a esa contracción a través de la presión térmica resultante de las reacciones nucleares. Aunque finalmente el ganador de esta batalla es la gravedad (ya que en algún momento la estrella no tendrá más combustible nuclear que emplear), la evolución de la estrella dependerá, fundamentalmente, de su masa inicial y, en segundo lugar, de su metalicidad y su velocidad de rotación así como de la presencia de estrellas compañeras cercanas.

¿Qué son las estrellas de neutrones?

Una estrella de neutrones es un remanente estelar dejado por una estrella supergigante después de agotar el combustible nuclear en su núcleo y explotar como una supernova tipo II, tipo Ib o tipo Ic. Como su nombre lo indica, estas estrellas están compuestas principalmente de neutrones, más otro tipo de partículas tanto en su corteza sólida de hierro, como en su interior, que puede contener tanto protones y electrones, como piones y kaones. La masa original de la supernova debe ser mayor a 9 ó 10 masas solares y menor que un cierto valor que depende de la metalicidad. Las estrellas con masas menores a 9-10 masas solares evolucionan en enanas blancas envueltas, al menos por un tiempo, por nebulosidades (nebulosas planetarias), mientras que las de masas mayores evolucionan en agujeros negros.

Una estrella de neutrones típica tiene una masa entre 1,35 y 2,1 masas solares y un radio de entre 20 y 10 km (análogamente a lo que ocurre con las enanas blancas, amayor masa corresponde un menor radio).