ESTRELLAS

 

Los astrónomos de la Antigüedad ya distinguían entre las estrellas «errantes» (planetas) y las estrellas fijas. En la actualidad se sabe que las estrellas se están moviendo a velocidades de muchos Km./sg., con respecto al Sol. Sus movimientos no son distinguibles en el transcurso de pocos años, sino que por lo general hay que esperar varios centenares de años para detectar su movimiento. (si están cerca del Sistema Solar, sí es posible comprobar su movimiento en el intervalo de pocos años).

El movimiento propio de una estrella, es la proporción con la cual su dirección en el cielo cambia, expresado en segundos de arco. El ángulo es demasiado pequeño de medir en el intervalo de un año; en cambio, en el transcurso de 20 ó 30 años, muchas estrellas cambian sus direcciones en una proporción fácilmente detectable.

El procedimiento moderno para la determinación de los movimientos propios, es comparar las posiciones de las imágenes estelares, en dos fotos de una misma región del cielo, tomadas con un intervalo de como mínimo 20 años. Las estrellas más remotas permanecen fijas, mientras que el movimiento de las más cercanas, si es posible observarlo. Otro método, es el de medir el movimiento propio de las estrellas con relación a la galaxias, ya que a éstas, sí las podemos considerar fijas.

Desde las primeras épocas de la astronomía griega, y hasta bien entrado el Renacimiento, los astrónomos se sorprendían de no poder obtener ningún paralaje (que es el pequeño ángulo de desplazamiento aparente en la posición de un objeto, cuando varía la posición del observador) con respecto a las estrellas. Este hecho llevó a astrónomos tan renombrados como Brahe, a pensar que la Tierra no se movía alrededor del Sol, ya que era imposible no medir este paralaje teniendo en cuenta el cambio en posición de la Tierra de una época a otra.

La distancia a una estrella puede ser obtenida midiendo su ángulo de paralaje. El paralaje (p) de una estrella es la mitad del valor angular del cambio en posición del objeto cuando es observado en dos posiciones opuestas de la órbita terrestre. Si el ángulo p es medido en segundos de arco, la distancia a la estrella en parsecs, viene dada por la expresión :

d = 1/ p

               El parsec es la medida standard usada en distancias obtenidas por paralaje. Una estrella cuyo paralaje sea de 1 segundo de arco, estará situada a 3,26 A-L (206.265  U.A.). El paralaje más pequeño que puede ser medido es de 0,001 segundos de arco, correspondiente a una distancia de 1.000 parsecs (3.260 A-L). Como la galaxia se estima tenga 30.000 parsecs de diámetro, es un hecho muy claro que esté método es únicamente válido para la determinación de distancia a estrellas cercanas

                En 1838, Bessel detectó por vez primera un paraje estelar, ya que encontró que el paralaje del sistema doble 61 Cygni, era igual a 1/3”, lo que situaba a este sistema binario a 3 parsec (9,78 A-L) de la Tierra. La estrella más cercana, Próxima Centauri, tiene un paralaje de 0,762 segundos de arco, estando situada a 4,27 A-L de la Tierra.

En el siglo II antes de Cristo, Hiparco elaboró un catálogo de 1.000 estrellas, clasificándolas en seis categorías de brillo, llamadas en la actualidad magnitudes visuales. Las estrellas más brillantes las designó de primera magnitud, mientras que las más débiles visibles a simple vista, eran de 6ª magnitud. La parte de la astronomía óptica que estudia la intensidad de la  luz proveniente de las estrellas, se llama fotometría. W. Herschel, a finales del  siglo XVIII,  elaboró un método simple y directo, aunque incompleto, para estudiar la fotometría estelar. El método consistió en afirmar que el poder de captación de luz por parte de un telescopio, es proporcional al área de la abertura del espejo o lente. De esta manera, si una misma estrella es vista a través de dos telescopios idénticos en construcción, pero diferentes en abertura, mayor cantidad de luz recogeremos con el de abertura superior.

