Estrellas: ¿Qué son?, ubicación, nombres, tipos y más

Una estrella es un tipo de objeto astronómico que consiste en un esferoide luminoso de plasma unido por su propia gravedad. La estrella más cercana a la Tierra es el Sol. Muchas otras estrellas son visibles a simple vista desde la Tierra durante la noche, apareciendo como una multitud de puntos luminosos fijos en el cielo debido a su inmensa distancia de la Tierra.

¿Qué son las estrellas?

Una estrella es una enorme bola brillante de gas caliente, principalmente hidrógeno y helio. La temperatura es tan alta en su núcleo que se produce la fusión nuclear, produciendo energía. La presión externa del gas calentado por fusión se equilibra por la atracción interna de la gravedad, dejando a la estrella en equilibrio hidrostático. Este equilibrio de fuerzas dura la mayor parte de la vida de una estrella, manteniendo su temperatura constante. La radiación y la convección transportan la energía del núcleo a través de la atmósfera de una estrella.

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Cuando la energía llega a la atmósfera lo suficientemente alta como para que la región por encima de ella sea transparente, se escapa al espacio en forma de luz de todas las longitudes de onda, así como de viento estelar. Aunque las estrellas pueden parecer estáticas, giran y varían en luminosidad. Sólo en la Vía Láctea hay cientos de miles de millones de estrellas. Entre ellos está nuestro Sol, la estrella más cercana a la Tierra. (Ver: Curiosidades del Planeta Mercurio)

¿De dónde vienen las estrellas?

Cada estrella se forma en una enorme nube de gas y polvo. Con el tiempo, la gravedad hace que la nube se contraiga, acercando el gas cada vez más. A medida que se acumula más gas en el centro, se vuelve más denso y aumenta la presión. Esto hace que se caliente y empiece a brillar. Su gravedad continúa atrayendo gas y polvo, aumentando aún más su masa, y por lo tanto su presión y temperatura. Eventualmente, el centro alcanza millones de grados Celsius, lo suficientemente caliente como para fusionar núcleos de hidrógeno y generar energía intensa.

El calor generado por la fusión nuclear hace que el gas en el centro de la estrella se expanda, ejerciendo una presión hacia afuera. Cuando se alcanza el equilibrio hidrostático, nace una estrella. La fusión nuclear alimenta a la estrella hasta que finalmente se queda sin combustible y muere. La mayoría de las estrellas se forman en grupos muy apretados llamados cúmulos estelares, de los cuales la mayoría son eventualmente expulsadas.

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¿En qué se diferencian las estrellas?

Aunque las estrellas pueden parecer puntos de luz similares desde nuestra perspectiva en la Tierra, en realidad difieren entre sí en muchos aspectos. Las estrellas varían en su masa, tamaño, temperatura, color, luminosidad y edad. Difieren en su distancia de la Tierra, y algunas orbitan una o más estrellas. También cambian a lo largo de sus vidas. La masa de una estrella determina su temperatura y luminosidad, y cómo vivirá y morirá.

Cuanto más masiva es una estrella, más caliente se quema, más rápido consume su combustible y más corta es su vida útil. Las estrellas más calientes y masivas son azules y brillantes, mientras que las estrellas más frías y menos masivas son rojas y tenues.

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¿Por qué son importantes las estrellas?

Sin estrellas, no estaríamos aquí. Al principio del universo, los únicos elementos que existían eran el hidrógeno, algo de helio y trazas de litio. Todos los demás elementos naturales se formaron durante la vida y muerte de las estrellas. Al final de la vida de una estrella, gran parte de su materia es soplada al espacio, donde proporciona el gas y el polvo para construir nuevas estrellas, planetas y todo lo que hay en ellos, incluyendo nuestros cuerpos.

Más cerca de casa, cuando nuestro Sol nació, su fuerza gravitacional hizo posible que se mantuvieran el gas y el polvo en órbita, permitiendo la formación de la Tierra. Ahora el Sol mantiene a los planetas en sus órbitas, calienta la superficie de la Tierra, impulsa el clima dinámico de la Tierra y alimenta la fotosíntesis. Las estrellas son fábricas de nuevos elementos. A medida que viven y mueren, forman casi todos los elementos de la tabla periódica. Estos elementos forman la Tierra, y a nosotros.

¿Cómo estudian las estrellas los científicos?

Podemos ver las estrellas a simple vista. Pero para observarlas en detalle, dependemos de la tecnología en tierra y en el espacio. Los telescopios terrestres permiten a los científicos ver la luz visible, las ondas de radio y algo de luz infrarroja. Los satélites que orbitan la Tierra, orbitan el Sol o viajan a través del espacio permiten a los científicos observar la luz en todas las longitudes de onda, libres de los efectos borrosos y oscuros de la atmósfera de la Tierra, y también les permiten tomar muestras del viento solar.

En el laboratorio, los científicos realizan experimentos para así inferir las propiedades atómicas y moleculares que poseen las estrellas, y para de esa manera poder investigar cómo funciona la fusión nuclear. Finalmente, los científicos usan modelos teóricos y simulaciones por computadora para calcular cómo las propiedades de las estrellas (tales como densidad, presión, velocidad o composición) cambian con el tiempo.

¿Cuál es su ubicación?

La posición de la estrella es la ubicación aparente de cualquier estrella en el cielo, que parece fijada en una esfera arbitraria centrada en la Tierra. La ubicación está definida por un par de coordenadas angulares relativas al ecuador celeste: ascensión recta (α) y declinación (δ). El par se basa en el sistema de coordenadas ecuatoriales.

Mientras que δ se da en grados (desde +90° en el polo norte celeste hasta -90° en el sur), α se da generalmente en ángulos horarios (0 a 24 h). Esto se debe a la técnica de observación de los tránsitos estelares, que cruzan el campo de visión de los oculares del telescopio debido a la rotación de la Tierra. Las técnicas de observación son temas de astronomía posicional y de astrogeodesia.

Idealmente, el sistema de coordenadas cartesianas (α, δ) se refiere a un marco de referencia inercial. La tercera coordenada es la distancia de la estrella, que normalmente se utiliza como un atributo de la estrella individual.

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Los siguientes factores cambian la posición de las estrellas con el tiempo:

  1. Precesión axial y nutación – inclinaciones lentas del eje de la Tierra con tasas de 50 y 2 segundos de arco respectivamente, por año;
  2. la aberración y el paralaje – efectos de la órbita de la Tierra alrededor del Sol; y
  3. el movimiento apropiado de las estrellas individuales.

Los primeros y segundos efectos son considerados por los llamados lugares medios de las estrellas, contrariamente a sus lugares aparentes vistos desde la Tierra en movimiento. Por lo general, los lugares medios se refieren a una época especial, por ejemplo, 1950.0 o 2000.0. El tercer efecto tiene que ser tratado individualmente.

Las posiciones de las estrellas α, δ están recogidas en varios catálogos de estrellas de diferente volumen y precisión. Las coordenadas absolutas y muy precisas de 1000-3000 estrellas se recogen en catálogos fundamentales, desde el FK (Berlín ~1890) hasta el moderno FK6.

Las coordenadas relativas de numerosas estrellas se recogen en catálogos como el Bonner Durchmusterung (Alemania 1852-1862, 200.000 posiciones en bruto), el catálogo SAO (EE.UU. 1966, 250.000 estrellas astrométricas) o el catálogo Hipparcos y Tycho (110.000 y 2 millones de estrellas por astrometría espacial).

Sus nombres

De las aproximadamente 10.000 estrellas visibles a simple vista, sólo unos pocos cientos han recibido nombres propios en la historia de la astronomía. La astronomía tradicional tiende a agrupar las estrellas en asterismos, y a darles nombres propios, no a estrellas individuales.

Muchos nombres de estrellas son en origen descriptivos de la parte del asterismo en que se encuentran; así Phecda, una corrupción del árabe -فخذ الدب- fakhth al-dubb “muslo del oso”. Sólo un puñado de las estrellas más brillantes tienen nombres propios individuales que no dependen de su asterismo; así Sirio “el quemador”, Antares y Canopus (de origen desconocido), Alfardo “el solitario”, Regulus “el rey”; y posiblemente Aldebarán “el seguidor” (de las Pléyades), Procyon “precediendo al perro[Sirio]”. Lo mismo ocurre con la astronomía china, donde la mayoría de las estrellas se enumeran dentro de su constelación, con un puñado de excepciones como 織女 “weaving girl” (Vega).

