Una estrella es un cuerpo celeste que se compone de gases calientes que emiten radiación electromagnética, sobre todo luz, como consecuencia de reacciones nucleares que se desarrollan en su interior. Nuestro Sol es una estrella.
 
A pesar que en el firmamento, las estrellas parecen fijas estas se desplazan a una velocidad muy grande pero debido a las enormes distancias esos cambios de posición apenas se perciben con el correr de los siglos.

Desde la Tierra se estima que se pueden ver a simple vista un total de 8.000 estrellas. Desde cada hemisferio es posible ver 4.000 estrellas. De esas ocho mil solo 2.000 son visibles desde ambos hemisferios

Se calcula que solo dentro de nuestra galaxia (La Vía Láctea) hay unos cientos de millones de estrellas

Próxima Centauri es la estrella más próxima a nuestro sistema solar y forma parte de la triple estrella Alpha Centauri. Esta se ubica a 4,22 años luz de la Tierra.

Que se encuentre a 4,22 años luz implica que la luz que nos llega de ella demora unos 4 años y 2,5 meses en arribar a nosotros

Cómo están formadas las estrellas

Las estrellas, tal como nuestro Sol, tienen una superficie visible conocida como fotosfera, una atmósfera de gases calientes y una corona difusa. Los principales componentes de las estrellas son helio e hidrógeno.
 
La fotosfera puede contener áreas más frías que en nuestro Sol se conocen como manchas solares. Si bien, no se pudo observar de forma directa estas manchas en otras estrellas sí se realizaron estudios que probarían la existencia de estas.
 
La temperatura aumenta a medida que se acerca al núcleo allí, es donde tienen lugar las reacciones termonucleares.

Tamaño de las estrellas

Aquellas estrellas que tienen diámetros de 400 veces nuestro Sol son conocidas como supergigantes.
 
Las estrellas conocidas como enanas blancas pueden alcanzar apenas una centésima parte del diámetro de nuestro Sol. Sin embargo, estas suelen tener una gran densidad mientras que las estrellas gigantes son más difusas y menos densas.
 
Enana marrón, son estrellas que tienen gas caliente pero son demasiado pequeñas como para desarrollar eventos termonucleares.
 
Las estrellas más brillantes pueden brillar un 1.000.000 de veces más que nuestro Sol mientras que las más opacas unas 1.000 veces menos.

Catálogos de estrellas

Las estrellas se encuentran catalogadas de manera oficial por la Unión Astronómica Internacional.
 
El primer catálogo de estrellas se los debemos a Ptolomeo que lo realizó en el siglo II d.C. Esa recopilación se conoce como Almagesto y allí, aparecían los nombres y posiciones de unas 1028 estrellas.
 
En 1603, el astrónomo Johann Bayer amplió el catálogo de Ptolomeo y agregó más datos para especificar el brillo de cada estrella. Fue él quien optó por agregar una letra griega y la constelación a la cual pertenece cada estrella. La letra alfa simboliza a la más brillante.
 
Ya en el siglo XVIII, el astrónomo John Flamsteed confeccionó un nuevo atlas donde las estrellas se nombraban según la constelación y el brillo se diferenciaba por letras. La cantidad de estrellas catalogadas en este atlas era de 3.000.
 
El primer catálogo moderno de estrellas fue realizado por el Observatorio de Bonn en el año 1862. Este tiene un total de 300.000 estrellas.
 
En 1887, se formó un comité internacional para realizar un catálogo bien detallado de estrellas. Este se confeccionó con fotografías que fueron tomadas por unos 20 observatorios. Estas imágenes muestran ente 8 y 10 millones de estrellas.
 
Los catálogos actuales son placas de fotografías que fueron tomadas por telescopios de gran potencia. En la década del 50 del siglo pasado se completó un atlas muy detallado. Se obtuvieron imágenes de cada región del cielo de unos 6° por 6°. En total se precisaron unos 1.035 imágenes para cubrir el cielo visto desde hemisferio norte. Algo similar se hizo desde el hemisferio sur a través de grandes telescopios de Australia y Chile.

