LA NATURALEZA DE LAS ESTRELLAS

De las ESTRELLAS de Jim Kaler .

Las estrellas te rodean. Por la noche están en todas partes, salpicando el cielo; durante el día, uno, nuestro Sol, domina, su luz brillante lava a los demás hasta que el crepúsculo ceda a la oscuridad. Son los dadores de luz y vida. "Para conocernos a nosotros mismos, debemos conocer las estrellas".

Este sitio está vinculado a Spectra y al diagrama de Hertzsprung-Russell (HR) .

Para una historia continua más amplia, vea Del sol a las estrellas .

Regresar a ESTRELLAS .

El propósito de este sitio es proporcionar una revisión profunda y no técnica de las estrellas y su naturaleza para los principiantes. Esta página presenta datos sobre las estrellas tal como las conocemos sin profundizar en los detalles del descubrimiento. Los sitios paralelos que exploran los espectros de las estrellas y el diagrama de recursos humanos examinan cómo hemos aprendido mucho de lo que se presenta aquí. Los tres sitios están vinculados, lo que le permite ir y venir entre ellos para ver cómo nacen, viven y mueren las estrellas, en el proceso de creación de otras estrellas, tal vez otras tierras, y todo lo que nos rodea.

Definiendo una estrella

Una estrella es un cuerpo que en algún momento de su vida genera su luz y calor por reacciones nucleares, específicamente por la fusión de hidrógeno en helio en condiciones de enorme temperatura y densidad. Cuando los átomos de hidrógeno se fusionan para crear el siguiente elemento más pesado, helio, se pierde masa, la masa (M) se convierte en energía (E) a través de la famosa ecuación de Einstein E = mc², donde "c" es la velocidad de la luz. El Sol funciona con fusión de hidrógeno, al igual que muchas de las otras estrellas que ves de noche. La fusión no tiene lugar en toda la estrella, sino solo en su interior profundo, en su núcleo, donde hace suficiente calor. La temperatura en el centro del sol.es 15,6 millones de grados Kelvin (K = grados centígrados por encima del cero absoluto, -273 C), y la densidad es 14 veces mayor que la del plomo. Alrededor del 40% de la masa del Sol, que ocupa aproximadamente el 30% del radio, es capaz de fusionar hidrógeno. Incluso en estas condiciones extremas, el Sol (así como todas las demás estrellas) sigue siendo un gas en todas partes. Dicho esto, las cosas se vuelven más complicadas, ya que la naturaleza crea "subesferas" llamadas " enanas marrones " que no tienen suficiente masa y, por lo tanto, calor interno para ejecutar la fusión completa. Aunque no se atienen a la definición formal de "estrella", todavía se les conoce como "estrellas", incluso si sus masas no son mucho mayores que las de los planetas.

Brillo y distancia

En el siglo II aC, el astrónomo griego Hiparco dividió las estrellas en seis grupos de brillo llamados magnitudes (ahora magnitudes visuales aparentes (mo V), la primera magnitud es la más brillante, la sexta la más débil. El sistema todavía se usa hoy, aunque con una matemática definición (una estrella de una magnitud es 2.512 ... veces más brillante que el próximo más débil) que lleva a las estrellas y planetas más brillantes a través de la magnitud cero y en números negativos. A través del telescopio vemos mucho más débil, hasta cerca de la magnitud 30 (4 mil millones veces más débiles de lo que el ojo humano puede ver solo) .Aunque las estrellas tienen cierta semejanza con el Sol , aparecen como puntos en el cielo porque están muy lejos, el Alpha Centauri más cercano, a cuatro años luz de distancia. El año luz es la distancia que recorrerá un rayo de luz en un año a 300,000 kilómetros (186,000 millas) por segundo, por lo que un año luz es de aproximadamente 10 billones de kilómetros (63,000 Unidades Astronómicas , donde la UA es la distancia promedio entre la Tierra y el sol). Las estrellas están tan lejos que las distancias no se midieron hasta 1846, por medio de paralaje (ver la estrella desde lados opuestos de la órbita de la Tierra). Las estrellas más distantes que el ojo sin ayuda puede ver están a más de 1000 años luz de distancia, lo que es aproximadamente el límite práctico de las medidas de paralaje. La magnitud visual aparente de una estrella depende de la verdadera luminosidad visual (en vatios) y la distancia. Para comparar las luminosidades visuales verdaderas, los astrónomos calculan la magnitud visual absoluta (M), la magnitud aparente que tendría la estrella si estuviera a una distancia de 32.6 años luz (10 parsecs , donde el parsec es la unidad profesional de distancia, igual a 3.26 años luz). La magnitud visual absoluta del Sol es +4.83. Las magnitudes visuales absolutas varían de alrededor de -10 (un millón de veces más luminoso que el Sol) a menos de +20 (un millón de veces más débil).

La galaxia

Necesitamos poner las estrellas en contexto. Todos los que ves de noche son parte de nuestra colección local de estrellas, todo parte de nuestra galaxia . Trillones de otras galaxias.acuden al Universo, el nuestro es uno de los más grandes. La parte principal de nuestra galaxia (la nuestra con un capitolio "G") tiene la forma de un disco plano de unos 100.000 años luz de diámetro que contiene unos 200 mil millones de estrellas. Nuestro Sol está hacia el borde nominal, a unos 25,000 años luz del centro, toda la estructura a la distancia del Sol gira con un período de 200 millones de años. El "borde" no es afilado, sino que se desvanece gradualmente a distancias mucho mayores. Una gran parte de las estrellas del disco están ubicadas dentro de brazos espirales en forma de molinete que durante millones de años van y vienen, las estrellas se mueven dentro y fuera de ellas mientras orbitan el centro de la Galaxia. Los brazos parecen salir de una barra central. Como estamos en el disco, vemos la luz combinada de sus miles de millones de estrellas alrededor de nuestra cabeza como el famoso "", el centro de la galaxia (que contiene un agujero negro supermasivo de tres millones de masas solares) ubicado detrás de las gruesas nubes de estrellas de Sagitario . La edad del disco es de aproximadamente 10 mil millones de años. Alrededor del disco hay un halo esférico bastante poblado parece que data de unos 14 mil millones de años.

Movimientos estelares

Todas las estrellas de la galaxia orbitan alrededor del centro galáctico en Sagitario . Si no lo hicieran, la galaxia colapsaría en sí misma. Las órbitas de las estrellas de disco (incluido el Sol) son más o menos circulares, mientras que las de las estrellas de halo (incluidos los cúmulos globulares ) son más elípticas. A una velocidad de 240 kilómetros por segundo, el Sol (a 25,000 años luz del centro) tarda unos 200 millones de años en dar la vuelta. Debido a que las órbitas son todas diferentes (aunque solo sea un poco), todas las estrellas se mueven una respecto de la otra. Durante un período de tiempo suficientemente largo (mucho más largo que el registro humano escrito), las constelaciones se disolverán y aparecerán otras nuevas. Los movimientos estelares tienen dos partes. losEl movimiento adecuado es el desplazamiento angular anual de la estrella a través de la línea de visión relativa al Sol. Por lo general, se mide en fracciones de un segundo de arco por año, donde un segundo de arco es 1/3600 de grado. Con 10 segundos de arco por año, Barnard's Star tiene el récord de velocidad angular. A partir de la distancia de la estrella, podemos calcular la velocidad real a través de la línea de visión (la velocidad transversal ) en kilómetros por segundo. El desplazamiento Doppler en el espectro de la estrella da la velocidad radial., eso a lo largo de la línea de visión. La combinación con la velocidad transversal produce la velocidad real de la estrella (de nuevo, en relación con el Sol). Las velocidades típicas para las estrellas de disco en relación con el Sol están en las decenas de kilómetros, mientras que las de las estrellas de halo pueden estar en las decenas superiores o incluso en cientos de km / s. Las estrellas de alta velocidad tienden a tener abundancias de metal más bajas que el Sol y generalmente son más viejas. De la combinación de movimientos locales de estrellas, encontramos que el Sol se mueve a unos 15 km / s hacia un punto (el Ápice del Camino del Sol ) que se encuentra entre Lyra y Hércules . Los movimientos de otras estrellas en relación con nosotros permiten calcular sus órbitas galácticas, lo que arroja una imagen de la dinámica de la galaxia.

Masas de estrellas

Para crear las condiciones para tal "fusión termonuclear", las estrellas deben ser masivas. El Sol tiene la masa de 333,000 Tierras. Las estrellas pueden alcanzar hasta aproximadamente 100 veces la masa del Sol (en ese punto la naturaleza deja de producirlas) hasta alrededor del 7,5% de la del Sol, en cuyo punto la temperatura interna no es lo suficientemente alta como para ejecutar el rango completo de reacciones nucleares (que requiere al menos 7 millones de grados Kelvin). Sin embargo, existen "cantidades inferiores" por debajo del límite del 7,5%, llamadas " enanas marrones ", en cantidades significativas, y hasta alrededor de 1/80 la masa solar (13 masas de Júpiter) puede fusionar su deuterio natural (hidrógeno pesado, con un extra neutrón). Se desconoce el límite inferior de las masas enanas marrones (subestelares).estrellas dobles y se pueden calcular a partir de la luminosidad y la temperatura utilizando las teorías de la estructura estelar.

