EL ORIGEN DE LAS ESTRELLAS

1. FORMACIÓN Y EVOLUCIÓN DE LAS ESTRELLAS
Las estrellas se forman en las regiones más densas de las nubes moleculares como
consecuencia de las inestabilidades gravitatorias causadas, principalmente, por colisiones
galácticas. El proceso se acelera una vez que estas nubes de hidrógeno molecular empiezan a
caer sobre sí mismas, alimentado por la cada vez más intensa atracción gravitatoria. Su
densidad aumenta progresivamente, siendo más rápido el proceso en el centro de la periferia.
No tarda mucho en formarse un núcleo en contracción muy caliente llamado protoestrella.
El colapso en este núcleo es detenido cuando comienzan las reacciones nucleares que elevan
la presión y temperatura de la protoestrella. Una vez estabilizada la función del hidrógeno, se
considera que la estrella está en la llamada secuencia principal, fase que ocupa
aproximadamente un 90% de su vida.
Cuando se agota el hidrógeno del núcleo de la estrella, su evolución dependerá de la masa y
puede convertirse en una enana blanca o explotar como supernova, dejando también un
remanente estelar que puede ser una estrella de neutrones o un agujero negro.
La vida de una estrella se caracteriza por largas fases de estabilidad regidas por la escala de
tiempo nuclear separadas por breves etapas de transición dominadas por la escala de tiempo
dinámico.
La mayoría de las estrellas pierden masa a una velocidad muy baja. Sin embargo, en las últimas
fases de sus vidas las estrellas pierden masa de forma mucho más intensa y pueden acabar con
una masa final muy inferior a la original.
Finalmente, al morir la estrella se produce en la mayoría de los casos una nebulosa planetaria,
una supernova o una hipernova por la cual se expulsa aún más materia al espacio interestelar.
La materia expulsada incluye elementos pesados producidos en la estrella que más tarde
formarán nuevas estrellas y planetas.
2. AGRUPACIONES Y DISTRIBUCIÓN ESTELAR
ESTRELLAS LIGADAS
Las estrellas pueden estar ligadas gravitacionalmente unas con otras formando sistemas
estelares binarios, ternarios o agrupaciones aún mayores. Otras veces, las estrellas se agrupan
en grandes concentraciones que van desde las decenas hasta los centenares de miles o
incluso millones de estrellas, formando los denominados cúmulos estelares que pueden
deberse a variaciones en el campo gravitacional galáctico o bien pueden ser fruto de brotes de
formación estelar.
Tradicionalmente, en la Vía Láctea se distinguían dos tipos: (1) los cúmulos globulares, que
son viejos, se encuentran en el halo y contienen de centenares de miles a millones de estrellas
y (2) los cúmulos abiertos, que son de formación reciente, se encuentran en el disco y
contienen un número menor de estrellas. Desde finales del siglo XX esa clasificación se ha
cuestionado al descubrirse en el disco de la Vía Láctea cúmulos estelares jóvenes con un
número de estrellas similar al de un cúmulo globular.
No todas las estrellas mantienen lazos gravitatorios estables; la mayoría, como el Sol, viajan
solitarias, separándose mucho de la agrupación estelar en la que se formaron. Son las
llamadas estrellas aisladas. Estas estrellas aisladas obedecen, tan solo, al campo gravitatorio
global constituido por la superposición de los campos del total de objetos de la galaxia:
agujeros negros, estrellas, objetos compactos y gas interestelar.
DISTRIBUCIÓN ESTELAR
Las estrellas no están distribuidas uniformemente en el Universo, sino agrupadas en galaxias.
Una galaxia espiral típica contiene cientos de miles de millones de estrellas agrupadas, la
mayoría, en el estrecho plano galáctico. El cielo nocturno terrestre aparece homogéneo a
simple vista porque sólo es posible observar una región muy localizada del plano galáctico. Se
puede decir que la mayor parte de estrellas se concentran en el disco galáctico.
3. ESTRUCTURA ESTELAR
Las estrellas se dividen en:
-Núcleo: Lugar en el que se producen las reacciones nucleares que generan su energía.
-Manto: Es el encargado de transportar dicha energía hacia la superficie.
Hay dos métodos de transporte, convección o radiación. Dependiendo del que se
utilice, la energía se dividirá en dos zonas; radiante y convectiva.
-Atmósfera: Es la parte más superficial de las estrellas y a su vez, la única visible.
Se divide en cromósfera, fotósfera y corona solar.
La atmósfera estelar es la zona más fría de las estrellas y en ellas se producen
fenómenos de eyección de materia.
