Las estrellas del Universo. Son astros que poseen luz propia y que, debido a las enormes distancias a las que se encuentran, aparecen en el firmamento como puntos luminosos. No todas tienen el mismo brillo ni están repartidas en el cielo de una forma ordenada. Las más luminosas parecen formar, a simple vista, figuras geométricas que los hombres de la antigüedad asociaron con animales y personajes mitológicos. Son las constelaciones, que han llegado hasta hoy con sus nombres latinos. Las estrellas que componen una determinada constelación pueden estar muy próximas a nosotros y tener poco brillo o, por el contrario, ser muy luminosas, pero estar muy alejadas. Así pues, el hecho de que forman una constelación no significa que guarden entre sí ningún lazo físico que las una.
El astrónomo griego Hiparco fue el primero en intentar sistematizar las diferencias de brillo de las estrellas. Para ella clasifico a las más brillantes como de primera magnitud, a las de brillo un poco menor como segunda magnitud y así sucesivamente hasta llegar a sexta magnitud, que incluía las estrellas más tenues que se podían observar a simple vista. En la actualidad, el brillo de las estrellas se mide con ayuda de instrumentos que definen las diversas magnitudes con una gran precisión. La escala se establece en orden inverso.
Las estrellas del Universo Características
DISTANCIA, TAMAÑO Y MASA DE LAS ESTRELLAS DEL UNIVERSO
La distancia de una estrella es uno de los parámetros más difícil de determinar, por otro lado, conocer sus restantes característicos depende en gran parte la previa evaluación de la distancia a la que se encuentra. El sistema que se utiliza para establecer la distancia a las estrellas más próximas al sistema solar se denomina método de paralelaje heliocéntrico y se basa en efectuar dos conjuntos de observaciones, realizándose el segundo seis meses después del primero. Durante este intervalo de tiempo, la Tierra a completado la mitad de su órbita alredor del Sol, desplazamiento que hace que el ángulo que forma la línea Tierra-Estrella con el eje de rotación de nuestro planeta se modifique ligeramente. La mitad de este ángulo (expresada en segundos de arco) recibe el nombre de paralaje. Los ángulos son pequeños y, si una estrella estuviera lo bastante cerca como para dar una paralaje de un segundo de arco (1/3.600 partes de un grado), se encontraría a una distancia de un parsec, que equivale a 30,857 x 1012 kilómetros (30.857.000.000.000 km), es decir a 3,26 años luz.
Básicamente este método es un procedimiento de triangulación. Se trata de resolver un triángulo cuya base es dos veces la distancia entre la Tierra y el Sol y la altura es la distancia entre el Sol y la estrella. Determinando los tres ángulos es posible conocer la distancia entre la estrella y el Sol. El ángulo de paralelaje de una estrella se obtiene midiendo sobre una placa fotográfica la posición de aquella en dos días distintos, separados entre sí por un lapso de seis meses, y comparándola con la de las estrellas del fondo.
Las estrellas del Universo
También hay que tener en cuenta los movimientos propios de las estrellas y el valor finito de la velocidad de la luz, ya que añade un movimiento adicional al aparente movimiento paraláctico, que recibe el nombre de aberración. El medio de la paralaje heliocéntrico sólo permite medir distancias inferiores a los 100 parsecs. Para medir distancias mayores es preciso utilizar otros sistemas, como el de la paralaje espectroscópica.
El tamaño de una estrella depende de su masa y de su etapa de evolución. Su radio puede variar desde unos pocos kilómetros hasta varios cientos de millones de kilómetros. El valor máximo corresponde a las estrellas rojas, muy poco densas y con una superficie extremadamente dilatada. El tamaño de la más grande puede medirse mediante procedimientos ópticos especiales (interferometría), basados en el hecho de que la luz procedente de dos zonas distintas de una estrella alcanza a dos telescopios en dirección ligeramente diferentes. Midiendo esta mínima diferencia es posible estimar el tamaño angular de la estrella.
Los diámetros de las estrellas más pequeñas no se pueden medir mediante métodos interferométricos. En estos casos, para averiguar el tamaño hay que determinar en primer lugar la temperatura y la luminosidad de la estrella. Una vez conocidos estos parámetros puede establecerse el valor del radio y, en consecuencia, el del diámetro.
