Todo sobre las estrellas del espacio. Estrellas. El más grande del universo.
Leer también
Escudo UY aparentemente discreto
La astrofísica moderna en términos de estrellas parece estar reviviendo su infancia. Las observaciones de las estrellas dan más preguntas que respuestas. Por lo tanto, al preguntar qué estrella es la más grande del Universo, debe estar listo de inmediato para recibir respuestas. ¿Estás preguntando sobre la estrella más grande conocida por la ciencia, o sobre qué límites limita la ciencia a una estrella? Como suele ser el caso, en ambos casos no obtendrá una respuesta definitiva. El candidato más probable para la estrella más grande comparte igualmente la palma con sus "vecinos". En cuanto a cuánto puede ser menos que el verdadero "rey de la estrella", también permanece abierto.
Comparación de los tamaños del Sol y la estrella UY Scuti. El sol es un píxel casi invisible a la izquierda de UY Shield.
La supergigante UY Scutum, con algunas reservas, puede llamarse la estrella más grande observada hoy. Por qué "con reserva" se dirá más abajo. UY Scuti está a 9500 años luz de distancia y se ve como una tenue estrella variable visible a través de un pequeño telescopio. Según los astrónomos, su radio supera los 1700 radios del Sol, y durante el período de pulsación este tamaño puede aumentar hasta 2000.
Resulta que si se colocara una estrella de este tipo en el lugar del Sol, las órbitas actuales de un planeta terrestre estarían en las entrañas de una supergigante, y los límites de su fotosfera a veces descansarían contra la órbita. Si imaginamos nuestra Tierra como un grano de trigo sarraceno y el Sol como una sandía, entonces el diámetro del Escudo UY será comparable a la altura de la torre de televisión Ostankino.
Volar alrededor de una estrella de este tipo a la velocidad de la luz llevará entre 7 y 8 horas. Recordemos que la luz emitida por el Sol llega a nuestro planeta en apenas 8 minutos. Si vuela a la misma velocidad con la que da una vuelta alrededor de la Tierra en una hora y media, entonces el vuelo alrededor del Escudo UY durará unos 36 años. Ahora imagina estas escalas, dado que la ISS vuela 20 veces más rápido que una bala y decenas de veces más rápido que los aviones de pasajeros.
Masa y Luminosidad del Escudo UY
Vale la pena señalar que un tamaño tan monstruoso del UY Shield es completamente incomparable con sus otros parámetros. Esta estrella es "solo" 7-10 veces más masiva que el Sol. ¡Resulta que la densidad promedio de esta supergigante es casi un millón de veces menor que la densidad del aire que nos rodea! A modo de comparación, la densidad del Sol es una vez y media la densidad del agua, y un grano de materia incluso "pesa" millones de toneladas. En términos generales, la materia promedio de una estrella de este tipo es similar en densidad a la capa de la atmósfera ubicada a una altitud de aproximadamente cien kilómetros sobre el nivel del mar. Esta capa, también llamada línea de Karman, es un límite condicional entre la atmósfera terrestre y el espacio. ¡Resulta que la densidad del Escudo UY es solo un poco menor que el vacío del espacio!
Además, UY Shield no es el más brillante. Con su propia luminosidad de 340.000 solares, es diez veces más tenue que las estrellas más brillantes. Un buen ejemplo es la estrella R136 que, siendo la estrella más masiva conocida en la actualidad (265 masas solares), es casi nueve millones de veces más brillante que el Sol. Al mismo tiempo, la estrella es solo 36 veces más grande que el Sol. Resulta que R136 es 25 veces más brillante y aproximadamente igual de masivo que UY Shield, a pesar de que es 50 veces más pequeño que el gigante.
Parámetros físicos del Escudo UY
En general, UY Scuti es una supergigante roja variable pulsante de tipo espectral M4Ia. Es decir, en el diagrama de luminosidad de espectro de Hertzsprung-Russell, UY Scutum se encuentra en la esquina superior derecha.
Por el momento, la estrella se acerca a las etapas finales de su evolución. Como todas las supergigantes, comenzó a quemar activamente helio y algunos otros elementos más pesados. Según los modelos modernos, en cuestión de millones de años, UY Scutum se transformará sucesivamente en una supergigante amarilla, luego en una variable azul brillante o en una estrella Wolf-Rayet. Las etapas finales de su evolución serán una explosión de supernova, durante la cual la estrella se despojará de su capa, lo más probable es que deje atrás una estrella de neutrones.
Ya ahora UY Scutum muestra su actividad en forma de variabilidad semirregular con un periodo de pulsación aproximado de 740 días. Teniendo en cuenta que una estrella puede cambiar su radio de 1700 a 2000 radios solares, ¡la velocidad de su expansión y contracción es comparable a la velocidad de las naves espaciales! Su pérdida de masa es una tasa impresionante de 58 millones de masas solares por año (o 19 masas terrestres por año). Esto es casi una masa terrestre y media por mes. Entonces, estando en la secuencia principal hace millones de años, UY Scutum podría haber tenido una masa de 25 a 40 masas solares.
Gigantes entre las estrellas
Volviendo a la reserva mencionada anteriormente, notamos que la primacía de UY Shield como la estrella más grande conocida no puede llamarse inequívoca. El hecho es que los astrónomos aún no pueden determinar la distancia a la mayoría de las estrellas con suficiente precisión y, por lo tanto, estimar su tamaño. Además, las estrellas grandes tienden a ser muy inestables (recuerde la pulsación UY Scutum). Del mismo modo, tienen una estructura bastante borrosa. Pueden tener una atmósfera bastante extendida, capas opacas de gas y polvo, discos o una gran estrella compañera (un ejemplo es VV Cephei, ver más abajo). Es imposible decir exactamente dónde pasa el límite de tales estrellas. Al final, el concepto bien establecido del límite de las estrellas como el radio de su fotosfera ya es extremadamente arbitrario.
Por lo tanto, este número puede incluir alrededor de una docena de estrellas, que incluyen NML Cygnus, VV Cepheus A, VY Canis Major, WOH G64 y algunas otras. Todas estas estrellas están ubicadas en las proximidades de nuestra galaxia (incluidos sus satélites) y son similares entre sí en muchos aspectos. Todos ellos son supergigantes rojos o hipergigantes (ver más abajo la diferencia entre super e hiper). Cada uno de ellos en cuestión de millones, o incluso miles de años, se convertirá en una supernova. También son similares en tamaño, oscilando entre 1400 y 2000 solares.
Cada una de estas estrellas tiene su propia peculiaridad. Entonces, en UY Shield, esta característica es la variabilidad discutida anteriormente. WOH G64 tiene una envoltura toroidal de gas y polvo. Extremadamente interesante es la estrella variable doblemente eclipsante VV Cephei. Es un sistema cerrado de dos estrellas, que consta de la hipergigante roja VV Cephei A y la estrella de secuencia principal azul VV Cephei B. Los centros de estas estrellas están ubicados entre sí en unos 17-34 . Considerando que el radio VV de Cepheus B puede alcanzar las 9 AU. (1900 radios solares), las estrellas están ubicadas a "la distancia de un brazo" entre sí. Su tándem está tan cerca que piezas enteras del hipergigante fluyen a gran velocidad hacia el "pequeño vecino", que es casi 200 veces más pequeño que él.
Buscando un líder
En tales condiciones, estimar el tamaño de las estrellas ya es problemático. ¿Cómo se puede hablar del tamaño de una estrella si su atmósfera fluye hacia otra estrella o pasa suavemente a un disco de gas y polvo? Esto es a pesar del hecho de que la estrella misma consiste en un gas muy enrarecido.
Además, todas las estrellas más grandes son extremadamente inestables y de corta duración. Tales estrellas pueden vivir unos pocos millones, o incluso cientos de miles de años. Por lo tanto, al observar una estrella gigante en otra galaxia, puede estar seguro de que una estrella de neutrones ahora está pulsando en su lugar o un agujero negro está doblando el espacio, rodeado por los restos de una explosión de supernova. Incluso si tal estrella está a miles de años luz de nosotros, no se puede estar completamente seguro de que todavía exista o siga siendo el mismo gigante.
Agregue a esto la imperfección de los métodos modernos para determinar la distancia a las estrellas y una serie de problemas no especificados. Resulta que incluso entre las diez estrellas más grandes conocidas, es imposible seleccionar un líder determinado y ordenarlas en orden ascendente de tamaño. En este caso, UY de Shield fue citado como el candidato más probable para liderar el Big Ten. Esto no quiere decir en absoluto que su liderazgo sea innegable y que, por ejemplo, NML Cygnus o VY Canis Major no puedan ser más grandes que ella. Por lo tanto, diferentes fuentes pueden responder a la pregunta sobre la estrella más grande conocida de diferentes maneras. Esto no habla más bien de su incompetencia, sino del hecho de que la ciencia no puede dar respuestas inequívocas ni siquiera a preguntas tan directas.
El más grande del universo.
Si la ciencia no se dedica a señalar la más grande entre las estrellas descubiertas, ¿cómo podemos decir cuál es la estrella más grande del Universo? Según los científicos, la cantidad de estrellas, incluso dentro de los límites del universo observable, es diez veces mayor que la cantidad de granos de arena en todas las playas del mundo. Por supuesto, incluso los telescopios modernos más poderosos pueden ver una parte inimaginablemente más pequeña de ellos. El hecho de que las estrellas más grandes puedan distinguirse por su luminosidad no ayudará en la búsqueda de un “líder estelar”. Cualquiera que sea su brillo, se desvanecerá al observar galaxias distantes. Además, como se señaló anteriormente, las estrellas más brillantes no son las más grandes (un ejemplo es R136).
Recuerde también que al observar una estrella grande en una galaxia distante, en realidad veremos su "fantasma". Por lo tanto, no es fácil encontrar la estrella más grande del Universo, sus búsquedas simplemente no tendrán sentido.
Hipergigantes
Si la estrella más grande es imposible de encontrar en la práctica, ¿tal vez vale la pena desarrollarla teóricamente? Es decir, encontrar un cierto límite, después del cual la existencia de una estrella ya no puede ser una estrella. Incluso aquí, sin embargo, la ciencia moderna se enfrenta a un problema. El modelo teórico actual de la evolución y la física de las estrellas no explica mucho de lo que realmente existe y se observa en los telescopios. Un ejemplo de esto son las hipergigantes.
Los astrónomos han tenido que elevar repetidamente el listón del límite de la masa estelar. Este límite fue introducido por primera vez en 1924 por el astrofísico inglés Arthur Eddington. Habiendo obtenido la dependencia cúbica de la luminosidad de las estrellas respecto a su masa. Eddington se dio cuenta de que una estrella no puede acumular masa indefinidamente. El brillo aumenta más rápido que la masa, y tarde o temprano esto conducirá a una violación del equilibrio hidrostático. La presión de la luz del brillo creciente literalmente volará las capas exteriores de la estrella. El límite calculado por Eddington fue de 65 masas solares. Posteriormente, los astrofísicos refinaron sus cálculos añadiéndoles componentes no contabilizados y utilizando potentes ordenadores. Entonces, el límite teórico moderno para la masa de las estrellas es de 150 masas solares. ¡Ahora recuerde que la masa de R136a1 es de 265 masas solares, que es casi el doble del límite teórico!
