Nuestro Universo

Las estrellas son esferas de gas con luz propia cuya energía resulta de transmutaciones nucleares en su interior, y que es emitida al espacio en forma de radiación. Del estudio del haz luminoso que nos llega de las estrellas obtenemos información sobre algunas de sus características físicas: temperatura, radio, composición química, si la radiación emitida es constante o variable, si el radio de la estrella se mantiene estable o eventualmente varía de tamaño, etc. Si la estrella forma parte de un sistema doble podemos determinar además su masa, y si eventualmente pertenece a un cúmulo estelar, podremos estimar su edad, o sea el tiempo transcurrido desde que se formó.

Un sistema estelar (binario o múltiple) es la agrupación de dos o más estrellas que orbitan en torno a un centro de gravedad,ligadas por lo tanto por la fuerza de gravedad. Un gran número de estrellas vinculadas por la gravitación se denomina un cúmulo estelar o una galaxia, si bien, en un sentido extenso ambos son sistemas estelares.

Agrupaciones estelares

Los cúmulos globulares son cúmulos muy compactos de estrellas con un número de miembros que oscila entre varios miles y cientos de miles de estrellas. Son de forma esférica o esferoidal y de este hecho proviene su denominación ya que semejan a un globo. Se conocen unos 150 de estos objetos en nuestra galaxia. Se los encuentra presentes en toda la esfera celeste, aunque se evidencia una fuerte concentración en la dirección de las constelaciones de Escorpio y Sagitario. Son objetos con grandes velocidades radiales y con una distribución casi esférica. Se considera que los cúmulos globulares tienen una masa correspondiente a alrededor de 300 a 500 mil estrellas como el Sol. Las estrellas miembros de un cúmulo globular se mueven en órbitas alrededor del centro de gravedad del cúmulo.

Cúmulos abiertos

El número de miembros de un cúmulo abierto varía entre unas 50 estrellas en los más pequeños y varios centenares en los más grandes. Los cúmulos abiertos ocupan un volumen bastante irregular y no muestran ningún tipo de simetría. En nuestra galaxia se han catalogado unos 1.000 cúmulos abiertos; se los encuentra distribuidos a lo largo de toda la banda luminosa de la Vía Láctea. En las galaxias espirales, su distribución sigue la forma espiral de los brazos. Generalmente se componen de estrellas calientes rodeadas por una nube de polvo y gas; esta característica no se observa en los cúmulos globulares. Presentan una gran dispersión en las edades. Así, los más jóvenes muestran edades de unos pocos millones de años y los más viejos del orden de los 5 mil millones de años. Un cúmulo abierto se mantiene estable por un largo tiempo dado que la atracción gravitacional entre sus miembros es mayor que la de las estrellas a su alrededor. Las velocidades de las estrellas dentro del cúmulo son al azar, o sea diferentes una a otra.


Para calcular la temperatura superficial de una estrella basándonos en sus colores y a través de lo que se denomina espectro característico. Cuando se observa un conjunto de estrellas con algún instrumento óptico (o incluso a simple vista), se nota que no todas ellas tienen el mismo color. Algunas son blancas, otras blanco azuladas, otras pocas rojas y de colores intermedios. Estas diferencias de color están íntimamente relacionadas con la temperatura que posee la estrella en su superficie. Si se analiza el espectro electromagnético, se nota que el sector visible va desde los 400 nanómetros aproximadamente, lo que correspondería al azul-violeta, a los 700 nanómetros que sería el rojo oscuro. Como la energía de los fotones desciende con el aumento de su longitud de onda, los objetos que emiten principalmente en el azul estarían a mayor temperatura que los que emiten en el rojo. Esto aplicado a estrellas nos indicaría solamente la temperatura en superficie y nada diría sobre las temperaturas en las capas interiores de la estrella.

Clasificación espectral

La clasificación gravitacional se realiza según cuatro criterios gravitacionales instaurados recientemente por la Unión Astronómica Internacional en 2006.

Clasificación por centro gravitacional estelar
El primer criterio es la presencia o ausencia de un centro de gravitación estelar, es decir si forman parte de un sistema estelar. Las estrellas que forman parte de un sistema estelar (presencia de centro gravitacional estelar) se denominan estrellas sistémicas. Las estrellas que no forman parte de un sistema estelar (ausencia de centro gravitacional estelar) se denominan estrellas solitarias.