Estrellas dobles

Más de la mitad de las estrellas que vemos, son sistemas de dos o más estrellas. Muchas de ellas se las puede percibir como binarias cuando se las observa a través de telescopios pero la gran mayoría solo son detectables a través de estudios de espectrografía.

Las estrellas dobles se componen de dos estrellas que giran en torno a un centro de masas en común.

Willliam Herschel fue quien en 1803 describió las estrellas dobles

Las binarias espectroscópicas fueron detectadas por primera vez en 1889. En los estudios se puede ver cómo cuándo uno de los componentes del sistema binario se aleja con respecto a la Tierra, la línea del espectro que se aleja se desplaza hacia el rojo mientras que la otra se desplaza hacia el violeta.
 
Las estrellas variables eclipsantes son otro tipo de estrella doble. Este tipo de sistema binario se compone de una estrella mucho más brillante que la otra. Cuando se la observa desde la Tierra, y la órbita de la estrella con menos brillo eclipsa a la más brillante se aprecia una oscilación de la luminosidad de forma regular.
 
La variación del brillo en este tipo de estrellas variables se debe más a causas externas que causas internas. Un ejemplo, típico es la estrella Algol (en la constelación Perseo). Esta es una estrella binaria formada por una brillante y otra pálida que giran en torno a un centro de masa en común. Cuando la estrella con menos brillo eclipsa a la más brillante, el brillo aparente decae de forma abrupta. En cambio cuando la estrella brillante eclipsa a la pálida, la disminución del brillo es leve.

La observación de las estrellas variables eclipsantes es muy útil para medir masas estelares.

 
Una de cada tres estrellas visibles con telescopios medianos son estrellas dobles. El estudio de las estrellas binarias es una de las principales fuentes de información de masas estelares.

Estrellas variables

Las estrellas varían su brillo con cierta periodicidad pero esos cambios son casi ínfimos. En cambio, hay estrellas que varían mucho su brillo, esta se conocen como estrellas variables. Estas estrellas pueden tener cambios repentinos o bien, cambios lentos que casi son imperceptibles. Además pueden presentar un período regular mientras que otras pueden ser irregulares. En pocas palabras, cada estrella variable es única.

Algunas estrellas variables precisan algunas horas para retomar su brillo mientras que otras demoran años

Muchas de las estrellas variables cambian el brillo porque se expanden y contraen algo así como un globo.

Las estrellas variables cefeidas (Dela Cefei constelación de Cefeo) repiten sus ciclos de brillo con enorme exactitud. Tienen períodos que van de un día a cientos de días, todo son mucho más luminosos que el Sol.

Cuanto más largo es el período de una cefeida más luminosidad tiene. Esta relación entre período y luminosidad fue estudiada por la astrónoma Henrietta Leavitt y es una gran ayuda para calcular las distancias estrelares.

Estudiar el brillo de las novas y supernovas también es muy útil para calcular las distancias

Las estrellas variables son muy útiles porque aportan mucha información acerca de la evolución estelar. El hecho que tenga variaciones en su brillo implica que tiene en su estructura interna algo peculiar así estudiándolas se obtiene información más que interesante.
 
Las estrellas variables más interesantes son las novas y supernovas. Las novas pueden llegar a brillar unos 200.000 veces más que el Sol. Cuando esto ocurre pueden perder una milésima del 1% de la masa solar a una velocidad de 960 km/s. Algunas novas se repiten cada cierto tiempo hasta que pierden demasiada masa.
 
