Las estrellas
La diferencia básica entre una estrella y un planeta, es que una estrella emite luz producida en su interior por combustión nuclear, mientras que un planeta sólo brilla por la luz que pueda reflejar. El Sol es nuestra propia estrella especial pero, entre las estrellas, es una estrella muy común. Hay estrellas mucho más brillantes, o más tenues, más calientes, o más frías que el Sol. Básicamente, sin embargo, todas las estrellas que podemos ver en el cielo son objetos similares al Sol.
El Sol (y cualquier otra estrella) es una gran bola de gases compactada por su propia gravedad. La fuerza de la gravedad está continuamente tratando de compactar al Sol hacia su centro, y si no hubiese otra fuerza contrarrestándola, como la energía generada por la combustión nuclear, el Sol colapsaría. Las estrellas se clasifican por su tipo espectral y por su luminosidad, de acuerdo a las siguientes tablas:
Clases de luminosidad
| ||
Clase
|
Descripción
|
Estrella ejemplo
|
0
|
Hiper-supergigantes
|
S Doradus
|
Ia
|
Supergigantes luminosas
|
Rigel
|
Ib
|
Supergigantes
|
Canopus
|
II
|
Gigantes luminosas
|
BL Orionis
|
III
|
Gigantes
|
Arcturus
|
IV
|
Sub-gigantes
|
Eta Bootis
|
V
|
Enanas (Secuencia principal)
|
Sol
|
VI
|
Sub-enanas
|
Estrella de Barnard
|
VII
|
Enanas blancas
|
ZZ Ceti
|
La vida de una estrella
No se conoce la forma exacta del mecanismo de la formación de una estrella, pero de alguna manera el gas se empieza a aglutinar en diferentes puntos bajo el efecto de su propia gravedad, formando nubes cada vez más densas. Un núcleo denso, que podría ser unas 60 veces mayor que el sol, la protoestrella, empieza a formase rodeado por un halo de gas. Debido al aumento de presión, cada vez mayor, y tras unos 50.000 años, el centro de la protoestrella se vuelve tan caliente que da principio la combustión nuclear y se inicia la transformación de átomos de hidrógeno en átomos de helio. Ha nacido una estrella.
La fuerza de expansión de la energía liberada en esta transformación contrarresta la fuerza de la gravedad de la estrella, lo que impide que se colapse totalmente y se estabilice. Al cabo de unos 10 millones de años se acaba el hidrógeno del núcleo. Al no existir una fuerza que contrarreste a la gravedad, éste se contrae y calienta aún más. Al mismo tiempo, el hidrógeno restante, en una corteza exterior, continúa fusionándose y se convierte en helio; la estrella se expande hasta llegar a ser una gigante roja. El núcleo se calienta al grado de poder convertir, por fusión, el helio en carbono. En fusiones sucesivas, el carbono da origen a elementos mas pesados, hasta llegar al hierro. Al llegar a éste ya no se genera más energía por fusión nuclear, y la parte media de la estrella se desintegra en forma catastrófica por efecto de su propia gravedad. El colapso libera energía hacia las partes exteriores y origina la explosión mas violenta que se conoce en el universo: la supernova.
Después de la explosión, la supernova despide ondas de choque y nubes de gas. A partir de este gas se forma una nueva generación de estrellas, enriquecidas con elementos creados en las fusiones de la vieja estrella y elementos mas pesados creados en la tremenda explosión, y en el caso el Sol, de planetas en los que puede evolucionar la vida. Así, cada átomo de nuestro mundo se fusionó en el núcleo incandescente de una estrella gigante, que al explotar esparció los elementos necesarios para la formación de estrellas y planetas. Fue la primera generación de estrellas, estrellas gigantes, las cuales han desaparecido casi en su totalidad, y vivimos gracias a su legado. No todas las estrellas de la primera generación fueron así, pero estas son las que hicieron posible la creación de los planetas y de nosotros mismos.
