Es una enorme esfera de gas, aislada en el espacio, que produce energía en su interior, la cual es transportada a su superficie e irradiada desde allí al espacio, en todas direcciones.Las estrellas de mayores dimensiones son extremadamente brillantes. Al ser tan grandes tienen mayor masa y generan más energía: se dice que estas estrellas "gastan" sus recursos energéticos mucho más rápido que las otras, más pequeñas. Por esta causa, las estrellas gigantescas viven poco tiempo, no más de algunos millones de años. En cambio, estrellas pequeñas logran existir alrededor de una decena de miles de millones de años, ya que consumen pocos recursos y, por consiguiente, producen poca energía.
Sistema Estelar
Es un término general empleado por el Imperio para clasificar los distintos tipos de sistemas planetarios y estelares que conforman la Galaxia. Cada sistema está formado por, al menos, una estrella y el material estelar que orbite a su alrededor (planetas, asteroides,cometas, etcétera).
Agrupaciones estelares:
Se han encontrado concentraciones o acumulaciones de estrellas con una estructura tal que son reconocibles a ojo desnudo, telescopicamente o a través de fotografías. El grado de concentración de estrellas es variable y sirve para distinguirlo entre sí.
Se considera que las componentes de estrellas doble y de sistemas múltiples deben de haber tenido un origen común; lo mismo puede sospecharse de los miembros de agrupaciones estelares de mayor número de miembros.
en los cúmulos estelares aparece visible de manera muy simple el proceso de evolución de las estrellas
Son grupos de estrellas caracterizados por:
• Pertenecer a la misma región del espacio
Todas las estrellas se hallan a la misma
distancia
• Tener la misma composición química
• Tener la misma edad (?)
• No tener la misma masa
Tipos de Agrupaciones Estelares:
Los cúmulos globulares son grandes, tanto en volumen como en número de estrellas, pudiendo llegar a tener cientos de miles de estrellas relativamente juntas entre sí. Algunos poseen tantas estrellas en su parte central (su forma aproximada es esférica) que parecen bolas luminosas cuyas estrellas en su núcleo parecen formar una sola masa compacta.
Los cúmulos abiertos sólo tienen algunos pocos cientos de estrellas y sus separaciones son más espaciadas que en los globulares. No presentan morfología esférica y es fácil distinguir sus estrellas individuales.
Existen diferencias algo más sutiles entre estos dos tipos de agrupaciones estelares. Los cúmulos abiertos contienen generalmente mucho gas y polvo interestelar, mientras que en los cúmulos globulares hay ausencia de gas y polvo. Las estrellas más brillantes de los cúmulos globulares son rojas, grandes y frías, y en los cúmulos abiertos suelen ser azules, pequeñas y calientes. Ampliaremos acerca de estas nociones más abajo, principalmente con la ayuda de los diagramas Hertzsprung Russell.
Como calcular la temperatura superficial de las estrellas:
Mediante la aplicación de las leyes de la radiación es posible calcular la temperatura superficial de las estrellas, en particular empleando la ley de Planck y dos leyes derivadas de esta última: la de Wien y la de Stefan-Boltzmann, ambas teóricamente fáciles de aplicar pero con grandes dificultades prácticas La ley de Wien presenta problemas debido al pequeño intervalo de longitudes de onda en el que es posible medir la energía que nos llega de los astros. La ley de Stefan-Boltzmann solo es posible emplearla cuando se conoce la distancia y dimensiones de las estrellas. Tal vez sea la ley de Planck el método más utilizado para determinar temperaturas mediante los índice de color.
Masa de las estrellas
Las estrellas nacen con muy diversas masas. La masa del Sol es de 2,000,000,000,000,000,000,000,000,000 toneladas, y sin embargo, existen estrellas con masas que van desde 1/10 hasta 150 veces la masa del Sol.
La gran mayoría de las estrellas tienen masas como la del Sol o menores, solo unas cuantas llegan a tener 8-10 veces su masa y realmente muy pocas logran más de 20-50 veces. De hecho, estrellas con 100 veces la masa del Sol, son notablemente excepcionales. Por alguna razón que aún no es bien entendida, existen muchas más estrellas poco masivas que masivas.
Estructura interna de una estrella
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 más superficial de las estrellas y la única que es visible. Se divide en Cromosfera, Fotosfera y Corona Solar.
¿Cómo se analiza el interior de las estrellas?
En el interior de una estrella se producen ondas constantemente, muchas de las cuales llegan a la superficie haciéndola vibrar.