Además del número limitado de nombres tradicionales de estrellas, hay algunos acuñados en tiempos modernos, por ejemplo, “Avior” para Epsilon Carinae (1930), y un número de estrellas con nombres de personas (la mayoría en el siglo XX).

La mayoría de las estrellas más brillantes llevan el nombre de personajes de la mitología de varias culturas. Muchos de ellos (como los planetas) por lo tanto tienen diferentes nombres dependiendo de en qué parte del mundo te encuentras. A menudo fueron nombrados en la prehistoria por nuestros antepasados que miraban a las estrellas tratando de encontrar patrones e historias en lo que veían (de ahí también vinieron los nombres de los planetas visibles y las constelaciones).

Los astrónomos modernos han dado nuevos nombres a las estrellas para que puedan seguir su rastro más fácilmente. Las estrellas se denominan así por la constelación en la que yacen con la estrella más brillante de una constelación que es alfa, y así sucesivamente a través del alfabeto griego. Por ejemplo, el betelguese, que es la estrella más brillante de la constelación de Orión, también se llama Alpha Orionis.

Hay un buen sitio web sobre los nombres de las estrellas en Las constelaciones y sus estrellas y otro en Nombres de Estrellas. Las estrellas que se descubren hoy en día se denominan en general por el lugar del cielo donde se encuentran o por la persona que las encontró, lo que les da nombres realmente feos como Luyten 726-8A, BD +5deg 1668, Kruger 60 A.

Una vez que se les acaban las letras griegas en una constelación, los astrónomos también usan números (por ejemplo, 51 Pegasi – una estrella famosa por los planetas que la rodean). Las estrellas variables son llamadas cosas como RR Lyrae (en Lyre) o TT Arietis, en orden de descubrimiento (es decir, AA es la primera estrella variable en una constelación, luego AB. Cuando llegan a ZZ empiezan con el número 677!?) Probablemente hay otras formas en que las estrellas son nombradas. Cada estrella usualmente tiene más de un nombre que los astrónomos tienen que seguir en la información que guardan en ella.

Aparentemente unas 2-300 estrellas fueron nombradas en el pasado (entre 500 y más de 2000 años atrás), estas son las que tienen (en general) nombres mitológicos. A simple vista se pueden ver alrededor de 4000 estrellas en cada hemisferio del cielo. Hay probablemente varios millones en los catálogos astronómicos más actualizados. Hay al menos mil millones de estrellas en la Vía Láctea (nuestra galaxia), probablemente unos cuantos miles de millones.

Puede haber un número infinito de estrellas en todo el universo, ¡pero aún no lo sabemos! Hay por lo menos 100 mil millones de millones en el universo observable (esto está diciendo que hay cerca de 100 mil millones de galaxias cada una con mil millones de estrellas, lo cual es muy probable que sea una subestimación). Esto es más de lo que cualquier humano puede manejar, así que el número exacto no importa demasiado. Digamos que hay muchas estrellas!

Tipos de estrellas

Las estrellas son enormes esferas de gas encendido que iluminan el cosmos y lo siembran con los materiales para los mundos rocosos y los seres vivos. Vienen en muchos tipos y tamaños diferentes, desde enanas blancas ardientes hasta gigantes rojos ardientes.

Las estrellas se clasifican a menudo según el tipo espectral. Aunque emiten todos los colores de luz, la clasificación espectral considera sólo el pico de esta emisión como un indicador de la temperatura de la superficie de la estrella. Usando este sistema, las estrellas azules son las más calientes, y se llaman O-type. Las estrellas más frías son rojas y se llaman M-type. En orden de aumento de la temperatura, las clases espectrales son M (rojo), K (naranja), G (amarillo), F (amarillo-blanco), A (blanco), B (azul-blanco), O (azul).

Esta sosa categorización se abandona a menudo por una alternativa más descriptiva. Como las estrellas más frías (rojas) son invariablemente las más pequeñas, se las llama enanas rojas. Por el contrario, las estrellas más calientes suelen llamarse gigantes azules.

Hay un número de características físicas que varían para cada uno de los diferentes tipos de estrellas. Estos incluyen la temperatura de la superficie, luminosidad (brillo), masa (peso), radio (tamaño), vida útil, prevalencia en el cosmos y punto en el ciclo evolutivo estelar.

Estrellas enanas

Una estrella enana es una estrella de tamaño relativamente pequeño y baja luminosidad. La mayoría de las estrellas de la secuencia principal son estrellas enanas. El término fue acuñado originalmente en 1906 cuando el astrónomo danés Ejnar Hertzsprung notó que las estrellas más rojas, clasificadas como K y M en el esquema de Harvard, podían dividirse en dos grupos distintos.

Son mucho más brillantes que el Sol, o mucho más tenues. Para distinguir estos grupos, los llamó estrellas “gigantes” y “enanas”, siendo las estrellas enanas más tenues y los gigantes más brillantes que el Sol. La mayoría de las estrellas están actualmente clasificadas bajo el Sistema Morgan Keenan usando las letras O, B, A, F, G, K, y M, una secuencia de las más calientes: Tipo O, al más guay: Tipo M. El alcance del término “enano” se amplió más tarde para incluir lo siguiente:

  • Estrella enana sola generalmente se refiere a cualquier estrella de la secuencia principal, una estrella de clase de luminosidad V: estrellas de la secuencia principal (enanas). Ejemplo: Achernar (B6Vep)
    – Las enanas rojas son estrellas de baja masa de la secuencia principal.
    – Las enanas amarillas son estrellas de secuencia principal (enanas) con masas comparables a las del Sol.
    – Las enanas naranjas son estrellas de la secuencia principal tipo K.
  • Una enana azul es una clase hipotética de estrellas de muy baja masa que aumentan de temperatura a medida que se acercan al final de su vida útil de la secuencia principal.
  • Una enana blanca es una estrella compuesta de materia electrón-degenerada, considerada como la etapa final en la evolución de estrellas que no son lo suficientemente masivas como para colapsar en una estrella de neutrones o agujero negro, estrellas menos masivas que aproximadamente 9 masas solares.
    – Una enana negra es una enana blanca que se ha enfriado lo suficiente como para no emitir más luz visible.
  • Una enana marrón es un objeto subestelar no lo suficientemente masivo como para fusionar hidrógeno en helio, pero lo suficientemente masivo como para fusionar deuterio, menos de unas 0,08 masas solares y más de unas 13 masas de Júpiter.

Estrellas blancas

Una enana blanca, también llamada enana degenerada, es un remanente del núcleo estelar compuesto principalmente de materia electrón-degenerada. Una enana blanca es muy densa: su masa es comparable a la del Sol, mientras que su volumen es comparable al de la Tierra. La débil luminosidad de una enana blanca proviene de la emisión de energía térmica almacenada; no se produce ninguna fusión en una enana blanca en la que la masa se convierte en energía.

La enana blanca conocida más cercana es Sirio B, con 8.6 años luz, el componente más pequeño de la estrella binaria de Sirio. Actualmente se cree que hay ocho enanas blancas entre los cien sistemas estelares más cercanos al Sol. La inusual debilidad de las enanas blancas fue reconocida por primera vez en 1910. El nombre de enana blanca fue acuñado por Willem Luyten en 1922.

Se cree que las enanas blancas son el estado evolutivo final de las estrellas cuya masa no es lo suficientemente alta como para convertirse en una estrella de neutrones, lo que incluiría el Sol y más del 97% de las otras estrellas de la Vía Láctea, § 1. Después del período de fusión de hidrógeno de una estrella de secuencia principal de baja o media masa termina, tal estrella se expandirá a una gigante roja durante el cual fusiona helio con carbono y oxígeno en su núcleo por el proceso de triple alfa.

Si una gigante roja no tiene suficiente masa para generar las temperaturas centrales necesarias para fusionar el carbono (alrededor de 1.000 millones de K), se acumulará una masa inerte de carbono y oxígeno en su centro. Después de que tal estrella se deshaga de sus capas externas y forme una nebulosa planetaria, dejará atrás un núcleo, que es la enana blanca remanente. Por lo general, las enanas blancas están compuestas de carbono y oxígeno.