Las composiciones de las estrellas.

Las estrellas están hechas de los mismos elementos químicos que se encuentran en la Tierra, aunque no en las mismas proporciones que las composiciones químicas que se encuentran en los espectros de las estrellas.. La mayoría de las estrellas están hechas casi en su totalidad de hidrógeno (aproximadamente 90% en número de átomos) y helio (aproximadamente 10%), elementos que son relativamente raros en nuestro planeta. Queda aproximadamente una décima parte de un porcentaje, esa décima contiene todos los demás elementos que se encuentran en la naturaleza. De estos, el oxígeno generalmente domina, seguido de carbono, neón y nitrógeno. De los metales, el hierro generalmente domina. Sin embargo, solo hay un átomo de oxígeno en el Sol por cada 1200 átomos de hidrógeno y solo uno de hierro por cada 32 átomos de oxígeno. Sin embargo, dentro de esta décima de porcentaje, las proporciones de los números de átomos en el Sol son bastante similares a las que encontramos aquí, en la corteza terrestre. Otras estrellas pueden desviarse considerablemente, dependiendo de sus estados de envejecimiento o de dónde se encuentren en la Galaxia.. Las estrellas de halo, incluidos los cúmulos globulares, generalmente tienen un contenido de elementos pesados ​​que solo se encuentra en una centésima parte de las estrellas de disco, como resultado de su antigüedad.

Fusión de hidrógeno: cadena protón-protón

Las estrellas son compatibles, evitando que se contraigan bajo su propia gravedad, por la energía generada por la fusión interna de los átomos de luz en los más pesados. La fusión de hidrógeno en helio solo puede tener lugar en condiciones extremas de temperatura y densidad que se encuentran en el núcleo profundo de una estrella. La "cadena protón-protón" opera en estrellas ordinarias (aquellas que aún no han comenzado el proceso de muerte ) con masas más o menos como la del Sol y debajo (mientras que las estrellas de mayor masa lo hacen por el ciclo del carbono. Comienza cuando dos protones (átomos de hidrógeno desnudos) se unen lo suficientemente fuerte como para superar la repulsión mutua causada por sus cargas eléctricas positivas y se acercan lo suficiente como para mantenerse unidos bajo la "fuerza fuerte" (que opera solo en un rango muy corto). Uno de los protones expulsa su carga positiva en forma de "positrón", un electrón positivo que golpea un electrón normal para generar energía en forma de rayos gamma . La conversión crea un deuterio.(hidrógeno pesado), así como una pequeña partícula llamada "neutrino". La detección de neutrinos en la Tierra nos permite "ver" directamente en el centro solar. La fusión del deuterio con otro protón produce una forma ligera de helio (con dos protones y un neutrón), mientras que la fusión de dos átomos de helio ligero en un átomo de helio normal con dos protones y dos neutrones (con la expulsión de dos protones) completa el proceso, cada reacción genera calor y luz como resultado de una ligera pérdida de masa.

Fusión de hidrógeno: ciclo del carbono

Las estrellas de mayor masa (con masas superiores a aproximadamente 1,5 veces la del Sol) fusionan hidrógeno en helio a través del "ciclo del carbono", que funciona solo en condiciones de alta temperatura, pero que es más eficiente que la cadena protón-protón . Comienza cuando un átomo de carbono normal (C-12, con 6 protones y 6 neutrones) recoge un protón para producir nitrógeno radiactivo 13, uno de cuyos protones expulsa un positrón (electrón positivo) para formar carbono 13 estable (con la eyección adicional de un neutrino). El carbono 13 más un protón produce nitrógeno 14 normal, mientras que una colisión adicional de protones produce oxígeno 15, que (como N-13) se descompone en nitrógeno 15. El N-15 recoge otro protón y luego se desmorona en el núcleo original de carbono-12 y helio. Cada evento produce algo de energía, ya sea por sí mismo o a través de las colisiones de positrones y electrones.

El medio interestelar

El espacio entre las estrellas no está vacío. Aquí encontramos el medio interestelar ( ISM ) caótico y con grumos , de los cuales el 99 por ciento (en masa) está hecho de gas, el resto del polvo interestelar . El gas tiene aproximadamente la misma composición química que las estrellas: 90 por ciento de hidrógeno, 10 por ciento de helio y un pequeño resto hecho de todos los elementos químicos más pesados. En nuestra parte de la galaxiaen promedio solo hay un átomo de gas por centímetro cúbico y un grano de polvo por metro cúbico, pero los volúmenes son tan grandes que el ISM constituye más del 10 por ciento de la masa de la galaxia. Los granos de polvo son pequeños, generalmente de solo una milésima de milímetro de diámetro. Por lo general, están hechos de silicatos o de carbono en los que se mezclan los hielos y los metales absorbidos por el gas. Los silicatos se produjeron principalmente en los vientos de las estrellas variables Mira en las que el oxígeno domina el carbono, mientras que los granos de carbono provenían de estrellas de carbono tipo Mira o sus versiones de mayor masa. La gran mayoría del ISM reside en la parte interna del disco de la galaxia, y la mayor parte en los brazos espirales, donde las nubes polvorientasde estrellas de nacimiento de hidrógeno molecular opacas y frías . Las densas nubes moleculares contienen más de 150 especies de moléculas que incluyen monóxido de carbono, agua, formaldehído, amoníaco, alcoholes, ácido acético y estructuras de carbono extrañas que no se ven en la Tierra. Las moléculas se pueden formar porque el polvo espeso evita la luz estelar energética que las rompería. Los complejos de las nubes oscuras son fácilmente visibles a simple vista y forman gran parte de la estructura de la Vía Láctea ; los incas hicieron "constelaciones oscuras" de ellos. Se colocan en un medio intercloud tenue parcialmente ionizado, que también alberga nubes de hidrógeno neutro menos densas que irradian una potente línea de emisión del espectro radioeléctricoa una longitud de onda de 21 centímetros, a partir de la cual podemos determinar gran parte de la estructura de la galaxia, incluida la ubicación de sus brazos espirales. Dentro de esta mezcla desordenada se encuentran burbujas en expansión (100,000 grados o más) de gases muy delgados producidos por las ondas de explosión de las estrellas en explosión ( supernovas ). La densidad del ISM disminuye rápidamente perpendicular al disco de la galaxia, y está casi ausente en el halo, excepto por el gas caliente expulsado por las supernovas, que luego se enfría y retrocede. Las estrellas calientes ionizan grumos del ISM, principalmente las nubes de nacimiento circundantes de las estrellas, para producir nebulosas difusas (de emisión) . La luz de las estrellas más frías puede dispersar los granos de polvo para crear nebulosas de reflexión.. El polvo interestelar se dispersa y absorbe la luz de las estrellas, haciendo que las estrellas distantes del disco se vean demasiado débiles. También hace que las estrellas se vean más rojas de lo que deberían ser para sus clases o temperaturas, lo que nos permite determinar la cantidad de atenuación y corregir las luminosidades observadas a sus valores reales.

El nacimiento de las estrellas

El espacio entre las estrellas está lleno de gas polvoriento. Las nubes de polvo espeso incluso se pueden ver a simple vista dentro de la Vía Láctea bloqueando la luz de estrellas distantes y proporcionando gran parte de la estructura de la Vía Láctea. La materia interestelar está comprimida por los sinuosos brazos espirales de la galaxia. Las nubes se pueden comprimir aún más a través de colisiones o por ondas expansivas de estrellas explosivas de gran masa ( supernovas ). Por lo tanto, se forman grumos de materia dentro de las nubes interestelares. Si su gravedad es lo suficientemente grande, pueden condensarse en una o más estrellas. La contracción provoca un giro más rápido, lo que crea un disco alrededor de la estrella de nacimiento, del cual puede extraer materia. Una mayor condensación dentro del disco puede crear planetas (o incluso compañeros estelares).) La contracción de la formación de estrellas eleva la temperatura interna, finalmente hasta el punto de ignición de la fusión de hidrógeno . La gravedad quisiera hacer que la estrella sea lo más pequeña posible, pero las reacciones de fusión la estabilizan y evitan que se contraiga más. La historia de la vida de una estrella de aquí en adelante es contada por la batalla entre la gravedad y la fusión nuclear, primero una, y luego la otra tomando la delantera. Las nuevas estrellas de alta masa comúnmente iluminan su entorno para producir nebulosas difusas como la Nebulosa de Orión .