Herschel estudió las cantidades relativas de flujo luminoso recibidas de diferentes estrellas, determinando que recibimos 100 veces más flujo luminoso de una estrella de 1ª magnitud, que de una de 6ª magnitud, que son las más débiles que podemos distinguir a simple vista. En 1856, Pogson propuso una escala cuantitativa de magnitudes estelares. Estimó como Herschel, que recibimos 100 veces más luz de una estrella de 1ª magnitud que de una de 6ª magnitud, correspondiendo por tanto a una diferencia de 5 magnitudes, una proporción de flujo luminoso de 100 a 1.

Todas estas magnitudes que estamos citando, son magnitudes visuales, pero como las estrellas están situadas a diferentes distancias, se hizo precisa la determinación de una magnitud «especial» que considerase a todas las estrellas por igual, sin tener en cuenta su distancia al Sol. De esta manera, se definió la magnitud absoluta de una estrella, que es equivalente a la magnitud que tendria esa misma estrella, si estuviese a la distancia específica de 10 parsecs ( 1 parsec = 3,26 años‑luz). Las magnitudes absolutas, por tanto, nos permiten comparar y estudiar el brillo intrínseco de las estrellas.

Hasta ahora, hemos ignorado el hecho puntual de que las estrellas tienen diferentes colores, y que no todos los colores producen igual respuesta al ojo humano. Este, es más sensible a la luz amarillo­verdosa, estando por tanto, mejor adaptado para observar en esta zona del espectro electromagnético. Por ello se utiliza el término magnitud visual, para describir el brillo de una estrella estimado por el ojo humano en la región amarillo‑verde del espectro, con una longitud de onda equivalente de 5.500 Angstrom   (1 A⁰  = 0,0001 mm).

A continuación se  refleja la lista de las 25  estrellas más brillantes del cielo, figurando por brillo de mayor a menor, así como su magnitud visual, espectro (con clasificación de Morgan-Keenan-Kellmann), su índice de color (cuanto más positivo más roja y cuanto más negativo más azul)  su magnitud absoluta (magnitud visual aparente si estuviese situada a 32,6 a-l), y su distancia, todo ello de acuerdo a las últimos datos obtenidos por el satélite Hipparcos.

La estrella más cercana es Alfa de Centauro, llamada Rigel Centaurus. Es la 3ª estrella en brillo aparente del cielo. Este objeto es un sistema triple de soles, famoso por ser el sistema estelar más cercano a nuestro Sol; se encuentra a 4,34 años‑luz (aproximadamente 40 billones de Km.) Es una de las binarias más bonitas del cielo, mostrando los cálculos modernos que tienen un periodo orbital cercano a los 80 años. La distancia entre las dos estrellas varia de 165 a 525 millones de Km. (de 11 a 35 U.A.)  Este sistema binario de estrellas está acompañado por un tenue y distante compañero, que se encuentra algo más cerca del Sol, que las otras dos estrellas. Esta estrella es conocida con el nombre de Próxima Centauri, siendo intrínsecamente una de las estrellas de menor luminosidad conocidas, ya que tiene un brillo absoluto 13.000 veces inferior al del Sol. Esta estrella está clasificada astronómicamente como perteneciente a la familia de las «enanas rojas».

 

Campo estelar con Proxima Centauri en el centro de la imagen

La lista de estrellas más cercanas, es la siguiente :

 

 

En 1650, 40 años después de las primeras observaciones telescópicas celestes, realizadas por Galileo, el astrónomo italiano Riccioli observó que la estrella Mizar, de la cola de la Osa Mayor, era visible por su telescopio como dos estrellas individuales. De esta manera, Mizar fue la primera estrella doble descubierta. Por lo general, una de las estrellas del par es la más brillante. Herschel asumió en sus investigaciones la idea de que la más débil estaba situada a mayor distancia, mientras que la más brillante estaba más cercana a nosotros. Entre 1782 y 1821, publicó tres catálogos con más de 800 estrellas dobles; en la actualidad, sabemos que la gran mayoría de las estrellas encontradas por Herschel, son «pares físicos» de estrellas, sistemas binarios que orbitan alrededor de un centro común de gravedad. Esta hipótesis fue ya sugerida en 1767, por John Mitchell, quién afirmó que era altamente improbable que los pares muy cercanos de estrellas fueran únicamente «pares ópticos», es decir estrellas situadas en nuestra misma línea de visión, pero a gran distancia una de otra.