Clasificación de estrellas sistémicas por posición
Si una estrella es sistémica (forma parte de un sistema estelar) puede ser a su vez de dos tipos. Las estrellas centrales son aquellas estrellas sistémicas que actúan como centro gravitacional de otras estrellas. Esto quiere decir que otras estrellas las orbitan. Las estrellas sistémicas que orbitan a una estrella central se denominan estrellas satélites, las cuales forman el segundo tipo.

Clasificación de estrellas por agrupación gravitacional
Esta clasificación de estrellas se basa en distinguir dos tipos de estrellas dependiendo de si éstas se agrupan con otras estrellas mediante fuerzas de atracción gravitacional. Esta clasificación refiere a dos tipos de estrellas (cumulares e independientes) de acuerdo a si se encuentran o no unidas a otras estrellas y además esta unión no se debe a la presencia de un centro gravitacional estelar; es decir ninguna estrella gira alrededor de otra y sin embargo se encuentran unidas gravitacionalmente.

Las estrellas cumulares son aquellas que forman cumulos estelares. Si el cúmulo es globular, las estrellas se atraen por gravedad (las estrellas se atraen mutuamente). Si el cúmulo es abierto , las estrellas se atraen por gravitación en donde el centro gravitacional es el centro de masa del cúmulo (las estrellas orbitan un centro gravitacional en común que las mantiene unidas). Las estrellas independientes son aquellas que no forman cúmulos estelares con ninguna otra estrella. Sin embargo, hay estrellas independientes que sí forman parte de un sistema estelar pues orbitan alguna estrella o son centro de otras. Este sería el caso de estrellas sistémicas-independientes.

Clasificación de estrellas por sistema planetario
Las estrellas que poseen un sistema planetario en donde ellas son centro gravitacional y los demás cuerpos celestes las orbitan se denominan estrellas planetarias. Las estrellas únicas son aquellas que no poseen un sistema planetario orbitante. Entiéndase por sistema planetario cualquier cuerpo celeste (planeta, asteroide, cometa) que órbita una estrella.

Estructura interna de una estrella 

Las estrellas son enormes aglomeraciones de gas, constituidas principalmente de Hidrógeno, cuya temperatura es tan alta debido a los procesos termonucleares que ocurren en su interior, que producen todos los tipos de luz, desde los rayos gamma hasta el radio. Poseen diferentes temperaturas que varían desde los 2.000 K hasta los 50.000K, pero en el interior la temperatura puede alcanzar millones de grados K.
La estrella que mejor conoces es el Sol. El Sol es una estrella típica en el Universo. Para entender como funciona nuestro Sol, es conveniente imaginar su interior como si estuviera formado por diferentes capas, una dentro de la otra como las capas de una cebolla.

El núcleo
El núcleo solar está formado de gas muy caliente y denso llamado plasma que es como la llama del fogón de gas de nuestras casas. Alcanza una enorme temperatura, alrededor de los 15 millones de grados Kelvin.
En el núcleo es donde se genera toda la energía que alimenta la estrella. Debido a la enormes valores de temperatura y presión, los átomos de Hidrógeno colisionan a gran velocidad. La fuerza de las colisiones es tan alta que une los núcleos de Hidrógeno formando Helio, en un proceso llamado Fusión Nuclear.
Diversos procesos de fusión generan energía y convierten el Hidrógeno en Helio. El más importante se denomina cadena protón-protón.

En sentido general, no hay modo de precisar la edad de una estrella individual. Por años los astrónomos han usado métodos globales que incluyen cúmulos de estrellas, en los que todas comenzaron su vida al mismo tiempo. Los modelos matemáticos emplean el color y el brillo de las estrellas en ese instante exacto de su existencia, y a partir de allí se hacen los cálculos. Pero dicho método no funciona para estrellas aisladas.
Al parecer hay una manera novedosa de realizar las mediciones. Se trata de tomar en cuenta la rotación de las estrellas. Dado que este fenómeno disminuye mientras transcurre el tiempo, puede ser usado como un reloj, expresan los científicos.
Un telescopio de alta resolución mide la velocidad de rotación de estrellas que forman parte de cúmulos y cuyas edades ya se conocen. De este modo se puede establecer una proporción que deduzca el valor de edad de la estrella desconocida, si se tiene también su velocidad de giro. La rotación de las estrellas se mide tomando como punto de partida los cambios de brillo.

