Estrellas actualizado. Las estrellas son cuerpos celestes que brillan por sí mismos, generando su propia luz y calor a través de reacciones nucleares.
Estrellas actualizado. Las estrellas son cuerpos celestes que brillan por sí mismos, generando su propia luz y calor a través de reacciones nucleares. Son esferas de gas, principalmente hidrógeno y helio, que se encuentran a grandes distancias de la Tierra, como el Sol. En el cielo nocturno, se observan como puntos luminosos que parecen titilar debido a la turbulencia de la atmósfera.
Las estrellas son motores de energía cósmica que producen calor, luz, rayos ultravioletas, rayos X y otras formas de radiación. Están compuestas casi en su totalidad de gas y plasma, un estado de supercalentamiento de la materia compuesta de partículas subatómicas. Aunque la estrella más conocida, el Sol, existe en solitario, tres de cada cuatro estrellas existen como parte de un sistema binario compuesto por dos estrellas orbitando mutuamente.
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Nadie sabe cuántas estrellas existen, pero podrían alcanzar un número extraordinario. Nuestro universo podría albergar más de 100 000 millones de galaxias, y cada una de ellas podría tener más de 100 000 millones de estrellas. Tan sólo en una noche clara, desde la Tierra pueden observarse alrededor de 3000 estrellas a simple vista. Los humanos de diferentes culturas han dibujado el cielo mediante estas estrellas.
Con el lanzamiento y despliegue exitoso del telescopio James Webb (JWST) de la NASA entre 2021 y 2022 se espera que el conocimiento de la humanidad sobre las estrellas y sobre todo sobre su pasado aumente. La misión del JWST, a grandes rasgos, es ayudar a contar la historia del universo: cómo la vorágine de partículas, elementos y moléculas que pueblan el universo se combinó de alguna manera para producir estrellas y galaxias y, en última instancia, este mundo habitado. A los pocos meses de estar operativo el nuevo telescopio ya dio sus primeros resultados positivos y asombrosos, aportando imágenes desconocidas de las estrellas.
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¿Cuál la apariencia de una estrella?
Algunas estrellas han sobresalido siempre del resto. Su brillo es un factor de cuanta energía despiden, lo cual se conoce como su luminosidad, y también la distancia a la que se encuentran de la Tierra. Las estrellas del cielo también pueden parecer de diferentes colores porque sus temperaturas no son iguales. Las estrellas calientes son blancas o azules, mientras que las más frías parecen tener tonos rojos o anaranjados.
Un par de prismáticos de tamaño 7×50 puede ser ideal para observar las estrellas. Si prefieres los telescopios, los refractores y los reflectores, que enfocan la luz estelar con espejos, son los más comunes. Que tengan lentes de alta calidad y un conjunto de tres oculares que puedas usar para cambiar el aumento son las características más importantes para poder observar tranquilamente las estrellas.
Estrellas 101
Innumerables estrellas salpican el cielo nocturno. Descubre cómo se forman estos objetos celestes, cómo se clasifican según brillo y temperatura, y qué ocurre cuando mueren.
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Las estrellas pueden tener muchos tamaños, que las clasifican en un rango desde estrellas enanas a supergigantes. Los supergigantes pueden tener radios mil veces mayores que el Sol. Debido a su gran masa, consumen energía a un ritmo muy elevado, siendo muy luminosas; por ejemplo, Naos tiene una luminosidad de aproximadamente un millón de veces la del Sol. Sin embargo, tienen una vida breve porque agotan su combustible nuclear en unos pocos millones de años y explotan como supernovas al final de sus vidas.
Cuando explotan, las supernovas arrojan material al espacio a una velocidad entre 15 000 y 40 000 kilómetros por segundo. Estas explosiones producen gran parte del material del universo, incluyendo elementos como el hierro, que conforma nuestro planeta e incluso a nosotros mismos. Los elementos pesados sólo se producen en las supernovas, por lo que todos nosotros llevamos en nuestros cuerpos remanentes de estas explosiones.