De la supernova solo sobrevive el núcleo, de una extraordinaria densidad y de pocos kilómetros de diámetro. La enorme presión generada logra triturar absolutamente todo hasta convertirlo en neutrones, los que se concentran y compactan. Ha nacido una estrella de neutrones, la cual gira hasta 30 veces por segundo y emite señales de radio que se concentran en los polos magnéticos. Al barrer el espacio como el haz de la luz de un faro, los radioastrónomos captan esas señales en forma de pulsaciones, por ello, en su descubrimiento se los llamó púlsares.
Si la masa inicial es de 50 veces la del Sol, en vez de convertirse en una supernova, la inmensa fuerza de la gravedad hará que la estrella implosione sin remedio hasta convertirla en un agujero negro, donde ni siquiera la luz es capaz de escapar al intenso campo gravitatorio y donde el espacio y el tiempo se funden y contraen.
Durante la formación de una estrella como el Sol, los fragmentos de una nube de gas llegan a tardar un millón de años en contraerse hasta el tamaño del sistema solar. A medida que la nube se compacta, la liberación de energía gravitacional calienta el núcleo, el cual comienza a resplandecer. Un millón de años después de la condensación de la nube original, el Sol medía la mitad de su diámetro actual y su brillantez era de una vez y media la de la actual. En su núcleo se inician las reacciones termonucleares. La rotación obtenida al contraerse, aplanó la nube original y la cambió a un disco plano. El polvo y el gas del disco se aglutinaron en la periferia hasta formar protoplanetas.
30 millones de años después, el Sol alcanzó un estado semejante al que tiene ahora. Se inicia la transformación de hidrógeno en helio. Los protoplanetas crecieron lo suficiente para lograr atraer casi todas las partículas circundantes y convertirse así en planetas. El sistema se estabiliza y transcurren unos 4.600 millones de años así.
El hidrógeno de nuestra estrella se consumirá en unos 4.000 millones de años más. En ese momento, la combustión del hidrógeno se extenderá a las capas exteriores, las cuales se expandirán, como una gigante roja, absorbiendo en ese proceso a todos los planetas interiores. El helio que quedaba en el núcleo también se agotará, haciendo que el núcleo se contraiga y se caliente más, aunque no lo suficiente como para quemar elementos mas pesados. Las capas superiores del hidrógeno sin quemar se expandirán y formarán una nebulosa planetaria, y las capas inferiores darán lugar a una estrella enana blanca. Con el tiempo, la enana blanca se enfriará hasta convertirse en una enana negra, fría y densa, que no irradiará energía y será invisible.
Podemos resumir que la vida y nacimiento de una estrella cuenta con las siguientes etapa principales en su evolución:
1.- Una estrella comienza a formarse cuando una nube de gas y polvo se colapsa gravitatoriamente, aumentando así, su densidad, dando como consecuencia un calentamiento de la materia e imprimiendo giro a la masa de gas. Esta masa de gas se aplana.
2.- Se incian diversas reacciones nucleares en el seno de esa masa de gas. En algunas ocasiones, estas reacciones, hacen que salga expulsada del núcleo de dicha masa cierta cantidad de polvo sobrante, que es lo que formarán los planetas:
3.- La estrella entra en la secuencia principal, el hidrógeno empieza a transformase en helio, presentando un brillo uniforme y estable, dependiendo su brillo, tamaño, color y tiempo de vida de su masa inicial.
4.- . Una vez agotado el hidrógeno, la estrella se hincha y el helio empieza a transformarse en carbono. Como la temperatura de su superficie disminuye, las capas externas de la estrella aparecen rojizas e infladas, denominándolas "gigantes rojas".
5.- La estrella sigue creciendo engunllendo los planetas que la orbitan y el carbono que se encuentra en su inferior empieza a transformar en hierro. Se las llama "supergigantes rojas".
6.- En su muerte, la estrella expulsa su parte gaseosa más externa y que con su interior o núcleo al descubierto. La materia expulsada da lugar a las nebulosas planetarias y una enana blanca en el centro de la misma.