Muchas de las estrellas que vemos a simple vista en una noche estrellada son sistemas binarios formador por dos o más estrellas. La Astronomía moderna estima que el 50% de las estrellas en cualquier galaxia son sistemas binarios. Un pequeño telescopio muestra multitud de sistemas binarios. Muchas estrellas dobles son “fijas”; este hecho significa que sus componentes no se han movido desde la época de su descubrimiento. No obstante, casi todas las estrellas dobles muestran movimiento orbital, es decir  que la estrella secundaria se sitúa en diversas posiciones, cuando se desplaza  alrededor de la estrella primaria. La teoría de la gravedad de Newton combinada con las leyes de Kepler, permite en la actualidad poder calcular las masas de las estrellas a través de sus características orbitales.

Un factor importante a tener en cuenta para saber que binarias podemos o no resolver (separar), es el poder de resolución óptico del telescopio que viene expresado por el criterio de Dawes, que es igual a :

R  =  11,6  / d

siendo R = poder de resolución en segundos de arco   y d = abertura del telescopio en cm.

Este límite teórico casi nunca se alcanza debido a varios factores (magnitud de las componentes del sistema, seeing de la observación, colimación y ajuste del telescopio,  «educación» del ojo del observador, etc.). El tamaño angular aparente de la Luna en el cielo es de 30′ de arco, o sea 1.800 segundos de arco. Por lo general se puede afirmar que resoluciones de menos de 1″ son difíciles de alcanzar debido a las cambiantes  condiciones atmosféricas.

Para «posicionar» una estrella, por lo general la secundaria con respecto a la primaria, los astrónomos definieron una unidad de medida, denominada Ángulo de Posición, que es medida angular que va de 0 a 360º, en dirección Este desde el Norte. En pares claramente resolubles este factor no es importante, pero en pares muy cercanos es vital la información que suministra el Angulo de Posición, porque permite situar la estrella compañera.

Este límite máximo teórico es muy difícil de alcanzar ya que depende de la magnitud de ambas estrellas, de las condiciones del seeing de la observación, de la colimación y ajuste del telescopio y de la “educación” del ojo del observador. La distancia entre dos estrellas se mide en segundos de arco (recuérdese que la Luna Llena tiene unos 30 minutos de arco / 1.800”) de tamaño aparente). Por lo general, resoluciones con un valor de menos de 1” son difíciles de alcanzar debido a las  cambiantes condiciones atmosféricas, que hacen que este sea el límite máximo de resolución. Para seguir el movimiento de las estrellas dobles, los astrónomos han definido una unidad de medida, denominada Ángulo de Posición. Este ángulo de posición va de 0⁰ a 360⁰, en dirección Este desde el Norte. Para poder usar esta referencia, es conveniente saber la orientación de nuestro propio telescopio. Un reflector normal da imagen invertida; si suponemos que la estrella primaria, es el centro de un reloj imaginario, el N (0º) estaría situado a las 6 en punto, Este (90º) a las 3, Sur (180º) a las 12 y Oeste (270º) a las 9. Por ejemplo, Albireo tiene un ángulo de posición de 54º estando por tanto su compañera azulada situada al NE de la primaria amarillenta. Cuando las binarias son  resolubles este parámetro no tiene mucha importancia porque se ve claramente la posición de la compañera; en cambio cuando el par tiene una separación pequeña, este dato es fundamental para poder determinar la posición aparente de la estrella compañera.

