estrella latina stella –

Cuando el hidrógeno se agota en el núcleo de la estrella, se contrae, lo que permite que el hidrógeno se queme en capas menos profundas mientras la envoltura estelar se expande: esta es la fase de gigante roja. El Sol alcanzará esta etapa en unos 5 mil millones de años. Su radio entonces se habrá multiplicado por cien. Después de que el helio se quema en capas, se producen nuevas reacciones nucleares en el núcleo de la estrella. Éste conoce una fase de inestabilidad luego un destino ligado a su masa.

Si la estrella es poco masiva (con una masa inferior a 1,4 veces la del Sol), sufre una contracción final que la transforma en una enano blanco, de tamaño planetario, muy denso (alrededor de 1 t/cm³), bastante caliente (unos 10.000 K en la superficie) pero poco luminosa (0,001 veces la luminosidad del Sol), que se extingue gradualmente (enana negra). Cuando una enana blanca forma con un gigante en su vecindad un estrella doble cuyos componentes están lo suficientemente juntos, la acumulación del material del gigante puede causar la explosión de las capas periféricas de la enana blanca: entonces observamos un estrella nueva, que se vuelve de 10 000 a 100 000 veces más brillante antes de volver a su brillo original en unos pocos meses o años. El material liberado por la explosión forma alrededor de la estrella una burbuja de gas en expansión llamada “nebulosa planetaria”.

Si la estrella es masiva, explota por completo y se vuelve de 10 a 100 millones de veces más brillante (supernova) antes de declinar inexorablemente. Sólo queda su corazón, muy denso, que luego se contrae para dar un estrella neutrón (si la masa es entre 1,4 y 3 veces la del Sol) o una agujero negro (si la masa es mayor a 3 veces la del Sol). El material expulsado durante la explosión forma una nebulosa en expansión. (remanente de supernova) que se dispersa gradualmente en el espacio.

Las estrellas de neutrones son estrellas pequeñas (de unos 10 km de radio) extremadamente densas (10⁸ t/cm³), que consiste esencialmente en materia degenerada reducida a un gas de neutrones. El púlsar son estrellas de neutrones que giran rápidamente con un fuerte campo magnético. En cuanto a los agujeros negros, aún más densos, deben su nombre al hecho de que su campo gravitatorio es tan intenso que nada, ni siquiera la luz, puede escapar. Las estrellas que alcanzan esta etapa están en colapso gravitacional permanente. Aunque no es detectable por su radiación, un agujero negro puede detectarse indirectamente por los efectos gravitacionales que ejerce sobre las estrellas vecinas.

La huella química de la estrella más antigua conocida fue observada por astrónomos australianos en 2014. Situada en la Vía Láctea, a unos 6.000 años luz de la Tierra, la estrella SMSS J0313000.36-670839.3. se formó poco después del Big Bang, hace 13.700 millones de años, y podría ayudar a comprender mejor los orígenes del Universo.

Espectros

Toda la radiación monocromática resultante de la descomposición de la luz procedente de una estrella, en particular de una estrella, constituye el espectro de esta estrella. La intensidad de la radiación es, en general, no continua: para determinadas longitudes de onda, es reforzada (líneas brillantes, correspondientes a la emisión de luz); para otros, se debilita (líneas oscuras, correspondientes a la absorción de la luz, especialmente en las atmósferas estelares). Cuanto mayor sea la temperatura de la superficie de una estrella, más rico será el espectro de esta estrella en radiación de longitudes de onda cortas. Las estrellas se clasifican en diferentes tipos espectrales. Es gracias al registro y análisis de sus espectros que podemos determinar la composición química de las estrellas, las condiciones físicas (temperatura y presión) reinantes en su atmósfera, sus movimientos, etc.

Brillo, dimensiones

Según su luminosidad, se pueden distinguir tres familias principales de estrellas: supergigantes (10.000 veces la luminosidad del Sol), la giganta (100 veces la luminosidad del Sol) y la enanos (luminosidad comparable o inferior a la del Sol). A estas diferencias de luminosidad corresponden diferencias de dimensiones. Las estrellas más grandes son las supergigantes rojas (alrededor de 1000 veces el radio del Sol) y el gigantes rojas (alrededor de 100 veces el radio del Sol). Las enanas incluyen estrellas alimentadas por la fusión de su hidrógeno en helio, como el Sol (de unos 700 000 km de radio), así como enanas blancas (de unos 5000 km de radio) y estrellas de neutrones.

La estrella más grande conocida es ε du Cocher, cuyo diámetro alcanza 2.700 veces el del Sol. También existe una relación entre la masa y la luminosidad de las estrellas. La mayoría de las estrellas tienen una masa entre 0,1 y 60 veces la del Sol.

Distancias estelares

Para expresar las distancias de las estrellas, usamos:año luz, Donde año luz (al), distancia recorrida por la luz en el vacío en un año: 1 al = 9.46.10¹² km (es decir, casi 10 000 billones de km); el parsec (pc), abreviatura de paralaje-segundo, distancia desde la que vemos el radio de la órbita terrestre bajo un ángulo (o paralaje) de 1″: 1 pc = 3,26 al. También usamos dos múltiplos de esta unidad, el kiloparsec (kpc), que es 1,000 pc, y el megaparsec (Mpc), que es 10⁶ ordenador personal. La estrella más cercana al Sistema Solar, Próxima Centauri, se encuentra a 4,22 al.

Para medir la distancia de las estrellas más cercanas, aprovechamos su ligero desplazamiento aparente anual sobre el fondo del cielo, siguiendo el movimiento de la Tierra alrededor del Sol. Observando estas estrellas con seis meses de diferencia, es decir en dos posiciones opuestas de la Tierra en su órbita, podemos determinar su paralaje anual, el ángulo bajo el cual un observador situado sobre la estrella considerada vería el radio desde la órbita terrestre. La distancia D de una estrella, expresada en parsecs, y su paralaje π, en segundos de arco, están relacionados por la relación: D = 1/π. Este método solo se puede usar para estrellas ubicadas a menos de 100 parsecs, pero juega un papel fundamental en la calibración de todos los demás métodos que permiten una penetración más profunda en el espacio.