Características de las estrellas


Características de las estrellas

*Algunas de las estrellas conocidas con sus colores aparentes y tamaños relativos.

Casi todo lo relacionado con una estrella está determinado por su masa inicial, incluyendo características tales como su luminosidad, tamaño, evolución, vida útil y destino final.


Edad de las estrellas

La mayor parte de las estrellas tienen entre 1000 y 11 000 millones de años de antigüedad. Algunas estrellas pueden incluso estar cerca de los 13 800 millones de años, la edad observada del universo. La estrella más antigua descubierta hasta ahora, HD 140283, apodada estrella de Matusalén, tiene una edad estimada de 14,46 ± 0,8 billones de años.​ (Debido a la incertidumbre en el valor, esta edad para la estrella no entra en conflicto con la edad del Universo, determinada por el satélite Planck como 13 799 ± 0.021).

Cuanto más masiva es la estrella, más corta es su vida, principalmente porque las estrellas masivas tienen una mayor presión sobre sus núcleos, lo que hace que quemen el hidrógeno más rápidamente. Las estrellas más masivas duran un promedio de unos pocos millones de años, mientras que las estrellas de masa mínima (enanas rojas) queman su combustible muy lentamente y pueden durar de decenas a cientos de miles de millones de años.


Composición química de las estrellas

Cuando se forman estrellas en la actual galaxia de la Vía Láctea, están compuestas por un 71 % de hidrógeno y un 27 % de helio,​ medido en masa, con una pequeña fracción de elementos más pesados. Típicamente, la porción de elementos pesados se mide en términos del contenido de hierro de la atmósfera estelar, ya que el hierro es un elemento común y sus líneas de absorción son relativamente fáciles de medir. La porción de elementos más pesados puede ser un indicador de la probabilidad de que la estrella tenga un sistema planetario.

La estrella con el contenido de hierro más bajo jamás medido es la enana HE1327-2326, con solo 1 / 200 000º del contenido de hierro del Sol.​ Por el contrario, la estrella rica en el super-metal μ Leonis tiene casi el doble de abundancia de hierro que el Sol, mientras que la estrella planetaria 14 Herculis tiene casi el triple del hierro.

También existen estrellas químicamente peculiares que muestran abundancias inusuales de ciertos elementos en su espectro, especialmente cromo y tierras raras.​ Las estrellas con atmósferas exteriores más frías, incluido el Sol, pueden formar varias moléculas diatómicas y poliatómicas.


Diámetro de las estrellas

Las estrellas varían ampliamente en tamaño. En cada imagen de la secuencia, el objeto más a la derecha aparece como el objeto más a la izquierda en el siguiente panel. La Tierra aparece a la derecha en el panel 1 y el Sol es el segundo en el panel 3 desde la derecha. En el panel 6, la estrella más a la derecha es UY Scuti, la estrella más grande conocida.

Debido a su gran distancia de la Tierra, todas las estrellas excepto el Sol aparecen a simple vista como puntos brillantes en el cielo nocturno que titilan debido al efecto de la atmósfera de la Tierra. El Sol es también una estrella, pero está lo suficientemente cerca de la Tierra como para aparecer como un disco y proporcionar la luz natural. Aparte del Sol, la estrella con el mayor tamaño aparente es R Doradus, con un diámetro angular de solo 0,057 segundos de arco.

Los discos de la mayoría de las estrellas son demasiado pequeños en tamaño angular como para ser observados con los actuales telescopios ópticos terrestres, por lo que se requieren telescopios interferómetricos para obtener imágenes de estos objetos. Otra técnica para medir el tamaño angular de las estrellas es a través de la ocultación. Mediante la medición exacta de la caída del brillo de una estrella que va siendo ocultada por la Luna (o el aumento de brillo cuando reaparece), se puede calcular su diámetro angular.

El tamaño de las estrellas varía desde de las estrellas de neutrones, que tienen de 20 a 40 km de diámetro, hasta las supergigantes como Betelgeuse en la constelación de Orión, con un diámetro aproximadamente 1070 veces el del Sol —alrededor de 1 490 171 880 km (925 949 878 mi)— aunque con una densidad mucho más baja que el Sol.


Cinemática de las estrellas

*Las Pléyades, un cúmulo abierto de estrellas en la constelación de Tauro. Estas estrellas comparten un movimiento común a través del espacio.