¿Cómo se estima el tiempo de vida de una estrella?

Se denomina evolución estelar a la secuencia de cambios que una estrella experimenta a lo largo de su existencia. Las estrellas no son inmutables, pasan por diferentes etapas dependiendo de su masa. Al final de su vida, cuando toda la masa fusionable se ha consumido, una estrella normal se puede convertir en un objeto cósmico exótico: un agujero negro, una estrella de neutrones, una supernova, una gigante roja, una enana blanca, etc.
En el siglo XIX aparecen las primeras teorías científicas sobre el origen de su energía: Lord Kelvin y Helmholtz propusieron que las estrellas extraían su energía de la gravedad contrayéndose gradualmente. Pero dicho mecanismo habría permitido mantener la luminosidad del Sol durante únicamente unas decenas de millones de años, lo que no concordaba con la edad de la Tierra medida por los geólogos, que ya entonces se estimaba en varios miles de millones de años.
Hoy en día sabemos que la vida de las estrellas está regida por esos procesos nucleares y que las fases que atraviesan desde su formación hasta su muerte dependen de las tasas de los distintos tipos de reacciones nucleares y de cómo la estrella reacciona ante los cambios que en ellas se producen al variar su temperatura y composición internas. Así pues, la evolución estelar puede describirse como una batalla entre dos fuerzas: la gravitatoria, que desde la formación de una estrella a partir de una nube de gas tiende a comprimirla y a conducirla al colapso gravitatorio, y la nuclear, que tiende a oponerse a esa contracción a través de la presión térmica resultante de las reacciones nucleares.

Una estrella de neutrones es un tipo de remanente estelar resultante del colapso gravitacional de una estrella supergigante masiva después de agotar el combustible nuclear en su núcleo y explotar como una supernova tipo II, tipo Ib o tipo Ic.
Las estrellas de neutrones son muy calientes y se apoyan en contra de un mayor colapso mediante presión de degeneración cuántica, debido al fenómeno descrito por el principio de exclusión de Pauli. Este principio establece que dos neutrones (o cualquier otra partícula fermiónica) no pueden ocupar el mismo espacio y estado cuántico simultáneamente.

 Un agujero negro u hoyo negro es una región finita del espacio en cuyo interior existe una concentración de masa lo suficientemente elevada para generar un campo gravitatorio tal que ninguna partícula material, ni siquiera la luz, puede escapar de ella. Sin embargo, los agujeros negros pueden ser capaces de emitir radiación, lo cual fue conjeturado por Stephen Hawking en los años 1970. La radiación emitida por agujeros negros como Cygnus X-1 no procede sin embargo del propio agujero negro sino de su disco de acreción.

La gravedad de un agujero negro, o «curvatura del espacio-tiempo», provoca una singularidad envuelta por una superficie cerrada, llamada horizonte de sucesos. Esto es previsto por las ecuaciones de campo de Einstein. El horizonte de sucesos separa la región del agujero negro del resto del universo y es la superficie límite del espacio a partir de la cual ninguna partícula puede salir, incluyendo los fotones. Dicha curvatura es estudiada por la relatividad general, la que predijo la existencia de los agujeros negros y fue su primer indicio. En los años 70, Hawking, Ellis y Penrose demostraron varios teoremas importantes sobre la ocurrencia y geometría de los agujeros negros.Previamente, en 1963, Roy Kerr había demostrado que en un espacio-tiempo de cuatro dimensiones todos los agujeros negros debían tener una geometría cuasi-esférica determinada por tres parámetros: su masa M, su carga eléctrica total e y su momento angular L.
Se conjetura que en el centro de la mayoría de las galaxias, entre ellas la Vía Láctea, hay agujeros negros supermasivos. La existencia de agujeros negros está apoyada en observaciones astronómicas, en especial a través de la emisión de rayos X por estrellas binarias y galaxias activas.

Las estrellas variables son estrellas que experimentan una variación en su brillo en el transcurso del tiempo. Algunas son muy conocidas y son el "prototipo" de una clase de variables, como Algol, tipo Mira, Delta Cephei, cefeidas.
La mayoría de las estrellas tiene una luminosidad prácticamente constante. El Sol, nuestra estrella más cercana, es un buen ejemplo de esos astros que experimentan poca variación.
Las estrellas variables de una constelación se denominan por el orden de descubrimiento si no tienen nombre propio.