7.- Este núcleo seguirá evolucionando, pero su final dependerá de la masa inicial de la estrella:
7a.- Estrellas con masa inferior a 9 o 10 veces la del sol: a nebulosa planetaria permanece mientras la enana blanca está lo suficientemente caliente como para ionizar el hidrógeno que es su componente principal (este periodo dura unos 10.000 años). Las enanas blancas se enfrían rápidamente al principio pero la tasa se ralentiza después. Una enana blanca no tiene fuentes de energía propias, por lo que su luminosidad procede de su energía térmica almacenada. Así, poco a poco se irá apagando hasta llegar a convertirse en una enana negra. No obstante, el tiempo necesario para ello es tan largo que ninguna enana blanca, ni siquiera las formadas al principio de la historia del universo, ha llegado hasta esa fase.
30 millones de años después, el Sol alcanzó un estado semejante al que tiene ahora. Se inicia la transformación de hidrógeno en helio. Los protoplanetas crecieron lo suficiente para lograr atraer casi todas las partículas circundantes y convertirse así en planetas. El sistema se estabiliza y transcurren unos 4.600 millones de años así.
El hidrógeno de nuestra estrella se consumirá en unos 4.000 millones de años más. En ese momento, la combustión del hidrógeno se extenderá a las capas exteriores, las cuales se expandirán, como una gigante roja, absorbiendo en ese proceso a todos los planetas interiores. El helio que quedaba en el núcleo también se agotará, haciendo que el núcleo se contraiga y se caliente más, aunque no lo suficiente como para quemar elementos mas pesados. Las capas superiores del hidrógeno sin quemar se expandirán y formarán una nebulosa planetaria, y las capas inferiores darán lugar a una estrella enana blanca. Con el tiempo, la enana blanca se enfriará hasta convertirse en una enana negra, fría y densa, que no irradiará energía y será invisible.
Podemos resumir que la vida y nacimiento de una estrella cuenta con las siguientes etapa principales en su evolución:
1.- Una estrella comienza a formarse cuando una nube de gas y polvo se colapsa gravitatoriamente, aumentando así, su densidad, dando como consecuencia un calentamiento de la materia e imprimiendo giro a la masa de gas. Esta masa de gas se aplana.
2.- Se incian diversas reacciones nucleares en el seno de esa masa de gas. En algunas ocasiones, estas reacciones, hacen que salga expulsada del núcleo de dicha masa cierta cantidad de polvo sobrante, que es lo que formarán los planetas:
3.- La estrella entra en la secuencia principal, el hidrógeno empieza a transformase en helio, presentando un brillo uniforme y estable, dependiendo su brillo, tamaño, color y tiempo de vida de su masa inicial.
4.- . Una vez agotado el hidrógeno, la estrella se hincha y el helio empieza a transformarse en carbono. Como la temperatura de su superficie disminuye, las capas externas de la estrella aparecen rojizas e infladas, denominándolas "gigantes rojas".
5.- La estrella sigue creciendo engunllendo los planetas que la orbitan y el carbono que se encuentra en su inferior empieza a transformar en hierro. Se las llama "supergigantes rojas".
6.- En su muerte, la estrella expulsa su parte gaseosa más externa y que con su interior o núcleo al descubierto. La materia expulsada da lugar a las nebulosas planetarias y una enana blanca en el centro de la misma.
7.- Este núcleo seguirá evolucionando, pero su final dependerá de la masa inicial de la estrella:
7a.- Estrellas con masa inferior a 9 o 10 veces la del sol: a nebulosa planetaria permanece mientras la enana blanca está lo suficientemente caliente como para ionizar el hidrógeno que es su componente principal (este periodo dura unos 10.000 años). Las enanas blancas se enfrían rápidamente al principio pero la tasa se ralentiza después. Una enana blanca no tiene fuentes de energía propias, por lo que su luminosidad procede de su energía térmica almacenada. Así, poco a poco se irá apagando hasta llegar a convertirse en una enana negra. No obstante, el tiempo necesario para ello es tan largo que ninguna enana blanca, ni siquiera las formadas al principio de la historia del universo, ha llegado hasta esa fase.