Para establecer la masa de una estrella debe estudiarse su espectro, que proporciona información acerca del valor de la aceleración de la gravedad en su superficie, y una vez conseguido el radio, ya se puede calcular fácilmente el valor de la masa. Cuando la estrella forma parte de un sistema binario (un conjunto de dos estrellas relativamente próximas entre sí y que giran la una alrededor de la otra), pueden llevarse a cabo determinaciones mucho más precisas en relación con su masa.
Las estrellas del Universo Brillo y luminosidad.
Las estrellas emiten luz, pero al observar el firmamento se aprecia a simple vista que no todas tienen el mismo brillo. Como se indicó anteriormente, algunas son más brillantes que otras y además no todas están a la misma distancia. Por tanto, la más cercana a la Tierra parecen más brillantes que otras mucho más alejadas, aunque tengan idéntica luminosidad, los astrónomos miden el brillo de las estrellas, y el de cualquier astro, en unidades llamadas magnitudes. Si se mide el brillo de una estrella sin conocer la distancia a la que se encuentra, se utiliza una escala denominada magnitud aparente visual. La escala de magnitudes es inversa, es decir, se asignan magnitudes menores cuanto más brillante es el objeto observado. Cualquier estrella de una determinada magnitud es unas 2,5 veces más brillante que otra de la magnitud siguiente. De este modo, una estrella 2,5 veces más brillante que la de magnitud 1 será de magnitud 0 y otra 2,5 veces más brillante que las de magnitud 0 será de magnitud -1. A efectos de comparar distintas luminosidades, se puede decir que la Luna tiene una magnitud de -12,5 y el Sol una magnitud de -26,5.
Por otra parte, si se tiene en cuenta la distancia a la que se encuentra la estrella, su brillo se mide según otra escala de magnitudes que recibe el nombre de escala de magnitudes absolutas. Para calcular magnitudes absolutas se utiliza un patrón de distancia que indica el brillo con que aparecían las estrellas si estuviesen situadas a una distancia de 10 parsec del observador. La magnitud absoluta del Sol es 4,6.
La magnitud de energía que emite una estrella cada segundo se denomina luminosidad. Medir la luminosidad no resulta tarea fácil, ya que hay que unir medidas en todos los rangos de energía, desde radio hasta rayos gama, mediciones que se obtienen con instrumentos muy distintos y cuyas calibraciones son a veces sumamente delicadas.
Las estrellas del Universo Tipos de estrellas
Las sustancias que emiten luz producen, cuando esta se dispersa mediante un prisma o una red de difracción, un espectro cuyas características dependen de la naturaleza del emisor y de la materia que la luz atraviesa hasta llegar al observador. Mediante el análisis espectral es posible conocer la temperatura de las estrellas y las características estructurales de sus capas externas. En el espectro, además de demostrar una distribución continua de energía, aparecen líneas oscuras y líneas brillante que corresponden a observaciones y emisiones de luz por átomos e iones. La presencia de dichas líneas está relacionada con la temperatura de la zona de las estrellas donde se originan y permiten obtener información sobre sus propiedades (gravedad sobre sus propiedades (gravedad, composición química, etc.)
La temperatura de una estrella es un parámetro de vital importancia. Se puede realizar una estimación de la misma utilizando su color o, lo que es lo mismo, la longitud de onda a la que presente un “pico” de emisión de energía. Como regla general, una estrella es más roja cuanto más fría sea, y más azul cuanto más caliente.
El astrónomo italiano Pietro Ángelo Secchi realizó en 1868 la primera clasificación de las estrellas en función de sus espectros:
- estrellas azules y blancas, con un espectro que presentan pocas rayas producidas por metales.
- Estrellas amarillas (el Sol), cuyos espectros contienen numerosas rayas producidas por metales.
- Estrellas rojo-anaranjadas, con espectro en las que se observan bandas debidas a moléculas.
- Estrellas rojas, con anchas bandas de observación moleculares.
Hoy día se acepta que existen ocho tipos de estrellas:
O. Estrellas cuya temperatura es superior a 25.000 °K. A semejante temperatura, sólo algunos átomos de helio permanecen en estado neutro, estando ionizados la mayor parte del helio, el oxígeno y el nitrógeno.
B. Estrellas de temperatura entre 11.000 y 25.000 °K. Sus espectros muestran líneas de absorción de helio neutro porque a esa temperatura el helio ya no se ioniza. Si lo hacen en cambio el silicio, el magnesio, el oxígeno y el nitrógeno
A. Estrellas con temperaturas entre 7.500 y 11.000 °K. sus espectros presentan fuertes líneas de hidrógeno.
F. Estrellas cuyas temperaturas oscilan entre 6.000 y 7.500 °K. Son típicas de estos espectros las líneas de metales, sobre todo de hierro.