Si la masa del progenitor está entre 8 y 10,5 masas solares (M☉), la temperatura del núcleo será suficiente para fusionar el carbono pero no el neón, en cuyo caso puede formarse una enana blanca oxígeno-neón-magnesio. Las estrellas de muy baja masa no podrán fusionar el helio, por lo tanto, una enana blanca de helio puede formarse por pérdida de masa en sistemas binarios.

El material de una enana blanca ya no sufre reacciones de fusión, por lo que la estrella no tiene fuente de energía. Como resultado, no puede sostenerse por sí mismo por el calor generado por la fusión contra el colapso gravitacional, sino que sólo se sostiene por la presión de degeneración de los electrones, lo que hace que sea extremadamente denso.

La física de la degeneración produce una masa máxima para una enana blanca no giratoria, el límite de Chandrasekhar, aproximadamente 1.44 veces de M☉, más allá de la cual no puede ser soportada por la presión de degeneración de electrones. Una enana blanca de oxígeno y carbono que se acerca a este límite de masa, típicamente por transferencia de masa desde una estrella compañera, puede explotar como una supernova de tipo Ia a través de un proceso conocido como detonación de carbono. (Se cree que SN 1006 es un ejemplo famoso.)

Una enana blanca es muy caliente cuando se forma, pero como no tiene fuente de energía, gradualmente irradiará su energía y se enfriará. Esto significa que su radiación, que inicialmente tiene una temperatura de color alta, disminuirá y se enrojecerá con el tiempo. Durante mucho tiempo, una enana blanca se enfriará y su material comenzará a cristalizarse (empezando por el núcleo).

La baja temperatura de la estrella significa que ya no emitirá calor o luz significativos, y se convertirá en una enana negra fría. Debido a que se calcula que el tiempo que tarda una enana blanca en alcanzar este estado es mayor que la edad actual del universo (aproximadamente 13.800 millones de años), se cree que todavía no existen enanas negras. Las enanas blancas más antiguas aún irradian a temperaturas de unos pocos miles de kelvin.

Estrellas rojas

Una enana roja (o enana M) es una estrella pequeña y relativamente fría en la secuencia principal, de tipo espectral M. Las enanas rojas tienen una masa que oscila entre 0,075 y 0,50 de masa solar y una temperatura superficial de menos de 4.000 K. A veces también se incluyen estrellas de la secuencia principal tipo K, con masas entre 0,50 y 0,8 de masa solar. (Ver: Quien creo o como surgió el universo)

Las enanas rojas son, con mucho, el tipo de estrella más común en la Vía Láctea, al menos en la vecindad del Sol, pero debido a su baja luminosidad, las enanas rojas individuales no pueden ser fácilmente observadas. Desde la Tierra, ninguno es visible a simple vista. Próxima Centauri, la estrella más cercana al Sol, es una enana roja (Tipo M5, magnitud aparente 11.05), al igual que cincuenta de las sesenta estrellas más cercanas. Según algunas estimaciones, las enanas rojas constituyen las tres cuartas partes de las estrellas de la Vía Láctea.

Los modelos estelares indican que las enanas rojas de menos de 0,35 M☉ son totalmente convectivas. Por lo tanto, el helio producido por la fusión termonuclear del hidrógeno es constantemente remezclado a través de la estrella, evitando la acumulación de helio en el núcleo, prolongando así el período de fusión. Por lo tanto, las enanas rojas se desarrollan muy lentamente, manteniendo una luminosidad y un tipo espectral constantes durante trillones de años, hasta que su combustible se agota. Debido a la edad comparativamente corta del universo, no existen enanas rojas en etapas avanzadas de evolución.

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El término “enana roja” cuando se usa para referirse a una estrella no tiene una definición estricta. Uno de los primeros usos del término fue en 1915, usado simplemente para contrastar estrellas enanas “rojas” de estrellas enanas “azules” más calientes. Se convirtió en un uso establecido, aunque la definición seguía siendo vaga. En términos de qué tipos espectrales califican como enanas rojas, diferentes investigadores escogieron límites diferentes, por ejemplo K8-M5 o “más tarde que K5”. También se utilizó la estrella enana M, abreviada dM, pero a veces también incluía estrellas de tipo espectral K.

En el uso moderno, la definición de una enana roja todavía varía. Cuando se define explícitamente, típicamente incluye estrellas de clase K tardía y temprana a media M, pero en muchos casos está restringido sólo a estrellas de clase M. En algunos casos todas las estrellas K se incluyen como enanas rojas,[y ocasionalmente incluso estrellas anteriores.

Se cree que las estrellas más frías de la secuencia principal tienen tipos espectrales alrededor de L2 o L3, pero muchos objetos más fríos que M6 o M7 son enanas marrones, insuficientemente masivas para sostener la fusión de hidrógeno-1.

Estrellas fugaces

Una estrella fugaz es un nombre común para la parte visible de un pequeño polvo y rocas del espacio mientras viaja a través de la atmósfera de la Tierra mientras se quema, lo que le da el nombre común de una estrella fugaz. Si es lo suficientemente grande, el meteoroide caerá al mar o a la tierra y será considerado un meteorito.

Estrella polar

Una estrella polar es una estrella, preferiblemente brillante, estrechamente alineada con el eje de rotación de un objeto astronómico. En cuanto al planeta Tierra, la estrella polar se refiere a Polaris (Alpha Ursae Minoris), una estrella de magnitud 2 alineada aproximadamente con su eje norte, y una estrella preeminente en la navegación celeste.

En la antigüedad clásica, la Beta Ursae Minoris (Kochab) estaba más cerca del polo norte celeste que la Alfa Ursae Minoris. Aunque no había ninguna estrella a ojo desnudo cerca del polo, el punto medio entre la Alfa y la Beta Osa Menor Minoris estaba razonablemente cerca del polo, y parece que toda la constelación de la Osa Menor, en la antigüedad conocida como Cynosura (en griego Κυνοσούρα “cola de perro”) se utilizaba para indicar la dirección norte a los fines de la navegación de los fenicios. El antiguo nombre de la Osa Menor, anglicitado como cinosure, se ha convertido desde entonces en un término para “principio rector” tras el uso de la constelación en la navegación.

Alpha Ursae Minoris (Polaris) fue descrita como ἀειφανής “siempre visible” por Stobaeus en el siglo V, cuando todavía estaba alejada del polo celeste por unos 8°. Se le conocía como scip-steorra (“ship-star”) en la Inglaterra anglosajona del siglo X, lo que refleja su uso en la navegación. Aproximadamente al mismo tiempo, en los puranas hindúes, se personificó bajo el nombre de Dhruva (“inamovible, fijo”).

Polaris fue asociado con la veneración mariana desde muy temprano, siendo Nuestra Señora, Estrella del Mar, un título de la Santísima Virgen. Esta tradición se remonta a una interpretación errónea de la traducción de San Jerónimo del Onomasticon de Eusebio, De nominibus hebraicis (escrito hacia 390). Jerónimo le dio a stilla maris “gota de mar” como una (falsa) etimología hebrea del nombre de María.

Esta stilla maris fue luego malinterpretada como stella maris; la malinterpretación también se encuentra en la tradición manuscrita de las Etimologias de Isidoro (siglo VII); probablemente se remonta a la época carolingia; un manuscrito de finales del siglo IX del texto de Jerónimo todavía tiene stilla, no stella, pero Paschasius Radbertus, que también escribió en el siglo IX, hace una referencia explícita a la metáfora de la “Estrella del Mar”, diciendo que María es la “Estrella del Mar” que debe seguirse en el camino hacia Cristo, “para que no volquemos en medio de las olas del mar sacudidas por la tormenta”.”

El nombre de stella polaris fue acuñado en el Renacimiento, aunque en esa época era bien conocido que estaba a varios grados del polo celeste; Gemma Frisius en el año 1547 determinó esta distancia como 3°7′. Una identificación explícita de María como stella maris con la Estrella del Norte (Polaris) se hace evidente en el título Cynosura seu Mariana Stella Polaris (Cynosure, o la Estrella Polar Mariana), una colección de poesía mariana publicada por Nicolaus Lucensis (Niccolo Barsotti de Lucca) en 1655.