Enanas marrones

Durante décadas, los astrónomos predijeron la existencia de subesferas que ahora llamamos "enanas marrones", estrellas demasiado pequeñas y livianas (de masa insuficiente, menos de 0.073 masas solares) para ejecutar el proceso de fusión nuclear completa (desde hidrógeno ordinario hasta helio). Después de todo, el proceso de formación estelar no debería "saber" nada de las condiciones bajo las cuales deberían activarse las reacciones nucleares. Las enanas marrones (que todavía se llaman "estrellas") resultaron ser tan geniales que solo las nuevas tecnologías infrarrojas podrían encontrarlas. Ahora sabemos que son muy comunes, tan comunes que se tuvieron que crear nuevas clases , L y T (más frescas que M). Entre 0.073 masas solares (78 masas de Júpiter) y 13 masas de Júpiter, las enanas marrones fusionan su deuterio natural (hidrógeno pesado, con un neutrón extra) a helio. Por debajo de 13 Júpiter, la fusión se detiene por completo. Como se señaló anteriormente, no se conoce el extremo inferior de las masas de enanas marrones. Es muy probable que se superpongan a las masas de planetas. Los planetas son, por definición actual, hechos de "abajo hacia arriba", acumulados por el polvo en los discos que rodean nuevas estrellas, mientras que las estrellas (incluidas las enanas marrones) están hechas de "arriba hacia abajo", por condensación directa de gases interestelares. Pero aquí, incluso las definiciones se confunden y pueden superponerse también.

Planetas

A medida que una nueva estrella se condensa a partir de un bulto gaseoso en el espacio interestelar, gira más rápido, las partes externas de la nube se convierten en un disco polvoriento . Las partículas de polvo, en órbita alrededor de la nueva estrella, se acumulan y se convierten en planetas. Aquí en casa, los planetas que se formaron cerca del Sol (Mercurio a través de Marte) estaban en un ambiente demasiado caliente para incorporar mucha agua o átomos ligeros como el hidrógeno, por lo que están hechos de cosas pesadas como el hierro, el silicio y el oxígeno. En el Sistema exterior, los planetas contienen grandes cantidades de hidrógeno y helio y podrían crecer, sus satélites están hechos principalmente de hielo de agua. Otras estrellas también deberían cultivar planetas, planetas que podrían ser muy diferentes de los nuestros y que ahora se están descubriendo..

Estrellas de secuencia principal (enanas) y clases estelares

Hay muchos tipos y clases de estrellas. Aquellos que fusionan activamente hidrógeno en helio en el medio, es decir, en sus núcleos (ya sea a través de la cadena protón-protón o el ciclo del carbono), se denominan estrellas de "secuencia principal". (Por razones históricas, las estrellas de secuencia principal también se conocen comúnmente como "enanos"). La secuencia principal es la primera etapa después del nacimiento. En general, las estrellas de secuencia principal tienen composiciones químicas similares a las del Sol. Cuanto mayor es la masa de la estrella de secuencia principal, mayor es su diámetro y mayor es la temperatura de su superficie. Las dimensiones varían desde aproximadamente el 10% del tamaño del Sol (que es de 1.5 millones de kilómetros - 109 Tierras - de ancho) hasta un poco más de diez veces solar, y temperaturas de la superficie de menos de 2000 grados Kelvin a aproximadamente 49,000 K (la superficie del Sol está en 5780 K). A principios del siglo XX, los astrónomos dividieron las estrellas (de todo tipo, incluidos gigantes , supergigantes)., y otros) en siete grupos básicos con letras que luego aprendieron que estaban relacionados con sus temperaturas de superficie, que para la secuencia principal son: O (por encima de 31,500 K), B (10,000 - 31,500 K), A (7500 - 10,000 K), F (6000-7500 K), G (5300 - 6000 K), K (3800 - 5300 K) y M (2100 - 3800 K). Un siglo después, se agregaron dos clases más para dar cuenta de las débiles estrellas rojas que aparecieron con las nuevas tecnologías: clase L (1200 - 2100 K) y T (por debajo de 1200 K), todo el conjunto ahora OBAFGKMLT. La clase L es una mezcla de enanas y sumersiones de enanas marrones, mientras que la clase T consiste completamente en enanas marrones. El sol es una estrella G. El sistema está decimalizado, lo que hace que la clase Sun sea G2. Ejemplos de estrellas de secuencia principal son Acrux , Vega , Sirius ,Porrima , Chara , Alpha Centauri A y B , y Proxima Centauri . Las clases se derivan realmente de los espectros de las estrellas . La mayor herramienta del astrónomo estelar es el diagrama de FC , un gráfico de magnitud visual absoluta contra la clase espectral, en el que podemos ver casi todas las etapas de la vida y la muerte estelares. En él, la secuencia principal es una banda que va desde las estrellas de fusión de hidrógeno de mayor masa en la parte superior izquierda hasta las masas más bajas en la parte inferior derecha.

Colores estrella

Dado que el color de un cuerpo caliente depende de la temperatura, las diferentes clases adquieren colores diferentes, aunque sutiles, desde ligeramente rojizo o naranja para la clase M hasta naranja-amarillo para K, pasando de amarillo-blanco a azulado para las clases B y O. Los colores de las estrellas se pueden observar con bastante facilidad incluso a simple vista, especialmente cuando los que están juntos (en parejas dobles ) contrastan entre sí. Las estrellas de las clases L y T, ninguna de las cuales son visibles a simple vista, varían de rojo a rojo intenso a "infrarrojo" (estas ópticamente invisibles bajo ninguna circunstancia). Las estrellas de carbono como R Leporis , cuyos espectros azules han sido eliminados por absorción de línea , también son de color rojo intenso. La mayoría de estos son gigantes avanzados. El color se puede expresar numéricamente por la diferencia en las magnitudes medidas a diferentes longitudes de onda . El color observado de una estrella en comparación con el color esperado de la clase espectral permite el cálculo de la atenuación de la luz estelar por el polvo interestelar .

Vidas de estrellas

Las estrellas de secuencia principal (enanas) solo tienen una cierta cantidad de combustible interno disponible dentro de sus núcleos calientes. Cuando el combustible de hidrógeno se ha convertido en helio, las estrellas comienzan a morir y a producir una serie de otros tipos diferentes: las estrellas de menor masa se convierten en gigantes , mientras que las de mayor masa (más de aproximadamente 8 o 9 masas solares) en supergigantes . Los gigantes mueren como enanas blancas , mientras que las supergigantes explotan como supernovas . Todo el proceso se conoce comúnmente como evolución estelar.. Debido a que las estrellas de mayor masa usan su combustible de hidrógeno mucho más rápido que las estrellas de menor masa, las de mayor masa viven vidas más cortas. El Sol tiene una vida útil de secuencia principal de 10 mil millones de años (de los cuales la mitad se ha ido). Las estrellas más masivas viven solo un par de millones de años, las menos masivas por billones, tanto tiempo que ninguna estrella con una masa menor a aproximadamente 0.8 masas solares ha muerto en la historia de la Galaxia. Según la teoría, calculamos que dicha estrella de masa solar de 0.8 debería vivir durante unos 12-13 mil millones de años. La galaxia debería ser casi tan antigua como sus estrellas más antiguas y, por lo tanto, tiene entre 12 y 13 mil millones de años, de acuerdo con la edad de 13.7 mil millones de años del Universo que se encuentra en su tasa de expansión .

Estrellas gigantes

Comience con estrellas más o menos como el Sol, aquellas con masas desde aproximadamente 0.8 veces la del Sol hasta aproximadamente 5 veces la masa solar. Cuando el combustible en el núcleo de una estrella de tipo solar se agota, el núcleo de helio se contrae bajo el efecto de la gravedad y se calienta. La fusión de hidrógeno luego se expande en un caparazón alrededor del viejo núcleo quemado, y se produce tanta energía que la estrella se ilumina y se expande muchas veces, la expansión enfría la superficie, convirtiendo la estrella en un gigante rojo clase M. Cuando la temperatura central alcanza los 100 millones de grados Kelvin, el helio está lo suficientemente caliente como para fusionarse en carbono (a través de la colisión casi simultánea de tres átomos de helio) e incluso un poco más, en oxígeno. Esta nueva fuente de energía detiene la contracción del núcleo y la estrella se estabiliza por un tiempo, atenuándose y calentándose en la superficie. Comúnmente vemos a estas estrellas que fusionan helio como gigantes de tipo K amarillo-naranja. Buenos ejemplos de estrellas gigantes son Aldebarán y Arcturus. Tales estrellas pueden tener diámetros decenas de veces mayores que los del Sol. Las etapas gigantes y posteriores hasta la muerte real de la estrella (el final de la fusión nuclear) ocupa aproximadamente el 10 o 20 por ciento de la vida útil de la secuencia principal. Desde aproximadamente 5 masas solares hasta 9 más o menos, las estrellas de fusión de helio tienen temperaturas más altas y pueden aparecer como gigantes de clase F y G e incluso supergigantes .