 

Estrellas Dobles :  Ángulo de Posición en º (N-E-S-W) y  separación en segundos de arco

Determinación de la posición de la estrella secundaria en sistemas binarios

                 La estrella doble más bonita de todo el cielo, es  Beta Cygni (Albireo). A simple vista, es una estrella de magnitud 3, situada en plena Vía Láctea del Cisne. Con un simple buscador o prismático pequeño, ya podemos descomponer al sistema, en dos puntos  de luz de diferentes colores, amarillo y azul. Estos colores son mucho más notables en telescopios de pequeña abertura. La estrella principal es de magnitud 3.1 de color amarillento; la compañera situada a 34”, es una estrella de magnitud 5,  de color azulado.  Como la distancia a Albireo es de 385 A-L, una separación de 34” entre las dos estrellas, es equivalente a 4.400 Unidades Astronómicas, ó 660.000 millones de Kms   (66 x 10¹⁰ Kms). Albireo fue observada por primera  vez en 1832, por Struve. Este astrónomo obtuvo como valor para su separación 34”. Este hecho implica que Albireo es un par “fijo”, ya que desde sus primeras observaciones las estrellas del par  no han mostrado cambios en su posición aparente.

Otra de las estrellas dobles más famosas es Mizar; en efecto, Mizar es un ejemplo típico de estrella doble óptica y física. Mizar y Alcor son dobles ópticas porqué están en la misma línea de perspectiva con respecto a la Tierra. Este sistema binario es fácil de observar, ya que el par es visible a simple vista, ocupando la penúltima posición en el grupo de estrellas del Carro de la Osa Mayor. Mizar está a 78 A-L. de distancia y Alcor se encuentra situada a 81 A-L. Sin embargo, cuando observamos telescópicamente a esta estrella, podemos comprobar que es doble,  formando una binaria gemela de colores blancos, con mgs. 2,4 y 4,0, estando separadas por 14”. ( Mizar fue la primera estrella doble descubierta a través de un telescopio, en 1650 por Riccioli).

Bueno, pues ya sin más se cita  una lista, en la que he tratado de reflejar los 30 pares de estrellas dobles más espectaculares visibles desde el Hemisferio Norte. La lista de sistemas binarios es la siguiente

 

 

 

El gas interestelar, materia prima para la formación de estrellas, está compuesto principalmente por hidrógeno (80%) y helio (20%), con trazos de elementos pesados y partículas de polvo. Este gas está repartido por toda la galaxia, , aunque con densidades muy bajas, y preferentemente localizadas estas nubes, en los brazos de las galaxias espirales; periódicamente, estas nubes se hacen gravitatoriamente inestables, empezando una lenta pero progresiva contracción. La nube en contracción se va calentando poco a poco, a través de su propia gravedad, hasta que llega el momento en que el choque entre átomos es muy frecuente por las altas velocidades que presentan. (No olvidemos que la temperatura es una manera de medir la velocidad media de los átomos de un cuerpo). La nube se sigue contrayendo hasta que se alcance la temperatura necesaria para que comiencen las reacciones nucleares de fusión del hidrógeno. La nube en colapso, convierte su energía gravitacional en energía térmica. Este principio se seguirá cumpliendo en el transcurso de la vida de la estrella, ya que cuando la estrella se contraiga, aumentará su temperatura interna (ganará energía térmica), mientras que cuando se expanda, se enfriará (perderá energía térmica).

El 95% de las estrellas, con reacciones termonucleares en su núcleo, se encuentran en la denominada Secuencia Principal del Diagrama de Herzstprung‑Russell (H‑R). Una estrella como el Sol, pasa prácticamente el 98% de su vida en esta Secuencia Principal; después se moverá hacia la parte superior derecha, zona de las Gigantes Rojas, para después volver otra vez a atravesar la Secuencia Principal, pero esta vez su paso es efímero, ya que morirá, apaciblemente,  en forma de enana blanca, que son estrellas de diámetro muy pequeño, y que poco a poco se van enfriando, hasta convertirse en un cadáver estelar, las estrellas denominadas «enanas negras».