Estrellas circumpolares

Una estrella circumpolar es una estrella, vista desde una latitud determinada de la Tierra, que nunca se sitúa por debajo del horizonte debido a su aparente proximidad a uno de los polos celestes. Las estrellas circumpolares son, por lo tanto, visibles desde dicho lugar hacia el polo más cercano durante toda la noche en todas las noches del año (y serían continuamente visibles durante todo el día también, si no estuvieran abrumadas por el resplandor del Sol).

Todas las estrellas circumpolares se encuentran dentro de un círculo circumpolar relativo, cuyo radio es igual a la latitud del observador. Este era de hecho el significado original de “Círculo Polar Ártico”, antes del significado geográfico actual, que significa “Círculo de los Osos” (Osa Mayor, el Oso Mayor; y Osa Menor, el Oso Menor), del griego αρκτικός (arktikos), “cerca del Oso”, de la palabra άρκτος (arktos) bear.

A medida que la Tierra rota diariamente sobre su eje, las estrellas parecen moverse en trayectorias circulares alrededor de uno de los polos celestes (el polo celeste norte para los observadores en el Hemisferio Norte, o el polo celeste sur para los observadores en el Hemisferio Sur). Las estrellas lejos de un polo celeste parecen girar en grandes círculos; las estrellas ubicadas muy cerca de un polo celeste giran en pequeños círculos y, por lo tanto, apenas parecen participar en ningún movimiento diurno.

Dependiendo de la la latitud del observador en la Tierra, algunas estrellas, las circumpolares, están lo suficientemente cerca del polo celeste como para permanecer continuamente sobre el horizonte, mientras que otras estrellas se sumergen bajo el horizonte durante una parte de su trayectoria circular diaria (y otras permanecen permanentemente bajo el horizonte).

Las estrellas circumpolares parecen estar dentro de un círculo centrado en el polo celeste y tangencial al horizonte. En el Polo Norte de la Tierra, el polo norte celeste está directamente sobre nosotros, y todas las estrellas que son visibles en absoluto (es decir, todas las estrellas en el Hemisferio Norte Celestial) son circumpolares. A medida que uno viaja hacia el sur, el polo celeste norte se mueve hacia el horizonte norte.

Más y más estrellas que están a una distancia de ella comienzan a desaparecer bajo el horizonte durante una parte de su “órbita” diaria, y el círculo que contiene las estrellas circumpolares restantes se hace cada vez más pequeño. En el ecuador, este círculo se desvanece a un solo punto, el polo celeste en sí mismo, que se encuentra en el horizonte, y por lo tanto no hay estrellas circumpolares en absoluto.

Cuando uno viaja al sur del Ecuador, sucede lo contrario. El polo sur celeste aparece cada vez más alto en el cielo, y todas las estrellas que yacen dentro de un círculo cada vez más grande centrado en ese polo se vuelven circumpolares alrededor de él. Esto continúa hasta que uno llega al Polo Sur de la Tierra donde, una vez más, todas las estrellas visibles son circumpolares.

El polo norte celeste está situado muy cerca de la estrella polar (Polaris o Estrella del Norte), así que desde el Hemisferio Norte, todas las estrellas circumpolares parecen moverse alrededor de Polaris. Polaris permanece casi inmóvil, siempre en el norte (es decir, en el acimut de 0°), y siempre a la misma altitud (ángulo desde el horizonte), igual a la la latitud del observador. Estos se clasifican en cuadrantes.

Estrellas de neutrones

Una estrella de neutrones es el núcleo colapsado de una gran estrella que antes del colapso tenía un total de entre 10 y 29 masas solares. Las estrellas de neutrones son las más pequeñas y densas, sin contar las hipotéticas estrellas de quark y las estrellas extrañas. Típicamente, las estrellas de neutrones tienen un radio del orden de 10 kilómetros (6,2 millas) y una masa entre 1,4 y 2,16 masas solares. Son el resultado de la explosión de una supernova de una estrella masiva, combinada con el colapso gravitacional, que comprime el núcleo más allá de la densidad de la estrella enana blanca hasta la de los núcleos atómicos.

Una vez formados, ya no generan calor activamente y se enfrían con el tiempo; sin embargo, pueden evolucionar aún más a través de la colisión o la acumulación. La mayoría de los modelos básicos para estos objetos implican que las estrellas de neutrones están compuestas casi totalmente de neutrones (partículas subatómicas sin carga eléctrica neta y con una masa ligeramente mayor que la de los protones); los electrones y protones presentes en la materia normal se combinan para producir neutrones en las condiciones de una estrella de neutrones.

Las estrellas de neutrones están apoyadas contra un colapso mayor por la presión de degeneración de neutrones, un fenómeno descrito por el principio de exclusión de Pauli, de la misma manera que las enanas blancas están apoyadas contra el colapso por la presión de degeneración de electrones. Si la estrella remanente tiene una masa mayor que unas 3 masas solares, continúa colapsando para formar un agujero negro.

Las estrellas de neutrones que se pueden observar son muy calientes y suelen tener una temperatura superficial de alrededor de 600.000 K. Son tan densas que una caja de cerillas de tamaño normal que contenga material de estrellas de neutrones tendría un peso aproximado de 3.000 millones de toneladas, el mismo peso que un trozo de 0,5 kilómetros cúbicos de la Tierra (un cubo con bordes de unos 800 metros).

Sus campos magnéticos son entre 108 y 1015 (100 millones a 1 cuadrillón) veces más fuertes que los de la Tierra. El campo gravitacional en la superficie de la estrella de neutrones es aproximadamente 2×1011 (200 mil millones) veces mayor que el de la Tierra.

A medida que el núcleo de la estrella colapsa, su velocidad de rotación aumenta como resultado de la conservación del momento angular, por lo tanto, las estrellas de neutrones recién formadas giran hasta varios cientos de veces por segundo. Algunas estrellas de neutrones emiten haces de radiación electromagnética que las hacen detectables como pulsares. De hecho, el descubrimiento de los púlsares por Jocelyn Bell Burnell en 1967 fue la primera sugerencia observacional de que las estrellas de neutrones existen.

Se cree que la radiación de los púlsares se emite principalmente desde regiones cercanas a sus polos magnéticos. Si los polos magnéticos no coinciden con el eje de rotación de la estrella de neutrones, el haz de emisión barrerá el cielo y, visto desde lejos, si el observador se encuentra en algún punto del recorrido del haz, aparecerá como impulsos de radiación procedentes de un punto fijo en el espacio (el llamado “efecto faro”).

La estrella de neutrones de más rápido giro conocida es PSR J1748-2446ad, que gira a una velocidad de 716 veces por segundo o 43.000 revoluciones por minuto, dando una velocidad lineal en la superficie del orden de 0,24 c (es decir, casi un cuarto de la velocidad de la luz).

Se cree que hay alrededor de 100 millones de estrellas de neutrones en la Vía Láctea, una cifra obtenida estimando el número de estrellas que han sufrido explosiones de supernovas. Sin embargo, la mayoría son viejas y frías, y las estrellas de neutrones sólo pueden ser fácilmente detectadas en ciertos casos, como si fueran un pulsar o parte de un sistema binario.

Las estrellas de neutrones de rotación lenta y sin cemento son casi indetectables; sin embargo, desde que el Telescopio Espacial Hubble detectó el RX J185635-3754, se han detectado unas pocas estrellas de neutrones cercanas que parecen emitir sólo radiación térmica. Se conjetura que los repetidores de rayos gamma blandos son un tipo de estrella de neutrones con campos magnéticos muy fuertes, conocidos como magnetares, o alternativamente, estrellas de neutrones con discos fósiles a su alrededor.

Las estrellas de neutrones en los sistemas binarios pueden sufrir una acumulación que típicamente hace que el sistema brille en los rayos X, mientras que el material que cae sobre la estrella de neutrones puede formar puntos calientes que rotan dentro y fuera de la vista en los sistemas de púlsares de rayos X identificados. Además, tal acumulación puede “reciclar” los púlsares viejos y potencialmente hacer que ganen masa y giro a velocidades de rotación muy rápidas, formando los llamados púlsares de milisegundos.