Los gigantes también se pueden definir estrictamente por sus espectros . En el diagrama de recursos humanos, los gigantes corren aproximadamente desde el centro hacia la esquina superior derecha (mayor luminosidad), donde están fusionando helio, están a punto de hacerlo o ya lo han hecho. Los gigantes de clase A y B son algo más fríos que los enanos con el mismo brillo visual absoluto y aún no fusionan helio. Entre los gigantes G y K, debido a sus densidades de gas más bajas, las temperaturas son de unos pocos cientos de grados más frías que las de los enanos de secuencia principal de la misma clase.

Estrellas subgigantes

Entre las etapas enana y gigante, las estrellas aparecen como subgigantes . Al igual que los gigantes , enanos y supergigantes , se pueden definir por sus espectros y su posición en el diagrama HR . En el contexto de la evolución estelar, son estrellas que acaban de abandonar la fusión de hidrógeno del núcleo o están a punto de hacerlo y, con núcleos de helio, están haciendo la transición para convertirse en verdaderos gigantes.

Estrellas variables cefeidas

Cuando las estrellas más masivas (2 a 8 veces mayores que las del Sol) pasan a temperaturas medias en su camino hacia la fusión del helio o durante varias etapas de fusión del helio, pueden volverse inestables y pulsar en tamaño, temperatura y luminosidad. El primero de estos descubiertos, Delta Cephei , dio el nombre de variable "Cepheid" al grupo. Las cefeidas, generalmente clasificadas como supergigantes F y G (aunque no tan masivas como las supergigantes verdaderas ), varían de un par a algunas magnitudes en períodos de uno a 100 días. Una relación estricta entre la magnitud absoluta y el período de pulsación nos permite determinar sus distancias (el período proporciona un brillo absoluto y la comparación con el brillo aparente produce la distancia). Las cefeidas son las claves principales para aprender distancias a otras galaxias.. La cefeida más brillante en el cielo es Polaris , aunque las variaciones son demasiado pequeñas para ser vistas a simple vista. Las cefeidas ocupan el rango superior de la "franja de inestabilidad" del diagrama HR .

Gigantes rojos más grandes y Miras

Cuando el helio en el núcleo se ha convertido en carbono y oxígeno, el núcleo se contrae nuevamente, y el helio comienza a fusionarse con carbono y oxígeno en una cubierta alrededor del núcleo antiguo, esta cubierta rodeada por otra fusionando hidrógeno en helio, los dos girando encendido y apagado en secuencia. La estrella ahora se ilumina de nuevo, se expande aún más y se vuelve más fría e incluso más roja que antes. A medida que la estrella se ilumina, se vuelve inestable y comienza a pulsar, las pulsaciones hacen que varíe o cambie de brillo. La estrella se vuelve tan grande, cercana o mayor que la órbita de la Tierra, que las pulsaciones pueden tomar un año o más. El primero de estos encontrado, Mira en Cetus, cambia de segunda o tercera magnitud a décima, volviéndose bastante invisible a simple vista. Dichas estrellas ahora se denominan "variables de período largo" (LPV) o " variables de Mira ". Miles, todos los gigantes de clase M, son conocidos. En el diagrama de recursos humanos , estos gigantes avanzados se encuentran en el extremo frío de la "rama gigante", los Miras ocupan la parte más fresca y brillante. En la jerga astronómica, tales estrellas se denominan estrellas de rama gigante asintóticas (o estrellas AGB ) debido a la aparición de su distribución en el diagrama HR .

Creación de elementos.

Los gases de los gigantes rojos pueden circular hacia arriba a las cimas de las estrellas, llevando consigo los subproductos de la fusión nuclear. El oxígeno es normalmente más abundante que el carbono. Si las condiciones son correctas, las superficies de algunas estrellas pueden cambiar sus composiciones químicas, y algunas se vuelven muy ricas en el carbono que se produjo a continuación por fusión de helio, lo que resulta en la inversión de la relación normal. Las variables de Mira y otros gigantes rojos antiguos se dividen en estrellas ricas en oxígeno como Mira y estrellas de carbono como 19 Piscium y R Leporis Junto con el carbono se elevan elementos como el circonio y muchos otros que se han producido en una gran variedad de reacciones nucleares que ocurren al mismo tiempo que la fusión de helio. Las superficies de otras estrellas están enriquecidas en helio y nitrógeno.

Vientos y pérdida de masa.

Estas enormes estrellas gigantes tienen baja gravedad y pierden masa a través de vientos poderosos que soplan desde sus superficies. Parte del gas se condensa en moléculas y polvo. Puede haber tanto que la estrella pueda ser enterrada en ella y volverse invisible para el ojo, el brillo del polvo calentado solo se ve por su radiación infrarroja (calor). Las estrellas gigantes ricas en oxígeno producen polvo de silicato, mientras que las estrellas de carbono hacen que el polvo de carbono sea similar al grafito y al hollín. La mayor parte del polvo que habita el espacio interestelar comenzó de esta manera, aunque desde su inicio se ha modificado mucho en el congelador del espacio interestelar. Estas estrellas, por lo tanto, juegan un papel poderoso en la formación estelar posterior. Los vientos son tan fuertes durante la etapa gigante de la vida de una estrella que puede perder la mitad o más de su masa en el espacio,

Nebulosas planetarias

A medida que una estrella gigante pierde casi toda su envoltura externa de hidrógeno restante, se acerca a revelar su núcleo intensamente caliente. Un viento rápido del núcleo comprime primero el borde interno del viejo viento en expansión. La radiación de alta energía del núcleo caliente luego ilumina esta porción comprimida interna, que ahora es muchas veces el tamaño de todo el Sistema Solar. Estas nubes iluminadas, que pueden ser bastante hermosas, fueron descubiertas por William Herschel alrededor de 1790, quien las denominó " nebulosas planetarias " por su apariencia de disco (no tienen nada más que ver con los planetas). La más conocida es la Nebulosa del Anillo en Lyra.. Sus complejas apariencias dependen en cierta medida de cómo se pierde la materia de las estrellas gigantes que las hacen. Al expandirse a velocidades de decenas de kilómetros por segundo, no duran más que unas pocas decenas de miles de años. A partir de sus espectros de emisión podemos analizar sus composiciones químicas y descubrir que muchos están enriquecidos en los subproductos de la fusión nuclear previa en las estrellas gigantes avanzadas avanzadas .

Enanas blancas

A medida que la nebulosa planetaria se disipa en los gases del espacio interestelar , deja atrás el núcleo viejo y gastado que ahora incluye los depósitos de fusión nuclear muertos. Estas estrellas, hechas de carbono y oxígeno y comprimidas bajo su propia gravedad, se han reducido a aproximadamente el tamaño de la Tierra. Los primeros encontrados ( Sirius-B , Procyon-B y 40 Eridani B) eran bastante cálidos y blancos, por lo que la clase adquirió el nombre de "enana blanca" para discriminarlo de la secuencia principal de estrellas (que originalmente se llamaban "enanos" para distinguirlos de los gigantes). Aunque pequeñas, las enanas blancas todavía contienen cerca de la masa del Sol, lo que les otorga densidades promedio asombrosas de una tonelada métrica por centímetro cúbico. La tremenda presión externa que proporcionan los "electrones degenerados" apretados (que se comportan como ondas que evitan que se acerquen) evita que la gravedad reduzca aún más las enanas blancas. Por lo tanto, las enanas blancas también se llaman estrellas degeneradas.. Estas pequeñas estrellas, los restos de estrellas que comenzaron sus vidas entre 0,8 y 9 o más masas solares, ya no tienen ninguna fuente de generación de energía y están destinadas solo a enfriarse. Sin embargo, el tiempo de enfriamiento es tan largo que todas las enanas blancas que se hayan creado todavía son visibles, aunque las más antiguas se están volviendo frías, tenues y rojizas. (No existe una "enana negra" invisible y fría). La edad de la galaxia calculada (con la ayuda de la teoría) a partir de las enanas blancas más antiguas coincide aproximadamente con la derivada de la secuencia principal evolucionada más fría (masa más baja) estrella. En el diagrama de recursos humanos, caen en una línea bastante paralela, pero mucho más débil que la secuencia principal enanos. Las masas de enanas blancas están unidas a las masas de nacimiento estelares originales y varían desde aproximadamente la mitad de una masa solar (para una masa de nacimiento aproximadamente solar) hasta un límite de 1.4 veces la del Sol para una masa de nacimiento de 8 o 9 solares. Más allá de 1.4 masas solares, los electrones degenerados ya no pueden proporcionar soporte, y el núcleo debe colapsar, la estrella explota como una supernova . El desbordamiento del límite por masa acumulada de un compañero binario cercano también puede producir colapso y un tipo diferente de supernova.