Las supernovas añaden elementos a las nubes de polvo y gas del espacio, favoreciendo así la diversidad interestelar, y producen ondas de choque que condensan las nubes de gas y ayudan a la formación de nuevas estrellas. Sin embargo, las estrellas masivas, varias veces más grandes que nuestro Sol, pueden crear supernovas cuando su proceso de fusión del núcleo agota el combustible.
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La vida y la muerte de las estrellas
La fusión proporciona una constante presión hacia el exterior, que coexiste en equilibrio con la atracción gravitacional hacia el interior de la propia estrella. Cuando la fusión se ralentiza, la presión cae y el núcleo de la estrella se condensa, volviéndose más caliente y denso.
El hidrógeno es la parte fundamental de las estrellas. El gas circula por el espacio en nubes de polvo cósmico llamadas nebulosas. Con el tiempo, la gravedad hace que las nubes se condensen y se colapsen. A medida que se hacen más pequeñas, las nubes giran más rápido en espiral debido a la conservación del momento angular, el mismo principio que hace que una patinadora gire a mayor velocidad cuando acerca sus brazos al pecho.
La acumulación de la presión provoca un aumento de la temperatura en el interior de una estrella naciente, y la fusión nuclear comienza cuando la temperatura del núcleo de una estrella joven en desarrollo alcanza los 27 millones de grados Fahrenheit (15 millones de grados Celsius).
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El ciclo de vida de las estrellas
Las estrellas jóvenes se llaman en esta fase protoestrellas. A medida que se desarrollan acumulan masa de las nubes que las rodean y crecen en lo que se denomina estrella en la secuencia principal. Las estrellas en secuencia principal, como el Sol, existen en un estado de fusión nuclear durante el cual emitirán energía durante miles de millones de años, mientras convierten el hidrógeno a helio.
Las estrellas evolucionan durante miles de millones de años. Cuando finaliza su fase de secuencia principal pasan a través de otros estados de existencia en función de su tamaño y otras características. Cuanto mayor sea la masa de una estrella, menor será su intervalo de vida.
El brillo dorado de la nebulosa de polvo planetario conocido como Sharpless 2-71 se ve en una foto recién publicada desde el observatorio Gemini North en Hawái.
A medida que las estrellas avanzan hacia el final de sus vidas, gran parte de su hidrógeno se ha convertido en helio. El helio se hunde en el núcleo de la estrella aumentando su temperatura y provocando la expansión de su capa exterior. Estas estrellas grandes e hinchadas se conocen como gigantes rojos.
La fase de gigante roja es realmente un preludio en el que la estrella se libera de las capas más externas y se convierte en un cuerpo pequeño y denso denominado enana blanca. Se trata de un remanente estelar al que da lugar una estrella cuando ha agotado su combustible nuclear, y ha expulsado gran parte de esta masa en una nebulosa planetaria.
De hecho, se trata de una etapa del proceso estelar por el que pasan el 97 por ciento de las estrellas que conocemos, incluido el Sol. Las enanas blancas son, junto a las enanas rojas, las estrellas más abundantes del universo. El físico Stephen Hawking, en el glosario de su conocida obra Historia del tiempo, define la enana blanca de la siguiente manera: «Estrella fría estable, mantenida por la repulsión debida al principio de exclusión entre electrones».
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Por tanto, las enanas blancas se enfrían durante miles de millones de años, hasta que finalmente se apagan y dejan de producir energía. En este punto, que los científicos no han podido observar aún, estas estrellas pasan a ser conocidas como enanas negras.
Tan sólo unas pocas estrellas evitan este camino evolutivo y en su lugar surgen mediante una fuerte detonación como supernovas. Estas violentas explosiones dejan tras de sí un pequeño núcleo que puede convertirse en una estrella de neutrones, o incluso, si el remanente es lo suficientemente amplio, en un agujero negro.
Características de las estrellas:
Formación:
Las estrellas se forman a partir de la colisión de nubes de gas y polvo cósmicos, donde la gravedad empuja la materia hacia el centro, aumentando la temperatura y la presión hasta que se inicia la fusión nuclear.