El movimiento de una estrella en relación con el Sol puede proporcionar información útil sobre el origen y la edad de una estrella, así como sobre la estructura y evolución de la galaxia circundante. Los componentes del movimiento de una estrella consisten en la velocidad radial hacia o desde el Sol, y el movimiento angular transversal, que se denomina movimiento propio.

La velocidad radial se mide por el desplazamiento Doppler de las líneas espectrales de la estrella y se da en unidades de km/s. El movimiento propio de una estrella, su paralaje, está determinado por mediciones astrométricas precisas en unidades de mili-segundos de arco (mas, por sus siglas en inglés) por año. Conociendo el paralaje de la estrella y su distancia, se puede calcular la velocidad de movimiento propio. Junto con la velocidad radial se puede calcular la velocidad total. Es probable que las estrellas con altas tasas de movimiento propio estén relativamente cerca del Sol, lo que las convierte en buenas candidatas para las mediciones de paralaje.

Cuando se conocen ambas velocidades de movimiento, se puede calcular la velocidad espacial de la estrella en relación con el Sol o la galaxia. Entre las estrellas cercanas, se ha encontrado que por lo general las estrellas más jóvenes de la población I tienen velocidades más bajas que las estrellas más viejas de la población II. La comparación de la cinemática de las estrellas cercanas permitió a los astrónomos trazar su origen a puntos comunes en nubes moleculares gigantes, y se denominan asociaciones estelares.


Campo magnético de las estrellas

*Campo magnético superficial de SU Aur (una estrella joven de tipo T Tauri), reconstruida por medio de imágenes Zeeman-Doppler

El campo magnético de una estrella se genera dentro de las regiones del interior donde ocurre la circulación convectiva. Este movimiento del plasma conductor funciona como una dinamo, donde el movimiento de las cargas eléctricas induce campos magnéticos, al igual que una dinamo mecánica. Esos campos magnéticos tienen un gran alcance que se extiende a través y más allá de la estrella. La intensidad del campo magnético varía con la masa y composición de la estrella, y la cantidad de actividad superficial magnética depende de la velocidad de rotación de la estrella. Esta actividad superficial produce manchas estelares, que son regiones de campos magnéticos fuertes con temperaturas superficiales inferiores a las normales. Los bucles coronales arquean las líneas de flujo del campo magnético que se elevan de la superficie de una estrella a la atmósfera exterior de la misma, su corona. Los bucles coronales se pueden ver debido al plasma que conducen por toda su longitud. Las erupciones estelares son explosiones de partículas de alta energía que se emiten debido a la misma actividad magnética.

Las estrellas jóvenes que giran rápidamente tienden a tener altos niveles de actividad superficial debido a su campo magnético. El campo magnético puede actuar sobre el viento estelar de una estrella, funcionando como un freno que disminuye gradualmente y con el tiempo la velocidad de rotación. Así, las estrellas más viejas como el Sol tienen una velocidad de rotación mucho más lenta y un nivel más bajo de actividad superficial. Los niveles de actividad de las estrellas que giran lentamente tienden a variar de una manera cíclica y pueden interrumpirse por completo por periodos de tiempo.​ Por ejemplo, durante el Mínimo de Maunder, el Sol sufrió un período de 70 años sin casi ninguna actividad de manchas solares.


Masa de las estrellas

Una de las estrellas más masivas conocidas es Eta Carinae, que, con 100-150 veces más masa que el Sol, tendrá una vida de solo varios millones de años. Los estudios de los cúmulos abiertos más masivos sugieren 150 M como límite superior para las estrellas en la era actual del universo.​ Esto representa un valor empírico para el límite teórico sobre la masa de estrellas en formación debido a la creciente presión de radiación sobre la nube de gas de acreción. Se han medido varias estrellas en el cúmulo R136 en la Gran Nube de Magallanes con masas más grandes, ​pero se ha determinado que podrían haber sido creadas a través de la colisión y fusión de estrellas masivas en sistemas binarios cercanos, evitando el límite de 150 M en la formación de estrellas masivas.

*La nebulosa de reflexión NGC 1999 está brillantemente iluminada por V380 Orionis (centro), una estrella variable con aproximadamente 3,5&nbsp veces la masa del Sol. El remiendo negro del cielo es un agujero enorme del espacio vacío y no de una nebulosa oscura como se pensaba previamente.