R136a1 es la estrella más masiva que se conoce en la actualidad. Además, varias estrellas más tienen masas significativas, cuyo número en nuestra galaxia se puede contar con los dedos. Tales estrellas se llaman hipergigantes. Tenga en cuenta que R136a1 es mucho más pequeña que las estrellas que, al parecer, deberían estar debajo de ella en su clase, por ejemplo, la supergigante UY Shield. Esto se debe a que las hipergigantes no se llaman las estrellas más grandes, sino las más masivas. Para tales estrellas, se creó una clase separada en el diagrama de espectro-luminosidad (O), ubicada sobre la clase de supergigantes (Ia). No se ha establecido la barra inicial exacta para la masa de un hipergigante, pero, por regla general, su masa supera las 100 masas solares. Ninguna de las estrellas más grandes del "Big Ten" está por debajo de estos límites.
callejón sin salida teórico
La ciencia moderna no puede explicar la naturaleza de la existencia de estrellas cuya masa supera las 150 masas solares. Esto plantea la cuestión de cómo se puede determinar un límite teórico para el tamaño de las estrellas si el radio de una estrella, a diferencia de la masa, es en sí mismo un concepto vago.
Tengamos en cuenta el hecho de que no se sabe exactamente qué eran las estrellas de la primera generación y qué serán en el curso de la evolución posterior del Universo. Los cambios en la composición, la metalicidad de las estrellas pueden conducir a cambios radicales en su estructura. Los astrofísicos solo tienen que comprender las sorpresas que les presentarán las futuras observaciones e investigaciones teóricas. Es muy posible que UY Shield se convierta en una verdadera miga en el contexto de una hipotética "estrella rey" que brilla en algún lugar o brillará en los rincones más lejanos de nuestro Universo.
Durante muchos siglos, millones de ojos humanos al caer la noche vuelven la mirada hacia arriba, hacia las misteriosas luces del cielo, las estrellas de nuestro Universo. Los antiguos vieron varias figuras de animales y personas en grupos de estrellas, y cada uno de ellos creó su propia historia. Más tarde, tales cúmulos comenzaron a llamarse constelaciones. Hasta la fecha, los astrónomos identifican 88 constelaciones que dividen el cielo estrellado en ciertas áreas, que pueden usarse para navegar y determinar la ubicación de las estrellas.
¿Conoces la estrella más grande de todo el universo?
La estrella VY Canis Majoris, ubicada en la constelación Canis Major, es la mayor representante del mundo estelar. Actualmente es la estrella más grande del universo. La estrella se encuentra a 5 mil años luz del sistema solar. El diámetro de la estrella es de 2.900 millones de km.
En nuestro Universo, los objetos más numerosos accesibles al ojo humano son precisamente las estrellas. Son la fuente de luz y energía para todo el sistema solar. También crean los elementos pesados necesarios para el origen de la vida. Y sin las estrellas del Universo no habría vida, porque el Sol cede su energía a casi todos los seres vivos de la Tierra. Calienta la superficie de nuestro planeta, creando así un cálido oasis lleno de vida entre el permafrost del espacio. El grado de brillo de una estrella en el universo está determinado por su tamaño.
Pero no todas las estrellas del universo son tan grandes. También existen las llamadas estrellas enanas.
Tamaños comparativos de estrellas
Los astrónomos evalúan la magnitud de las estrellas en una escala según la cual cuanto más brillante es la estrella, menor es su número. Cada número subsiguiente corresponde a una estrella diez veces menos brillante que la anterior. La estrella más brillante en el cielo nocturno del universo es Sirius. Su magnitud aparente es -1,46, lo que significa que es 15 veces más brillante que una estrella de magnitud cero.
Las estrellas con una magnitud de 8 o más no se pueden ver a simple vista. Las estrellas también se dividen por color en clases espectrales que indican su temperatura. Existen las siguientes clases de estrellas en el Universo: O, B, A, F, G, K y M. La clase O corresponde a las estrellas más calientes del Universo: azul. Las estrellas más frías pertenecen a la clase M, su color es rojo.
Clases espectrales de las estrellas del Universo
Clase O - 30,000-60,000K azul
Clase B - 10 000-30 000K blanco-azul
Clase A - 7500-10 000K blanco
Clase F - 6000-7500K amarillo-blanco
Clase G - 5000-6000K amarillo
Clase K - 3500-5000K naranja
Clase M - 2000-3500K rojo
Contrariamente a la creencia popular, vale la pena señalar que las estrellas del universo en realidad no parpadean. Esto es solo una ilusión óptica, el resultado de la interferencia atmosférica. Se puede observar un efecto similar en un caluroso día de verano, mirando asfalto u hormigón caliente. El aire caliente sube y parece como si estuvieras mirando a través de un cristal tembloroso. El mismo proceso provoca la ilusión del centelleo estelar. Cuanto más cerca esté una estrella de la Tierra, más "parpadeará" porque su luz viaja a través de las capas más densas de la atmósfera.
Centro nuclear de las estrellas del Universo
Una estrella en el universo es un foco nuclear gigante. La reacción nuclear en su interior convierte el hidrógeno en helio a través del proceso de fusión, por lo que la estrella adquiere su energía. Los núcleos atómicos de hidrógeno con un protón se combinan para formar átomos de helio con dos protones. El núcleo de un átomo de hidrógeno ordinario tiene un solo protón. Los dos isótopos de hidrógeno también contienen un protón, pero también tienen neutrones. El deuterio tiene un neutrón, mientras que el tritio tiene dos. En el interior de una estrella, un átomo de deuterio se combina con un átomo de tritio para formar un átomo de helio y un neutrón libre. Como resultado de este largo proceso, se libera una enorme cantidad de energía.
Para las estrellas de secuencia principal, la principal fuente de energía son las reacciones nucleares que involucran hidrógeno: el ciclo protón-protón, característico de estrellas con una masa cercana a la solar, y el ciclo CNO, que ocurre solo en estrellas masivas y solo en presencia de carbono en su composición. En las últimas etapas de la vida de una estrella, también pueden tener lugar reacciones nucleares con elementos más pesados, hasta el hierro.
Cuando se agota el suministro de hidrógeno de una estrella, comienza a convertir el helio en oxígeno y carbono. Si la estrella es lo suficientemente masiva, el proceso de transformación continuará hasta que el carbono y el oxígeno formen neón, sodio, magnesio, azufre y silicio. Como resultado, estos elementos se convierten en calcio, hierro, níquel, cromo y cobre hasta que el núcleo es completamente metálico. Tan pronto como esto suceda, la reacción nuclear se detendrá, ya que el punto de fusión del hierro es demasiado alto. La presión gravitacional interna se vuelve más alta que la presión externa de la reacción nuclear y, eventualmente, la estrella colapsa. El desarrollo posterior de los eventos depende de la masa inicial de la estrella.
Tipos de estrellas en el universo.
La secuencia principal es el período de existencia de las estrellas del Universo, durante el cual tiene lugar una reacción nuclear en su interior, que es el segmento más largo de la vida de una estrella. Nuestro Sol se encuentra actualmente en este período. En este momento, la estrella sufre pequeñas fluctuaciones de brillo y temperatura. La duración de este período depende de la masa de la estrella. En las grandes estrellas masivas es más corta, mientras que en las pequeñas es más larga. Las estrellas muy grandes tienen suficiente combustible interno para varios cientos de miles de años, mientras que las estrellas pequeñas como el Sol brillarán durante miles de millones de años. Las estrellas más grandes se convierten en gigantes azules durante la secuencia principal.
gigante roja
enano blanco
enana marrón
cefeida
estrellas dobles
Muchas estrellas del universo forman parte de grandes sistemas estelares. Las estrellas binarias son un sistema de dos estrellas unidas gravitacionalmente. Giran en órbitas cerradas alrededor de un único centro de masa. Se ha comprobado que la mitad de todas las estrellas de nuestra galaxia tienen un par. Visualmente, las estrellas emparejadas parecen dos estrellas separadas. Pueden determinarse por el desplazamiento de las líneas del espectro (efecto Doppler). En las binarias eclipsantes, las estrellas se eclipsan periódicamente porque sus órbitas se encuentran en un ángulo pequeño con respecto a la línea de visión.
El ciclo de vida de las estrellas del universo.
Una estrella en el universo comienza su vida como una nube de polvo y gas llamada nebulosa. La gravedad de una estrella cercana o la onda expansiva de una supernova pueden provocar el colapso de la nebulosa. Los elementos de la nube de gas se unen en una región densa llamada protoestrella. Como resultado de la compresión posterior, la protoestrella se calienta. Como resultado, alcanza una masa crítica y comienza el proceso nuclear; gradualmente la estrella pasa por todas las fases de su existencia. La primera etapa (nuclear) de la vida de una estrella es la más larga y estable. La vida útil de una estrella depende de su tamaño. Las estrellas grandes consumen su combustible vital más rápido. Su ciclo de vida no puede durar más de unos pocos cientos de miles de años. Pero las estrellas pequeñas viven muchos miles de millones de años, ya que gastan su energía más lentamente.
Evolución estelar
Pero sea como fuere, tarde o temprano, el combustible estelar se acaba y entonces una estrella pequeña se convierte en una gigante roja y una estrella grande en una supergigante roja. Esta fase durará hasta que el combustible se agote por completo. En este momento crítico, la presión interna de la reacción nuclear se debilitará y ya no podrá equilibrar la fuerza de la gravedad y, como resultado, la estrella colapsará. Luego, las pequeñas estrellas del Universo, por regla general, reencarnan en una nebulosa planetaria con un núcleo brillante, llamado enana blanca. Con el tiempo, se enfría y se convierte en un coágulo oscuro de materia: una enana negra.
Para las grandes estrellas, las cosas suceden un poco diferente. Durante el colapso, liberan una increíble cantidad de energía y una poderosa explosión da lugar a una supernova. Si su magnitud es 1,4 veces la magnitud del Sol, entonces, lamentablemente, el núcleo no podrá mantener su existencia y, tras el próximo colapso, la supernova se convertirá en una estrella de neutrones. La materia interna de la estrella se encogerá hasta tal punto que los átomos formarán una densa capa compuesta por neutrones. Si la magnitud estelar es tres veces mayor que el valor solar, entonces el colapso simplemente la destruirá, la borrará de la faz del Universo. Todo lo que queda de él es un sitio de fuerte gravedad, apodado agujero negro.
La nebulosa dejada por la estrella del universo puede expandirse durante millones de años. Al final, se verá afectado por la gravedad de una cercana o por la onda expansiva de una supernova y todo volverá a repetirse. Este proceso tendrá lugar en todo el universo: un ciclo interminable de vida, muerte y renacimiento. El resultado de esta evolución estelar es la formación de elementos pesados necesarios para la vida. Nuestro sistema solar provino de la segunda o tercera generación de la nebulosa, y debido a esto, existen elementos pesados en la Tierra y otros planetas. Y esto significa que en cada uno de nosotros hay partículas de estrellas. Todos los átomos de nuestro cuerpo nacieron en el hogar atómico o como resultado de la explosión destructiva de una supernova.
