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estrellas son cuerpos celestes autogravitantes que emiten luz propia, cuya fuente de energía proviene de la fusión nuclear del hidrógeno en helio y, posteriormente, en elementos más pesados.
El color de la estrella se refiere a la temperatura de la estrella (cuanto más azul, más caliente y más roja, más fría) y el tamaño (enana, gigante, entre otros) se refiere a la luminosidad (cuanto más grande, más luminosa).
Algunos tipos de estrellas son: enanas blancas, enanas marrones, gigantes rojas, supergigantes azules, estrellas de neutrones y estrellas variables.
Comparación entre planetas del Sistema Solar y algunos tipos de estrellas más comunes. Click para agrandar. Ilustración: shooarts / Shutterstock.com
enanas blancas
La enana blanca es una de las posibles etapas finales del ciclo de vida de una estrella. Las estrellas que comenzaron su vida con una masa entre 0,8 y 10 masas solares se convierten en una enana blanca, que es lo que le pasará al Sol.
Cuando se agota el combustible de la estrella, libera la mayor parte del material externo en una nebulosa planetaria y la parte restante, el núcleo, se convierte en una enana blanca extremadamente caliente (temperatura superior a 100.000 K) y durante unos pocos miles de millones de años se enfriará hasta convertirse en una estrella. enano blanco.
Las enanas blancas tienen un tamaño inversamente proporcional a la masa, es decir, cuanto más pequeña es una enana blanca, más masiva es. Una enana blanca ordinaria tiene aproximadamente la mitad de la masa del Sol y es un poco más grande que la de la Tierra. Su densidad es 200.000 veces la de la Tierra, lo que lo convierte en uno de los objetos más densos del universo, solo superado por los agujeros negros y las estrellas de neutrones.
enanas marrones
Las enanas marrones son objetos sub-estelares de tamaño entre un planeta gigante como Júpiter y una estrella pequeña y tienen una masa entre 10 y 90 masas de Júpiter. No tienen suficiente masa para producir energía por fusión nuclear, como las estrellas, por lo que la pequeña cantidad de energía que emiten proviene del calor almacenado en ellos durante el colapso de la nube de gas a partir de la cual se formaron. Según las teorías actuales, la masa requerida para que una estrella produzca fusión nuclear es aproximadamente 1/12 masas solares (o 90 veces la masa de Júpiter).
La temperatura superficial de una enana marrón es de solo 1000 K y su núcleo menos de 3 millones de Kelvin, ya que es a partir de este valor que comienza a producirse la fusión nuclear.
Al tratarse de estrellas pequeñas y de baja luminosidad, son muy difíciles de observar. A pesar de esto, su estudio es sumamente importante, ya que son fuertes candidatos a formar parte de la materia oscura (que no interactúa con la luz ni con la materia, solo gravitacionalmente, por lo que podemos especular su presencia en el universo).
gigantes rojas
Las gigantes rojas son estrellas que se encuentran en una etapa avanzada en el proceso evolutivo de estrellas cuya masa inicial era de aproximadamente 0,5 a 5 masas solares.
Antes de convertirse en una gigante roja, la estrella se sostiene mediante fusión nuclear (que convierte el hidrógeno en helio). Cuando el hidrógeno del núcleo se agota, ya no puede fusionarse, por lo que ya no puede luchar contra los efectos de su propia gravedad. Luego, sus capas más externas se expanden en cientos de rayos solares, convirtiendo a la estrella en un gigante. El crecimiento del tamaño de la estrella supera el aumento de su luminosidad y la temperatura de la superficie disminuye a unos 3000 K, lo que hace que parezca rojiza.
Estas estrellas pasan aproximadamente el 1% de su vida en el escenario de la gigante roja. Aldebarán (estrella más brillante en la constelación de Tauro) y Mira (estrella variable en la constelación de Ballena) son ejemplos de gigantes rojas.
Entre las gigantes rojas más conocidas y estudiadas, podemos destacar: Aldebarán, Arcturo (estrella más brillante en la constelación de Boeiro) y Gamma Crucis (tercera estrella más brillante en la constelación de Cruzeiro do Sul). Otras estrellas importantes como Antares (Estrella Alfa de la constelación de Escorpio) y Betelgeuse (Estrella Alfa de la constelación de Orión) son aún más grandes y, por lo tanto, se clasifican como Supergigantes Rojas.
Las estrellas supergigantes, por otro lado, solo se desarrollan a partir de estrellas de muy alta masa. Estas estrellas están extremadamente evolucionadas y se encuentran en las etapas finales de sus vidas, terminando su trayectoria evolutiva como supernovas de tipo II (es decir, una violenta explosión de una estrella supermasiva).
Comparación del tamaño del Sol (izquierda) con el gigante rojo más pequeño (centro) y el gigante rojo más grande (derecha) detectados por la misión Kepler, y sus temperaturas superficiales.
supergigantes azules
Las supergigantes azules son estrellas azuladas que irradian enormes cantidades de energía. Tienen una temperatura superficial entre 20.000 y 50.000 K, una luminosidad entre 10.000 y 1 millón de veces la luminosidad del Sol y una masa entre 10 y 100 masas solares.