Ya tenemos pues un fenómeno físico -la propagación de ondas- que conecta el interior de una estrella con su superficie. Existe una rama de la Astrofísica llamada Sismología Estelar o Astrosismología, que estudia el interior estelar a partir del análisis de las ondas que se propagan por la estrella. Éstas, al contrario de las ondas sísmicas de la Tierra, no pierden su energía y están reflejándose continuamente dentro de la estrella.
El astro sismólogo detecta las variaciones de la intensidad luminosa proveniente de la estrella. Dichas variaciones son periódicas y obedecen a deformaciones de la superficie estelar inducidas por los modos naturales de oscilación de la estrella. Se trata de los modos propios de vibración, como los característicos de los instrumentos musicales. Cada modo de oscilación se corresponde con una variación de la luz única, lo que permite su identificación.
¿Cómo se puede estimar el tiempo de vida de una estrella?
Las estrellas tienen una fuente interna de energía. Pero, al igual que todo tipo de combustible, sus reservas son limitadas. A medida que consumen su suministro de energía las estrellas van cambiando y cuando se les acaba, mueren. El tiempo de vida de las estrellas, aunque muy largo comparado con las escalas de tiempo humanas, es, por lo tanto, finito
A medida que envejecen sufren profundos cambios en sus tamaños, colores y luminosidades, siempre como consecuencia de la disminución de sus reservas. Para aumentar su expectativa de vida, la estrella lucha continuamente contra la fuerza gravitatoria que intenta contraer.
Estrellas Neutrones
Una estrella de neutrones es un tipo de remanente estelar resultante del colapso gravitacional de una estrella supergigante masiva 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.
Características y clasificación de las estrellas variables
Las estrellas variables se pueden clasificar en dos grandes grupos:
- Variables Extrínsecas
- Variables Intrínsicas
Variables extrínsecas:
Las estrellas extrínsecas, no se pueden considerar como verdaderas variables, ya que la variabilidad de la luz es producida por causas físicas externas, ajenas a la propia estrella.
Este grupo es formado principalmente por variables eclipsantes, que tienen las siguientes características. Estrellas binarias que periódicamente se eclipsan cambiando de luminosidad por ese motivo. Todas las estrellas pertenecientes a este grupo son binarias espectroscópicas, es decir, que la presencia de la estrella secundaria solo se puede descubrir mediante el análisis de su espectro. En los espectros de estas estrellas se observa cómo las líneas se desplazan hacia el azul y hacia el rojo con el mismo periodo que las variaciones luminosas. Esto es el "Efecto Doppler" según el cual las líneas espectrales de una estrella se desplazan hacia el azul si la fuente se acerca al observador y hacia el rojo si se aleja, y tanto mayor es el corrimiento cuanto mayor es la velocidad del movimiento. Gracias a esto se deduce que la estrella es binaria: puesto que el plano orbital está apenas inclinado con respecto a nuestra línea visual, vemos que cada estrella en su movimiento orbital se acerca y se aleja de nosotros, y también debido a esto las estrellas se eclipsan mutuamente, de manera que la luz que procedía antes de las dos estrellas, procede ahora solo de una. Esta es la explicación de la variación de luminosidad en este tipo de estrellas. Dada la regularidad del movimiento orbital, los mínimos en la curva de luz se suceden puntualmente. Estos mínimos se producen cuando la estrella principal, más luminosa y caliente, es ocultada por la secundaria, menos luminosa y más fría. Entre dos mínimos de luz puede haber un mínimo secundario menos pronunciado que se produce cuando la estrella más luminosa oculta a la menos luminosa. Si la órbita es circular este mínimo secundario se produce justo en medio de los dos mínimos principales, si es elíptica, se produce cerca de uno de estos. Al igual que ocurre en los eclipses de sol en la binarias eclipsantes existen eclipses totales, anulares y parciales. No es que se pueda observar directamente, pero si deducir de la forma de la curva de luz en los eclipses parciales los mínimos son bastante bruscos, mientras que en los eclipses totales y anulares son achatados. El prototipo de variables eclipsantes es b Persei (Algol), Las podemos dividir en tres grandes grupos:
| |
| |
|
Variables intrínsecas:
Las variables intrínsecas son aquellas en que sus variaciones de magnitud se deben a cambios en la estructura interna de la estrella cuyas formas de manifestación son muy diversas.
Dentro de las variables intrínsecas se pueden considerara dos grandes grupos:
| ||
|
No hay comentarios:
Publicar un comentario