Lista de las estrellas más brillantes visibles desde la Tierra
Sirio
La estrella Sirius o Alpha Canis Major es la estrella más brillante de la constelación Canis Major. Con una magnitud aparente de -1,46, Sirio es la estrella más brillante del cielo (aparte del Sol). Su magnitud absoluta es de 1,45 y se encuentra a una distancia de 8,6 años luz.
Sirius tiene un tipo espectral de A1Vm, una temperatura superficial de 9940° Kelvin y una luminosidad 25 veces mayor que la del Sol. La masa de Sirio es de 2,02 masas solares, el diámetro es 1,7 veces mayor que el del Sol.
La imagen de arriba muestra una fotografía sin comprimir de la estrella Sirius (norte arriba) tomada con el astrógrafo Takahashi E-180.
Sirio es en realidad un sistema estelar binario que consta de una estrella de secuencia principal denominada Sirio A (tipo espectral A1Vm) y una enana blanca tenue (tipo espectral DA2) denominada Sirio B. La distancia entre Sirio A y su compañera oscila entre 8,1 y 31,5 unidades astronómicas. . La estrella Sirio es tan brillante debido a su alta luminosidad intrínseca y su proximidad a la Tierra. Ubicado a 8,6 años luz (2,6 parsecs) de distancia, el sistema de Sirio es uno de los vecinos más cercanos de la Tierra. Para el Hemisferio Norte, se observa entre los 30 y 73 grados de latitud. Sirius es la estrella más cercana a nosotros que se puede ver a simple vista. Aunque Sirius es 25 veces más brillante que el Sol, tiene una luminosidad mucho menor que otras estrellas brillantes como Canopus, Deneb y Rigel.
El sistema de Sirio tiene entre 200 y 300 millones de años. Inicialmente, el sistema constaba de dos estrellas azuladas brillantes. La más masiva Sirius B, consumiendo sus recursos, se convirtió en una gigante roja, después de lo cual expulsó sus capas exteriores y se convirtió en una enana blanca hace unos 120 millones de años. Sirius es conocido coloquialmente como la "Estrella Perro", lo que refleja su pertenencia a la constelación Can Major. El amanecer de Sirio marcó la inundación del Nilo en el antiguo Egipto. El nombre Sirio proviene del griego antiguo "luminoso" o "caliente".
canopo
La estrella Canopus o Alpha Carina es la estrella más brillante de la constelación de Carina. Con una magnitud aparente de -0,72, Canopus es la segunda estrella más brillante del cielo. Su magnitud absoluta es -5,53 y se encuentra a 310 años luz de nosotros.
Canopus tiene una clase espectral de A9II, una temperatura superficial de 7350° Kelvin y una luminosidad 13,600 veces mayor que la del Sol. La estrella Canopus tiene una masa de 8,5 masas solares y un diámetro 65 veces mayor que el del Sol.
La imagen de arriba muestra una fotografía sin comprimir de la estrella Canopus (norte arriba) tomada con el astrógrafo Takahashi E-180.
Canopus es una supergigante de clase espectral F y es blanca a simple vista. Con una luminosidad 13.600 veces mayor que la del Sol, Canopus es, de hecho, la estrella más brillante, hasta 700 años luz del sistema solar. Si Canopus estuviera ubicado a una distancia de 1 unidad astronómica (la distancia de la Tierra al Sol), entonces tendría una magnitud aparente de -37 (para el Sol - 26,72
El diámetro de la estrella Canopus es 0,6 AU, o 65 veces el del Sol. Si Canopus estuviera ubicado en el centro del sistema solar, sus bordes exteriores se extenderían tres cuartas partes del camino hasta Mercurio. La Tierra tuvo que ser removida a una distancia de tres veces la órbita de Plutón para que Canopus se viera en el cielo como nuestro Sol.
Canopus es una fuerte fuente de rayos X, que probablemente son producidos por su corona, calentada a 15 millones de grados Kelvin. Es miembro del grupo de estrellas Escorpio-Centauro que comparten un origen común.
arcturus
La estrella Arcturus o Alpha Bootes es la estrella más brillante de la constelación de Bootes. Con una magnitud aparente de -0,04, Arcturus es la cuarta estrella más brillante del cielo. Su valor absoluto es -0,3 y se encuentra a 34 años luz de nosotros.
La estrella Arcturus tiene un tipo espectral de K1.5IIIp, una temperatura superficial de 4300° Kelvin y una luminosidad 210 veces mayor que la del Sol. Su masa es de 1,1 masas solares y su diámetro es de 26 diámetros solares.
La imagen de arriba muestra una fotografía sin comprimir de la estrella Arcturus (norte arriba) tomada con el astrógrafo Takahashi E-180.
Arcturus es visible en ambos hemisferios en el cielo, ya que se encuentra a menos de 20 grados al norte del ecuador celeste. La estrella alcanza su cenit a la medianoche del 30 de abril. Hay una manera fácil de encontrar la estrella Arcturus. Solo es necesario seguir el mango del cubo Big Dipper. Continuando en esta dirección, se encuentra Spica. Arcturus es la estrella de la nube interestelar local.
Arcturus es un gigante naranja del tipo espectral K1.5IIIp. La "P" significa "emisión excepcional", lo que indica que el espectro de luz que proviene de la estrella es inusual y está lleno de líneas de emisión. Este fenómeno no es muy común entre las gigantes rojas, pero es típico de la estrella Arcturus. La estrella es al menos 110 veces más luminosa visualmente que el Sol, y eso no tiene en cuenta el hecho de que la estrella emite una gran cantidad de luz en el infrarrojo. La potencia total (bolométrica) es 180 veces mayor que la del Sol.
Arcturus se destaca por su alta velocidad de movimiento propio. Es mayor que la velocidad de cualquier estrella de primera magnitud en la vecindad, excepto Alpha Centauri. La estrella Arcturus se mueve rápido (122 km/s) en comparación con el Sistema Solar y actualmente se encuentra casi en su punto más cercano al Sol. La estrella tardará otros 4.000 años en acercarse unas centésimas de año luz a la Tierra de lo que está hoy. Arcturus se considera una estrella antigua y se mueve con un grupo de otras 52 estrellas similares. Este movimiento se conoce como la corriente de Arcturus. Su masa es difícil de determinar, pero presumiblemente es de 1,1 masas solares.
Vega
La estrella Vega o Alpha Lyrae es la estrella más brillante de la constelación Lyrae. Con una magnitud aparente de 0,03, Vega es la quinta estrella más brillante del cielo. Su valor absoluto es 0,6, la distancia a la Tierra es de 25 años luz.
Vega tiene un tipo espectral de A0Va, una temperatura superficial de 9600° Kelvin, y su luminosidad es 37 veces la del Sol. La masa de la estrella es de 2,1 masas solares, el diámetro es 2,3 veces el del Sol.
La imagen de arriba muestra una fotografía sin comprimir de la estrella Vega (norte arriba) tomada con el astrógrafo Takahashi E-180.
Vega es una estrella relativamente cercana ubicada a 25 años luz de la Tierra. Junto con Arcturus y Sirius, es una de las estrellas más brillantes en las cercanías del Sol. Vega es uno de los vértices del Triángulo de Verano junto con Deneb y Altair. Dado que se encuentra en lo alto del cielo, es claramente visible durante los meses de verano.
Vega tiene un tipo espectral de A0Va, lo que la convierte en una estrella de secuencia principal blanca con un tinte azulado. En la actualidad, su edad se estima en 455 millones de años. Vega tiene solo una décima parte de la edad del Sol, pero dado que es 2,1 veces más masivo que él, su vida útil estimada también sería solo una décima parte de la del Sol. Ambas estrellas han alcanzado ahora el punto medio de la vida. Vega tiene una abundancia inusualmente baja de elementos con un número atómico mayor que el del helio.
También se supone que Vega es una estrella variable que difiere ligeramente en magnitud sobre una base periódica. Gira bastante rápido, mientras que la velocidad en el ecuador alcanza los 274 km/s. Esto hace que el ecuador sobresalga hacia afuera bajo la influencia de la fuerza centrífuga y, como resultado, hay un cambio de temperatura en toda la fotosfera de la estrella, alcanzando un máximo en los polos. Desde la Tierra, Vega se observa desde uno de estos polos.
Según el exceso observado de radiación infrarroja, es probable que Vega tenga un disco de polvo circunestelar. Este polvo, que es el resultado de colisiones entre objetos, forma un disco orbital de escombros, similar al cinturón de Kuiper en el sistema solar. Las estrellas que tienen un exceso de radiación infrarroja se denominan estrellas de tipo Vega. La inestabilidad del disco de Vega también sugiere la presencia de al menos un planeta del tamaño de Júpiter.
Vega fue la estrella del polo norte hasta el 12000 a.C. y lo será después de 13700 d.C. Vega fue la primera estrella (después del Sol) en ser fotografiada y la primera en registrar su espectro. También fue una de las primeras estrellas cuya distancia se estimó mediante mediciones de paralaje.
Capilla
Star Capella o Alpha Aurigae es la estrella más brillante de la constelación Auriga. Con una magnitud aparente de 0,08, Capella es la sexta estrella más brillante del cielo. Su valor absoluto es -0,5 y la distancia a la Tierra es de 41 años luz.
La capilla tiene un tipo espectral de G6III + G2III, una temperatura superficial de 4940° Kelvin y su luminosidad es 79 veces mayor que la del Sol. La masa de la estrella es 2,69 la masa del Sol, y el diámetro es 12 veces mayor que el del Sol.
La imagen de arriba muestra una fotografía sin comprimir de la estrella Capella (norte arriba) tomada con el astrógrafo Takahashi E-180.
Aunque, a simple vista, Capella parece ser una sola estrella, en realidad está formada por dos pares binarios. El primer par consta de dos brillantes estrellas gigantes de tipo G con un radio 10 veces mayor que el del Sol, y están en estrecha relación. Se cree que estas estrellas están en camino de convertirse en gigantes rojas.
La primera estrella tiene una temperatura superficial de unos 4900 K, un radio 12 veces mayor que el del Sol, una masa de 2,7 masas solares y una luminosidad 79 veces mayor que la del Sol. La segunda estrella tiene una temperatura superficial de aproximadamente 5700K, un radio igual a 9 radios solares, una masa de 2,6 masas solares y una luminosidad 78 veces mayor que la del Sol. Aunque la estrella principal es más brillante cuando se ve en todas las longitudes de onda, parece más débil cuando se ve en luz visible, con una magnitud aparente de aproximadamente 0,91, en comparación con una magnitud aparente aparente de 0,76.
El segundo par binario consta de dos enanas rojas débiles, pequeñas y relativamente frías. La pareja se encuentra a una distancia de 10.000 unidades astronómicas (100 millones de km) y tiene un período orbital de unos 104 días. Aparentemente, las estrellas a lo largo de su vida fueron estrellas de secuencia principal de la clase A espectral, pero en este momento se están expandiendo, enfriando y convirtiéndose en gigantes rojas. Este proceso les llevará otros pocos millones de años.