Como son estrellas muy masivas, su vida es corta (unos 10 millones de años, mil veces menos que el Sol), por lo que son un tipo de estrellas poco común, que representan menos del 0,1% de las estrellas de nuestra Galaxia.
Cuando la supergigante se queda sin combustible, ya no tiene suficiente energía para mantener sus capas más externas colapsando bajo su propia gravedad, por lo que explota en una supernova.
La supergigante azul más conocida es Rigel, que se puede ver a simple vista en la constelación de Orión, que es 20 veces más masiva que el Sol y 60.000 veces más brillante.
estrellas de neutrones
Las estrellas de neutrones son objetos extremadamente densos, es decir, tienen una relación inversa entre radio y masa: cuanto menor es su radio, más masiva es la estrella. Una estrella de neutrones, por ejemplo, con una temperatura superficial de 50.000 K (aproximadamente 8,5 veces la temperatura del Sol) tiene un brillo aproximadamente 1 millón de veces menor que el del Sol, debido a su pequeño tamaño. También por su tamaño, tienen una alta velocidad de rotación (debido a la conservación del momento angular).
Se forman cuando una estrella masiva (que comenzó su vida con una masa entre 10 y 25 masas solares) se queda sin combustible y colapsa. El núcleo de la estrella colapsa, provocando que los protones y electrones presentes allí se aplasten para formar neutrones.
El interior de la estrella de neutrones está formado por un gran núcleo formado principalmente por neutrones y algunos protones superconductores. Alrededor del núcleo hay un manto de neutrones seguido de núcleos de hierro y electrones libres.
La alta velocidad de rotación de la estrella, las bajas temperaturas y los protones superconductores producen un efecto dínamo (cuando un cuerpo celeste genera un campo magnético debido a la rotación y la convección). Si este campo magnético es fuerte, la estrella emitirá radiación dirigida en un cono alrededor de los polos magnéticos, como un faro, y será un púlsar, como la mayoría de las estrellas de neutrones.
Los púlsares tienen pulsos de radiación a intervalos regulares y, a medida que giran, para un observador de la Tierra, parece que la estrella se «enciende» y se apaga «. Podemos pensar en el resplandor de un púlsar como el resplandor de un faro. A medida que el faro gira, lo vemos «encenderse» y «apagarse» a pesar de que la luz que emite el faro es constante.
Simulación de un púlsar giratorio que muestra cómo se comporta el pulso de forma gráfica. A través de Wikimedia Commons / CC-BY-SA 3.0
estrellas variables
Una estrella variable es una estrella cuyo brillo varía con el tiempo. Hay dos tipos de estrellas variables: intrínsecas y extrínsecas.
ESTRELLAS VARIABLES EXTRÍNSECAS – cuando la variación de brillo es causada por un factor externo, que no es característico de la estrella:
- Binarias eclipsantes: En un sistema estelar binario (cuando dos estrellas orbitan el mismo centro de masa) una estrella «pasa frente a la otra», eclipsandola. De esta forma, mientras ocurre el eclipse, el brillo observado varía;
- Estrellas en rotación: las áreas más oscuras o más brillantes de una estrella hacen que el brillo observado cambie a medida que la estrella gira.
ESTRELLAS VARIABLES INTRÍNSECAS – cuando la variación del brillo de la estrella es una característica de la misma:
- Variables eruptivas: estrellas que expulsan o explotan masa de su superficie;
- Variables explosivas (o cataclísmicas): estrellas que tienen explosiones catastróficas o eventos termonucleares fuertes, lo que resulta en nuevas y supernovas;
- Variables pulsantes: estrellas que se expanden y contraen periódicamente. Entre ellos, el cefeidas, que pulsa con periodos bien definidos de 1 a 100 días. Son importantes porque, a través de ellos, podemos calcular largas distancias con cierta precisión. (Nota: no debe confundirse con los púlsares).
Gráfico del brillo que varía con el tiempo de una estrella Cefeida ficticia con un período de tres días. Fuente: http://lilith.fisica.ufmg.br/~dsoares/reino/hleavitt.htm
Referencias:
https://imagine.gsfc.nasa.gov/science/objects/dwarfs2.html
https://starchild.gsfc.nasa.gov/docs/StarChild/questions/question62.html
http://coolcosmos.ipac.caltech.edu/cosmic_classroom/cosmic_reference/brown_dwarfs.html
http://astronomy.swin.edu.au/cosmos/B/Brown+Dwarf
http://astronomy.swin.edu.au/cosmos/R/Red+giant+stars
https://www.ing.iac.es/PR/dissemination/articles/blue_super.html
http://astronomy.swin.edu.au/cosmos/V/Variable+Stars
https://imagine.gsfc.nasa.gov/science/objects/neutron_stars1.html
https://www.if.ufrgs.br/oei/stars/neutron_st/neutrst.htm