Estos sistemas binarios continuarán evolucionando, y eventualmente los compañeros pueden convertirse en objetos compactos tales como enanas blancas o estrellas de neutrones, aunque otras posibilidades incluyen la destrucción completa del compañero mediante ablación o fusión. La fusión de estrellas de neutrones binarias puede ser la fuente de explosiones de rayos gamma de corta duración y son probablemente fuertes fuentes de ondas gravitacionales.

En 2017, se hizo una detección directa (GW170817) de las ondas gravitacionales de tal evento, y las ondas gravitacionales también han sido detectadas indirectamente en un sistema donde dos estrellas de neutrones orbitan entre sí.

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Estrellas azules

Una enana azul es una clase de estrella pronosticada que se desarrolla a partir de una enana roja después de haber agotado gran parte de su suministro de combustible de hidrógeno. Debido a que las enanas rojas fusionan su hidrógeno lentamente y son completamente convectivas (permitiendo que todo su suministro de hidrógeno se fusionen, en lugar de meramente eso en el núcleo), el Universo no es actualmente lo suficientemente viejo como para que ninguna enana azul se haya formado todavía, pero su existencia futura se predice basada en modelos teóricos.

Las estrellas aumentan su luminosidad a medida que envejecen, y una estrella más luminosa necesita irradiar energía más rápidamente para mantener el equilibrio. Las estrellas más grandes que las enanas rojas lo hacen aumentando su tamaño y convirtiéndose en gigantes rojas con mayor superficie. Sin embargo, en lugar de expandirse, se prevé que las enanas rojas con menos de 0,25 masas solares aumenten su tasa radiativa al aumentar la temperatura de su superficie y volverse “más azules”. Esto se debe a que las capas superficiales de las enanas rojas no se vuelven significativamente más opacas con el aumento de la temperatura.

Las enanas azules eventualmente evolucionan en enanas blancas una vez que su combustible de hidrógeno está completamente agotado, lo que a su vez eventualmente se enfriará para convertirse en enanas negras. (Ver: Cómo la luna afecta a las Mareas).

Estrellas amarillas

Una estrella de secuencia principal de tipo G (Tipo espectral: G-V), a menudo (e imprecisamente) llamada enana amarilla, o estrella enana de tipo G, es una estrella de secuencia principal (clase de luminosidad V) de tipo espectral G. Dicha estrella tiene entre 0,84 y 1,15 masas solares y una temperatura superficial de entre 5.300 y 6.000 K., Tablas VII, VIII. Al igual que otras estrellas de la secuencia principal, una estrella de la secuencia principal de tipo G está convirtiendo el elemento hidrógeno en helio en su núcleo por medio de la fusión nuclear.

El Sol, la estrella a la que la Tierra está ligada gravitacionalmente en el Sistema Solar y el objeto de mayor magnitud aparente, es un ejemplo de una estrella de la secuencia principal tipo G (tipo G2V). Cada segundo, el Sol fusiona aproximadamente 600 millones de toneladas de hidrógeno con helio, convirtiendo cerca de 4 millones de toneladas de materia en energía. Además del Sol, otros ejemplos conocidos de estrellas de la secuencia principal de tipo G incluyen Alpha Centauri A, Tau Ceti y 51 Pegasi.

El término enana amarilla es un término equivocado, porque las estrellas de tipo G en realidad varían en color desde el blanco, para los tipos más luminosos como el Sol, hasta sólo muy ligeramente amarillas para las estrellas menos masivas y luminosas de tipo G de la secuencia principal. El Sol es de hecho blanco, y su espectro alcanza su punto máximo en luz azul y verde, pero a menudo puede aparecer amarillo, naranja o rojo a través de la atmósfera de la Tierra debido a la dispersión atmosférica de Rayleigh, especialmente al amanecer y al atardecer.

Además, aunque el término “enana” se utiliza para contrastar las estrellas amarillas de la secuencia principal con las estrellas gigantes, las enanas amarillas como el Sol eclipsan al 90% de las estrellas de la Vía Láctea (que son enanas anaranjadas, enanas rojas y enanas blancas mucho más tenues, siendo la última de ellas un remanente estelar).

Una estrella de secuencia principal tipo G fusionará el hidrógeno durante aproximadamente 10 mil millones de años, hasta que se agote en el centro de la estrella. Cuando esto sucede, la estrella se expande a muchas veces su tamaño anterior y se convierte en una gigante roja, como Aldebaran (o Alpha Tauri). Eventualmente, la gigante roja se deshace de sus capas externas de gas, que se convierten en una nebulosa planetaria, mientras que el núcleo se enfría rápidamente y se contrae en una enana blanca compacta y densa.

Estrellas negras

Una enana negra es un remanente estelar teórico, específicamente una enana blanca que se ha enfriado lo suficiente como para no emitir calor o luz significativos. Debido a que el tiempo requerido para que una enana blanca alcance este estado se calcula que es más largo que la edad actual del universo (13.800 millones de años), no se espera que existan enanas negras en el universo ahora, y la temperatura de las enanas blancas más frías es un límite de observación sobre la edad del universo.

El nombre “enana negra” también se ha aplicado a objetos subestelares que no poseen suficiente masa, menos de aproximadamente 0,08 M☉, para mantener la fusión nuclear que quema el hidrógeno. Estos objetos se denominan ahora generalmente enanas marrones, término acuñado en la década de 1970. Las enanas negras no deben confundirse con agujeros negros, estrellas negras o estrellas de neutrones.

Una enana blanca es lo que queda de una estrella de secuencia principal de masa baja o media (por debajo de aproximadamente 9 a 10 masas solares (M☉)) después de haber expulsado o fusionado todos los elementos para los cuales tiene suficiente temperatura para fusionarse. Lo que queda es entonces una densa esfera de materia degenerada por electrones que se enfría lentamente por la radiación térmica, convirtiéndose finalmente en una enana negra.

Si existieran enanas negras, serían extremadamente difíciles de detectar, porque, por definición, emitirían muy poca radiación. Sin embargo, serían detectables a través de su influencia gravitacional. Varias enanas blancas enfriadas por debajo de 3900 K (clase espectral M0) fueron encontradas en 2012 por astrónomos usando el telescopio de 2,4 metros del MDM Observatory. Se estima que tienen entre 11.000 y 12.000 millones de años.

Debido a que la evolución futura de las estrellas depende de cuestiones físicas que no se comprenden bien, como la naturaleza de la materia oscura y la posibilidad y velocidad de la descomposición de los protones, no se sabe con exactitud cuánto tiempo tardarán las enanas blancas en enfriarse hasta la negrura.

Barrow y Tipler estiman que una enana blanca tardaría 1015 años en enfriarse hasta 5 K; sin embargo, si existen partículas masivas (WIMPs) que interactúan débilmente, es posible que las interacciones con estas partículas mantengan a algunas enanas blancas mucho más calientes que ésta durante aproximadamente 1025 años.

Si los protones no son estables, las enanas blancas también se mantendrán calientes por la energía liberada por la descomposición de los protones. Para una hipotética vida útil de los protones de 1037 años, Adams y Laughlin calculan que la descomposición de los protones elevará la temperatura efectiva de la superficie de una vieja enana blanca de una masa solar a aproximadamente 0,06 K. Aunque fría, se cree que es más caliente que la temperatura de radiación de fondo cósmica de 1037 años en el futuro.

Estrellas verdes

En astronomía, una estrella verde es una estrella blanca o azul que aparece verde debido a una ilusión óptica. No hay estrellas verdaderamente verdes, porque el color de una estrella es más o menos dado por un espectro de cuerpo negro y este nunca se ve verde. Sin embargo, hay algunas estrellas que parecen verdes para algunos observadores. Esto se debe generalmente a la ilusión óptica de que un objeto rojo puede hacer que los objetos cercanos se vean verdosos. Hay algunos sistemas estelares múltiples, como Antares, con una estrella roja brillante donde esta ilusión hace que otras estrellas en el sistema se vean verdes.

Los colores de la radiación del cuerpo negro y de la mayoría de las estrellas se encuentran en el locus de Planck (la línea negra curvada cerca del centro del diagrama), con la temperatura correspondiente dada en kelvins (en el espacio CIE 1931 x,y). Los colores espectrales (arco iris) se encuentran en la parte curva exterior del diagrama, con su longitud de onda dada en nanómetros.