Las supernovas son similares a las novas pero son la explosión de una estrella. Cuando explota se ve un brillo de más de 100.000 millones de veces más brillante que el Sol pero se desvanece a los pocos días. Dejan un rastro de nubes brillantes de gas o nebulosas también es posible que deje un púlsar. El ejemplo más característico es la nebulosa del Cangrejo (Messier 1). Esta se observó por primera vez en el año 1054.

messier 1 nebulosa del cangrejo

Las novas son más habituales en nuestra Vía Láctea se pueden ver entre uno o dos cada año. Las supernovas en la Vía Láctea son más escasas, la última vista data del año 1604

Evolución estelar

Las teorías acerca de la evolución estelar se basan en los estudios de los espectros que se relacionan con la luminosidad. Muchos estudios demostraron que una gran parte de las estrellas conocidas se pueden clasificar de forma tal que las estrellas más brillantes son las más calientes mientras que las estrellas más pequeñas son más frías.
 
Esta clasificación se puede ver en el diagrama temperatura-luminosidad conocido como diagrama Hertzsprung-Russel:

duagrana hertzsprung russell

Cómo se originan las estrellas

Las estrellas se inician como una gran masa de gas bastante fría. Este gas se contrae y su temperatura aumenta hasta que alcanza unos 1.000.000 ° C. En ese punto comienzan a generarse las reacciones nucleares. Los núcleos de los átomos de hidrógeno se combinan con los deuterones (núcleos de hidrógeno pesado) y se crean los núcleos de helio. Esto libera energía que detiene la contracción de la estrella.
 
Cuando la liberación de energía finaliza se reinicia la contracción, la temperatura aumenta hasta lograr que el hidrógeno y el litio comiencen a generar reacción. Así se libera energía y la contracción se detiene. Una vez que se consumen el litio y otros materiales ligeros, la contracción se reanuda. Aquí comienza la etapa final en la vida de la estrella, el hidrógeno se transforma en helio hasta que se consume todo el hidrógeno. Durante este proceso la estrella incrementa su tamaño y pasa a ser lo que se conoce como Gigante Roja.
 
Cuando todo el hidrógeno se convirtió en helio, ahora la temperatura interior debe subir lo suficiente para fusionar los núcleos de helio. Durante este proceso, la estrella se hace mucho más pequeña y más densa. Una vez que todas las fuentes de energía fueron consumidas se vuelve a contraer y se convierte en enana blanca (si su masa es similar a la de nuestro Sol).
 
Durante este proceso pueden verse novas cuando la estrella se despoja de sus capas más exteriores. Así devuelven al medio interestelar elementos sintetizados en su interior, más pesados que el hidrógeno. Las nuevas estrellas utilizarán entonces un elementos más pesados que las anteriores estrellas.
 
Cuando las estrellas se deshacen de sus capas exteriores sin explosiones se convierten en lo que se conoce como nebulosas planetarias , son estrellas viejas que están rodeadas de gas que irradian diferentes longitudes de onda.
 
Las estrellas con mucho más masa que el Sol culminan su vida convirtiéndose en estrellas de neutrones o agujeros negros. Las estrellas con masa baja se convierten en lo que se conoce como enanas negras.
 
El nacimiento de las estrellas se vincula con la existencia de granos de polvo y moléculas (un ejemplo, conocido es la nebulosa de Orión messier 42). El hidrógeno molecular se encuentra condensado a altas temperaturas y densidades. El hidrógeno atómico forma un núcleo denso estelar que atrae gravitacionalmente a la materia circundante. El núcleo caliente disipa la nube de polvo y nace la nueva estrella.
 
Messier 42 – Nebulosa de Orión
nebulosa de orion messier 42

El nacimiento de estrellas fue fotografiado siguiendo una región del cielo durante un período de años. Gracias a mediciones en infrarrjo, ultravioleta y radioastronomía podemos saber con precisión los lugares en donde se están formando estrellas

Tipo espectral estelar

Esta clasificación fue creada por el astrónomo astrónomo Edward Charles Pickering en el año 1890 en la Universidad de Harvard. Hoy en día es la más utilizada.
 
La tabla está ordenada de mayor a menor temperatura: O, B, A, F, G, K, M. Además se adiciona un número entre 0 y 10 que indica otro nivel de temperatura. Siendo 0 el valor más caliente.

tipo espectral estrellas
 

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