El Tamaño de las Estrellas, aunque a simple vista parecen ser pequeñas la realidad es que no lo son ya que de estas existen de diversos tamaños y tipos. En el siguiente artículo conoceremos más acerca de estos llamados satélites o estrellas.
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Tamaño de las Estrellas
Las estrellas vienen en una amplia gama de diferentes tamaños. Las estrellas de neutrones pueden llegar a tener un diámetro de solo 20 a 40 km, mientras que la enana blanca puede ser muy parecida a la de la Tierra. Las supergigantes más grandes, por otro lado, pueden ser más de 1.500 veces más grandes que nuestro Sol. Con el Sol con un diámetro de 695.000 km, esto significa que en los casos extremos, estamos viendo un Tamaño de las Estrellas de más de 1.000.000.000 km.
Sin embargo, debido a que las supergigantes son estrellas excesivamente hinchadas en las etapas finales de su vida, se encuentran mucho menos concentradas o densas que una estrella típica similar al sol, por lo que en realidad no pesarían mucho más que el Sol. De hecho, el famoso gigante rojo, llamado Betelgeuse, es aproximadamente 1.000 veces más grande que el mismo Sol y, sin embargo, solo pesa unas 15 veces más. Con las atmósferas de estrellas grandes dispersas, tienden a ser mucho más frías y más rojas que una típica estrella de mediana edad.
¿ Qué es una Estrella ?
Una estrella es un tipo de objeto astronómico que consiste en un esferoide de plasma luminoso sostenido 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. Históricamente, las estrellas más prominentes se agruparon en constelaciones y asterismos, siendo los más brillante lo que obtuvieron nombres propios.
Los astrónomos han ensamblado catálogos de estrellas que identifican las estrellas conocidas y brindan estándares de las designaciones estelares. Sin embargo, la mayoría de las estrellas del Universo, incluidas todas las estrellas fuera de nuestra galaxia, la Vía Láctea, son invisibles a simple vista desde la Tierra. De hecho, la mayoría son invisibles desde la Tierra incluso por medio de los telescopios más potentes por lo que se hace muy difícil ver el Tamaño de las Estrellas.
Durante al menos una parte de su vida, una estrella brilla debido a la mezcla termonuclear de hidrógeno en helio en su núcleo, liberando energía que pasa por el interior de la estrella y luego se irradia hacia el espacio exterior. Casi todos los elementos de origen natural más pesados que el helio son creados por la nucleosíntesis estelar durante la vida de la estrella, y para algunas estrellas por la nucleosíntesis de la supernova cuando estalla.
Cerca del final de su vida, una estrella también puede contener materia degenerada. Los astrónomos pueden determinar la masa, la edad, la metalicidad que se trata de la composición química y muchas otras propiedades de una estrella al observar su movimiento por medio del espacio, su luminosidad y espectro, respectivamente. La masa total de una estrella es el factor principal que determina su evolución y destino final.
Unidades de Medida
Aunque los parámetros estelares se pueden expresar en unidades SI o unidades CGS, a menudo es más conveniente expresar masa, luminosidad y radios en unidades solares, según las características del Sol. En el año 2015, la IAU definió un conjunto de valores solares nominales que son definidos como constantes SI, sin incertidumbres que pueden utilizarse para citar parámetros estelares:
luminosidad solar nominal : L ⊙ = 3.828 × 10 26 W
radio solar nominal R ⊙ = 6.957 × 10 8 m
La masa solar M ⊙ no fue explícitamente definida por la IAU debido a la gran incertidumbre relativa de la constante gravitatoria newtoniana G. Sin embargo, dado que el producto de la constante gravitatoria newtoniana y la masa solar juntas (GM ⊙ ) ha sido determinada con mucha mayor precisión, la IAU definió el parámetro de masa solar nominal como:
parámetro de masa solar nominal: GM ⊙ = 1.3271244 × 10 20 m 3 s -2
Las longitudes grandes, como el radio de una estrella gigante o el semieje mayor de un sistema estelar binario, a menudo se expresan en términos de la unidad astronómica , aproximadamente igual a la distancia media entre la Tierra y el Sol es decir a unos 150 millones de km o aproximadamente 93 millones de millas. En el año 2012, la IAU definió la constante astronómica como una longitud exacta en metros: 149,597,870,700 m.
Tamaño de las Estrellas Clasificación
El sistema actual de clasificación estelar se originó a principios del siglo XX, cuando las estrellas se clasificaron de A a Q en función de la intensidad de la línea de hidrógeno. Se pensó que la resistencia de la línea de hidrógeno era una función lineal simple de la temperatura. En cambio, fue más complicado: se fortaleció con el aumento de la temperatura, alcanzó un máximo cerca de 9000 K, y luego disminuyó a temperaturas más altas. Las clasificaciones se reordenaron desde entonces por la temperatura, en la que se basa el esquema moderno.