La corona, supone una excepción, ya que la temperatura vuelve a aumentar hasta
llegar al millón de grados por lo menos. Esta capa es muy poco densa y está formada
por partículas ionizadas, altamente aceleradas por el campo magnético de la dicha
estrella, ya que sus grandes y potentes velocidades les confieren a esas partículas altas
temperaturas.
Las estrellas, a lo largo de su ciclo, experimentan cambios en el tamaño de las capas e
incluso en el orden en que se clasifican o sitúan dependiendo de la masa y de la fase
de fusión en que se encuentre. De esta misma manera, el núcleo también modifica su
tamaño y características.
La edad de la mayoría de las estrellas oscila ente 1000 y 10.000 millones de años. La
estrella más antigua, HE 1523-0901, tiene una edad de 13.200 millones de años.
4. COMPOSICIÓN
La composición química de una estrella varía según la generación a la que pertenezca.
Cuanto más antigua sea más baja será su metalicidad. Al inicio de su vida una estrella
similar al Sol contiene aproximadamente 75% de hidrógeno y 23% de helio. El 2%
restante lo forman elementos más pesados, aportados por estrellas que finalizaron su
ciclo antes que ella. Estos porcentajes son en masa; en volumen, la relación es 90% de
hidrógeno y 10% de helio.
En la Vía Láctea las estrellas se clasifican según su riqueza en metales en dos grandes
grupos. Las que tienen una cierta abundancia se denominan de la población I, mientras
que las estrellas pobres en metales forman parte de la población II. Normalmente la
metalicidad va directamente relacionada con la edad de la estrella. A más elementos
pesados más joven es la estrella. La composición de una estrella evoluciona a lo largo
de su ciclo, aumentando su contenido en elementos pesados en detrimento del
hidrógeno, sobre todo. Sin embargo, las estrellas sólo queman un 10% de su masa
inicial, por lo que globalmente su metalicidad no aumenta mucho. Además, las
reacciones nucleares sólo se dan en las regiones centrales de la estrella. Este es el
motivo por el que cuando se analiza el espectro de una estrella lo que se observa es, en
la mayoría de los casos, la composición que tenía cuando se formó. En algunas estrellas
poco masivas los movimientos de convección penetran mucho en el interior, llegando a
mezclar material procesado con el original. Entonces se puede observar incluso en la
superficie parte de ese material procesado. La estrella presenta, en esos casos, una
composición superficial con más metales.
5. CLASIFICACIÓN
La primera clasificación estelar fue realizada por Hiparco de Nicea y preservada en la
Cultura Occidental a través de Ptolomeo, en una obra llamada almagesto. Este sistema
clasificaba las estrellas por la intensidad de su brillo aparente visto desde la Tierra.
Hiparco definió una escala decreciente de magnitudes, donde las estrellas más brillantes
son de primera magnitud y las menos brillantes, casi invisibles con el ojo desnudo, son
de sexta magnitud. Aunque ya no se emplea, constituyó la base para la clasificación
actual.
La clasificación moderna se realiza a través del tipo espectral. Existen dos tipos de
clasificación, basados en dos catálogos diferentes: el catálogo de Henry Draper (HD)
realizado en Harvard a principios del siglo XX, el cual determina lo que se denomina
Tipo espectral, y el catálogo del Observatorio Yerkes, realizado en 1943, el cual
determina lo que se denomina Clase de luminosidad.
TIPOS ESPECTRALES
Esta clasificación distingue las estrellas de acuerdo a su espectro luminoso y su
temperatura superficial. Una medida simple de esta temperatura es el índice de color de
la estrella.
La clasificación es W, O, B, A, F, G, K, M, L y T yendo de mayor a menor temperatura.
Las estrellas de tipo O, B y A son muy calientes, y el tipo M es considerablemente más
frío. Los tipos W, L y T se introdujeron recientemente. La temperatura superficial, que
determina la clase espectral, también determina el color de la estrella. De esta manera,
las estrellas O son azules, mientras que estrellas de menor temperatura superficial
(clases K o M) son rojizas, como Betelgeuse o Antares.