Éstas pueden ser intrínsecas o extrínsecas.

Estrellas variables intrínsecas: son aquellas en las que la variabilidad es causada por cambios en las propiedades físicas de las propias estrellas. Esta categoría puede dividirse en tres subgrupos:

• Variables pulsantes: aquellas cuyo radio se expande y se contrae como parte de su proceso evolutivo natural.
• Variables eruptivas: aquellas que experimentan erupciones en sus superficies, como llamaradas o eyecciones de materia.
• Variables cataclísmicas: aquellas que experimentan algún cambio cataclísmico de sus propiedades físicas, como las novas y las supernovas.

Estrellas variables extrínsecas: son aquellas en las cuales la variabilidad es causada por propiedades externas, como la rotación o eclipses. Existen dos subgrupos dentro de esta categoría:

• Binarias eclipsantes: aquellas en las cuales, según se ven desde la Tierra, una estrella del par eclipsa a la otra ocasionalmente debido a su traslaciones orbitales.
• Variables rotantes: aquellas cuya variabilidad es causada por algún fenómeno relacionado con su propia rotación. Se dan casos de estrellas con manchas solares de proporciones extremas, que afectan su brillo aparente, o estrellas que, por tener una velocidad de rotación muy elevada, tienen forma elipsoidal.

Características de la Vía Láctea

• La Vía Láctea es una galaxia grande, espiral y puede tener unos 100.000 millones de estrellas, entre ellas , el Sol.
• La Vía Láctea, en total mide unos 100.000 años luz de diámetro.
• Cada 225 millones de años, el Sistema Solar completa un giro alrededor del centro de la galaxia; se mueve a unos 270 km/segundo.
• La Vía Láctea tiene forma de lente convexa; el núcleo tiene una zona central de forma elíptica y unos 8.000 años luz de diámetro.
• La Vía Láctea comenzó como una o varias sobre densidades pequeñas en la distribución de la masa en el Universo poco después del Big Bang.
• Las estrellas y el gas de la galaxia giran alrededor de su centro diferencialmente, lo que significa que el periodo de rotación varía según el lugar.
• La Tierra esta cerca del borde interior de la galaxia Brazo de Orión, en la Pelusa Local dentro de la Burbuja Local, y en el Cinturón de Gould.
• La Tierra esta a una distancia de 30 mil años luz del centro galáctico
• Las galaxias externas más cercanas (las Nubes de Magallanes), se localizan a unos 150 mil años luz. La galaxia Andrómeda se encuentra a unos 2 millones de años luz.
• La gran mayoría de la estrellas de la Vía Láctea se mueven en órbitas casi circulares, alrededor de un centro situado a unos 25 mil años luz del Sol, y que ese centro coincide con el de la galaxia.

Características de las galaxias

Color:Cuando nos referimos al color de las galaxias, por lo general estamos hablando de la población estelar. Las primeras galaxias, como por ejemplo las elípticas, no contenían ningún tipo de gas o polvo, lo que da como resultado que no se formen estrellas, lo cual provoca que la galaxia se vea dominada por un color rojizo.
Los cúmulos de tipo espiral sí forman estrellas y por lo tanto los identifica un color más bien azulado. Ambos tipos están determinados, como dijimos, por el tipo de población, aunque también hay otros parámetros que afectan el color de las galaxias, como por ejemplo la presencia de polvo.
Tamaño:El tamaño de las galaxias se ve determinado por la medición de su extensión angular en el cielo y la determinación de su distancia real.El tamaño de las galaxias también puede ser medido mediante la cantidad de materia oscura que contienen.
Luminosidad:La luminosidad de las galaxias puede ser determinada midiendo su magnitud y combinándola con su distancia. En lo que respecta al tamaño, la determinación de la magnitud de las luminosidades es complicado, ya que es bastante difícil definir una localización precisa de lo que se podría llamar el "borde" de una nebulosa.
Otro factor que complica la medición es el polvo cósmico, el cual puede disminuir la luminosidad considerablemente.

Les dejo acá, un blog que hicimos con mis compañeros acerca de las estrellas.

 http://blogestelarjjlf.blogspot.com.ar/