Estrellas de gran masa y supergigantes

A medida que comienzan a morir, las estrellas de mayor masa (aquellas con masas superiores a 9 o 10 veces la del Sol) se desarrollan inicialmente de la misma manera que los gigantes, pero luego su curso de evolución se vuelve muy diferente. Las estrellas de alta masa ya son grandes y luminosas. A medida que sus núcleos de helio muertos se contraen, se calientan y disparan para fusionar el helio con carbono y oxígeno, las estrellas se expanden para acercarse al tamaño de las órbitas de los planetas exteriores, convirtiéndose en "supergigantes" rojas distendidas. Excelentes ejemplos son Betelgeuse de primera magnitud en Orión y Antares en Scorpius. Las supergigantes son tan masivas, a pesar de la gran pérdida de masa a través de los vientos enormes, que la fusión nuclear puede avanzar más de lo que puede hacerlo en gigantes comunes. Cuando se agota el helio, la mezcla de carbono y oxígeno se comprime y calienta, haciendo que se fusione en una mezcla de neón, magnesio y oxígeno. La fusión de hidrógeno y helio ya se había movido hacia afuera en conchas anidadas alrededor del núcleo. Cuando la fusión de carbono se extingue en el núcleo, dejando una mezcla de neón, magnesio y oxígeno, también se mueve hacia afuera en un caparazón. La mezcla de neón, magnesio y oxígeno ahora en el núcleo luego se calienta y se fusiona en una mezcla de silicio y azufre, cada etapa de fusión toma un período de tiempo más corto. Durante el curso de su evolución, las supergigantes rojas también pueden contraerse y calentarse para formar supergigantes azules. La gran pérdida de masa que sufren las supergigantes puede despojar a algunos de sus envolturas exteriores hasta el punto de que vemos enormes enriquecimientos superficiales de helio, nitrógeno y carbono que se han producido por fusión nuclear. Búscalos esparcidos por la parte superior delDiagrama de recursos humanos .

Supernovas

Finalmente, el silicio y el azufre se fusionan con el hierro, un elemento que es incapaz de generar reacciones de fusión generadoras de energía. La gravedad ahora gana la guerra que ha estado sucediendo durante la vida de la estrella, y dado que el hierro se niega a mantenerse, el núcleo se derrumba catastróficamente. El hierro se descompone en sus partículas componentes, protones, neutrones y electrones (los constituyentes de los átomos), y toda la masa se comprime en una bola apretada de neutrones de solo unas pocas decenas de kilómetros de diámetro. El colapso produce una onda expansiva impactante que desgarra las capas de fusión nuclear circundantes y la envoltura exterior restante, y desgarra el resto de la estrella. En la Tierra vemos a la estrella explotar en una gran " supernova "., "un evento tan poderoso que es fácilmente visible incluso en otra galaxia a una gran distancia. La parte de la estrella que explota hacia afuera es tan caliente que las reacciones nucleares producen todos los elementos químicos, incluida una décima parte de una masa solar de hierro, que luego se mezclan con los gases del espacio interestelar, a partir del cual se forman nuevas estrellas. Una supernova también puede ser causada por el colapso de una enana blanca en un sistema binario .

Frecuencia y candidatos

Hay formas de hacer supernovas que no sean a través del colapso del núcleo. Sin embargo, las supernovas aún son raras, y tienen lugar en nuestra galaxia solo dos o tres veces por siglo. La mayoría están ocultos para nosotros por las vastas nubes de polvo que nacen las estrellas. En la Tierra observamos unas cinco supernovas por milenio, y no hemos visto una desde la Estrella de Kepler de 1604 (probablemente creada en el colapso de una enana blanca, como se describe más adelante). Las grandes supernovas de 1006 , 1054 (la "estrella invitada china") y 1572 ( la estrella de Tycho ) eran visibles a la luz del día. Nuestro conocimiento de las supernovas proviene casi por completo de observarlas en otrasgalaxias , la mejor de estas explosiones en 1987 ( SN 1987a ) en la Gran Nube de Magallanes , un compañero de nuestra Galaxia a unos 165,000 años luz de distancia. Pero mantente atento a Betelgeuse o Antares , que son muy buenos candidatos para el colapso del núcleo. Un candidato aún mejor es el Eta Carinae del hemisferio sur , que sufrió una gran erupción en el siglo XIX y produjo una nebulosa circundante., una vasta nube de gas polvoriento. La estrella debería explotar en el próximo millón de años más o menos. En sus distancias actuales, las explosiones de tales estrellas rivalizarían con el brillo de una luna creciente. La explosión es tan poderosa que si ocurriera dentro de 30 años luz, probablemente dañaría la Tierra. Afortunadamente, ningún candidato está tan cerca (aunque es muy probable que tales eventos cercanos hayan sucedido en el pasado).

Restos de supernova

A medida que se despejan los escombros de una supernova, vemos una capa expansiva gaseosa alrededor de la vieja estrella, el "remanente de supernova", que consiste en los escombros de la explosión que son ricos en los subproductos de innumerables reacciones nucleares mezcladas con el interestelar local. materia comprimida por la poderosa explosión. Los restos de supernova son fácilmente identificables por sus rayos X y radiación de radio. Creemos que todo el hierro en el Universo proviene de tales (y relacionadas) explosiones. De hecho, entre gigantes ordinarios , nebulosas planetarias y supernovas, todos los elementos que no sean hidrógeno y helio (y algo de litio) fueron creados en o por estrellas. El remanente de supernova más famoso es la Nebulosa del Cangrejo en Tauro, los restos de la gran supernova de 1054, que fue bien observada por los astrónomos chinos. Decenas de miles de años después de un evento de supernova, todavía podemos ver las ondas de explosión barriendo los gases del espacio interestelar, comprimiéndolos y calentándolos y tal vez formando nuevas estrellas.

Estrellas de neutrones y púlsares

En el centro de la nube en expansión hay una estrella de neutrones solitaria que gira muchas veces por segundo, con una masa mayor que el Sol, un diámetro del tamaño de una pequeña ciudad y una increíble densidad de 100 millones de toneladas por centímetro cúbico. Como enanas blancasestán respaldados por "electrones degenerados", las estrellas de neutrones están respaldadas por neutrones degenerados. Los campos magnéticos de tales estrellas colapsadas se magnifican junto con la densidad a fuerzas millones de millones de veces la de la Tierra. El magnetismo es tan fuerte que la radiación sale del eje magnético. El eje está inclinado en relación con el eje de rotación (como el de la Tierra), y se tambalea a medida que la pequeña estrella gira, la energía emitida se proyecta al espacio. Desde la distancia, la estrella parece un faro: si la Tierra se interpone, obtenemos una explosión de radiación, y desde aquí vemos la estrella de neutrones como un " púlsar. Los púlsares jóvenes emiten desde ondas de radio de baja energía a través de rayos X y rayos gamma de alta energía. A medida que el púlsar envejece, se ralentiza y finalmente emite solo ondas de radio, que es el caso de la mayoría de los 600 púlsares conocidos. Cuando el período de rotación es de aproximadamente 4 segundos, no hay energía suficiente para que se vea el púlsar y desaparece de la vista. Sin fusionar nada, la estrella de neutrones se mantiene para siempre contra la gravedad por la presión ejercida su propia densidad extrema.

Agujeros negros

La estrella colapsada de una supernova se convertirá en una estrella de neutrones solo si su masa es menos de dos o tres veces mayor que la del Sol. Si la masa es mayor, incluso la gran densidad de la estrella no puede contener la gravedad, y en lugar de una estrella de neutrones, la supernova crea una "estrella" que nada puede soportar contra la gravedad, y el cuerpo se contrae para siempre. En un radio lo suficientemente pequeño, la fuerza gravitacional se vuelve tan grande que la luz no puede escapar, y la estrella desaparece para siempre en un " agujero negro " que se derrumba . Lo que llamamos agujero negro es en realidad una especie de "superficie" a la que la velocidad requerida para escapar es igual a la velocidad de la luz. Lo que sucede adentro es desconocido. El centro de nuestra galaxia , a 26,000 años luz de distancia, llamado Sagitario A * que transporta unos tres millones de masas solares.

Estrellas dobles

La mayoría de las estrellas que ves en la noche tienen compañeros, con una gran cantidad obviamente doble ("binario") incluso a través de un modesto telescopio. Los componentes de algunas estrellas dobles son casi iguales en masa y brillo. Más comúnmente, uno domina al otro, a veces hasta el punto en que un pequeño compañero no es realmente visible en absoluto, y solo se puede detectar con las técnicas más sofisticadas. En el extremo más bajo, tenemos estrellas con enanas marrones de baja masa para compañeras. Las estrellas de algunos dobles están tan separadas que tardan miles de años en orbitar; otros están tan cercaque giran uno alrededor del otro en solo días o incluso horas. La teoría gravitacional nos permite medir las masas de las estrellas a partir de los caracteres de las órbitas; de hecho, tales mediciones son la única forma en que podemos encontrar masas estelares. Ejemplos de estrellas dobles vistas visualmente son Alpha Centauri , Acrux , Almach , Albireo y Mizar .