Curvas de cuerpo negro de Planck para varias temperaturas y comparación con la teoría clásica de Rayleigh-Jeans. Una estrella suele estar cerca de ser un cuerpo negro, más o menos el color de un cuerpo negro, por lo que su color es más o menos el color de un cuerpo negro. El color de un cuerpo negro se encuentra en el locus de Planck en el centro del diagrama que se muestra aquí.

Como se puede ver, este lugar pasa a través de áreas rojas, naranjas, amarillas, blancas y celestes, y uno puede ver muchas estrellas de estos colores. Por otro lado, no pasa a través de áreas verdes, índigo (azul oscuro) o violeta, por lo que las estrellas que parecen tener estos colores son raras y dependen de algún efecto óptico adicional.

Los colores (cuerpo negro) de las estrellas a veces se confunden con los colores del espectro. Los colores espectrales (arco iris) son los de la parte curva del límite del diagrama de la derecha. Como se puede ver, los colores rojo, naranja, amarillo y azul del arco iris son muy parecidos a los colores del cuerpo negro. Sin embargo, las estrellas cuya emisión máxima es la luz verde también emiten mucha luz roja y azul, y el sistema visual humano interpreta esta mezcla de colores como blanquecinos en lugar de verdes.

Así que el hecho de que algunos colores espectrales aparezcan como colores de estrellas es más una rareza de la visión del color humano que una propiedad de las estrellas: si uno usa un instrumento como un espectroscopio que es mejor para distinguir las longitudes de onda de la luz, entonces todos los colores espectrales se ven completamente diferentes de los colores de las estrellas.

Todas las estrellas suficientemente calientes tienen el mismo tono de azul (y no violeta como se afirma en algunos relatos populares). La razón de esto es que a temperaturas suficientemente grandes (por encima de unos 20.000 K) todos los espectros de cuerpo negro se ven casi igual a la luz visible, aunque pueden diferir mucho a longitudes de onda más cortas.

Aunque su salida máxima en longitudes de onda visibles es de color violeta, emiten suficiente luz en otras longitudes de onda para que parezca azul claro: el color al final del locus planckiano en lugar del color al final del espectro. La visión humana del color es de hecho más complicada de lo que sugiere la explicación anterior, y en particular el color percibido de un objeto depende no sólo de la luz que emite, sino también de los colores de los objetos cercanos. Por ejemplo, un objeto azul cerca de un objeto rojo puede parecer algo verdoso; este efecto explica muchas estrellas aparentemente verdes.

Estrellas naranjas

Una estrella de secuencia principal de tipo K (K V), también conocida como enana naranja o enana K, es una estrella de secuencia principal (que quema hidrógeno) de tipo espectral K y clase de luminosidad V. Estas estrellas son de tamaño intermedio entre estrellas de secuencia principal de tipo M rojas (“enanas rojas”) y estrellas de secuencia principal de tipo G amarillas. Tienen masas entre 0,5 y 0,8 veces la masa del Sol y temperaturas superficiales entre 3.900 y 5.200 K. Ejemplos más conocidos incluyen Alpha Centauri B (K1 V) y Epsilon Indi.

Estas estrellas son de particular interés en la búsqueda de vida extraterrestre porque son estables en la secuencia principal por un tiempo muy largo (15 a 30 mil millones de años, comparado con 10 mil millones para el Sol). Al igual que las estrellas del tipo M, tienden a tener una masa muy pequeña, lo que lleva a una vida extremadamente larga que ofrece mucho tiempo para que la vida se desarrolle en planetas terrestres en órbita similares a los de la Tierra.

Además, las estrellas de tipo K emiten menos radiación ultravioleta (que puede dañar el ADN y, por lo tanto, dificultar la aparición de vida basada en el ácido nucleico) que las estrellas de tipo G como el Sol. Las estrellas de la secuencia principal de tipo K son también de tres a cuatro veces más abundantes que las estrellas de la secuencia principal de tipo G, lo que facilita la búsqueda de planetas.

Mientras que las estrellas tipo M también son muy abundantes, es más probable que tengan planetas fijados por mareas en órbita y son más propensas a producir erupciones solares que golpearían más fácilmente a los planetas rocosos cercanos, lo que hace mucho más difícil que la vida se desarrolle. Debido a su mayor calor, las zonas habitables de las estrellas tipo K son también mucho más amplias que las de las estrellas tipo M.

Por todas estas razones, pueden ser las estrellas más favorables para enfocarse en la búsqueda de exoplanetas y vida extraterrestre en el universo, especialmente si son más frías (K6V-K9V, específicamente las de la clase estelar K7.5V templada).

Estrellas naúticas

La estrella náutica es una estrella simbólica asociada a los servicios marítimos de las fuerzas armadas de los Estados Unidos y a la cultura del tatuaje. Normalmente se representa como una estrella de cinco puntas en tonos oscuros y claros, contrarrestados de una manera que recuerda a una rosa de los vientos. (Ver: Cosmología Griega).

Estrellas binarias

Una estrella binaria es un sistema estelar que consiste en dos estrellas orbitando alrededor de su baricentro común. Los sistemas de dos o más estrellas se denominan sistemas de estrellas múltiples. Estos sistemas, especialmente cuando son más distantes, a menudo aparecen a simple vista como un único punto de luz, y luego se revelan como múltiples por otros medios. Las investigaciones de los últimos dos siglos sugieren que la mitad o más de las estrellas visibles son parte de múltiples sistemas estelares.

Estrellas gigantes

Una estrella gigante es una estrella con un radio y luminosidad sustancialmente mayores que una estrella de secuencia principal (o enana) de la misma temperatura superficial. Se encuentran por encima de la secuencia principal (clase de luminosidad V en la clasificación espectral de Yerkes) en el diagrama de Hertzsprung-Russell y corresponden a las clases de luminosidad II y III. Los términos gigante y enano fueron acuñados por Ejnar Hertzsprung alrededor de 1905 para estrellas de diferente luminosidad a pesar de tener una temperatura o tipo espectral similar.

Las estrellas gigantes tienen radios de hasta unos pocos cientos de veces el Sol y luminosidades entre 10 y unos pocos miles de veces superiores a las del Sol. Las estrellas aún más luminosas que los gigantes se denominan supergigantes e hipergigantes. Una estrella caliente y luminosa de la secuencia principal también puede ser referida como gigante, pero cualquier estrella de la secuencia principal es apropiadamente llamada enana sin importar cuán grande y luminosa sea.

estrellas

Estrellas supergigantes

Las supergigantes se encuentran entre las estrellas más masivas y luminosas. Las estrellas supergigantes ocupan la región superior del diagrama de Hertzsprung-Russell con magnitudes visuales absolutas entre aproximadamente -3 y -8. El rango de temperatura de las estrellas supergigantes abarca desde unos 3.450 K hasta más de 20.000 K.

Estrellas oscuras

Una estrella oscura es un tipo de estrella que puede haber existido al principio del universo antes de que las estrellas normales que conocemos hoy día fueran capaces de formarse. Las estrellas estarían compuestas mayormente de materia normal, como las estrellas modernas, pero una alta concentración de materia oscura neutralina dentro de ellas generaría calor a través de reacciones de aniquilación entre las partículas de materia oscura. Este calor evitaría que tales estrellas colapsaran en los tamaños relativamente compactos de las estrellas modernas y por lo tanto impediría que se iniciara la fusión nuclear entre los átomos de materia normal.

Bajo este modelo, se predice que una estrella oscura es una enorme nube de hidrógeno y helio que oscila entre 4 y 2000 unidades astronómicas de diámetro y con una temperatura superficial lo suficientemente baja como para que la radiación emitida sea invisible a simple vista. En el improbable caso de que las estrellas oscuras hayan perdurado hasta la era moderna, podrían ser detectables por sus emisiones de rayos gamma, neutrinos y antimateria y estarían asociadas con nubes de gas hidrógeno molecular frío que normalmente no albergarían partículas tan energéticas.

