Nuestro Universo: ESTRELLAS
Una estrella
es todo objeto astronómico que brilla con luz propia. En términos más técnicos
y precisos, podría decirse que se trata de una esfera de plasma que mantiene su
forma gracias a un equilibrio de fuerzas denominado equilibrio hidroestático.
Un sistema estelar es la agrupación de dos o más estrellas que orbitan
en torno a un centro de gravedad común, ligadas por lo tanto por la fuerza de
gravedad. Un gran número de estrellas vinculadas por la gravitación se denomina
un cúmulo estelar o una galaxia, si bien, en un sentido extenso ambos son
sistemas estelares.
Estrellas
ligadas: Las estrellas están normalmente ligadas gravitacionalmente unas con
otras formando sistemas binarios, ternarios o agrupaciones mayores. La mayor
parte de las estrellas forman parte de sistemas binarios, otras se agrupan en
grandes concentraciones que van desde las decenas hasta los centenares de miles
o incluso millones de estrellas. Los cúmulos, como así se llaman estas
concentraciones, son fruto de grandes brotes de formación estelar.
Los cúmulos globulares son agrupaciones densas
de centenares de miles o millones de estrellas viejas (más de un millardo de años), mientras que los cúmulos abiertos contienen generalmente
centenares o millares de estrellas jóvenes (menos de cien millones de años) o
de edad intermedia (entre cien millones y un millardo de años).
Los cúmulos abiertos son disgregados a lo largo del tiempo por su
interacción gravitatoria con nubes moleculares en su movimiento por la galaxia mientras que los cúmulos globulares, más densos, son más estables
frente a su disgregación (aunque, a largo plazo, también acaban siendo
destruidos). Además de las diferencias en número de estrellas (y, por lo tanto,
masa) y en edad entre los dos tipos tradicionales de cúmulos, también se
distinguen por sumetalicidad (los cúmulos abiertos son ricos en metales mientras que los globulares
son pobres en ellos) y su órbita (los cúmulos abiertos pertenecen a la
población del disco de la galaxia mientras que los globulares pertenecen al
halo).
La
temperatura superficial de una estrella se puede establecer midiendo la
distribución de la intensidad del fondo continuo del espectro la longitud de
onda del máximo de intensidad es inversamente proporcional a la temperatura
absoluta de la fuente.Una sencilla fórmula permite pasar del índice de color a
la temperatura, que así calculada recibe el nombre de temperatura de color
LA MASA DE LAS ESTRELLASLa masa es
todo lo que está compuesto por partículas atómicas y al ser acelerado genera
una fuerza. En el sistema métrico, la unidad de la masa es el kilogramo, kg.Todas las
partículas con masa tienen la propiedad de atraerse unas con otras debido a la
fuerza de gravedad. Esta fuerza actúa de manera que cuanto más masa tengan las
partículas mayor será la fuerza de gravedad entre ellas. Además, cuanto más
cercanas estén las partículas, también mayor será la fuerza. En el sistema
métrico, la unidad de la fuerza es el Newton, N.Al hablar
de las estrellas, diremos que tienen una masa dada por el número de átomos en
ellas.Las
estrellas nacen con muy diversas masas. La masa del Sol es de
2,000,000,000,000,000,000,000,000,000 toneladas, y sin embargo, existen
estrellas con masas que van desde 1/10 hasta 150 veces la masa del Sol.Lo
interesante aquí, es que la gran mayoría de las estrellas tienen masas como la
del Sol o menores, solo unas cuantas llegan a tener 8-10 veces su masa y
realmente muy pocas logran más de 20-50 veces. De hecho, estrellas con 100
veces la masa del Sol, son notablemente excepcionales. Por alguna razón que aún
no es bien entendida, existen muchas más estrellas poco masivas que masivas.Los
extremos en las masas de las estrellas.Como
mencionamos antes, las estrellas nacen cuando enormes nubes de gas comienzan a
colapsar, llega el momento en que estas nubes se fragmentan, pero sus
fragmentos continúan colapsando, mientras van tomando una figura esférica.