7b.- Estrellas con masas superiores a 9 o 10 masas solares: evolucionan a través de todas las fases de combustión hasta llegar al pico del hierro para agotar así toda la energía potencial nuclear de que disponen. Las últimas fases de quemado transcurren cada una más rápidamente que la anterior hasta llegar al quemado del silicio en hierro, el cuál tiene lugar en escalas de días. El núcleo incapaz de generar más energía no puede aguantar su propio peso ni el de la masa que tiene por encima de él por lo que se hunde sobre sí mismo. Durante la contracción gravitatoria final se producen una serie de reacciones que fabrican multitud de átomos más pesados que el hierro mediante procesos de captura de neutrones y de protones. Dependiendo de la masa de ese núcleo inerte el remanente que quedará será una estrella de neutrones o un agujero negro (cuando la masa supera las 30 masas solares). Cuando el remanente inicial sea una estrella de neutrones, una onda de choque se propagará por las capas exteriores, las cuales saldrán rebotadas hacia fuera. Dichas capas reciben además un excedente de energía de las reacciones nucleares producidas en el último estertor de la estrella, buena parte de él en forma de neutrinos. La conjunción de esos dos efectos da lugar a una supernova de colapso gravitatorio.
LLuvias de estrellas
Las lluvias de estrellas son partículas sólidas provenientes del espacio relacionadas siempre con los restos que dejan los cometas al acercarse al sol, más grandes que un átomo pero mucho más pequeñas que los asteroides y que se queman en la atmósfera terrestre y se los denominan meteoroides, que entran en la atmósfera y se consumen antes de caer al suelo. Algunos logran sobrevivir al paso por la atmósfera terrestre y si llegan a la superficie de la Tierra, se les denomina meteoritos.
La lluvia de "estrellas" ocurre cuando la órbita de la Tierra cruza por los restos de partículas dejadas al paso de la órbita de un cometa. En ciertas épocas del año, estas estrellas fugaces parecen aumentar en número y salir de una región especifica del cielo llamada radiante, y asociada a una constelación de la cual se le da el nombre y a esto le llamamos lluvia de "estrellas" (Perséidas, Oriónidas, Leónidas, Gemínidas, etc.)
Tabla de lluvias de meteoros para 2012, así como sus previsiones, extraídas de IMO 's (www.imo.net). Los datos están basados en la tabla del 2011 con máximos previstos para 2012.
2012
| ||||||||
Lluvia
|
Período de actividad
|
Máximo
|
Radiante
|
V_infinito
Km/s |
r
|
THZ
| ||
Fecha
|
Sol
|
Alfa
|
Delta
| |||||
| Quadrántidas (QUA) |
Dic 18 - Ene 12
|
Ene 04
|
283.16°
|
230°
|
+49°
|
41
|
2.1
|
120
|
| Alfa-Centáuridas (ACE) |
Ene 28 - Feb 21
|
Feb 08
|
319.2°
|
210°
|
-59°
|
56
|
2.0
|
6
|