Estrellas que se mueven

Nada permanece inmutable en el Universo. Todo se mueve. Así, desde nuestro privilegiado mirador que es la Tierra, podemos observar, fácilmente, el movimiento de la Luna, planetas, asteroides y cometas. Tema aparte es la observación del movimiento de estrellas, nebulosas o galaxias. Se mueven a grandes velocidades pero, al estar tan alejadas, el movimiento aparente es muy lento, demasiado para lo que es la vida de un ser humano. Si que es posible, sin embargo, apreciar el movimiento de algunas estrellas concretas, las más cercanas.

Estrellas jóvenes

Los cúmulos de estrellas galácticos son relativamente jóvenes. Estos grupos de estrellas nacen proximas al plano de la Vía Láctea, pero sus elementos menguan sin cesar mientras los miembros del cúmulo se desparraman a través de las interacciones gravitacionales de la Galaxia.

Este brillante cúmulo abierto, denominado M46 , tiene sólo unos 300 millones de años y aún así es capaz de contener cientos escasos de estrellas en su interior, abarcando 30 años-luz aproximadamente. Situado a unos 5 000 años-luz de distancia hacia la constelación de Puppis , M46 parece contener, además, una contradicción a su estatus juvenil.

En el precioso paisaje estelar, el remiendo colorido y circular justo por debajo del centro de M46 (también en el inserto superior a la izquierda) es la nebulosa planetaria NGC 2438. Las nebulosas planetarias son una fase final y breve de una estrella de tipo solar, de unos pocos miles de millones de años de edad, cuya reserva central de combustible de hidrógeno ha sido agotada.

De hecho, se estima que la anciana NGC 2438 sólo está a 3 000 años-luz de distancia y que se mueve a diferente velocidad que los miembros del cúmulo M46. Lo más seguro es que represente un objeto en primer plano que, sólo por casualidad, aparece en nuestra línea de visión del joven M46.

Estrellas cefeidas

Una variable Cefeida (/ˈsɛfiːɪd, ˈsiːfiːɪd/) es un tipo de estrella que pulsa radialmente, variando tanto en diámetro como en temperatura y produciendo cambios de brillo con un período estable y amplitud bien definidos.

Una fuerte relación directa entre la luminosidad y el período de pulsación de una variable Cefeida estableció a las Cefeidas como indicadores importantes de los puntos de referencia cósmicos para escalar distancias galácticas y extragalácticas. Esta característica robusta de las Cefeidas clásicas fue descubierta en 1908 por Henrietta Swan Leavitt después de estudiar miles de estrellas variables en las Nubes de Magallanes.

Este descubrimiento permite conocer la verdadera luminosidad de una Cefeida simplemente observando su periodo de pulsación. Esto a su vez permite determinar la distancia a la estrella, comparando su luminosidad conocida con su brillo observado. El término Cefeida proviene de Delta Cephei en la constelación Cepheus, identificada por John Goodricke en 1784, la primera de su tipo en ser identificada.

Lluvia de estrellas

Una lluvia de estrellas es un evento celestial en el que se puede ver como meteoros irradian, o se originan, desde un punto del cielo nocturno. Dichos meteoros son causados por corrientes de escombros cósmicos llamados meteoroides que lograr abrirse paso en la atmósfera de la Tierra a velocidades extremadamente rápidas en trayectorias paralelas. La mayoría de los meteoritos son más pequeños que un grano de arena, por lo que casi todos se desintegran y nunca golpean la superficie de la Tierra.

Las lluvias de meteoros intensas o inusuales se conocen como estallidos de meteoros y tormentas de meteoros, que pueden producir más de 1.000 meteoros por hora El Centro de Datos de Meteoros lista más de 900 lluvias de meteoros sospechosas, de las cuales unas 100 están bien establecidas Varias organizaciones ofrecen oportunidades de visualización en Internet.

Las estrellas más brillantes

Las estrellas son enormes esferas brillantes de gas caliente que existen en todas las galaxias del universo. Fueron de los primeros objetos en formarse en el universo infantil, y siguen naciendo en muchas galaxias, incluida nuestra Vía Láctea. La estrella más cercana a nosotros es el Sol. La siguiente estrella más cercana (a una distancia de 4.2 años luz) es Próxima Centauri.

Todas las estrellas están hechas principalmente de hidrógeno, pequeñas cantidades de helio y rastros de otros elementos. Las estrellas que ves a simple vista en el cielo nocturno pertenecen a la Vía Láctea, el enorme sistema de estrellas que contiene nuestro sistema solar. Contiene cientos de miles de millones de estrellas, cúmulos de estrellas y nubes de gas y polvo (llamadas nebulosas) donde nacen las estrellas.

Aquí están las 10 estrellas más brillantes vistas desde la Tierra. Estos son excelentes objetivos para observar las estrellas de todas las ciudades menos de las más contaminadas por la luz.

  • Sirio
  • Canopus
  • Rigel Kentaurus
  • Arcturus
  • Vega
  • Capella
  • Rigel
  • Procyon
  • Achernar
  • Betelgeuse

Estrellas en el hemisferio Sur

En una noche oscura y muy despejada, para la visión humana es posible detectar miles de estrellas a simple vista. Sin embargo, muy pocas tienen nombre propio o forman parte de una constelación fácilmente identificable. A lo largo de este artículo, haremos un recorrido por las estrellas más brillantes visibles desde el Hemisferio Sur, listadas en la siguiente tabla.

  • Sol (G0)
  • Sirio (A0)
  •  Canopus (F0)
  • Rigil Kentaurus (G0)
  • Arcturus (K0)
  • Vega (A0)
  • Capella (G0)
  • Rigel (B8)
  • Procyon (F5)
  • Achernar (B5)
  • Betelgeuse (M0)
  • Hadar (B1)
  • Acrux (B1)

Estrellas en el hemisferio Norte

La bóveda estrellada es el gran espectáculo que ha acompañado siempre a la humanidad. Gracias a él se han establecido calendarios, se ha navegado y se ha soñado, porque el cielo siempre ha estado ahí para nuestro solaz y aprendizaje. (Ver Artículo: Por qué la luna brilla).

El hombre de hoy en día, sin embargo, ha perdido una buena parte del interés por los objetos celeste y de manera que muy pocos reconocen las constelaciones. Pero, ¿cuántas estrellas sería capaz de reconocer en el firmamento estrellado? A continuación una lista con las más luminosas del hemisferio norte (excluida el Sol), porque debemos recordar que un habitante de Estocolmo (Suecia) no ve las mismas estrellas que otro de Sidney (Australia). Aunque suene a perogrullo, la visión que cada uno tiene del cielo depende del lugar en que se encuentre.

Recuerda que esta clasificación no significa que sólo pueda ser observada en este hemisferio y que en el contrario no se vea. La mayor parte de las estrellas pueden, en una época u otra del año, observarse desde casi cualquier punto del globo, aunque existen algunas que son imposibles de ver en uno o en otro lugar según la latitud. Por ejemplo en Nueva York es imposible contemplar Canopus y en Buenos Aires, Polaris o Deneb. Otras, en la zona ecuatorial son perfectamente visibles desde ambos hemisferios, aunque por razones de espacio han sido incluidas en el hemisferio sur.

  • Arturo (Alfa Bootis)
  • Vega (Alfa Lyrae)
  • Procyon (Alfa Canis Minoris)
  • Capella (Alfa Aurigae)
  • Altair (Alfa Aquilae)

Las estrellas más grandes

Las estrellas son una esfera masiva de plasma unida por la gravedad. Como saben, la estrella más cercana de la Tierra es el Sol en el centro del Sistema Solar. Tiene un diámetro de aproximadamente 1.392.684 km, sin embargo, en comparación con muchas de las otras estrellas descubiertas en el Universo, nuestras estrellas centrales son muy pequeñas. Algunas otras estrellas son visibles desde la Tierra durante la noche, apareciendo como una multitud de puntos luminosos fijos debido a su gran distancia. Históricamente, las estrellas más prominentes se agrupaban en constelaciones, y las más brillantes ganaban nombres propios. La siguiente es la lista de las 10 estrellas más grandes conocidas en el universo:

  • Sirio
  • Pólux
  • Arcturus
  • Aldebaran
  • Rigel
  • Antares
  • Betelgeuse
  • Mu Cephei
  • VV Cephei
  • VY Canis Majoris

La estrella más pequeña

La estrella más pequeña jamás registrada -una del tamaño de Saturno- ha sido descubierta por un equipo de astrónomos, según un estudio publicado el martes. Con el nombre poco manejable de EBLM J0555-57Ab, la estrella se encuentra a unos 600 años luz de distancia en nuestra galaxia Vía Láctea.