Una pequeña guía de los diferentes colores y ejemplos de estrellas pertenecientes al
grupo se cita a continuación:[7]
Clasificación
Color
Temperatura (°C)
Ejemplo
W-O
Blanco verdoso
100000
Wolf Rayet
B
Azulado
25 000
Spica
A
Blanco
11 500
Sirio
F
Blanco amarillento
7500
'Canopus
G
Amarillo
6000
Sol
K
Anaranjado amarillento 4700
Arturo
M
Anaranjado
3000
Antares
R
Anaranjado rojizo
2600
CW Leonis
N
Rojo anaranjadas
2000
1a de los peces
S
Rojo
1400
Andromedae
CLASES DE LUMINOSIDAD
La clasificación de Harvard de tipos espectrales no determina unívocamente las
características de una estrella. Estrellas con la misma temperatura pueden tener tamaños
muy diferentes, lo que implica luminosidades muy diferentes. Para distinguirlas se
definieron, en Yerkes, las clases de luminosidad. En este sistema de clasificación se
examina nuevamente el espectro estelar y se buscan líneas espectrales sensibles a la
gravedad de la estrella. De este modo es posible estimar su tamaño. Ambos sistemas de
clasificación son complementarios. Aproximadamente un 10% de todas las estrellas son
enanas blancas, un 70% son estrellas de tipo M, un 10% son estrellas de tipo K y un 4%
son estrellas tipo G como el Sol. Tan sólo un 1% de las estrellas son de mayor masa y
tipos A y F. Las estrellas de Wolf-Rayet son extremadamente infrecuentes. Las enanas
marrones, proyectos de estrellas que se quedaron a medias a causa de su pequeña masa,
podrían ser muy abundantes pero su débil luminosidad impide realizar un censo
apropiado.
CLASIFICACIÓN GRAVITACIONAL DE ESTRELLAS
Las estrellas pueden clasificarse de acuerdo a cuatro criterios gravitacionales
instaurados recientemente por la Unión Astronómica Internacional en el 2006. Esta
clasificación estelar de la UAI es la más aceptada y comúnmente usada.
CLASIFICACIÓN POR CENTRO GRAVITACIONAL ESTELAR
El primer criterio es la presencia o ausencia de un centro gravitacional estelar, es decir
si forman parte de un Sistema Estelar. Las estrellas que forman parte de un sistema
estelar (presencia de centro gravitacional estelar) se denominan estrellas sistémicas. Las
estrellas que no forman parte de un sistema estelar (ausencia de centro gravitacional
estelar) se denominan estrellas solitarias.
CLASIFICACIÓN DE ESTRELLAS SISTÉMICAS POR POSICIÓN
Si una estrella es sistémica (forma parte de un sistema estelar) puede ser a su vez de dos
tipos. Las estrellas centrales son aquellas estrellas sistémicas que actúan como centro
gravitacional de otras estrellas. Esto quiere decir que otras estrellas las orbitan. Las
estrellas sistémicas que orbitan a una estrella central se denominan estrellas satélites.
CLASIFICACIÓN DE ESTRELLAS POR AGRUPACIÓN GRAVITACIONAL
Esta clasificación de estrellas se basa en distinguir dos tipos de estrellas dependiendo de
si estas se agrupan con otras estrellas mediante fuerzas de atracción gravitacional. Esta
clasificación refiere a dos tipos de estrellas (cumulares e independientes) de acuerdo a si
se encuentran o no unidas a otras estrellas y, además, esta unión no se debe a la
presencia de un centro gravitacional estelar; es decir, ninguna estrella gira alrededor de
otra y más sin embargo se encuentran unidas gravitacionalmente. Las estrellas
cumulares son aquellas que forman cúmulos estelares. Si el cúmulo es globular, las
estrellas se atraen por gravedad (las estrellas se atraen mutuamente). Si el cúmulo es
abierto, las estrellas se atraen por gravitación en donde el centro gravitacional es el
centro de masa del cúmulo (las estrellas orbitan un centro gravitacional en común que
las mantiene unidas). Las estrellas independientes son aquellas que no forman cúmulos
estelares con ninguna otra estrella. Sin embargo hay estrellas independientes que sí
forman parte de un sistema estelar pues orbitan estrellas o son centro de otras. Este sería
el caso de estrellas sistémicas-independientes.
CLASIFICACIÓN DE ESTRELLAS POR SISTEMA PLANETARIO
Las estrellas que poseen un sistema planetario, en donde ellas son centro gravitacional y
los demás cuerpos celestes las orbitan, se denominan estrellas planetarias. Las estrellas
únicas son aquellas que no poseen un Sistema Planetario que las orbita. Entiéndase por
sistema planetario cualquier cuerpo celeste (planeta, asteroide, cometa) que orbita una
estrella.
6. ESTRELLAS DEL UNIVERSO
Todos sabemos que el sol es una estrella, pero no la podemos visualizar de la misma
manera que visualizamos las demás estrellas, ya que a estas las visualizamos como
puntos luminosos y solo las podemos ver de noche.
Parecen estar fijas pero no es así, realmente las estrellas están en continuo
movimiento pero a unas distancias abismales, lo que nos permite conocer estos
desplazamientos tras el paso de los siglos.