Masas de estrellas dobles

Las estrellas dobles son de vital importancia en la medida de las masas estelares, que se derivan de las Leyes de Kepler generalizadas por Isaac Newton. Imagina que una estrella menor gira alrededor de una estacionaria más masiva, como se ve, por ejemplo, para Alpha Centauri , Castor o Algieba. La primera ley establece que la órbita debe ser una sección cónica (círculo, elipse, parábola o hipérbola), aquí específicamente una elipse con el miembro más masivo en un foco, la segunda ley que la estrella en órbita acelera de una manera conocida como se acerca a su compañero, se ralentiza a medida que se aleja. La tercera ley crucial establece que el cuadrado del período orbital en años es igual al cubo de la distancia promedio entre las estrellas dividido por la suma de las masas (en masas solares), que luego se puede encontrar. En realidad, las dos estrellas orbitan un centro común que se encuentra en una línea entre ellas posicionada desde cada una en proporción inversa a la relación de masa. La suma de las masas junto con la ubicación del centro de masa (y, por lo tanto, la relación de masa) da las masas individuales, que se pueden utilizar para probar la teoría.

Múltiples estrellas

Las estrellas también pueden unirse en múltiplos más complicados. Hay dos tipos, sistemas "jerárquicos" estables y sistemas "trapecios" inestables. En el primero, una estrella distante orbita un doble interno (que percibe gravitacionalmente como uno) para hacer un triple (como en el sistema Zeta Cancri ), o dos dobles pueden orbitarse entre sí como cuádruples, de los cuales Epsilon Lyrae ( EL famoso "Doble-Doble") es el mejor ejemplo. En sistemas más complejos, una estrella o incluso otro doble puede orbitar un triple interior o doble doble para hacer un sistema quíntuple o sextuple (como Mizar-Alcor o Castor ). Las estructuras de las órbitas dependerán de las masas relativas. En el segundo tipo de múltiplo,(Theta-1 Orionis) en la Espada de Orión , las estrellas miembro están bastante mezcladas, lo que permite encuentros cercanos para expulsar estrellas hasta que se logre algún tipo de estabilidad. Por lo tanto, todos los sistemas de trapecio deben ser jóvenes.

Formación de estrellas dobles.

La formación aún se disputa. La idea más antigua implica una simple fisión. Cuando una nueva estrella se condensa a partir de los gases interestelares, gira más rápido. Si la gota que se contrae gira lo suficientemente rápido, puede separarse o convertirse en un par o estrellas en lugar de una sola estrella. Cada uno de estos componentes se puede separar en un doble, produciendo una estrella "doble-doble", la más famosa de las cuales es la Epsilon Lyrae de cuarta magnitud . Esta idea ahora tiene un gran descuento. Los escenarios más probables implican la captura dentro de un ambiente estelar denso, la fragmentación de la nube de nacimiento que se derrumba y la condensación de un compañero del disco circunestelar que rodea a una estrella recién nacida. Formación de múltiplos.es aún menos comprendido, especialmente de estrellas con miembros distantes y frágiles del tipo que encontramos en el sistema Alpha Centauri .

Eclipsar estrellas dobles

Si las dos estrellas de un par están bastante juntas, y si el plano de la órbita está cerca de la línea de visión, cada estrella puede interponerse en la otra en cada giro orbital, y vemos un par de eclipses, uno de los cuales suele ser de mucha mayor visibilidad que el otro. Los sistemas de eclipse son muy importantes en la astronomía estelar, y se utilizan para ayudar a determinar las masas , para encontrar los diámetros, las temperaturas de las estrellas e incluso para evaluar formas en los casos en que las gravedades mutuas de las estrellas se distorsionan entre sí. Los dobles eclipsantes son bastante comunes, el Algol de segunda magnitud más famoso en Perseo .

Evolución de las estrellas dobles anchas

En un sistema de doble estrella en el que los dos tienen masas significativamente diferentes (con mucho, la más común), la estrella de mayor masa utilizará su combustible de hidrógeno interno más rápido y se convertirá en un gigante primero. Luego vemos un gigante rojo, o tal vez un gigante naranja de clase K con fusión de helio junto con una estrella de secuencia principal, también muy común. Finalmente, el gigante produce su nebulosa planetaria y muere como una enana blanca. Buenos ejemplos de tales sistemas son Sirius y Procyon , cada uno de los cuales está orbitado por las diminutas estrellas muertas. Para cada uno de estos sistemas, y para muchos otros, la enana blanca es, con mucho, la MENOS masiva del par, lo que demuestra que las estrellas realmente pierden una gran parte de su masa en el espacio interestelar.

Evolución de las estrellas dobles cercanas

Si las dos estrellas de un doble están juntas, pueden interactuar. Cuando el más masivo se convierte en un gigante, su superficie se aproxima significativamente a la de la otra estrella. La estrella de secuencia principal de menor masa puede aumentar las mareas en el gigante, distorsionándolo. Si los dos están lo suficientemente cerca, la materia puede fluir desde la estrella de secuencia gigante a la principal. Buenos ejemplos que muestran tal comportamiento son Algol y Sheliak.. En casos más extremos, la materia perdida puede abarcar ambas estrellas, creando un "sobre común". La fricción acercará aún más las estrellas, haciendo que el proceso sea aún más rápido. La agitación de la masa perdida puede crear nebulosas planetarias inusualmente distorsionadas. Al final, la enana blanca creada a partir del gigante se encuentra muy cerca de la estrella de secuencia principal restante. En las estrellas dobles de alta masa, el componente de mayor masa puede explotar y producir una estrella de neutrones cercana o incluso un compañero de agujero negro.

Contaminación

Algunas estrellas gigantes tienen masas y construcciones internas que les permiten llevar subproductos de la fusión nuclear profunda a las superficies de las estrellas, en los ejemplos más extremos que crean estrellas de carbono . La masa perdida de uno de estos gigantes enriquecidos a un compañero cercano puede contaminar al compañero con los elementos químicos recién formados del gigante. Cuando el gigante se convierte en una enana blanca, nos queda una estrella aparentemente única (secuencia principal o gigante evolucionada) con una composición química extraña . Solo con una observación determinada podemos decir que una enana blanca tenue está presente. Entre los ejemplos más destacados están las "estrellas de bario" ( Alphardun ejemplo), gigantes que tienen absorciones muy fuertes - y grandes sobreabundancias - del elemento pesado bario entre varios otros. Todos parecen ser compañeros de lo que alguna vez fueron estrellas más poderosas que se habían convertido en estrellas de carbono y que ahora se reducen a enanas blancas.

Novae

Si la enana blanca y el remanente de la secuencia principal de un doble cercano están lo suficientemente cerca, la enana blanca puede elevar las mareas en la estrella de la secuencia principal, y la masa fluirá en sentido contrario, desde la estrella de la secuencia principal hasta la enana blanca. La teoría y la observación muestran que la materia que fluye primero entra en un disco alrededor de la enana blanca desde la cual cae sobre la superficie de la enana blanca. Las inestabilidades en el disco pueden hacer que una estrella "parpadee" durante períodos de días y semanas, incluso produciendo brotes repentinos de luz. La estrella que se convirtió en la enana blanca había perdido casi toda su envoltura de hidrógeno durante su propia evolución. Cuando suficiente hidrógeno fresco de la estrella de secuencia principal ha caído sobre la enana blanca, puede, en el sentido nuclear, encenderse, fusionarse repentina y explosivamente con helio. La superficie de la enana blanca estalla en el espacio, la estrella se vuelve temporalmente mucho más brillante. En la Tierra vemos una "nueva" estrella o " nova "(que significa" nuevo en latín) estalla en el cielo nocturno, no una nueva estrella en absoluto, sino una vieja en erupción. Las Novae son comunes, aproximadamente 25 se disparan en la Galaxia cada año, una vez que una generación lo suficientemente cerca como para alcanzar la primera magnitud. Nova Cygni en 1975 rivalizó con Deneb , dándole al cisne celestial dos colas.

Rayos X, estrellas de neutrones y agujeros negros

En un sistema masivo de doble estrella, el más masivo del par puede desarrollar un núcleo de hierro y explotar como una supernova, convirtiéndose en una estrella de neutrones o un agujero negro . Cualquiera de estos restos estelares a su vez puede elevar las mareas en el compañero más normal, haciendo que la materia fluya hacia un disco alrededor del cuerpo colapsado, desde el cual cae en un inmenso campo gravitacional. La materia en el disco está tan caliente que puede irradiar rayos X. A partir del movimiento de la estrella normal, podemos calcular información sobre la masa del colapso. Si la masa del compañero en órbita oscura está por debajo de un límite de masa solar de dos a tres, como en X Persei , es una estrella de neutrones. Pero si la masa es lo suficientemente grande, podemos inferir la existencia de un agujero negro en órbita , la mejor prueba real que tenemos. El hidrógeno fresco que cae del disco sobre una estrella de neutrones puede producir una gran variabilidad , comprimirse y fusionarse con helio, y luego explotar violentamente cuando el helio se fusiona con el carbono. El resultado es un estallido de rayos X similar en naturaleza a una nova.