Rigel
La estrella Rigel o Beta Orionis es la estrella más brillante de la constelación de Orión. Con una magnitud aparente de 0,12, Rigel es la séptima estrella más brillante del cielo. Su magnitud absoluta es -7 y se encuentra a una distancia de ~870 años luz de nosotros.
Rigel tiene una clase espectral de B8Iae, una temperatura superficial de 11.000 Kelvin y su luminosidad es 66.000 veces mayor que la del Sol. La estrella tiene una masa de 17 masas solares y un diámetro 78 veces mayor que el del Sol.
La imagen de arriba muestra una fotografía sin comprimir de la estrella Rigel (norte arriba) tomada con el astrógrafo Takahashi E-180.
Rigel es la estrella más brillante de nuestra región local de la Vía Láctea. La estrella es tan brillante que cuando se ve desde una distancia de una unidad astronómica (la distancia de la Tierra al Sol), brilla como una bola extremadamente brillante con un diámetro angular de 35° y una magnitud aparente de -38. El flujo de energía a esta distancia será el mismo que el de un arco de soldadura a una distancia de unos pocos milímetros. Cualquier objeto tan cercano será vaporizado por el fuerte viento estelar.
Rigel está pasando actualmente por la región de la nebulosa. En consecuencia, la estrella ilumina varias nubes de polvo situadas en las cercanías. El más destacado de ellos es IC 2118 (la Nebulosa Cabeza de Bruja). Rigel también está asociado con la Nebulosa de Orión (M42), que se encuentra más o menos en la misma línea visual que la estrella, aunque se encuentra a casi el doble de distancia de la Tierra.
Rigel es una estrella binaria famosa, que fue observada por primera vez por Vasily Yakovlevich Struve en 1831. Aunque Rigel B tiene una magnitud relativamente débil, su proximidad a Rigel A, que es 500 veces más brillante, lo convierte en uno de los objetivos de los astrónomos aficionados. Según los cálculos, Rigel B se separa de Rigel A a una distancia de 2200 unidades astronómicas. Debido a la distancia tan colosal entre ellos, no hay señales de movimiento orbital, aunque tienen el mismo movimiento propio.
Rigel B en sí es un binario espectroscópico que consta de dos estrellas de secuencia principal que orbitan un centro de gravedad común cada 9,8 días. Ambas estrellas pertenecen a la clase espectral B9V.
Rigel es una estrella variable, que no es común en supergigantes, con un rango de magnitud de 0,03-0,3, cambiando cada 22-25 días.
Proción
La estrella Procyon o Alpha Canis Minor es la estrella más brillante de la constelación Canis Minor. Con una magnitud aparente de 0,38, Procyon es la octava estrella más brillante del cielo nocturno. Su magnitud absoluta es de 2,6 y la distancia a la Tierra es de 11,4 años luz.
Procyon tiene un tipo espectral de F5IV-V, una temperatura superficial de 6650° Kelvin y una luminosidad 6,9 veces mayor que la del Sol. La masa de la estrella es 1,4 veces la masa del Sol y el diámetro es 2 veces.
La imagen de arriba muestra una fotografía sin comprimir de la estrella Procyon (norte arriba) tomada con el astrógrafo Takahashi E-180.
A simple vista, Procyon parece una sola estrella. De hecho, Procyon es un sistema estelar binario que consiste en una enana blanca de secuencia principal (clase espectral F5 IV-V) llamada Procyon A y una enana blanca tenue (clase espectral DA) llamada Procyon B. Procyon se ve tan brillante no por su luminosidad , pero debido a la proximidad al Sol. El sistema se encuentra a una distancia de 11,46 años luz (3,51 parsecs) y es uno de nuestros vecinos más cercanos.
Se estima que la temperatura de la superficie de Procyon A es de 6530° Kelvin, lo que le da un tono blanco. La masa de Procyon A es de 1,4 masas solares, el radio es igual a dos radios solares y su luminosidad es 6,9 veces mayor que la del Sol. Procyon A es bastante brillante para su clase, lo que implica una conversión completa de hidrógeno a helio en su núcleo. En última instancia, la estrella comenzará a expandirse y aumentar su volumen de 80 a 150 veces. Esto debería suceder dentro de 10 a 100 millones de años.
Al igual que Sirius B, Procyon B es una enana blanca que se aisló como una entidad separada mucho antes de ser observada. Su existencia fue predicha por primera vez por Friedrich Bessel en 1844. Aunque Arthur Overs calculó sus características orbitales en 1862, Procyon B no se confirmó visualmente hasta 1896, cuando John Martin Scheberle lo observó en las coordenadas predichas con un refractor de 36 pulgadas en el Observatorio Lick.
Con una masa de 0,6 masas solares, Procyon B es significativamente menos masivo que Sirius B. Sin embargo, Procyon B es estructuralmente más grande que su vecino más conocido, con un radio estimado de 8600 km, en comparación con los 5800 km de Sirius B. Temperatura de la superficie la estrella Procyon B tiene 7740° Kelvin, que también es mucho más fría que Sirius B. Esto indica su menor masa y mayor edad. La estrella progenitora de Procyon B tenía una masa de aproximadamente 2,5 masas solares y llegó al final de su vida hace aproximadamente 1.700 millones de años. Por esta razón, se cree que Procyon A tiene 2 mil millones de años.
La estrella Procyon forma uno de los tres picos del Triángulo de Invierno, junto con Sirius y Betelgeuse.
Betelgeuse
La estrella Betelgeuse o Alpha Orionis es la segunda estrella más brillante de la constelación de Orión. Con una magnitud aparente de 0,5, Betelgeuse es la novena estrella más brillante del cielo nocturno. Su magnitud absoluta es -5,14 y la distancia a la Tierra es de 530 años luz.
Betelgeuse tiene un tipo espectral M2Iab, una temperatura superficial de 3500° Kelvin y una luminosidad 140.000 veces mayor que la del Sol. La estrella tiene una masa igual a 18 masas solares y un diámetro igual a 1180 diámetros solares.
La imagen de arriba muestra una fotografía sin comprimir de la estrella Betelgeuse (norte arriba) tomada con el astrógrafo Takahashi E-180.
La supergigante roja Betelgeuse es una de las estrellas más grandes y brillantes conocidas. Si estuviera ubicado en el centro de nuestro sistema solar, su superficie engulliría toda la parte interna del sistema solar (Mercurio, Venus, la Tierra y Marte), traspasaría el cinturón de asteroides y posiblemente llegaría a Júpiter. Sin embargo, debido al hecho de que la distancia entre la estrella y la Tierra ha cambiado en el último siglo en el rango de 180 a 1300 años luz, es bastante difícil calcular su diámetro y luminosidad. Actualmente se cree que Betelgeuse se encuentra a 640 años luz de la Tierra, lo que le da una magnitud absoluta promedio de alrededor de -6,05.
En 1920, Alpha Orionis se convirtió en la primera estrella (después del Sol) en medir su diámetro angular. Desde entonces, los investigadores han utilizado una serie de telescopios para medir este gigante estelar, cada uno con diferentes parámetros técnicos, a menudo con resultados contradictorios. El rango visible actual del diámetro de la estrella oscila entre 0,043 y 0,056 segundos. Este es un objetivo en movimiento real, ya que la estrella Betelgeuse cambia periódicamente de forma. Además, Betelgeuse tiene un caparazón complejo y asimétrico causado por la colosal pérdida de masa debido a los enormes chorros de gas que escapan de la superficie. Incluso hay evidencia de que Betelgeuse tiene una compañera estelar orbitando su envoltura gaseosa, lo que contribuye al comportamiento excéntrico de la estrella.
Se cree que Betelgeuse tiene solo 10 millones de años, pero evolucionó rápidamente debido a su gran masa. La estrella parece ser un fugitivo del cúmulo estelar OB1 de Orión, que incluye estrellas de tipo O y B en el cinturón de Orión (Alnitak, Alnilam y Mintaka). Betelgeuse se encuentra actualmente en una etapa evolutiva tardía y se espera que explote como una supernova Tipo II en los próximos millones de años.
Con un tinte rojizo distintivo, es una estrella variable semirregular cuya magnitud aparente varía entre 0,2 y 1,2. La estrella es la esquina superior derecha del Triángulo de Invierno, junto con Sirius y Procyon.
Betelgeuse es fácil de detectar en el cielo nocturno, ya que aparece muy cerca del famoso cinturón de Orión. En el hemisferio norte, se puede ver crecer en el este justo después de la puesta del sol en enero. A mediados de marzo, la estrella aparece en el sur del cielo vespertino y es visible desde prácticamente todas las regiones habitadas del globo. En las principales ciudades del hemisferio sur (como Sydney, Buenos Aires y Ciudad del Cabo), la estrella se eleva casi 49° sobre el horizonte.
altaïr
La estrella Altair o Alpha Aquila es la estrella más brillante de la constelación de Aquila. Con una magnitud aparente de 0,77, Altair es la duodécima estrella más brillante del cielo nocturno. Su magnitud absoluta es de 2,3 y la distancia a la Tierra es de 18 años luz.
Altair tiene un tipo espectral de A7Vn, una temperatura superficial de 7500° Kelvin y una luminosidad 10,6 veces mayor que la del Sol. Su masa es de 1,79 masas solares y su diámetro es 1,9 veces mayor que el del Sol.
La imagen de arriba muestra una fotografía sin comprimir de la estrella Altair (norte arriba) tomada con el astrógrafo Takahashi E-180.
Situada a 18 años luz (5,13 parsecs) de distancia, Altair es una de las estrellas más cercanas visibles a simple vista. Junto con Beta Aquila y Tarazed, la estrella forma una conocida línea de estrellas a veces llamada la familia Aquila. Altair forma uno de los vértices del Triángulo de Verano junto con Deneb y Vega.
Altair es una estrella de secuencia principal de tipo A. Tiene una velocidad de rotación extremadamente alta, que alcanza los 210 kilómetros por segundo en el ecuador. Por lo tanto, un período es de aproximadamente 9 horas. En comparación, el Sol tarda poco más de 25 días en completar una rotación completa en el ecuador. Esta rápida rotación hace que el Altair quede ligeramente aplanado. Su diámetro ecuatorial es un 20 por ciento mayor que el polar.
Aldebarán
La estrella Aldebarán o Alfa Tauro es la estrella más brillante de la constelación de Tauro. Con una magnitud aparente de 0,85, Aldebarán es la decimocuarta estrella más brillante del cielo nocturno. Su magnitud absoluta es -0,3 y la distancia a la Tierra es de 65 años luz.
Aldebarán tiene un tipo espectral de K5III, una temperatura superficial de 4010° Kelvin y una luminosidad 425 veces mayor que la del Sol. La estrella Aldebarán tiene una masa de 1,7 masas solares y un diámetro 44,2 veces mayor que el del Sol.
La imagen de arriba muestra una fotografía sin comprimir de la estrella Aldebarán (norte arriba) tomada con el astrógrafo Takahashi E-180.