El parámetro fundamental que marca a la estrella desde su mismo nacimiento, es la masa. Cuánto más masiva es, en menor tiempo evoluciona y muere, siendo su estancia en la Secuencia Principal muy breve.

En 1911, el astrónomo danés E. Hertzsprung comparó los colores y luminosidades de algunas estrellas de varios cúmulos, contrastando sus magnitudes y colores. En 1913, el astrónomo americano H.N. Russell llevó a cabo una investigación semejante, pero con estrellas cercanas a Sistema Solar, contrastando la magnitud absoluta de las estrellas y su clase espectral. El descubrimiento de estos dos astrónomos, es el famoso diagrama de Hertzsprung‑Russell, ó diagrama H‑R (denominado diagrama de color-magnitud, en la Astrofísica moderna).

Si las magnitudes absolutas de las estrellas son comparadas con sus temperaturas absolutas superficiales, obtendremos el famoso diagrama H‑R. El hecho más notable de este Diagrama, es que la gran mayoría de las estrellas están alineadas en una ancha secuencia, que va de la parte superior izquierda (estrellas de alta temperatura superficial y muy luminosas) a la parte inferior derecha (estrellas de baja temperatura superficial y poco luminosas). Esta banda ancha, en que se encuentran la mayoría de las estrellas, se llama Secuencia Principal. Hay estrellas que aparecen a la derecha de la Secuencia Principal, y son denominadas con el nombre de Gigantes Rojas (son estrellas frías de alta luminosidad). Más arriba de éstas, se encuentran situadas estrellas de mayor luminosidad, denominadas Supergigantes Rojas. También hay estrellas gigantes y supergigantes azules. Finalmente, hay estrellas en la parte inferior izquierda (estrellas de alta temperatura superficial, pero poco luminosas) que son conocidas con el nombre de enanas blancas.

 

 

Diagrama H-R, con estrellas brillantes visibles a simple vista

                  En los cielos estrellados de las noches sin luna, se pueden ver, tanto a simple vista como con prismáticos y también a través del telescopio,  gran cantidad de  estrellas rojas cuyo color es claramente notable. Casi todas las estrellas de este tipo son de espectros muy tardíos, están catalogadas como estrellas variables y muchas de ellas están en  sus fases finales de evolución.  La lista de estrellas es la siguiente (recuérdese que cuánto más positivo es el índice de color de una estrella, más roja y fría es la misma )  :

 

 

La Astrofísica moderna clasifica a las estrellas en una serie de clases espectrales (espectro =  estudio de las características físicas de la estrella, a través del análisis de los elementos presentes en su atmósfera externa ), que son :

‑ Tipo O

Estrellas muy luminosas y jóvenes. Color azulado, teniendo las mayores temperaturas superficiales

‑ Tipo B

Estrellas muy luminosas y jóvenes. Color blanco­azulado. Temperatura superficial algo menor que las del tipo O.

‑ Tipo A

Estrellas luminosas y gigantes. Color blanco.

‑ Tipo F

Estrellas de color amarillo claro

‑ Tipo G

Estrellas semejantes al Sol (clasificado como dG2). Color amarillo‑verdoso.

‑ Tipo K

Estrellas evolucionadas. Color naranja.

‑ Tipo M

Estrellas de color rojo, siendo las estrellas de menor temperatura superficial. Son  supergigantes, gigantes y enanas rojas.

 

(Recuérdese la famosa frase,   Oh  Bella Alicia Fuiste Ganando Kilos Monstruosamente…)

 

 

 Campo estelar con la famosa variable roja, R Leporis («La Gota de Sangre»)

Omega Centauri, el cúmulo globular más grande y masivo de nuestra galaxia.