Las estrellas reciben una clasificación de una sola letra de acuerdo con sus espectros, que van desde el tipo O , que son muy calientes, hasta M , que son tan geniales que las moléculas se pueden formar en sus atmósferas.
Las principales clasificaciones en orden decreciente de temperatura de la superficie son: O, B, A, F, G, K, y M . Una variedad de tipos espectrales raros reciben clasificaciones especiales. Los más comunes son los tipos L y T, que clasifican las estrellas más frías de baja masa y las enanas marrones. Cada letra tiene 10 subdivisiones, numeradas de 0 a 9, en orden de temperatura decreciente. Sin embargo, este sistema se descompone a temperaturas extremadamente altas como las clases O0 y O1. (ver artículo: Nombres de las Constelaciones).
Forma
Las estrellas son gaseosas, por lo que son en gran parte esféricas aunque en sentido estrictamente matemático son elipsoidales debido al giro rápido o la distorsión de una estrella cercana. Los cuerpos celestes sólidos como los planetas rocosos, las lunas o los asteroides son casi esféricos si son grandes o, de forma irregular si los tamaños son pequeños. El límite está en algún lugar alrededor de diámetros de 200-300 km.
Brillo
La luminosidad de una estrella es la cantidad de luz y también de otras distintas formas de energía que son radiantes las que irradia por unidad de tiempo. Tiene unidades de poder. La luminosidad de una estrella está determinada por su temperatura superficial y por su radio. Muchas estrellas no irradian uniformemente en toda su superficie. La estrella de rotación rápida Vega, por ejemplo, tiene un mayor flujo de energía potencia por unidad de área en sus polos que a lo largo de su ecuador.
Los parches de la superficie de la estrella con una temperatura y luminosidad inferiores a la media se conocen como manchas estelares. Las estrellas pequeñas y enanas, como nuestro Sol, generalmente tienen discos esencialmente sin rasgos distintivos con solo pequeñas manchas estelares.
Las estrellas gigantes poseen manchas de estrellas mucho más grandes y más obvias, y también muestran un fuerte oscurecimiento de las extremidades estelares por lo que se puede apreciar el Tamaño de las Estrellas. Es decir, el brillo disminuye hacia el borde del disco estelar. Las estrellas enrojecidas enanas rojas como UV Ceti también pueden poseer características de estrellas prominentes.
El brillo aparente de una estrella se expresa en términos de su magnitud aparente. Es una función de la luminosidad de la estrella, su distancia de la Tierra, el efecto de extinción del polvo y el gas interestelar, y la alteración de la luz de la estrella a medida que pasa a través de la atmósfera de la Tierra. La magnitud intrínseca o absoluta está directamente relacionada con la luminosidad de una estrella, y es la magnitud aparente que tendría una estrella si la distancia entre la Tierra y la estrella fuera de 10 parsecs es decir a 32,6 años luz.
Color
De acuerdo al Tamaño de las Estrellas estas irradian luz un poco como brasas brillantes en una fogata. Así como un carbón al rojo vivo es más frío que un carbón blanco, por ejemplo, una estrella roja es más fría que una estrella blanca, y una estrella blanca es más fría que una estrella azul. Este fue un gran descubrimiento científico simplemente midiendo el color de la luz proveniente de una estrella y aplicando un poco de física, fue posible estimar la temperatura de la superficie de una estrella.
El resultado es el siguiente: el color de una estrella depende de la temperatura de su superficie. Pero una estrella azul no solo emite luz azul, ni una estrella roja solo emite luz roja. Emiten luz visible de todos los colores hasta cierto punto. Es solo que su espectro alcanza un color particular.
• Entonces, ¿por qué hay estrellas azules, estrellas amarillas, estrellas rojas, pero no estrellas verdes? Como resultado, hay estrellas verdes, es decir, estrellas que irradian gran parte de su luz en la parte verde del espectro. Pero la combinación total de la gama completa de colores de una estrella “verde” parece blanca para nuestros ojos. Si pasa el color de una estrella blanquecina a través de un prisma, verá todos los colores, incluido el verde, dispersos en un continuo.
• Los astrónomos llegaron a comprender que las estrellas más azules son intrínsecamente más brillantes y en algunos casos más grandes porque son más masivas que las estrellas blancas o rojas por lo que esta se puede observar el gran tamaño de las Estrellas, y las estrellas más masivas se queman mucho más rápido y más calientes que las estrellas menos masivas. El Tamaño de las Estrellas del tipo O azuladas, por ejemplo, son solo 30 – 50 veces más masivas que las estrellas de color amarillo-amarillo como nuestro sol.