Cuando se alcanzan las condiciones de temperatura (unos 2.3 millones de K) en
el centro de estos trozos de gas, la estrella se enciende y comienza a brillar
con luz propia. A partir de este momento aparece en escena la fuerza de
radiación, es decir, la fuerza que los fotones de luz generados en el núcleo
estelar ejercen sobre el gas colapsando. La fuerza de gravedad, empujando el
gas hacia el centro de la estrella, y la fuerza de radiación empujando hacia
afuera, comienzan una lucha, que definirá como será la vida de esa estrella.
PARTES DE LA ESTRELLAUna
estrella típica se divide en núcleo, manto y atmósfera. En el núcleo es donde
se producen las reacciones nucleares que generan su energía. El manto
transporta dicha energía hacia la superficie y según cómo la transporte, por
convicción o por radiación, se dividirá en dos zonas: radiante y conectiva.
Finalmente, la atmósfera es la parte más superficial de las estrellas y la
única que es visible. Se divide en cromosfera, fotosfera y corona solar. La
atmósfera estelar es la zona más fría de las estrellas y en ellas se producen
los fenómenos de eyección de materia. Pero en la corona, supone una excepción a
lo dicho ya que la temperatura vuelve a aumentar hasta llegar al millón de
grados por lo menos. Pero es una temperatura engañosa. En realidad esta capa es
muy poco densa y está formada por partículas ionizadas altamente aceleradas por
el campo magnético de la estrella. Sus grandes velocidades les confieren a esas
partículas altas temperaturas.
ANÁLISIS DE UN ESTRELLA
El
astrosismólogo detecta, en realidad, variaciones de la intensidad luminosa
proveniente de la estrella. Dichas variaciones son periódicas y obedecen a
deformaciones de la superficie estelar inducidas por los modos naturales de
oscilación de la estrella. Se trata de los modos propios de vibración, como los
característicos de los instrumentos musicales. Cada modo de oscilación se
corresponde con una variación de la luz única, lo que permite su identificación
(de la misma manera que reconocemos una nota musical).
El
análisis de los modos de oscilación permite al científico, mediante modelos
matemáticos, escudriñar el interior de las estrellas y aprender muchas cosas
sobre su estructura y evolución, así como sobre los diversos procesos físicos
que en ellas tienen lugar. Así pues, gracias a la Astrosismología es posible,
por ejemplo, conocer la distribución de la masa de una estrella, de su
densidad, temperatura o presión; es posible estudiar cómo rota el material
estelar en cada punto o cómo se mezclan los elementos químicos debido a la
rotación; es posible analizar qué papel juega la difusión, la convección,
turbulencia, etc.
Todo ello
convierte a la Astrosismología en el gran laboratorio de la Física Estelar,
cuyos resultados son usados a diario en muchos otros campos de la Astrofísica,
como por ejemplo, para la determinación de las edades de los cúmulos globulares
– algo muy valioso para inferir la edad del Universo – o para comprender el
origen de los elementos químicos o incluso la historia del Sol y del Sistema
Solar.
TIEMPO DE VIDA DE UN ESTRELLAMientras las interacciones se producen en el núcleo, éstas sostienen el
equilibrio hidrostático del cuerpo y la estrella mantiene su apariencia
iridiscencia. Cuando parte de esas interacciones (la parte de la fusión de
materia) se prolonga en el tiempo, los átomos de sus partes más externas
comienzan a fusionarse. Esta región externa, al no estar comprimida al mismo
nivel que el núcleo, aumenta su diámetro. Llegado cierto momento, dicho proceso
se paraliza, para contraerse nuevamente hasta el estado en el que los procesos
de fusión más externos vuelven a comenzar y nuevamente se produce un aumento
del diámetro.En esta etapa el cuerpo entra en la fase de colapso, en la cual
las fuerzas en pugna producen una constante variación del diámetro, en la que
acaban venciendo las fuerzas gravitatorias cuando las capas más externas no
tienen ya elementos que fusionar. dicho proceso de colapso finaliza en el
momento en que la estrella no produce fusiones de material, y dependiendo de su
masa total, la fusión entrará en un proceso degenerativo al colapsar por vencer
a las fuerzas.
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