Supernovas enanas blancas

El término "supernova" se deriva de "nova" en el sentido de que la supernova es mucho más brillante, sin importar que el mecanismo del colapso del núcleo de una supergigante sea completamente diferente del mecanismo de producción de nova. Las enanas blancas, sin embargo, también pueden producir supernovas. Ninguna enana blanca puede superar una masa de 1,4 veces la del Sol, un límite descubierto en la década de 1930 por Subramanyan Chandrasekharcuando aplicó la teoría de la relatividad a los gases en las enanas blancas. Si se excede el límite, incluso la enorme presión de la enana blanca no puede contener la gravedad y la enana blanca debe colapsar en una estrella de neutrones o un agujero negro o incluso aniquilarse a sí misma. Hay dos teorías alternativas para tal evento. Una enana blanca masiva puede aceptar suficiente masa de un compañero cercano de la secuencia principal y ser empujada al borde antes de que pueda tener lugar una erupción de nova. La enana blanca luego colapsa, creando una supernova que es más grande incluso que una producida por el colapso del núcleo de hierro de una supergigante. La estrella de secuencia principal de un doble que contiene una enana blanca también puede evolucionar a través de la etapa gigante para convertirse en una enana blanca, creando un sistema DOBLE de enana blanca. Si los dos se han acercado lo suficiente por la interacción durante una fase de envoltura común, pueden girar en espiral por la radiación de las ondas gravitacionales predichas por la teoría de la relatividad. Las enanas blancas se fusionan, nuevamente produciendo una supernova espectacular. En cualquier caso, el colapso y la explosión resultante provocan reacciones nucleares que nuevamente crean todos los elementos químicos e incluso más hierro que en el tipo desupernova producida por el colapso del núcleo de hierro de una estrella masiva. La supernova de Kepler de 1604, la última vista en esta galaxia, fue probablemente de este tipo.

Clusters abiertos

Las estrellas tienen una fuerte tendencia a nacer en grupos, en grupos enteros. Si están unidos lo suficiente por su propia gravedad, pueden sobrevivir durante millones, incluso miles de millones de años, incluso durante toda la vida de la Galaxia . Hay dos tipos, cúmulos abiertos y cúmulos globulares . Los cúmulos abiertos , los más dispersos pero, con mucho, los más numerosos de los dos, se encuentran en el disco de la Galaxia y, por lo tanto, se encuentran en gran medida en el plano de la Vía Láctea . Muchos de los más cercanos, como las Pléyades y las Híades , son fácilmente visibles a simple vista. Algunos son angularmente tan grandes que forman constelacionespropios, o al menos partes significativas de ellos. Miles de cúmulos abiertos salpican el disco de la galaxia. Aunque sus tamaños varían mucho, generalmente contienen unos pocos cientos de estrellas libremente dispuestas en un diámetro de aproximadamente 10 años luz de diámetro. Y aunque unidos por su propia gravedad, la mayoría de los cúmulos abiertos se separan gradualmente como resultado de encuentros aleatorios entre estrellas que aceleran a los miembros a la velocidad de escape, y debido al estiramiento por las mareas elevadas por la Galaxia. Por lo tanto, los cúmulos abiertos tienden a ser jóvenes, menores de mil millones de años (de hecho, algunos acaban de nacer), aunque en los confines de la galaxia exterior pueden sobrevivir durante mucho más de mil millones de años.

Asociaciones

Algo relacionado con los cúmulos abiertos , estelares asociaciones (comúnmente llamados asociaciones OB ) son poco organizadas, grupos grandes y estelares que se encuentran dentro de la Vía Láctea y se definen por sus jóvenes azules, estrellas O y B . Gravitacionalmente, las asociaciones OB son sistemas en expansión, sus estrellas se alejan de los centros comunes individuales que pueden tener núcleos abiertos centrales. Aunque contienen estrellas con una amplia gama de masas, las asociaciones se reconocen mejor a través de sus miembros más masivos, luminosos y calientes, que no pueden alejarse mucho de sus lugares de nacimiento antes de que expiren, lo que hace que las asociaciones de envejecimiento sean esencialmente invisibles. Las asociaciones OB se nombran principalmente por sus constelacionesde residencia, por ejemplo Orion OB1 , Perseus OB2 , Upper Scorpius , etc. Varias constelaciones, en particular Orión y Scorpius , deben su importancia y brillo a estar formadas principalmente por asociaciones OB. Al tener estrellas masivas, las asociaciones son las principales fuentes de supernovas .

Cúmulos Globulares

Si bien hay miles de cúmulos abiertos en la Galaxia , solo hay unos 150 cúmulos globulares conocidos . A diferencia de los cúmulos abiertos, su hogar es un gran halo esferoidal. que rodea el disco de la galaxia. Y aunque los cúmulos abiertos son escasos, flojos y relativamente jóvenes, los globulares son compactos, muy esféricos y pueden contener más de un millón de estrellas en un volumen de solo cien años luz de diámetro. Su compacidad les da (al menos a los que han sobrevivido) largas vidas. Con edades de 11 a 12 mil millones de años, formadas cuando el contenido de metal de la galaxia era mucho menor de lo que es hoy (el aumento del resultado de la evolución estelar), se encuentran entre las cosas más antiguas conocidas y entre las primeras que se crearon después de el Big Bang, el evento que formó nuestro universo.

Evolución del clúster y rezagados azules

Los grupos de ambos tipos son profundamente importantes para establecer la escala de distancia en astronomía y para probar y guiar las teorías de la evolución estelar: el proceso de envejecimiento. Los cúmulos nacen con una matriz intacta de estrellas que ocupan toda la secuencia principal ( secuencia enana) del diagrama HR , en la que cuanto mayor es la masa, mayor es la luminosidad. Dado que las estrellas de alta masa mueren primero, un cúmulo evoluciona al perder su secuencia enana de arriba hacia abajo. La aplicación de la teoría de la evolución puede decirnos la edad de cualquier grupo dado por los enanos más luminosos y calientes que aún quedan. Las estrellas O de clase caliente del Doble Cúmulo dicen que es joven. Las estrellas más luminosas de las Pléyades algo más antiguas.son de clase B, mientras que Hyades, aún mayor, ha perdido incluso estos. Los cúmulos abiertos varían en edad desde recién nacidos hasta casi 10 mil millones de años, lo que da la edad del disco de la galaxia. Por el contrario, los cúmulos globulares han perdido toda la población de la secuencia principal superior (enana) hasta las estrellas algo por debajo de una masa solar, lo que les da entre 11 y 12 mil millones de años más o menos, casi la edad de la propia galaxia. En la mayoría de los cúmulos globulares densos, e incluso en algunos cúmulos abiertos, algunas estrellas con masas más altas que el corte de la secuencia principal permanecen, negándose a evolucionar. Dado que estas estrellas también son de color más azul que la mayoría de los enanos en evolución, se les llama rezagados azules . Rezagados azulesSe cree que son causadas por fusiones estelares dentro de los entornos de cúmulos densos, ya sea por colisión directa o por fusiones de estrellas dobles cercanas , lo que aumenta sus masas más allá del límite y, por lo tanto, parece retrasar su evolución.

Estrellas, reciclaje cósmico y subenanos

Las estrellas pueden variar en tamaño, dependiendo de la masa y la edad, desde solo unos pocos kilómetros de diámetro hasta el diámetro de la órbita de Saturno. Pueden variar en temperatura desde casi "frío" a solo 2000 K para un gigante rojo extremo hasta más de 100,000 K para la estrella dentro de una nebulosa planetaria a más de un millón K para una estrella de neutrones. Todas las estrellas que ves en el cielo finalmente expirarán, algunas pronto, otras no por eones. Las estrellas de masa más baja crean nebulosas planetarias y enanas blancas, mientras que las estrellas de masa más alta crean supernovas que resultan en estrellas de neutrones o agujeros negros. Las estrellas dobles agregan especias al producto, formando novas y un tipo diferente de supernova. Todas estas terminaciones envían elementos químicos recién hechos al estofado interestelar, a partir del cual se hacen nuevas estrellas. Como resultado, el contenido de elementos pesados ​​de Galaxy aumenta con el tiempo.los subenanos y su progenie de estrellas gigantes tienen una baja abundancia de metales, mientras que las estrellas más jóvenes como el Sol tienen mayores contenidos metálicos, lo que nos permite rastrear las estrellas más antiguas y más jóvenes y determinar la edad de la Galaxia . Por lo tanto, las nuevas estrellas contienen los subproductos de la antigua, nuestra Tierra un destilado de generaciones anteriores. Nuestro Sol algún día hará su propia contribución, por modesta que sea, a generaciones de estrellas y planetas aún no nacidos.