Aldebarán es un gigante naranja que se ha movido de la línea principal de la secuencia Hertzsprung-Russell. Ha agotado el combustible de hidrógeno en su núcleo y el proceso de fusión de hidrógeno ha cesado. Aunque todavía no es lo suficientemente alta como para fusionar el helio, la temperatura del núcleo de la estrella aumentó significativamente debido a la presión gravitacional y la estrella se expandió a 44,2 diámetros solares, alcanzando un valor de 61 millones de kilómetros. El satélite Hipparcos midió la distancia a la estrella, que es de 65 años luz (20,0 parsecs). Aldebaran es una estrella LB ligeramente variable. Sus fluctuaciones en magnitud aparente son del orden de 0,2.
Aldebaran es una de las estrellas más simples que se encuentran en el cielo nocturno, en parte por su brillo y en parte por su ubicación espacial en relación con uno de los asterismos más prominentes del cielo. Si sigues las tres estrellas del cinturón de Orión de izquierda a derecha (hemisferio norte) o de derecha a izquierda (sur), la primera estrella brillante que encuentras a medida que avanzas por esta línea es Aldebarán.
Aldebarán es más brillante entre los miembros del grupo Hyades de cúmulos estelares abiertos, que forman la "cabeza de toro" en la constelación de Tauro. Sin embargo, Aldebarán estaba en la línea de visión entre la Tierra y las Hyades. El cúmulo de estrellas en realidad se encuentra el doble de lejos, a una distancia de 150 años luz.
El nombre Aldebarán proviene del árabe y se traduce literalmente como "seguidor", aparentemente debido al hecho de que esta estrella brillante parece seguir a las Pléyades o al cúmulo estelar de las Siete Hermanas en el cielo nocturno.
Antarés
La estrella Antares o Alpha Scorpii es la estrella más brillante de la constelación de Escorpio. Con una estrella aparente de 0,96, Antares es la decimosexta estrella más brillante del cielo. Su magnitud absoluta es -5,28 y su distancia a la Tierra es de 604 años luz.
Antares tiene un tipo espectral de M1.5Iab, una temperatura superficial de 3500° Kelvin y una luminosidad 65.000 veces mayor que la del Sol. La masa de la estrella es de 15,5 masas solares y su diámetro es 800 veces mayor que el del Sol.
La imagen de arriba muestra una fotografía sin comprimir de la estrella Antares (norte arriba) tomada con el astrógrafo Takahashi E-180.
Antares es una supergigante. Si se coloca en el centro del sistema solar, entonces su superficie exterior estará entre las órbitas de Marte y Júpiter. Según las mediciones de paralaje, Antares está a 550 años luz (170 parsecs) de la Tierra. Antares tiene una luminosidad visual 10.000 veces mayor que la del Sol, pero como la estrella emite una cantidad importante de energía en el infrarrojo, su luminosidad bolométrica es 65.000 veces mayor que la del Sol. Antares es también una estrella variable irregular (tipo LC) cuya magnitud aparente oscila entre 0,88 y 1,16.
Antares está en oposición al Sol alrededor del 31 de mayo de cada año. En este momento, la estrella es visible durante toda la noche. Durante aproximadamente dos o tres semanas antes y después del 30 de noviembre, Antares no es visible en el cielo nocturno, ya que se pierde en el resplandor del sol. Junto con Aldebaran, Spica y Regulus, es una de las cuatro estrellas más brillantes ubicadas cerca de la eclíptica.
Antares tiene una estrella compañera secundaria, Antares B, cuya separación angular cambió de 3,3 segundos de arco en 1854 a 2,86 segundos de arco en 1990. La estrella es generalmente difícil de ver debido al resplandor de Antares A.
espiga
La estrella Spica o Alpha Virgo es la estrella más brillante de la constelación de Virgo. Con una magnitud aparente de 0,98, Spica es la decimoquinta estrella más brillante del cielo nocturno. Su magnitud absoluta es -3,2 y la distancia a la Tierra es de 262 años luz.
Spica tiene un tipo espectral de B1V, una temperatura superficial de 22.400° Kelvin y una luminosidad 12.100 veces mayor que la del Sol. Su masa alcanza las 10,3 masas solares y su diámetro es de 7,4 diámetros solares.
La imagen de arriba muestra una fotografía sin comprimir de la estrella Spica (Norte arriba) tomada con el astrógrafo Takahashi E-180.
Spica es una estrella binaria cercana cuyos componentes completan una revolución alrededor de un centro de masa común cada cuatro días. Están ubicados lo suficientemente cerca uno del otro que no se pueden ver en un telescopio como dos estrellas separadas. Los cambios en el movimiento orbital de este par dan como resultado un desplazamiento Doppler en las líneas de absorción de sus respectivos espectros, lo que los convierte en un par binario espectral. Los parámetros orbitales de este sistema se derivaron por primera vez mediante mediciones espectroscópicas.
La estrella principal tiene un tipo espectral B1 III-IV. La clase de luminosidad no coincide con el espectro de la estrella, que se encuentra entre una estrella subgigante y una gigante, y ya no es una estrella de secuencia principal de tipo B. Es una estrella masiva con 10 veces la masa del Sol y siete veces el radio. La luminosidad total de esta estrella es 12.100 veces la del Sol y ocho veces la de su compañera. La estrella principal de este par es una de las estrellas más cercanas al Sol que tiene suficiente masa para terminar su vida en una explosión de supernova Tipo II.
La estrella anfitriona está clasificada como una estrella variable de tipo Beta Cephei, cuyo brillo cambia en un valor de 0,1738 cada día. El espectro muestra la variación de la velocidad radial con el mismo período, lo que indica que la superficie de la estrella pulsa regularmente. Esta estrella está girando rápido. La velocidad de rotación a lo largo del ecuador es de 199 km/s.
La estrella secundaria de este sistema es una de las pocas estrellas en las que se observa el efecto Struve-Sahade. Este es un cambio anómalo en la fuerza de las líneas espectrales durante una órbita, donde las líneas se vuelven más débiles a medida que la estrella se aleja del observador. Esta estrella es más pequeña que la principal. Su masa es siete veces la del Sol, y el radio de la estrella es 3,6 veces el radio del Sol. La estrella tiene un tipo espectral de B2 V, lo que la convierte en una estrella de secuencia principal.
Spica es una variable elipsoidal donde las estrellas están distorsionadas por la fuerza gravitatoria. Este efecto provoca un cambio en la magnitud aparente del sistema estelar en un valor igual a 0,03 por intervalo de tiempo, que corresponde al período orbital. Esta pequeña disminución de magnitud es apenas perceptible visualmente. Las tasas de rotación de ambas estrellas son más rápidas que su período orbital. Esta falta de sincronización y la alta elipticidad de su órbita pueden indicar que se trata de un sistema estelar joven. Con el tiempo, la interacción de marea mutua del par puede conducir a la sincronización rotacional y la ciclación de la órbita.
Pólux
La estrella Pollux o Beta Gemini es la estrella más brillante de la constelación de Géminis. Con una magnitud aparente de 1,14, Pólux es la decimoséptima estrella más brillante del cielo. Su magnitud absoluta es de 0,7 y la distancia a la Tierra es de 40 años luz.
Pollux tiene un tipo espectral de K0IIIb, una temperatura superficial de 4865° Kelvin y una luminosidad 32 veces mayor que la del Sol. Su masa es de 1,86 masas solares y su diámetro es 8 veces mayor que el del Sol.
La imagen de arriba muestra una fotografía sin comprimir de la estrella Pólux (norte arriba) tomada con el astrógrafo Takahashi E-180.
Las estrellas gemelas Cástor y Pólux se ven mejor durante las tardes de primavera del norte. A diferencia de los gemelos de la vida real, Castor y Pollux tienen poco en común. Castor es una estrella cuádruple blanca compuesta de componentes blancos bastante cercanos (clase espectral A), mientras que Pollux es un gigante naranja frío (clase espectral K0IIIb).
El emparejamiento cercano con Castor le da a Pollux un color más brillante. Una estrella situada a 34 años luz de distancia tiene una luminosidad total 46 veces mayor que la del sol. Con su temperatura fría (4770° Kelvin) y un diámetro 10 veces mayor que el del Sol, Pólux es más pequeño que la mayoría de sus primos gigantes fríos y solo una cuarta parte del diámetro de Aldebarán. En su núcleo profundo tiene lugar el proceso de fusión de hidrógeno en helio, que es típico de la mayoría de las gigantes rojas. La estrella emite rayos X y parece tener una corona magnetizada.
En 2006, se descubrió un exoplaneta orbitando a Pólux, lo que la convirtió en la estrella más brillante del cielo con un exoplaneta conocido. Con una masa de al menos 2,9 veces la de Júpiter, el planeta se encuentra en una órbita circular a una distancia de 1,69 unidades astronómicas, con un período de rotación de 590 días (1,6 años).
Fomalhaut
La estrella Fomalhaut, o alfa pez del sur, es la estrella más brillante de la constelación del pez del sur. Con una magnitud aparente de 1,16, Fomalhaut es la decimoctava estrella más brillante del cielo. Su magnitud absoluta es 2,0 y se encuentra a una distancia de 22 años luz.
Fomalhaut tiene un tipo espectral de A3Va, una temperatura superficial de 8750° Kelvin y una luminosidad 17,9 veces mayor que la del Sol.
La imagen de arriba muestra una fotografía sin comprimir de la estrella Fomalhaut (Norte arriba) tomada con el astrógrafo Takahashi E-180.
Fomalhaut es una estrella relativamente joven, de unos 300 millones de años, con una vida útil potencial de hasta mil millones de años. La estrella tiene una deficiencia de metales en comparación con el Sol, lo que significa que está compuesta por un porcentaje menor de elementos distintos del hidrógeno y el helio. La metalicidad de una estrella se determina midiendo la abundancia de hierro en la fotosfera en relación con el hidrógeno. En 1997, estudios espectroscópicos mostraron un valor equivalente al 93% del volumen de hierro en el Sol, pero estudios más recientes han demostrado que el valor puede ser en realidad la mitad.
Fomalhaut es una de las 16 estrellas pertenecientes al Castor Moving Group of Stars. Esta es una asociación de estrellas que comparte el movimiento general de las estrellas en el espacio y por lo tanto se pueden conectar físicamente. Los otros miembros de este grupo son Castor y Vega. Los científicos estiman que este grupo en movimiento tiene unos 200 millones de años. La estrella vecina TW Southern Piscis, que también es miembro de este grupo, puede formar pareja física con Fomalhaut.
Fomalhaut está rodeado por un disco de escombros toroidales con un borde interior muy afilado a una distancia radial de 133 UA. El polvo se distribuye en un cinturón de unas 25 AU de ancho y, a veces, se lo denomina "Cinturón de Kuiper de Fomalhaut". Se cree que el disco de polvo de Fomalhaut es protoplanetario y emite radiación infrarroja. Las mediciones de rotación de Fomalhaut indican que el disco está en el plano ecuatorial de la estrella, como sugiere la teoría de la formación de estrellas y planetas.