G: Estrellas con temperaturas entre 5.000 y 6.000 °K. En esta clase de estrellas se incluye al Sol. Sus espectros se caracterizan por presentar líneas de metales ionizados y neutros.
K. Estrellas con temperaturas entre 3.500 y 5.000 °K. En sus espectros abundan las líneas correspondientes a metales neutros y las moleculares.
M y C. Estrellas con temperaturas inferiores a los 3.500 °K. Predominan las bandas moleculares.
Las estrellas del Universo Estas clasificaciones se denominan “tipos espectrales”
Las estrellas O y B son azules; las de tipo A son estrellas blancas; las F, G y K son estrellas amarillas y amarillo-anaranjadas, y las de tipo M y C son estrellas rojas. Es decir, las estrellas más calientes son las del tipo O, y las más frías las de tipo M. Es conveniente tener en cuenta que de un tipo espectral a otro existe un cambio gradual, de ahí que cada tipo se divide en 10 subclases: una estrella A%, por ejemplo, se encuentra en una posición intermedia entre las estrellas más frías del tipo B y las más calientes del tipo F. también existen estrellas cuya tipología se escapa a la reseñada.
Las estrellas del Universo Las estrellas más brillantes
| Estrellas | Denominación astronómica | Magnitud aparente | Color |
| Sirio Canopus Rigel Centauro Arturo Vega Capella Rigel Proción Betelgeuse Achernar Agena Aldebarán Acrux Altaír Antares Espiga Pollux Fomalhaut Crux Deneb | α Canis majoris α Carinae α Centauri α Bootis α Lyrae α Aurigac β Orionis α Canis minoris α Orionis α Eridani β Centauri α Tauri α Crucis α Aquilac α Scorpi α Virginis β Geminorum α Piscis β Crusis α Cygni | -1,4 -0,7 -0,3 -0,1 0,0 0,1 0,1 0,4 0,4 0,5 0,6 0,8 0,8 0,8 0,9 1,0 1,2 1,2 1,3 1,3 | Blanco Amarillento Amarillento Anaranjado Blanco azul Amarillento Blanco azul Amarillento Rojizo Blanco azul Blanco azul Anaranjado Blanco azul Blanco Rojizo Blanco azul Anaranjado Blanco Blanco azul Blanco |
Por otro lado, los criterios de clasificación contemplan asimismo una tipología que atiende al estado evolutivo de las estrellas. Bajo esta perspectiva se introdujo la siguiente división en las llamadas “clases de luminosidad”.
- Ia. Estrellas supergigantes
- Ib. Estrellas supergigantes menos brillantes que la Ia
- II. Estrellas gigantes brillantes
- III. Estrellas gigantes
- IV. Estrellas supergigantes
- V. Estrellas enanas
Las estrellas del Universo El diagrama Hertzsprung-Russell
Una vez determinada las magnitudes absolutas y los tipos espectrales de las estrellas, es posible ubicarlas en un diagrama cuya abscisa contiene las temperaturas y la ordenada las luminosidades. El grafito obtenido recibe el nombre de diagrama de Hertz-prung-Russell o diagrama H-R.
El diagrama H-R es una herramienta fundamental para comprobar la relación que existe entre la temperatura y la luminosidad de una estrella. La mayoría de las estrellas tienden a colocarse sobre la diagonal del diagrama. Esa franja se llama secuencia principal y en ella la densidad de puntos será mayor hacia su parte inferior. También aparecerán algunos puntos en la zona superior derecha y unos pocos en la inferior izquierda. Tal distribución se debe a que la secuencia principal está formada por estrellas que queman hidrógeno en sus capas internas, con lo cual su porción inferior está más densamente poblada, ya que las estrellas de masas menores son las que evolucionan con mayor lentitud. Por debajo de la diagonal se sitúan las enanas blancas.
Por encima de la secuencia principal, el diagrama muestra dos ramas que corresponden a las estrellas gigantes y supergigantes, respectivamente.