Las primeras estrellas que se formaron después del Big Bang pudieron haber sido más grandes, hasta 300 M,​ debido a la ausencia completa de elementos más pesados que el litio en su composición. Es probable que esta generación de estrellas supermasivas de la población III haya existido en el universo muy temprano (es decir, se observa que tienen un alto desplazamiento al rojo) y puede haber comenzado la producción de elementos químicos más pesados que el hidrógeno que son necesarios para la posterior formación de planetas y vida. En junio de 2015, los astrónomos informaron de la evidencia de estrellas de la población III en la galaxia Cosmos Redshift 7 en = 6,60.

Con una masa solo 80 veces mayor que la de Júpiter (MJ), 2MASS J0523-1403 es la estrella más pequeña conocida que experimenta fusión nuclear en su núcleo.​ Para las estrellas con metalicidad similar a la del Sol, la masa mínima teórica que la estrella puede tener y todavía sufrir fusión en el núcleo, se estima que es de unos 75MJ.​ Sin embargo, cuando la metalicidad es muy baja, el tamaño mínimo de las estrellas parece ser alrededor del 8,3 % de la masa solar, o alrededor de 87MJ.​ Los cuerpos más pequeños llamados enanas marrones, ocupan un área gris mal definida entre las estrellas y los gigantes gaseosos.

La combinación del radio y la masa de una estrella determina su gravedad superficial. Las estrellas gigantes tienen una gravedad superficial mucho menor que las estrellas de la secuencia principal, mientras que lo contrario es el caso de las estrellas degeneradas y compactas como las enanas blancas. La gravedad superficial puede influir en la aparición del espectro de una estrella, con mayor gravedad causando un ensanchamiento de las líneas de absorción.


Rotación de las estrellas

La velocidad de rotación de las estrellas se puede determinar a través de la medición espectroscópica, o más exactamente mediante el seguimiento de sus manchas estelares. Las estrellas jóvenes pueden tener una rotación de más de 100 km/s en el ecuador. Por ejemplo, la estrella de la clase B Achernar tiene una velocidad ecuatorial de unos 225 km/s o más, lo que hace que su ecuador sobresalga hacia fuera y le da un diámetro ecuatorial que es más del 50 % mayor que entre los polos. Esta velocidad de rotación está justo por debajo de la velocidad crítica de 300 km/s, velocidad a la que la estrella se rompería.​ Por el contrario, el Sol gira una vez cada 25-35 días, dependiendo de la latitud, con una velocidad ecuatorial de 1994 km/s. El campo magnético de una estrella de secuencia principal y el viento estelar sirven para ralentizar su rotación en una cantidad significativa a medida que evoluciona en la secuencia principal.

Las estrellas degeneradas se han contraído en una masa compacta, dando como resultado una velocidad de rotación rápida. Sin embargo, tienen tasas de rotación relativamente bajas en comparación con lo que cabría esperar por la conservación del momento angular: la tendencia de un cuerpo giratorio a compensar una contracción del tamaño aumentando su velocidad de giro. Una gran parte del momento angular de la estrella se disipa como resultado de la pérdida de masa mediante el viento estelar.​ A pesar de esto, la velocidad de rotación de un púlsar puede ser muy rápida. Por ejemplo, el púlsar en el corazón de la nebulosa del Cangrejo gira 30 veces por segundo.​ La velocidad de rotación del púlsar disminuirá gradualmente debido a la emisión de radiación.


Temperatura de las estrellas

La temperatura superficial de una estrella de la secuencia principal está determinada por la velocidad de producción de energía de su núcleo y por su radio, y por lo general se calcula a partir del índice de color de la estrella.​ La temperatura se da normalmente en términos de una temperatura efectiva, que es la temperatura de un cuerpo negro idealizado que irradia su energía a la misma luminosidad por área de superficie que la estrella.​ La temperatura en la región central de una estrella es de varios millones de grados kelvin.

La temperatura estelar determinará la velocidad de ionización de diversos elementos, dando lugar a líneas de absorción características en el espectro. La temperatura superficial de una estrella, junto con su magnitud absoluta visual y las características de absorción, se utilizan para clasificar una estrella (véase clasificación abajo).

Las estrellas más grandes de la secuencia principal pueden tener temperaturas superficiales de 50 000 K. Las estrellas más pequeñas tales como el Sol tienen temperaturas superficiales de algunos miles de K. Los gigantes rojos tienen temperaturas superficiales relativamente bajas, de cerca de 3600 K; pero también tienen una alta luminosidad debido a su gran superficie exterior.


​Fuente: Wikipedia

David
Author: David

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