Fomalhaut es de particular importancia en la investigación exosolar, ya que es el centro del primer sistema estelar con un exoplaneta (Fomalhaut b) visto en longitudes de onda visibles. La masa del planeta es aproximadamente no más de tres veces la masa de Júpiter y no menos que la masa de Neptuno.
Deneb
La estrella Deneb o Alpha Cygnus es la estrella más brillante de la constelación Cygnus. Con una magnitud aparente de 1,25, Deneb es la decimonovena estrella más brillante del cielo. Su magnitud absoluta es -7,2 y la distancia a la Tierra es de 1550 años luz.
Deneb tiene un tipo espectral de A2Ia, una temperatura superficial de 8525° Kelvin y una luminosidad 54.000 veces mayor que la del Sol. Su masa es de 20 masas solares y su diámetro es de 110 diámetros solares.
La imagen de arriba muestra una fotografía sin comprimir de la estrella Deneb (Norte arriba) tomada con el astrógrafo Takahashi E-180.
Deneb junto con Altair y Vega forman las cimas del Triángulo de Verano. Con una magnitud absoluta de 7,2, Deneb es una de las estrellas más brillantes que conocemos. Su luminosidad se estima en 60.000 veces la del Sol. Se desconoce su distancia exacta a la Tierra, lo que hace que las determinaciones de muchas de las otras propiedades de Deneb también sean inexactas. Sin embargo, el velo de incertidumbre sobre esta estrella fue levantado por una investigación en 2007. Según los resultados, la distancia más probable a la que se encuentra la estrella es de unos 1550 años luz. El error de cálculo permite una distancia de 1340 a 1840 años luz. Deneb es la estrella conocida más lejana de primera magnitud.
Según su temperatura y luminosidad, así como las mediciones directas de su diminuto diámetro angular (solo 0,002 segundos de arco), Deneb parece tener un diámetro 110 veces mayor que el del Sol. Si se colocara en el centro de nuestro sistema solar, Deneb ocuparía la mitad de la trayectoria de la órbita terrestre. Alpha Cygnus es una de las estrellas blancas más grandes que conocemos.
El color blanco azulado, la alta masa y la temperatura de la supergigante significan que la estrella tendrá una vida útil muy corta y probablemente se convertirá en supernova dentro de unos pocos millones de años. En su núcleo, el proceso de fusión del hidrógeno ya se está deteniendo. Actualmente, es probable que Deneb se esté expandiendo a una supergigante roja como Mu Cephei. Mientras lo haga, la estrella pasará por los tipos espectrales F, G, K y M.
El viento solar de Deneb hace que pierda masa a un ritmo de 0,8 millones de masas solares por año, 100.000 veces el flujo del Sol. Es el prototipo de una clase de estrellas variables conocidas como variables Alpha Cygnus. Su superficie está sujeta a vibraciones no radiales que provocan cambios en su brillo y clase espectral.
Régulo
La estrella Regulus o Alpha Leo es la estrella más brillante de la constelación de Leo. Con una magnitud aparente de 1,35, Regulus es la 21.ª estrella más brillante del cielo. Su valor absoluto es -0,3 y la distancia a la Tierra es de 69 años luz.
Regulus tiene una clase espectral de B7Vn, una temperatura superficial de 10300° Kelvin y una luminosidad 150 veces mayor que la del Sol. La masa de la estrella es de 3,5 masas solares y el diámetro es de 3,2 diámetros solares.
La imagen de arriba muestra una fotografía sin comprimir de la estrella Regulus (norte arriba) tomada con el astrógrafo Takahashi E-180.
Regulus es un sistema estelar múltiple que consta de cuatro estrellas. Regulus A es un sistema estelar binario que consta de una estrella de secuencia principal de color blanco azulado (clase espectral B7V), que supuestamente orbita alrededor de una enana blanca con una masa de 0,3 masas solares. Estas dos estrellas tardan unos 40 días en completar una órbita completa alrededor de su centro de masa común.
La estrella principal, Regulus A, es una estrella joven con una masa de aproximadamente 3,5 masas del Sol, cuya edad es de varios cientos de millones de años. La estrella está girando bastante rápido. Su período es de solo 15,9 horas, lo que conduce a una distorsión de la forma de la estrella y al llamado eclipse gravitacional: la fotosfera en los polos de esta estrella es mucho más caliente y cinco veces más brillante por unidad de superficie que en el ecuatorial. región. Si girara un 16% más rápido, la gravedad de la estrella sería más débil que la fuerza centrífuga y la estrella se desgarraría a sí misma.
Dada la forma altamente distorsionada de la estrella principal, el movimiento orbital relativo de un par binario puede ser sorprendentemente diferente de los dos cuerpos de Kepler puros debido a las constantes perturbaciones que afectan su período orbital. En otras palabras, la tercera ley de Kepler, que se define para dos masas puntuales, no se aplica a este par binario debido a la forma demasiado distorsionada de la estrella principal.
A una distancia de unas 4200 unidades astronómicas de Regulus A, hay un sistema estelar binario que comparte una rotación propia común. Designados como Regulus B (clase espectral K2V) y Regulus C (clase espectral M4V), el par tiene un período orbital de 2000 años y están separados por unas 100 unidades astronómicas.
La luz que emana de este par de estrellas domina el par binario Regulus A. Regulus B, cuando se ve por separado, es un objeto binocular con una estrella aparente de magnitud 8,1, y su compañero estelar Regulus es 13,5. Regulus A es una estrella binaria espectroscópica: la estrella secundaria de este par aún no ha sido observada directamente, ya que es mucho más débil que la principal. El par B y C están ubicados a una distancia angular de 177 segundos de arco de Regulus A, lo que lo hace invisible para los telescopios de aficionados.
De las estrellas más brillantes del cielo, Regulus es la más cercana al plano de la eclíptica y la Luna la oscurece regularmente. Las ocultaciones de Mercurio y Venus también son posibles, pero raras, al igual que la ocultación de asteroides. El último eclipse planetario (planeta Venus) de la estrella Regulus ocurrió el 7 de julio de 1959. El próximo ocurrirá el 1 de octubre de 2044 y también por Venus. Otros planetas no oscurecerán a Regulus durante los próximos milenios debido a sus posiciones.
adara
La Estrella de Adara, o Epsilon Canis Major, es la segunda estrella más brillante de la constelación Can Major. Con una magnitud aparente de 1,5, Adara es la 22ª estrella más brillante del cielo. Su valor absoluto es -4,8 y la distancia a la Tierra es de aproximadamente 400 años luz.
Adara tiene un tipo espectral B2II, una temperatura superficial de 24.750° Kelvin y una luminosidad 20.000 veces mayor que la del Sol. La estrella tiene una masa de 10 masas solares.
La imagen de arriba muestra una fotografía sin comprimir de la estrella Adara (norte arriba) tomada con el astrógrafo Takahashi E-180.
Adara es una estrella binaria a 430 años luz de la Tierra. La estrella primaria tiene un color blanco azulado (clase espectral B2) con una temperatura superficial elevada (25.000° K). Emite una radiación total que es 20.000 veces mayor que la del Sol. Si esta estrella estuviera a la misma distancia que Sirio, eclipsaría a todas las demás estrellas del cielo y sería 15 veces más brillante que el planeta Venus. Esta estrella es también una de las fuentes ultravioleta más potentes del cielo. Esta es una fuerte fuente de fotones capaz de ionizar átomos de hidrógeno en el gas interestelar cerca del Sol, y esto es muy importante para determinar el estado de ionización de la nube interestelar.
La estrella compañera tiene una magnitud aparente de 7,5 y se encuentra a 7,5 segundos de arco de la estrella principal. Sin embargo, esta estrella solo se puede ver con grandes telescopios, ya que la estrella principal es unas 250 veces más brillante que su compañera.
Hace unos millones de años, Adara estaba mucho más cerca del Sol que en la actualidad, lo que hacía que brillara mucho más en el cielo nocturno. Hace unos 4.700.000 años, Adara se encontraba a 34 años luz del Sol y era una estrella muy brillante con una magnitud aparente de -3,99. Ninguna otra estrella ha alcanzado este brillo desde entonces, y ninguna otra estrella alcanzará este brillo en los próximos cinco millones de años.
Castor
La estrella Castor o Alpha Gemini es la segunda estrella más brillante de la constelación de Géminis. Con una magnitud aparente de 1,57, Castor es la 23ª estrella más brillante del cielo. Su magnitud absoluta es 0,5 y su distancia a la Tierra es de 49 años luz.
Castor tiene un tipo espectral de A1V + A2V, una temperatura superficial de 10.300° Kelvin y una luminosidad 30 veces mayor que la del Sol. La masa de la estrella es de 2,2 masas solares y el diámetro es 2,3 veces mayor que el del Sol.
La imagen de arriba muestra una imagen sin comprimir de la estrella Castor (norte arriba) tomada con el astrógrafo Takahashi E-180.
Visualmente, la estrella doble Castor fue descubierta en 1678. Su magnitud aparente es 2,0 y 2,9 (la magnitud combinada es 1,58). Las estrellas blancas calientes separadas (clase espectral A) están separadas por 6 segundos de arco, y su período orbital alrededor de su centro de masa común es de 467 años. Cada uno de los componentes de este par es en sí mismo un binario espectroscópico, lo que convierte a castor en un sistema estelar cuádruple. Castor tiene un compañero débil, distante de él por 72 segundos de arco, pero con el mismo paralaje y movimiento propio. Este satélite es un sistema estelar binario oscurecido con un período de aproximadamente 1 día. Este sistema estelar binario es solo uno de varios en los que ambos componentes del par son estrellas enanas de clase M. Por lo tanto, Castor puede considerarse un sistema estelar séxtuple, con seis estrellas individuales unidas gravitacionalmente entre sí.
Gemelos de los "gemelos": las estrellas Cástor y Pólux se ven mejor durante las tardes de primavera. A diferencia de los gemelos de la vida real, Castor y Pollux tienen poco en común. Castor es una estrella cuádruple blanca compuesta de componentes blancos bastante cercanos (clase espectral A), mientras que Pollux es un gigante naranja frío (clase espectral K0IIIb). El emparejamiento cercano con Castor le da a Pollux un color más brillante.
Durante muchos siglos, millones de ojos humanos, al caer la noche, dirigen su mirada hacia arriba, hacia las misteriosas luces del cielo. estrellas en nuestro universo. Los antiguos vieron varias figuras de animales y personas en grupos de estrellas, y cada uno de ellos creó su propia historia. Más tarde, tales cúmulos comenzaron a llamarse constelaciones. Hasta la fecha, los astrónomos identifican 88 constelaciones que dividen el cielo estrellado en ciertas áreas, que pueden usarse para navegar y determinar la ubicación de las estrellas. En nuestro Universo, los objetos más numerosos accesibles al ojo humano son precisamente las estrellas. Son la fuente de luz y energía para todo el sistema solar. También crean los elementos pesados necesarios para el origen de la vida. Y sin las estrellas del Universo no habría vida, porque el Sol cede su energía a casi todos los seres vivos de la Tierra. Calienta la superficie de nuestro planeta, creando así un cálido oasis lleno de vida entre el permafrost del espacio. El grado de brillo de una estrella en el universo está determinado por su tamaño.