La estrella es probablemente tan pequeña como las estrellas pueden ser, dicen los astrónomos, ya que tiene la masa suficiente para que el proceso de fusión de hidrógeno tenga lugar. (Este es el proceso que alimenta a las estrellas como nuestro sol, que crea el calor y la luz que sostiene toda la vida en la Tierra. Si la estrella fuera más pequeña, la presión en el centro de la estrella ya no sería suficiente para permitir que este proceso tenga lugar.

“Nuestro descubrimiento revela lo pequeñas que pueden ser las estrellas”, dijo Alexander von Boetticher, autor principal del estudio y estudiante de postgrado de la Universidad de Cambridge en el Reino Unido.

“Si esta estrella se hubiera formado con una masa ligeramente inferior, la reacción de fusión del hidrógeno en su núcleo no podría sostenerse, y la estrella se habría transformado en una enana marrón”, dijo.

Las enanas marrones son objetos entre los planetas gigantes gaseosos más grandes y las estrellas más pequeñas.

“Esta estrella es más pequeña, y probablemente más fría, que muchos de los exoplanetas gigantes gaseosos que se han identificado hasta ahora”, dijo von Boetticher.

Los exoplanetas son planetas de otros sistemas solares distintos al nuestro. Otro dato curioso sobre la estrella es que la atracción gravitacional en su superficie es unas 300 veces más fuerte que lo que los humanos sienten en la Tierra, según el estudio.

Estrellas cercanas a La Tierra

Las estrellas más cercanas a la Tierra están en el sistema de tres estrellas Alfa Centauri, a unos 4,37 años luz de distancia. Una de estas estrellas, Próxima Centauri, está un poco más cerca, a 4,24 años luz. De todas las estrellas más cercanas a los 15 años luz, sólo dos son espectrales de tipo G, similares a nuestro sol: Alpha Centauri A y Tau Ceti. La mayoría son estrellas enanas rojas tipo M.

Estrellas más lejanas

Más de la mitad del universo, una enorme estrella azul apodada Ícaro es la estrella individual más lejana jamás vista. Normalmente, sería demasiado débil para ser visto, incluso con los telescopios más grandes del mundo. Pero a través de una rareza de la naturaleza que amplifica tremendamente el débil brillo de la estrella, los astrónomos que usaron el Telescopio Espacial Hubble de la NASA fueron capaces de localizar a esta lejana estrella y establecer un nuevo récord de distancia. También usaron a Ícaro para probar una teoría de la materia oscura, y para sondear la composición de un cúmulo de galaxias en primer plano.

La estrella, albergada en una galaxia espiral muy distante, está tan lejos que su luz ha tardado 9.000 millones de años en llegar a la Tierra. Nos parece que lo hizo cuando el universo era aproximadamente el 30 por ciento de su edad actual.

Galaxia

Una galaxia es un sistema gravitacionalmente ligado de estrellas, remanentes estelares, gas interestelar, polvo y materia oscura. La palabra galaxia deriva de las galaxias griegas (γαλαξίας), literalmente “lechosa”, una referencia a la Vía Láctea. Las galaxias varían en tamaño desde enanos con sólo unos pocos cientos de millones (108) de estrellas hasta gigantes con cien billones (1014) de estrellas, cada una orbitando el centro de masa de su galaxia.

Cometa

Un cometa es un pequeño cuerpo helado perteneciente al Sistema Solar que, al pasar proximo al Sol, se calienta de manera que, comienza a liberar gases, un proceso al que se conoce como desgasificación. Esto produce una atmósfera visible o coma, y a veces también una cola. Estos fenómenos se deben a los efectos de la radiación solar y al viento solar que actúa sobre el núcleo del cometa. Los núcleos de los cometas se extienden desde unos pocos cientos de metros hasta decenas de kilómetros de diámetro y están compuestos por colecciones sueltas de hielo, polvo y pequeñas partículas rocosas.

El coma puede ser hasta 15 veces el diámetro de la Tierra, mientras que la cola puede estirar una unidad astronómica. Si es suficientemente brillante, un cometa puede ser visto desde la Tierra sin la ayuda de un telescopio y puede subtender un arco de 30° (60 Lunas) a través del cielo. Los cometas han sido observados y registrados desde la antigüedad por muchas culturas.

Constelaciones

Una constelación es un grupo de estrellas que forman un contorno imaginario o un patrón significativo en la esfera celeste, típicamente representando un animal, una persona o criatura mitológica, un dios, o un objeto inanimado.

Orión

Orión es una constelación prominente situada en el ecuador celeste y visible en todo el mundo. Es una de las constelaciones más conspicuas y reconocibles del cielo nocturno. Recibió su nombre de Orión, un cazador de la mitología griega. Sus estrellas más brillantes son Rigel (Beta Orionis) y Betelgeuse (Alpha Orionis), una supergigante azul-blanca y una roja, respectivamente.

Cinturón de Orión

El Cinturón de Orión o el Cinturón de Orión, también conocido como los Tres Reyes o las Tres Hermanas, es un asterismo en la constelación de Orión. Consiste en las tres estrellas brillantes Alnitak, Alnilam y Mintaka.

Buscar el Cinturón de Orión en el cielo nocturno es la manera más fácil de localizar a Orión en el cielo. Las estrellas están espaciadas más o menos uniformemente en línea recta, por lo que pueden ser visualizadas como el cinturón de la ropa del cazador. Son más visibles en el cielo nocturno temprano durante el invierno del norte/verano del sur, en particular el mes de enero alrededor de las 9:00 pm.

Osa Mayor

La Osa Mayor (/ˈɜːrsə ˈmeɪdʒər/; también conocida como el Gran Oso) es una constelación en el cielo del norte, cuya mitología asociada probablemente se remonta a la prehistoria. Su nombre en latín significa “osa mayor (o más grande)”, y está en referencia y en contraste directo con la cercana Osa Menor, el oso menor. En la antigüedad, fue una de las 48 constelaciones originales listadas por Ptolomeo (siglo II d.C.), y ahora es la tercera constelación más grande de las 88 constelaciones modernas.

Gemini

Géminis es una de las constelaciones del zodíaco. Fue una de las 48 constelaciones descritas por el astrónomo Ptolomeo del siglo II d.C. y sigue siendo una de las 88 constelaciones modernas actuales. Su nombre es “gemelos” en latín, y está asociado con los gemelos Castor y Pollux en la mitología griega. Su símbolo es Gemini.svg (Unicode ♊). (“Ver Artículo: galaxias espirales“).

Tatuajes de estrellas

Los tatuajes de estrellas son generalmente una ilustración de una versión de la estrella real vista en el cielo sobre la tierra, pero su significado para el individuo puede diferir enormemente.

Ciertos patrones estelares y estelares (constelaciones) tienen importancia para los astrónomos, astrólogos, navegantes y mirones. La importancia histórica de la(s) estrella(s) para los humanos se remonta a miles de años atrás. Debido a la larga historia, la estrella se ha enredado en nuestra cultura de varias maneras. Por supuesto, como muchos objetos terrenales reales, cada cultura desarrolla su significado simbólico, rituales y posibles mitos sobre el objeto.

Los humanos observan el movimiento de las estrellas y los eventos significativos de las estrellas. Por ejemplo, cuando la tierra gira y las constelaciones que son visibles desde nuestra ubicación geográfica cambian, nos damos cuenta. Y lo que es más emocionante, observamos esa estrella fugaz o fugaz que momentáneamente parece impresionante y que puede compararse con ver fuegos artificiales. Una cosa tan simple evoca un sentimiento poderoso dentro de nosotros.

Si tienes la suerte de ver una vía láctea, por ejemplo, o la aurora boreal, nunca olvidarás la imagen. El subidón de adrenalina implanta una memoria de por vida que se traducirá en algún momento de tu vida en un tatuaje; si eres un amante del arte corporal.

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