La formación de estrellas ocurre dentro de vastas nubes de gas y polvo, llamadas nebulosas, donde regiones densas colapsan gravitacionalmente para formar protoestrellas. Estas protoestrellas eventualmente se encienden mediante reacciones nucleares, convirtiéndose en estrellas. Este proceso es fundamental para la evolución de las galaxias y la creación de elementos pesados.
Proceso de formación estelar:
1. Colapso gravitacional:
Las nubes moleculares, frías y densas, sufren perturbaciones que causan un colapso gravitacional. Estas perturbaciones pueden ser causadas por ondas de choque de supernovas o la interacción con otras nubes.
2. Formación de protoestrellas:
A medida que la nube colapsa, la densidad y temperatura en el centro aumentan. Esta región central se convierte en una protoestrella, una estrella bebé.
3. Disco circunestelar:
Alrededor de la protoestrella se forma un disco giratorio de gas y polvo, llamado disco circunestelar. Este disco es el material que no fue absorbido por la protoestrella y puede dar lugar a la formación de planetas.
4. Fusión nuclear:
Cuando la protoestrella alcanza una temperatura y densidad suficientes en su núcleo, comienzan las reacciones de fusión nuclear. En estas reacciones, el hidrógeno se convierte en helio, liberando energía y dando lugar al nacimiento de una estrella.
5. Vientos estelares:
Las estrellas jóvenes emiten fuertes vientos estelares que ayudan a dispersar el gas y polvo circundante, limpiando la zona y revelando la estrella recién formada.
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Etapas clave:
Importancia de la formación estelar:
Evolución:
La evolución estelar describe los cambios que experimenta una estrella a lo largo de su vida, desde su nacimiento hasta su muerte. Este proceso depende principalmente de la masa inicial de la estrella. Las estrellas nacen en nubes de gas y polvo, y a medida que envejecen, pasan por diferentes etapas, incluyendo la fase de secuencia principal, gigante rojo, y eventualmente, si son lo suficientemente masivas, pueden explotar como supernovas o convertirse en estrellas de neutrones o agujeros negros.
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Etapas de la evolución estelar:
1. Formación:
Las estrellas se forman en nubes moleculares (grandes nubes de gas y polvo) a través de un proceso de colapso gravitacional. Las regiones más densas de estas nubes colapsan, formando protoestrellas. La temperatura en el núcleo aumenta hasta que se inicia la fusión nuclear, marcando el nacimiento de la estrella.
2. Secuencia Principal:
La mayor parte de la vida de una estrella transcurre en esta fase, donde fusiona hidrógeno en helio en su núcleo. La duración de esta fase depende de la masa de la estrella; estrellas más masivas queman su combustible más rápido y tienen vidas más cortas.
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3. Gigante Roja:
Cuando el hidrógeno en el núcleo se agota, la estrella comienza a expandirse y enfriarse, convirtiéndose en una gigante roja. Si la estrella es lo suficientemente masiva, puede continuar fusionando elementos más pesados en su núcleo.
4. Fases finales:
5. Reciclaje:
Las nebulosas planetarias y las supernovas devuelven elementos pesados al medio interestelar, enriqueciendo las nubes de gas y polvo de las que nacen nuevas estrellas.
En resumen, la evolución estelar es un ciclo de nacimiento, vida y muerte, donde las estrellas juegan un papel crucial en la creación y distribución de los elementos químicos en el universo.
Las estrellas pasan por diferentes etapas de evolución, dependiendo de su masa. Pueden convertirse en gigantes rojas, enanas blancas, estrellas de neutrones o agujeros negros.
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Existen diferentes tipos de estrellas, como gigantes rojos, enanas blancas, estrellas de neutrones, enanas rojas y enanas marrones.
El brillo de una estrella se mide por su magnitud, que indica cuánto brillo percibe un observador en la Tierra.
La distancia a las estrellas se mide en años luz, la distancia que recorre la luz en un año.
Ejemplos de estrellas:
Observación de las estrellas:
En resumen, las estrellas son cuerpos celestes brillantes que juegan un papel fundamental en la estructura y evolución del universo.
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