Esta disposición de las estrellas en el diagrama indica, por ejemplo, que dos estrellas con idéntica temperatura, pero diferente luminosidad, tendrán necesariamente distinto diámetro, siendo la más luminosa el diámetro mayor. Mediante el diagrama se puede saber también que, a lo largo de la secuencia principal, el tamaño, la temperatura y la luminosidad aumenta desde las estrellas de tipo M hasta las de tipo O.
Las estrellas del Universo Origen y evolución de las estrellas.
Las estrellas se forman a partir del gas y del polvo interestelar. Muchas y continuadas observaciones han demostrado que los objetos más jóvenes se localizan en zonas donde la densidad de semejante materia es especialmente elevada. Las estrellas de menor masa nacen en el interior de pequeñas nubes opacas de gas y polvo, a las que se conocen como glóbulos de Bok en homenaje a quien fuera su descubridor, el astrónomo Bart J Bok. Se les denomina glóbulos por su forma regular y casi esférica. Estas nubes son compactas y oscuras porque cuentan con gran cantidad de polvo inféstela, pero carece de una fuente propia de radiación. Dada que parecen no tener estrellas, ocultas como están por el polvo y el gas, los glóbulos de Bok han sido definidos como nebulosas oscuras. Están compuestas por hidrógeno molecular y otras moléculas en menor proporción. Carecen de hidrógeno molecular y otras moléculas en menor proporción. Carecen de hidrógeno y otras moléculas en menor proporción. Carecen de hidrógeno atómico y su espectro presenta muy ensanchadas. Teniendo en cuenta estos datos, Bok afirmó que los glóbulos son nubes de gas interestelar en proceso de contracción gravitatoria, proceso que desemboca en la formación de nuevas estrellas. Cuando una nube empieza a condensarse, aumenta al mismo tiempo la presión interior que se opone al proceso de contracción. Alcanzado un equilibrio entre ambos procesos, la temperatura y la presión se han elevado tanto en su interior que se inician las reacciones termonucleares de conversión de hidrógeno en helio. Así nace una nueva estrella.
La condensación de las nubes de materia interestelar por efecto de su propia gravitación se produce, en un principio, sin que ninguna fuerza se oponga a ella es lo que los científicos califican como caída libre. El desenlace no es otro que la concentración de materia en el centro de las nubes, de manera que dicha zona es la primera en calentarse y en tornarse opaca. Pero como sucede con cualquier gas, se produce una presión que tiende a detener la contracción. En un momento determinado, ambas fuerzas, contracción gravitatoria y presión, se contrarrestan y, aunque prosigue la contracción, lo hace de forma muy lenta. Es entonces cuando aparece un núcleo denso y estable, un embrión estelar, sobre el cual cae una lluvia de materia que aumenta la temperatura de su superficie. Aunque la temperatura de la protoestrella es elevada, la radiación que llega es relativamente baja.
Las estrellas del Universo
A partir de una misma nube de gas pueden nacer varias estrellas de gran tamaño, muy caliente y luminosas, y de luz azulada. Aparecen así las asociaciones estelares, que son conjuntos de estrellas concentradas en una región muy concreta de la galaxia. Las más habituales pertenecen a los tipos espectrales O y B. debido a su gran masa evolucionan con gran rapidez y su luz se vuelve rojiza. Las componentes de una asociación de este tipo (O-B) se distribuyen de tal forma que las estrellas más jóvenes se sitúan en un extremo de la asociación, en tanto que las viejas ocupan el otro extremo. Esta disposición llevó a los astrónomos a esbozar la teoría de que, en una nube de polvo y gas, la formación de estrellas es secuencial. Es decir, en primer lugar, nace un grupo de estrellas, a continuación, se forma el segundo, y así sucesivamente.
Sin embargo, las nubes originan también una fuerza centrífuga, perpendicular a su eje de rotación, que se opone así mismo a la gravedad y que puede llegar incluso a dividir la nube.
La consecuencia de la acción de esta fuerza es que se forman sistemas múltiples de dos o más estrellas que giran en torno a un centro común y que permanecen ligadas por su interacción gravitatoria. Los que aparecen con más frecuencia son los sistemas dobles, en los que la estrella de mayor masa es la primaria y la más pequeña la secundaria. Sucede a menudo que una de las dos estrellas es prácticamente invencible, pero se detecta por los efectos que genera sobre la órbita de su compañera.