| Gamma-Nórmidas (GNO) |
Feb 25 - Mar 22
|
Mar 14
|
354°
|
239°
|
-50°
|
56
|
2.4
|
6
|
| Lyridas (LYR) |
Abr 16 - Abr 25
|
Abr 22
|
32.32°
|
271°
|
+34°
|
49
|
2.1
|
18
|
| Phi-Púppidas (PPU) |
Abr 15 - Abr 28
|
Abr 23
|
33.5°
|
110°
|
-45°
|
18
|
2.0
|
Var
|
| Eta-Acuáridas (ETA) |
Abr 19 - May 28
|
May 05
|
45.5°
|
338°
|
-01°
|
66
|
2.4
|
65
|
| Eta-Lyridas (ELY) |
May 03 - May 14
|
May 08
|
48°
|
287°
|
+44°
|
43
|
3.0
|
3
|
| Boótidas Junio (JBO) |
Jun 22 - Jul 02
|
Jun 27
|
95.7
|
224°
|
+48°
|
18
|
2.2
|
Var
|
| Piscis Austrínidas (PAU) |
Jul 15 - Ago 10
|
Jul 27
|
125°
|
341°
|
-30°
|
35
|
3.2
|
5
|
| Delta-Acuáridas Sur (SDA) |
Jul 12 - Ago 23
|
Jul 29
|
127°
|
340°
|
-16°
|
41
|
3.2
|
16
|
| Alfa-Capricórrnidas (CAP) |
Jul 03 - Ago 15
|
Jul 29
|
127°
|
307°
|
-10°
|
23
|
2.5
|
5
|
| Perseidas (PER) |
Jul 17 - Ago 24
|
Ago 12
|
140°
|
48°
|
+58°
|
59
|
2.2
|
100
|
| Kappa-Cygnidas (KCG) |
Ago 03 - Ago 25
|
Ago 17
|
145°
|
286°
|
+59°
|
25
|
3.0
|
3
|
| Alfa-Aurígidas (AUR) |
Ago 28 - Sep 5
|
Ago 31
|
158.6°
|
93°
|
+39°
|
67
|
2.5
|
6
|
| Perséidas Septiembre (SPE) |
Sep 05 - Sep 21
|
Sep 09
|
166.7°
|
48°
|
+40°
|
64
|
3.0
|
5
|
| Delta-Aurígidas (DAU) |
Oct 10 - Oct 18
|
Oct 12
|
198°
|
84°
|
+44°
|
67
|
3.0
|
2
|
| Dracónidas (GIA) |
Oct 06 - Oct 10
|
Oct 08
|
195.4°
|
262°
|
+54°
|
20
|
2.6
|
Var
|
| Táuridas Sur (STA) |
Sep 10 - Nov 20
|
Oct 10
|
197°
|
32°
|
+09°
|
27
|
2.3
|
5
|
| Delta-Aurígidas (AUR) |
Oct 10 - Oct 18
|
Oct 11
|
198°
|
84°
|
+44°
|
64
|
3.0
|
2
|
| Epsilon-Gemínidas (EGE) |
Oct 14 - Oct 27
|
Oct 18
|
205°
|
102°
|
+27°
|
70
|
3.0
|
3
|
| Oriónidas (ORI) |
Oct 02 - Nov 07
|
Oct 21
|
208°
|
95°
|
+16°
|
66
|
2.5
|
25
|
| Leo Minóridas (LMI) |
Oct 19 - Oct 27
|
Oct 24
|
211°
|
162°
|
+37°
|
62
|
3.0
|
2
|
| Táuridas Norte (NTA) |
Oct 20 - Dic 10
|
Nov 12
|
230°
|
58°
|
+22°
|
29
|
2.3
|
5
|
| Leónidas (LEO) |
Nov 06 - Nov 30
|
Nov 17
|
235.27°
|
152°
|
+22°
|
71
|
2.5
|
15
|
| Alfa-Monocerótidas (AMO) |
Nov 15 - Nov 25
|
Nov 21
|
239.32°
|
117°
|
+01°
|
65
|
2.4
|
Var
|
| Phoenicidas Diciembre (PHO) |
Nov 28 - Dic 09
|
Dic 06
|
254.25°
|
18°
|
-53°
|
18
|
2.8
|
Var
|
| Púppidas/Vélidas (PUP) |
Dic 01 - Dic 15
|
Dic 06
|
255°
|
123°
|
-45°
|
40
|
2.9
|
10
|
| Monocerótidas (MON) |
Nov 27 - Dic 17
|
Dic 08
|
257°
|
100°
|
+08°
|
42
|
3.0
|
2
|
| Sigma-Hydridas (HYD) |
Dic 03 - Dic 15
|
Dic 11
|
260°
|
127°
|
+02°
|
58
|
3.0
|
3
|
| Gemínidas (GEM) |
Dic 07 - Dic 17
|
Dic 13
|
262.2°
|
112°
|
+33°
|
35
|
2.6
|
120
|
| Coma Berenícidas (COM) |
Dic 12 - Dic 23
|
Dic 15
|
264°
|
175°
|
+18°
|
65
|
3.0
|
3
|
| Leonis Miroids Dic (DLM) |
Dic 05 - Feb 04
|
Dic 19
|
268°
|
161°
|
+30°
|
64
|
3.0
|
5
|
| Úrsidas (URS) |
Dic 17 - Dic 26
|
Dic 23
|
270.7°
|
217°
|
+76°
|
33
|
3.0
|
10
|