¿Conoces la estrella más grande de todo el universo?
La estrella VY Canis Majoris, ubicada en la constelación Canis Major, es la mayor representante del mundo estelar. Actualmente es la estrella más grande del universo. La estrella se encuentra a 5 mil años luz del sistema solar. El diámetro de la estrella es de 2.900 millones de km.
Pero no todas las estrellas del universo son tan grandes. También existen las llamadas estrellas enanas.
Tamaños comparativos de estrellas
Los astrónomos evalúan la magnitud de las estrellas en una escala según la cual cuanto más brillante es la estrella, menor es su número. Cada número subsiguiente corresponde a una estrella diez veces menos brillante que la anterior. La estrella más brillante en el cielo nocturno del universo es Sirius. Su magnitud aparente es -1,46, lo que significa que es 15 veces más brillante que una estrella de magnitud cero. Las estrellas con una magnitud de 8 o más no se pueden ver a simple vista. Las estrellas también se dividen por color en clases espectrales que indican su temperatura. Existen las siguientes clases de estrellas en el Universo: O, B, A, F, G, K y M. La clase O corresponde a las estrellas más calientes del Universo: azul. Las estrellas más frías pertenecen a la clase M, su color es rojo.
| Clase | Temperatura, K | color verdadero | color visible | Principales características |
|---|---|---|---|---|
| O | 30 000—60 000 | azul | azul | Líneas débiles de hidrógeno neutro, helio, helio ionizado, Si, C, N ionizados múltiples. |
| B | 10 000—30 000 | blanco azul | blanco-azul y blanco | Líneas de absorción para helio e hidrógeno. Líneas H y K Ca II débiles. |
| UN | 7500—10 000 | blanco | blanco | Fuerte serie Balmer, las líneas H y K Ca II aumentan hacia la clase F. También comienzan a aparecer líneas metálicas más cercanas a la clase F. |
| F | 6000—7500 | amarillo blanco | blanco | Las líneas H y K de Ca II, las líneas metálicas son fuertes. Las líneas de hidrógeno comienzan a debilitarse. Aparece la línea Ca I. Aparece y se intensifica la banda G formada por las líneas Fe, Ca y Ti. |
| GRAMO | 5000—6000 | amarillo | amarillo | Las líneas H y K de Ca II son intensas. Línea Ca I y numerosas líneas metálicas. Las líneas de hidrógeno continúan debilitándose y aparecen bandas de moléculas de CH y CN. |
| k | 3500—5000 | naranja | naranja amarillento | Las líneas de metal y la banda G son intensas. Las líneas de hidrógeno son casi invisibles. Aparecen bandas de absorción de TiO. |
| METRO | 2000—3500 | rojo | rojo naranja | Las bandas de TiO y otras moléculas son intensas. La banda G se está debilitando. Las líneas de metal todavía son visibles. |
Contrariamente a la creencia popular, vale la pena señalar que las estrellas del universo en realidad no parpadean. Esto es solo una ilusión óptica, el resultado de la interferencia atmosférica. Se puede observar un efecto similar en un caluroso día de verano, mirando asfalto u hormigón caliente. El aire caliente sube y parece como si estuvieras mirando a través de un cristal tembloroso. El mismo proceso provoca la ilusión del centelleo estelar. Cuanto más cerca esté una estrella de la Tierra, más "parpadeará" porque su luz viaja a través de las capas más densas de la atmósfera.
Centro nuclear de las estrellas del Universo
Una estrella en el universo es un foco nuclear gigante. La reacción nuclear en su interior convierte el hidrógeno en helio a través del proceso de fusión, por lo que la estrella adquiere su energía. Los núcleos atómicos de hidrógeno con un protón se combinan para formar átomos de helio con dos protones. El núcleo de un átomo de hidrógeno ordinario tiene un solo protón. Los dos isótopos de hidrógeno también contienen un protón, pero también tienen neutrones. El deuterio tiene un neutrón, mientras que el tritio tiene dos. En el interior de una estrella, un átomo de deuterio se combina con un átomo de tritio para formar un átomo de helio y un neutrón libre. Como resultado de este largo proceso, se libera una enorme cantidad de energía.
Para las estrellas de secuencia principal, la principal fuente de energía son las reacciones nucleares que involucran hidrógeno: el ciclo protón-protón, característico de estrellas con una masa cercana a la solar, y el ciclo CNO, que ocurre solo en estrellas masivas y solo en presencia de carbono en su composición. En las últimas etapas de la vida de una estrella, también pueden tener lugar reacciones nucleares con elementos más pesados, hasta el hierro.
| Ciclo protón-protón | ciclo CNO | |
| Cadenas principales |
|
|
Cuando se agota el suministro de hidrógeno de una estrella, comienza a convertir el helio en oxígeno y carbono. Si la estrella es lo suficientemente masiva, el proceso de transformación continuará hasta que el carbono y el oxígeno formen neón, sodio, magnesio, azufre y silicio. Como resultado, estos elementos se convierten en calcio, hierro, níquel, cromo y cobre hasta que el núcleo es completamente metálico. Tan pronto como esto suceda, la reacción nuclear se detendrá, ya que el punto de fusión del hierro es demasiado alto. La presión gravitacional interna se vuelve más alta que la presión externa de la reacción nuclear y, eventualmente, la estrella colapsa. El desarrollo posterior de los eventos depende de la masa inicial de la estrella.
Tipos de estrellas en el universo.
La secuencia principal es el período de existencia de las estrellas del Universo, durante el cual tiene lugar una reacción nuclear en su interior, que es el segmento más largo de la vida de una estrella. Nuestro Sol se encuentra actualmente en este período. En este momento, la estrella sufre pequeñas fluctuaciones de brillo y temperatura. La duración de este período depende de la masa de la estrella. En las grandes estrellas masivas es más corta, mientras que en las pequeñas es más larga. Las estrellas muy grandes tienen suficiente combustible interno para varios cientos de miles de años, mientras que las estrellas pequeñas como el Sol brillarán durante miles de millones de años. Las estrellas más grandes se convierten en gigantes azules durante la secuencia principal.
Tipos de estrellas en el universo. |
|
| gigante roja- Esta es una gran estrella rojiza o naranja. Representa la última etapa del ciclo, cuando el suministro de hidrógeno llega a su fin y el helio comienza a convertirse en otros elementos. Un aumento en la temperatura interna del núcleo conduce al colapso de la estrella. La superficie exterior de la estrella se expande y se enfría, haciendo que la estrella se vuelva roja. Las gigantes rojas son muy grandes. Su tamaño es cien veces mayor que el de las estrellas ordinarias. Los más grandes de los gigantes se convierten en supergigantes rojas. Una estrella llamada Betelgeuse en la constelación de Orión es el ejemplo más llamativo de una supergigante roja. |  |
| enano blanco- esto es lo que queda de una estrella ordinaria después de pasar la etapa de gigante roja. Cuando una estrella se queda sin combustible, puede liberar parte de su materia al espacio, formando una nebulosa planetaria. Lo que queda es el núcleo muerto. En él no es posible una reacción nuclear. Brilla debido a su energía restante, pero tarde o temprano termina, y luego el núcleo se enfría, convirtiéndose en una enana negra. Las enanas blancas son muy densas. No son más grandes que la Tierra en tamaño, pero su masa se puede comparar con la masa del Sol. Estas son estrellas increíblemente calientes, que alcanzan temperaturas de 100.000 grados o más. |  |
| enana marrón también llamada subestrella. Durante su ciclo de vida, algunas protoestrellas nunca alcanzan la masa crítica para iniciar procesos nucleares. Si la masa de una protoestrella es solo 1/10 de la masa del Sol, su resplandor será de corta duración, después de lo cual se desvanecerá rápidamente. Lo que queda es la enana marrón. Es una enorme bola de gas, demasiado grande para ser un planeta y demasiado pequeña para ser una estrella. Es más pequeño que el Sol, pero varias veces más grande que Júpiter. Las enanas marrones no emiten ni luz ni calor. Esto es solo un coágulo oscuro de materia que existe en la inmensidad del universo. |  |
| cefeida es una estrella de luminosidad variable, cuyo ciclo de pulsaciones varía desde unos pocos segundos hasta varios años, dependiendo de la variedad de la estrella variable. Las cefeidas suelen cambiar su luminosidad al principio de la vida y al final de esta. Son internos (luminosidad cambiante debido a procesos dentro de la estrella) y externos, brillo cambiante debido a factores externos, como la influencia de la órbita de la estrella más cercana. Esto también se llama un sistema dual. |  |
| Muchas estrellas del universo forman parte de grandes sistemas estelares. estrellas dobles- un sistema de dos estrellas, conectadas gravitacionalmente entre sí. Giran en órbitas cerradas alrededor de un único centro de masa. Se ha comprobado que la mitad de todas las estrellas de nuestra galaxia tienen un par. Visualmente, las estrellas emparejadas parecen dos estrellas separadas. Pueden determinarse por el desplazamiento de las líneas del espectro (efecto Doppler). En las binarias eclipsantes, las estrellas se eclipsan periódicamente porque sus órbitas se encuentran en un ángulo pequeño con respecto a la línea de visión. |  |
Ciclo de Vida de las Estrellas del Universo
Una estrella en el universo comienza su vida como una nube de polvo y gas llamada nebulosa. La gravedad de una estrella cercana o la onda expansiva de una supernova pueden provocar el colapso de la nebulosa. Los elementos de la nube de gas se unen en una región densa llamada protoestrella. Como resultado de la compresión posterior, la protoestrella se calienta. Como resultado, alcanza una masa crítica y comienza el proceso nuclear; gradualmente la estrella pasa por todas las fases de su existencia. La primera etapa (nuclear) de la vida de una estrella es la más larga y estable. La vida útil de una estrella depende de su tamaño. Las estrellas grandes consumen su combustible vital más rápido. Su ciclo de vida no puede durar más de unos pocos cientos de miles de años. Pero las estrellas pequeñas viven muchos miles de millones de años, ya que gastan su energía más lentamente.
Pero sea como fuere, tarde o temprano, el combustible estelar se acaba y entonces una estrella pequeña se convierte en una gigante roja y una estrella grande en una supergigante roja. Esta fase durará hasta que el combustible se agote por completo. En este momento crítico, la presión interna de la reacción nuclear se debilitará y ya no podrá equilibrar la fuerza de la gravedad y, como resultado, la estrella colapsará. Luego, las pequeñas estrellas del Universo, por regla general, reencarnan en una nebulosa planetaria con un núcleo brillante, llamado enana blanca. Con el tiempo, se enfría y se convierte en un coágulo oscuro de materia: una enana negra.
Para las grandes estrellas, las cosas suceden un poco diferente. Durante el colapso, liberan una increíble cantidad de energía y una poderosa explosión da lugar a una supernova. Si su magnitud es 1,4 veces la magnitud del Sol, entonces, lamentablemente, el núcleo no podrá mantener su existencia y, tras el próximo colapso, la supernova se convertirá en una estrella de neutrones. La materia interna de la estrella se encogerá hasta tal punto que los átomos formarán una densa capa compuesta por neutrones. Si la magnitud estelar es tres veces mayor que el valor solar, entonces el colapso simplemente la destruirá, la borrará de la faz del Universo. Todo lo que queda de él es un sitio de fuerte gravedad, apodado agujero negro.