En otras ocasiones, la fuerza centrífuga no provoca la formación de dos o más estrellas, sino que da lugar a una especie de disco aplanado con un movimiento de rotación. En este disco, la materia puede condensarse en el centro o bien en los diversos objetos que giran en torno al núcleo central. Mientras que el núcleo central da lugar a una estrella, los objetos de menor tamaño originan un sistema planetario.
En la primera fase de su evolución, la estrella alcanza una simetría esférica que recibe el nombre de proto estrella. Progresivamente, aumentan la densidad y la temperatura de la nube de gas y se forma la estructura interna de la estrella. Cuando estos embriones estelares emergen de entre los restos de la nube en la que se han formado da comienzo a la vida de las estrellas. La estrella es muy inestable durante esta fase, suele cambiar de brillo y tanto su aspecto como su estado interno dependen de su masa.
Las estrellas de gran masa (las que tienen un valor veinte o treinta veces superior a la masa del Sol) ya han comenzado a experimentar las reacciones termonucleares, es decir la fusión del núcleo de hidrógeno para formar otras de helio. Son estas las estrellas azules y muy luminosas que ocupan en el diagrama H-R una posición sobre la secuencia principal. Las que, como el Sol, tienen menor masa son rojizas y en su interior todavía no se han iniciado las reacciones termonucleares. Para que estas reacciones se produzcan es preciso que en la zona central de las estrellas se alcancen temperaturas del orden de los 10 millones de grado. Mientras que eso no suceda, estas estrellas seguirán contrayéndose y calentándose, y se encontraran en la fase denominada contracción gravitatoria presecuencia principal, dado que estos objetos rojizos quedan situados a la derecha de la secuencia principal en el diagrama Hertzsprung-Russell.
Una vez que la estrella ha alcanzado la estabilidad estructural, se sitúa sobre la secuencia principal del diagrama H-R. la posición que ocupa depende de su masa inicial: la estrella dibuja en el diagrama un camino evolutivo, situándose en sucesivas posiciones que desemboca en un punto concreto según sea su masa. La rapidez con que una estrella recorra su camino evolutivo depende así mismo de su masa inicial. El Sol, por ejemplo, tuvo un proceso de contracción gravitatoria de unos 15 millones de años, tardando alrededor de 50 millones de años en alcanzar la secuencia principal. La estrella permanece en la secuencia principal mientras dura la combustión de hidrógeno en su zona central, siendo esta la fase más larga de su evolución. El Sol aún tardará unos 5.000 millones de años en superarla.
Las estrellas del Universo
La estrella abandona la secuencia principal del diagrama H-R cuando el 10 por ciento de su hidrógeno se ha convertido en helio. En ese momento, su núcleo se contrae y sus capas exteriores se expanden. A pesar del enfriamiento, la luminosidad aumente debido al incremento de su radio, transformándose en una gigante roja. El diámetro de una gigante roja, puede alcanzar una dimensión enorme si se compara con el diámetro solar, hay estrellas, por ejemplo, Betelgeuse, con un diámetro de 550 millones de kilómetros, que es cuatrocientas veces mayor que el Sol. En puridad, Betelgeuse, al igual que Antares o Capella, cuyo diámetro es dos mil veces superior al solar, con estrellas súper gigantes rojas. Con todo el equilibrio de una gigante roja es muy inestable y termina por romperse de nuevo. En su centro tiene lugar nuevas reacciones nucleares durante las cuales el helio produce carbono. Al final estas estrellas acaban abandonando la rama de las gigantes rojas del diagrama H-R, situación en la que se halla Betelgeuse.
En su centro existe un núcleo de carbono-oxigeno que está a una temperatura de 10.000 K, insuficiente para conseguir que el carbono y el oxígeno se fusionen en núcleos más complicados.
Es muy probable que las estrellas que evolucionan como gigantes rojos finalicen su vida de un modo bastante espectacular: estallan y expulsan con gran violencia casi toda su masa, quedando un residuo muy denso. Este residuo es una estrella de neutrones. Si el objeto llega a ser tan denso que impide la salida de toda radiación se trataría de un agujero negro.
Si la estrella tiene una masa inferior a la del Sol termina su vida como una enana blanca. Agotados todos sus combustibles nucleares incluidos el carbono y otros elementos, se contrae por efecto de su propia gravitación, disminuyendo su luminosidad y aumentando la temperatura de su superficie. Estas enanas blancas se ubican en el ángulo inferior izquierdo del diagrama H-R. ejemplo de enanas blancas es Sirio B, una estrella muy poco luminosa y de superficie muy caliente. Ni las estrellas de neutrones, ni las enanas blancas pueden continuar emitiendo energía: se convierten en objetos negros y fríos.