Se ha calculado, que el número de estrellas observables desde la tierra es de 8000,
pero durante la noche, solo se pueden ver 2000 al mismo tiempo ya que las demás
están ocultas por la neblina atmosférica.
EL SOL
Nuestro sol, es una estrella típica. Tiene una superficie visible llamada atmósfera, una
atmósfera llena de gases calientes, y por encima una corona más difusa y una corriente
de partículas denominada viento estelar.
Las áreas más frías de la fotosfera, son las manchas solares.
La composición de las estrellas es de hidrógeno y helio, y con gran cantidad de
elementos pesados.
ALFA CENTAURO
La más cercana al sistema solar, es la Próxima Centauri, uno de los componentes del
Alpha Centauri. Su distancia al planeta Tierra, es de unos 40 billones de kilómetros.
Este sistema, consta de tres estrellas solo visibles desde el hemisferio sur.
Alpha Centauri, también conocida como Rigil Kentaurus, esta situada en la
constelación de Centauro.
Alpha Centauri aparece como una única estrella con una magnitud de -0,3, lo que la
convierte, en la tercera estrella más brillante del ciclo sur. Las dos estrellas más
brillantes, Alpha Centauri A y B, tienen magnitudes aparentes de -0,01 y 1,33 y giran
una alrededor de la otra en un periodo de 80 años.
La estrella restante, Alpha Centauri C, queda en un segundo plano y gira al rededor de
sus otras dos compañeras durante un periodo de al rededor de un millón de años.
Esta estrella es la más próxima al sistema solar, por eso recibe el nombre de Próxima
Centauri.
ESTRELLA MÁS GRANDE DEL UNIVERSO (R136a1)
Esta estrella, a sido conocida muy recientemente por unos astrónomos en los Andes de
Chile. Se conoce que su masa es la equivalente a 320 soles.
La vida, a su alrededor, es imposible, ya que es unos diez millones de veces más
luminosa que el Sol y emite una radiación ultravioleta tan intensa, lo que esterilizaría
cualquier proyecto de ecosistema que intentara formarse a su alrededor y porque es la
estrella más efímera de cuantas se conocen ya que, cuanto mayor es una estrella, más
rápido se consume.
Se calcula, que la estrella fue formada hace 1,7 millones de años y que se extinguirá
dentro de otros 800.000 años.
En nuestra galaxia, se han descubierto estrellas equivalentes a 150 soles, pero fue una
gran sorpresa el conocimiento de la existencia de esta nueva estrella ya que rompió
con los esquemas y hizo plantearse a los astrónomos nuevas teorías.
7. ESTRELLAS DOBLES
Las estrellas dobles (o binarias) son muy frecuentes. Una estrella doble es una pareja
de estrellas que se mantienen unidas por la fuerza de la gravitación y giran en torno a
su centro común.
Los periodos orbitales, que van desde minutos en el caso de parejas muy cercanas
hasta miles de años en el caso de parejas distantes, dependen de la separación entre
las estrellas y de sus respectivas masas.
8. ESTRELLAS VARIABLES
Son estrellas que experimentan una variación en su brillo en el transcurso del tiempo.
La mayoría de las estrellas tienen una luminosidad prácticamente constante. Sin embargo,
muchas otras estrellas experimentan variaciones significativas de luminosidad, por lo cual son
conocidas como estrellas variables.
CLASIFICACIÓN DE LAS ESTRELLAS VARIABLES
Éstas pueden ser intrínsecas o extrínsecas.
Estrellas variables intrínsecas: son aquellas en las que la variabilidad es causada por
cambios en las propiedades físicas de las propias estrellas. Esta categoría puede dividirse en
tres subgrupos:

Variables pulsantes: aquellas cuyo radio se expande y se contrae como parte de su
proceso evolutivo natural.

Variables eruptivas: aquellas que experimentan erupciones en sus superficies, como
llamaradas o eyecciones de materia.

Variables cataclísmicas: aquellas que experimentan algún cambio cataclísmico de
sus propiedades físicas, como las novas y las supernovas.
Estrellas variables extrínsecas: son aquellas en las cuales la variabilidad es causada por
propiedades externas, como la rotación o eclipses. Existen dos subgrupos dentro de esta
categoría:

Binarias eclipsantes: aquellas en las cuales, según se ven desde la Tierra, una
estrella del par eclipsa a la otra ocasionalmente debido a su traslaciones orbitales.

Variables rotantes: aquellas cuya variabilidad es causada por algún fenómeno
relacionado con su propia rotación. Se dan casos de estrellas con manchas solares de
proporciones extremas, que afectan su brillo aparente, o estrellas que, por tener una
velocidad de rotación muy elevada, tienen forma elipsoidal.