La nebulosa dejada por la estrella del universo puede expandirse durante millones de años. Al final, se verá afectado por la gravedad de una cercana o por la onda expansiva de una supernova y todo volverá a repetirse. Este proceso tendrá lugar en todo el universo: un ciclo interminable de vida, muerte y renacimiento. El resultado de esta evolución estelar es la formación de elementos pesados necesarios para la vida. Nuestro sistema solar provino de la segunda o tercera generación de la nebulosa, y debido a esto, existen elementos pesados en la Tierra y otros planetas. Y esto significa que en cada uno de nosotros hay partículas de estrellas. Todos los átomos de nuestro cuerpo nacieron en un hogar atómico o como resultado de una devastadora explosión de supernova.
.
Las estrellas son muy diferentes: pequeñas y grandes, brillantes y no muy brillantes, viejas y jóvenes, calientes y frías, blancas, azules, amarillas, rojas, etc.
El diagrama de Hertzsprung-Russell le permite comprender la clasificación de las estrellas.
Muestra la relación entre la magnitud absoluta, la luminosidad, el tipo espectral y la temperatura superficial de una estrella. Las estrellas en este diagrama no están dispuestas al azar, sino que forman áreas bien definidas.
La mayoría de las estrellas se encuentran en los llamados Secuencia principal. La existencia de la secuencia principal se debe al hecho de que la etapa de quema de hidrógeno es ~90% del tiempo evolutivo de la mayoría de las estrellas: la quema de hidrógeno en las regiones centrales de la estrella conduce a la formación de un núcleo de helio isotérmico, la transición al escenario de la gigante roja y la salida de la estrella de la secuencia principal. La evolución relativamente breve de las gigantes rojas conduce, según su masa, a la formación de enanas blancas, estrellas de neutrones o agujeros negros.
Al estar en diferentes etapas de su desarrollo evolutivo, las estrellas se dividen en estrellas normales, estrellas enanas, estrellas gigantes.
Las estrellas normales son las estrellas de la secuencia principal. Nuestro sol es uno de ellos. A veces, estrellas tan normales como el Sol se llaman enanas amarillas.
enana amarilla
Una enana amarilla es un tipo de pequeña estrella de secuencia principal con una masa entre 0,8 y 1,2 masas solares y una temperatura superficial de 5000–6000 K.
La vida útil de una enana amarilla es en promedio de 10 mil millones de años.
Después de que se agota todo el suministro de hidrógeno, la estrella aumenta varias veces su tamaño y se convierte en una gigante roja. Un ejemplo de este tipo de estrella es Aldebarán.
La gigante roja expulsa sus capas exteriores de gas, formando nebulosas planetarias, y el núcleo colapsa en una pequeña y densa enana blanca.
Una gigante roja es una gran estrella rojiza o naranja. La formación de tales estrellas es posible tanto en la etapa de formación estelar como en las etapas posteriores de su existencia.
En una etapa temprana, la estrella irradia debido a la energía gravitatoria liberada durante la compresión, hasta que la compresión se detiene por el inicio de una reacción termonuclear.
En las últimas etapas de la evolución de las estrellas, después de que el hidrógeno se quema en su interior, las estrellas descienden de la secuencia principal y se trasladan a la región de las gigantes rojas y supergigantes del diagrama de Hertzsprung-Russell: esta etapa dura alrededor del 10% de el tiempo de la vida “activa” de las estrellas, es decir, las etapas de su evolución, durante las cuales tienen lugar reacciones de nucleosíntesis en el interior estelar.
La estrella gigante tiene una temperatura superficial relativamente baja, alrededor de 5000 grados. Un radio enorme, llegando a los 800 solares y debido a tamaños tan grandes, una luminosidad enorme. La máxima radiación recae en las regiones roja e infrarroja del espectro, por lo que se denominan gigantes rojas.
Los más grandes de los gigantes se convierten en supergigantes rojas. Una estrella llamada Betelgeuse en la constelación de Orión es el ejemplo más llamativo de una supergigante roja.
Las estrellas enanas son lo opuesto a las gigantes y pueden ser de la siguiente manera.
Una enana blanca es lo que queda de una estrella ordinaria con una masa que no excede las 1,4 masas solares después de pasar por la etapa de gigante roja.
Debido a la ausencia de hidrógeno, no se produce una reacción termonuclear en el núcleo de tales estrellas.
Las enanas blancas son muy densas. No son más grandes que la Tierra en tamaño, pero su masa se puede comparar con la masa del Sol.
Estas son estrellas increíblemente calientes, que alcanzan temperaturas de 100.000 grados o más. Brillan con la energía que les queda, pero con el tiempo se agota y el núcleo se enfría y se convierte en una enana negra.
Las enanas rojas son los objetos de tipo estelar más comunes en el universo. Las estimaciones de su abundancia oscilan entre el 70 y el 90% del número de todas las estrellas de la galaxia. Son bastante diferentes de otras estrellas.
La masa de las enanas rojas no supera un tercio de la masa solar (el límite de masa inferior es 0,08 solar, seguido de las enanas marrones), la temperatura superficial alcanza los 3500 K. Las enanas rojas tienen un tipo espectral M o K tardío. Las estrellas de este tipo emiten muy poca luz, a veces en 10.000 veces más pequeño que el Sol.
Dada su baja radiación, ninguna de las enanas rojas es visible desde la Tierra a simple vista. Incluso la enana roja más cercana al Sol, Próxima Centauri (la estrella del sistema triple más cercana al Sol) y la enana roja individual más cercana, la estrella de Barnard, tienen una magnitud aparente de 11,09 y 9,53, respectivamente. Al mismo tiempo, se puede observar a simple vista una estrella con una magnitud de hasta 7,72.
Debido a la baja tasa de combustión del hidrógeno, las enanas rojas tienen una vida útil muy larga: de decenas de miles de millones a decenas de billones de años (una enana roja con una masa de 0,1 masas solares se quemará durante 10 billones de años).
En las enanas rojas, las reacciones termonucleares que involucran helio son imposibles, por lo que no pueden convertirse en gigantes rojas. Con el tiempo, se encogen gradualmente y se calientan cada vez más hasta que agotan todo el suministro de combustible de hidrógeno.
Gradualmente, de acuerdo con los conceptos teóricos, se convierten en enanas azules, una clase hipotética de estrellas, mientras que ninguna de las enanas rojas ha logrado convertirse en una enana azul y luego en enanas blancas con un núcleo de helio.
Las enanas marrones son objetos subestelares (con masas en el rango de aproximadamente 0,01 a 0,08 masas solares o, respectivamente, de 12,57 a 80,35 masas de Júpiter y un diámetro aproximadamente igual al de Júpiter), en cuyas profundidades, en contraste con el principal secuencia estrellas, no hay reacción de fusión termonuclear con la conversión de hidrógeno en helio.
La temperatura mínima de las estrellas de la secuencia principal es de unos 4000 K, la temperatura de las enanas marrones se encuentra en el rango de 300 a 3000 K. Las enanas marrones se enfrían constantemente a lo largo de su vida, mientras que cuanto más grande es la enana, más lentamente se enfría.
enanas submarrones
Las enanas submarrones o subenanas marrones son formaciones frías que se encuentran por debajo del límite de masa de las enanas marrones. Su masa es inferior a una centésima parte de la masa del Sol o, respectivamente, 12,57 masas de Júpiter, el límite inferior no está definido. Son más comúnmente considerados planetas, aunque la comunidad científica aún no ha llegado a una conclusión final sobre qué se considera un planeta y qué es una enana submarrón.
enana negra
Las enanas negras son enanas blancas que se han enfriado y, por lo tanto, no irradian en el rango visible. Representa la etapa final en la evolución de las enanas blancas. Las masas de las enanas negras, como las masas de las enanas blancas, están limitadas desde arriba por 1,4 masas solares.
Una estrella binaria son dos estrellas unidas gravitacionalmente que giran alrededor de un centro de masa común.
A veces hay sistemas de tres o más estrellas, en tal caso general el sistema se denomina estrella múltiple.
En los casos en que un sistema estelar de este tipo no esté demasiado alejado de la Tierra, las estrellas individuales se pueden distinguir a través de un telescopio. Si la distancia es significativa, entonces es posible comprender que una estrella doble es posible ante los astrónomos solo por signos indirectos: fluctuaciones en el brillo causadas por eclipses periódicos de una estrella por otra y algunas otras.
Nueva estrella
Estrellas que repentinamente aumentan su luminosidad por un factor de 10.000. Una nova es un sistema binario que consta de una enana blanca y una estrella compañera de secuencia principal. En tales sistemas, el gas de la estrella fluye gradualmente hacia la enana blanca y periódicamente explota allí, provocando un estallido de luminosidad.
supernova
Una supernova es una estrella que termina su evolución en un catastrófico proceso explosivo. La llamarada en este caso puede ser varios órdenes de magnitud mayor que en el caso de una nueva estrella. Una explosión tan poderosa es consecuencia de los procesos que tienen lugar en la estrella en la última etapa de su evolución.
estrella neutrón
Las estrellas de neutrones (NS) son formaciones estelares con masas del orden de 1,5 masas solares y tamaños notablemente más pequeños que las enanas blancas, el radio típico de una estrella de neutrones es, presumiblemente, del orden de 10-20 kilómetros.
Consisten principalmente en partículas subatómicas neutras: neutrones, fuertemente comprimidos por fuerzas gravitatorias. La densidad de tales estrellas es extremadamente alta, es proporcional y, según algunas estimaciones, puede ser varias veces mayor que la densidad promedio del núcleo atómico. Un centímetro cúbico de materia neozelandesa pesaría cientos de millones de toneladas. La fuerza de la gravedad en la superficie de una estrella de neutrones es unas 100 mil millones de veces mayor que en la Tierra.
En nuestra galaxia, según los científicos, puede haber de 100 millones a mil millones de estrellas de neutrones, es decir, alrededor de una entre mil estrellas ordinarias.
púlsares
Los púlsares son fuentes cósmicas de radiación electromagnética que llegan a la Tierra en forma de ráfagas periódicas (pulsos).
Según el modelo astrofísico dominante, los púlsares son estrellas de neutrones en rotación con un campo magnético que está inclinado respecto al eje de rotación. Cuando la Tierra cae en el cono formado por esta radiación, es posible registrar un pulso de radiación que se repite a intervalos iguales al período de revolución de la estrella. Algunas estrellas de neutrones hacen hasta 600 revoluciones por segundo.
cefeida
Las cefeidas son una clase de estrellas variables pulsantes con una relación período-luminosidad bastante precisa, nombradas así por la estrella Delta Cephei. Una de las Cefeidas más famosas es la Estrella Polar.
La lista anterior de los principales tipos (tipos) de estrellas con sus breves características, por supuesto, no agota toda la variedad posible de estrellas en el Universo.