Las estrellas del Universo Sistemas binarios, estrellas múltiples y estrellas variables.
Un sistema binario consiste en dos estrellas relativamente próxima entre sí y que giran una alrededor de otra.
Aunque a simple vista no es posible apreciar que las estrellas dobles sean dos estrellas distintas, el telescopio a permitido confirmar, por ejemplo, que Sirio constituye un sistema binario con su compañera Sirio B, que es una enana blanca.
Si las estrellas se sitúan sobre la misma línea de visión se denominan pares ópticos; si están unidas por interacciones gravitatorias reciben el nombre de pares físicas. Estas última son las estrellas dobles propiamente dichas y pueden dividirse en:
Binarias visuales. Que describen órbitas elípticas. La órbita se determina estudiando la posición de la estrella menos brillante del par, o secundaria, con relación a la más brillante o principal.
Binarias eclipsantes. Llamadas así porque sus componentes se encuentran tan próximos que, en su movimiento orbital, una pasa por delante del otro, eclipsando su luz.
Binarias espectroscópicas. Que sólo pueden detectarse por la presencia de anomalías en el espectro.
Son estrellas múltiples las que conforman un sistema de más de dos componentes. Actualmente se conocen sistemas que cuentan hasta con seis componentes, aunque lo habitual es que contengan un número menor.
Dada la complejidad de su estudio, apena se sabe nada de estas estrellas múltiples.
Las estrellas del Universo
Por su parte, las estrellas variables se caracterizan por la alteración de su brillo y por poseer una estructura inestable intrínseca, es decir, no son sistemas binarios. Las estrellas variables periódicas pertenecen a los siguientes tipos: Cefeidas, que presentan cortos periodos de variación y cambios de magnitud pocos acusados; RR Lyrae, estrellas variables pulsantes típicas de los cúmulos globulantes, y de largo periodo, que suelen ser gigantes rojos y cuyas variaciones tienen gran amplitud.
Las estrellas del Universo Estrellas explosivas: novas y supernovas.
En el caso de tener sistemas binarios, hay veces en que se producen fenómenos explosivos que generan una gran cantidad de luz durante un breve espacio de tiempo, luminosidad que puede verse desde la Tierra la observación de dicha luz fue el motivo de que se llamara novas a estas estrellas, ya que parecía que había nacido una nueva estrella en el firmamento. En realidad, la aparición de la nova se debe a la explosión de una capa exterior de gas que viaja por el espacio a una velocidad próxima a los km/seg. Cuando aparece una nova, la curva de luz presenta un rápido aumenta del, brillo, que disminuye de forma gradual. Tras la explosión, esa misma estrella puede volver a explorar si queda suficiente energía para ello. Se conocen un buen número de novas recurrentes que explotan cada 30-80 años.
El espectro de una nova presenta rayas de absorción que se ensanchan y se desplazan hacia el violeta. La mayoría de las novas tienen su origen en sistemas vinarios, compuestos por una estrella gigante roja y una pequeña enana blanca.
Menos frecuente es el fenómeno de las supernovas, que implican la destrucción de una estrella. Una supernova es una estrella en la que produce un súbito y gran aumento de su brillo, seguido por una rápida extinción. La luminosidad de una supernova es del orden de 10.000 millones de veces la del Sol. La explosión de la supernova viene dada por la rápida contracción de su núcleo, que es simultánea a la expansión de las capas exteriores de la estrella. Existen dos tipos de supernovas: las de tipo I expulsan material pobre en hidrógeno y tienen una curva de luz parecida a la de una nova: las del tipo II eyectan al espacio grandes cantidades de materia, sobre todo de hidrógeno, y son características de la muerte de una estrella muy masiva.
Las estrellas del Universo Pulsare y agujeros negros
| Los pulsares son estrellas de masa elevada que están llegando al final de su ciclo vital. Emiten luz y ondas radioeléctricas. El pulsar más famoso en la nebulosa del Cangrejo, tiene un intervalo entre impulsos de 0,033 seg. Un agujero negro es un cuerpo todavía más denso que una estrella de neutrones. Es el resultado del colapso de una estrella de un gran tamaño. La estrella no es visible porque la atracción gravitacional de este objeto estelar es tan grande que ni la luz puede escapar de él. |