Otras galaxias

Las estrellas son un componente fundamental de otras galaxias, otras colecciones de estrellas que funcionan y actúan al menos algo así como nuestra propia galaxia . Si hubiera suficiente tiempo y astrónomos, se podría contar casi un billón de galaxias que se extienden a miles de millones de años luz de distancia. Hay muchos tipos diferentes y varios esquemas de clasificación diferentes. Entre las galaxias más grandes hay dos grandes grupos, galaxias espirales (disco) como la nuestra (clase "S") y galaxias elípticas (clase "E") que no tienen discos. Las galaxias E son más como el halo de nuestra propia galaxia, pero están mucho más densamente pobladas. Cada tipo tiene sus propios subgrupos. Los subgrupos espirales se basan en si hay o no una barra central de donde emanan los brazos ("SB") y en los grados en que los brazos se abren hacia afuera. Los subgrupos elípticos dependen del aplanamiento de las formas elípticas. Las espirales son en su mayoría sistemas más grandes como el nuestro, mientras que las elípticas pueden variar desde pequeñas enanas hasta elípticas gigantes mucho más grandes y más masivas que las nuestras. En contraste con estos hay pequeños irregulares sin formas bien definidas. Los gases polvorientos de un medio interestelar llenan los discos internos.de la mayoría de las galaxias espirales y constituyen buenas porciones de las masas de galaxias irregulares, mientras que están ausentes en gran medida de las elípticas y los pequeños esferoidales, que también carecen de formación estelar. Al no haber grandes estrellas azules, las elípticas adquieren colores rojizos.

Cúmulos de galaxias

Unidas por su gravedad mutua (y la suministrada por el gas intracluster caliente), las galaxias tienden a agruparse. Nuestra galaxia pertenece al pequeño grupo local . Está dominado por nosotros y la galaxia de Andrómeda ( Messier 31 ), que es similar a la nuestra, si no algo más masiva. Aunque a una distancia de 2.5 millones de años luz, M 31 todavía es fácilmente visible a simple vista. El Messier 33 de Triangulum , un poco más alejado y aproximadamente una décima parte del tamaño de nuestra galaxia, juega un papel menor en mantener unido al Grupo Local. Bajo excelentes condiciones de cielo, también es visible sin ayuda. Más de tres docenas de enanos e irregulares se dispersan entre ellos. Se incluyen los satélites más grandes de nuestra galaxia, elNubes de Magallanes grandes y pequeñas , que están respectivamente a menos de 160,000 y 200,000 años luz de distancia. Ambos aparecen a simple vista como piezas rotas de la Vía Láctea . Entre los satélites destacados de M 31 se encuentran el Messier 32 brillante, redondoy elíptico, más débil, NGC 205 . El grupo grande más cercano es el Grupo Virgo . A unos 55 millones de años luz de distancia, contiene hasta 2000 galaxias, incluidas las dos elípticas prominentes Messier 84 y M 86 más la gigante elíptica M 87 . (M 87, un excelente ejemplo de una galaxia activa , contiene un agujero negro supermasivo de alrededor de seis mil millones de masas solares que expulsa un chorro cerca de la velocidad de la luz. En comparación, el agujero negro en el centro de nuestra propia galaxia mide solo cuatro millones de masas solares.) Las galaxias más grandes probablemente se construyeron a través de fusiones con sistemas más pequeños. Tales colisiones continúan aún hoy. Las elípticas gigantes en los núcleos de densos cúmulos de galaxias parecen ser el producto de repetidas colisiones entre miembros menores que envían desechos galácticos a los centros de los cúmulos. Tomada sobre el Universo cercano, diez veces más materia que la que se encuentra en las estrellas está ligada al gas intracluster caliente (conocido a través de su radiación de rayos X). Los cúmulos de galaxias se agrupan en supercúmulos no unidos aún más grandes y en "paredes" de ellos.

Expansión del Universo y el Big Bang

La característica principal del Universo es su expansión, el estudio del Universo en general llamado cosmología . Con la excepción de algunas galaxias en el Grupo Local , todas las galaxias se están alejando de nosotros (como lo indican los cambios hacia el rojo de las líneas de absorción o emisión en sus espectros ) con velocidades directamente proporcionales a sus distancias (como descubrió Edwin Hubble) . A bajas velocidades, los desplazamientos de las líneas espectrales hacia el extremo rojo del espectro (los "desplazamientos al rojo") imitan el efecto Doppler , pero en realidad son causados ​​por la expansión y el estiramiento de la estructura del espacio en el que están incrustadas las galaxias. La tasa de expansión (la constante de Hubble) es de 72 kilómetros por segundo por megaparsec (con unos pocos km / s de incertidumbre), donde un megaparsec es de 32,6 millones de años luz. El efecto se explica por el concepto del Big Bang , en el cual nuestro Universo comenzó en un estado denso y caliente desde el cual se expandió rápidamente, la expansión continúa hasta hoy. La realidad del Big Bang es confirmada por el Cosmic Microwave Background ( CMB)), que impregna todo el espacio y proviene de la "bola de fuego" original ahora enfriada a 2,7 grados por encima del cero absoluto (teoría de acuerdo con la observación). La edad del Universo desde el momento de la expansión inicial tal como se encuentra en la Constante de Hubble interpretada a través del CMB es de 13.7 mil millones de años, lo que encaja bien con las edades de las estrellas más antiguas conocidas. La expansión se ve solo a través de las escalas más grandes, entre los cúmulos de galaxias. La galaxia, el grupo local y otros grupos se mantienen unidos por su propia gravedad, que en escalas de corta distancia abruma la expansión. Nadie sabe qué vino antes del Big Bang o cómo se originó el estado denso y caliente.

Materia oscura y energía oscura

Las galaxias dentro de los cúmulos orbitan sus centros de gravedad a velocidades que son demasiado altas para las masas combinadas que se encuentran en los brillos visuales de los miembros más la masa del gas intercluster caliente. Además, las galaxias espirales, incluida la nuestra, giran demasiado rápido para sus masas, es decir, las estrellas orbitan demasiado rápido para las cantidades de materia que se consideran internas a sus órbitas (que controlan sus velocidades de rotación). Alguna sustancia invisible llamada materia oscura debe producir la gravedad adicional requerida. Nadie sabe de qué se trata, aunque las partículas atómicas exóticas encabezan la lista de sospechosos. Además, la tasa de expansión del Universo parece estar acelerándose, lo que implica la existencia de algún tipo de energía oscura., que tiene una masa equivalente a través de la famosa ecuación de Einstein de e = mc ** 2, donde c ** 2 es el cuadrado de la velocidad de la luz (que se multiplica por sí misma). En promedio, solo el 0.4 por ciento de la energía de masa total del Universo está ligada a las estrellas, el 3.6 por ciento en gas intercluster caliente, el 22 por ciento en materia oscura y el 74 por ciento en energía oscura (los números exactos dependen de la fuente ) A pesar de su baja contribución de masa, las estrellas siguen siendo los principales trazadores de masa y energía en el Universo, tanto en el espacio como en el tiempo, ya que todos los elementos químicos, excepto el hidrógeno y el helio, provienen de procesos estelares.

Las primeras estrellas

Los cálculos del gas de hidrógeno en expansión (ionizado en protones y electrones) en los primeros minutos después del Big Bang muestran que los procesos nucleares crearon solo helio y una pequeña fracción de litio. Las primeras estrellas en condensarse de este gas refrigerante no deberían haber estado hechas más que de hidrógeno y helio. Dado que las estrellas de metal relativamente altas del disco de la Galaxia (como el Sol) se llaman Población I y las estrellas del halo (subenanos y cúmulos globulares) son Población II , a menudo se llaman Población III . Son responsables de hacer el primer lote de elementos pesados ​​que ensuciaron el gas del que proviene la cosecha actual de subenanos extremosnació. Podemos retroceder en el tiempo para encontrar estrellas de metal muy bajas con solo una centésima parte de la cantidad (en relación con el hidrógeno) de metales solares, pero no podemos encontrar en nuestra galaxia la Población III de metal cero. Presumiblemente (con el apoyo de la teoría y las composiciones químicas de las estrellas más antiguas que podemos encontrar), las primeras estrellas deben haber sido tan masivas que explotaron como supernovas, salando el espacio con los primeros elementos químicos pesados ​​(que han encontrado su camino en las estrellas más antiguas que vemos) y sin dejar restos visibles. No hemos podido mirar atrás en el tiempo (hacia galaxias ultradistantes) lo suficientemente lejos como para encontrarlas, pero sus restos de agujeros negros masivos pueden haber sido los cuerpos alrededor de los cuales se organizaron las primeras galaxias. Entonces, mientras las estrellas ocupan el estante más bajo en la despensa de masas estelares,