Astronomía

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Estrellas

En el cielo nocturno, las estrellas se ven como puntos luminosos con colores que van del rojo al azul, y con distintos niveles de brillo. En realidad son esferas de plasma a decenas de millones de grados de temperatura rodeadas de una corona gaseosa incandescente con una masa comprendida entre 0,1 y 30 Msolares.

Hiparco (134 AC) fué el primero en elaborar un mapa con unas 1200 estrellas y para ello les asignó seis magnitudes según su brillo en, así las estrellas más  brillantes del cielo (como Aldebarán, en Tauro)  eran de magnitud 1, y las más tenues, apenas visibles a ojo desnudo eran de magnitud 6. En la actualidad el brillo de las estrellas se puede medir con gran precisión, y con estos métodos se ha establecido que las estrellas de magnitud 1 son 100 mas brillantes que las de magnitud 6 (5 niveles de magnitud), por lo que cada nivel de magnitud corresponde a un factor de brillo que es la ráiz 5 de 100, es decir 2,56 veces más brillante.

Existen estrellas más brillantes que Aldebarán: Procyon tiene una magnitud de 0,5 y Vega de 0,1, la estrella más brillante del cielo, Sirio tiene magnitud negativa: -1,4.

Que una estrella se vea desde la Tierra con una magnitud mayor que otra, no significa necesariamente que sea más brillante, puede ser que sea más tenue pero esté mas cerca de la Tierra, es por eso que cuando hablamos del brillo con que vemos una estrella concreta estamos hablando de su magnitud aparente. Para poder comparar el brillo de las estrellas anulando el efecto de su cercanía a la Tierra se usa la magnitud absoluta, que es el brillo con el que se vería la estrella en cuestión si estuviera a una distancia de 10 Parsecs de la TIerra (32,6 años-luz). Las magnitudes absolutas de algunas estrellas son: Sol (4,9), Sirio (1,4), Vega (0,5), Aldebarán (-0,8) y Deneb (-7,1)

Formación: Las estrellas se forman a partir del colapso gravitatorio de nubes de polvo y gas que en su mayor parte proceden de los restos de explosiones de estrellas de generaciones anteriores, con lo que la materia interestelar se recicla y enriquece con elementos pesados en cada nueva generación de estrellas. Estas nubes, están compuestas en su mayor parte de un 90% de Hidrógeno molecular (H2) y un 9% de Helio (He).

A medida que una nube de gas se va comprimiendo en una esfera por efecto de su propia gravedad, el centro al ser más denso, se comprime más rápido y se calienta más, cuando su temperatura supera los 2000ºC  se pone incandescente (si su masa es suficientemente alta) y se hace visible. 

La esfera de gas incandescente sigue colapsando por efecto de su propia gravedad, si la masa de la esfera es mayor que 0,1Msolar, llega un momento en que en su núcleo se alcanzan temperaturas de unos 10.000.000 ºC, a esta temperatura el Hidrógeno y el Helio han perdido sus electrones y forman un plasma en el que hay: protones, electrones y partículas alfa moviéndose a velocidades altísimas. En estas condiciones, en el plasma comienzan una serie de reacciones de fusión nuclear en la que poco a poco los protones se van agrupando para formar núcleos mas pesados (He, Li, N, etc). Cuando las reacciones nucleares comienzan en el núcleo, la estrella entra en la siguiente etapa de su vida, denominada secuencia principal y permanecerá en ella hasta que el núcleo agote sus reservas de Hidrógeno. Cuando la estrella entra en la secuencia principal la presión hacia afuera de la radiación generada en el núcleo compensa la gravedad de modo que el colapso de la masa de gas se detiene y su radio permanece constante.

Zonas de formación estelar:

- M16 Nebulosa del Águila,  en Serpens Caput.

- Nebulosa Rho en Ofiuco

- M17 Nebulosa Omega, en Sagitario

- M20 Nebulosa Trífida, en Sagitario

- M8 Nebulosa de La Laguna en Sagitario

- M42, Nebulosa de Orión, en Orión.

Cúmulos estelares:

Normalmente, a partir de una misma nube de gas se forman muchas estrellas a la vez ligadas gravitacionalmente, dando lugar a un cúmulo estelar. Si las estrellas se distribuyen de forma irregular tenemos un cúmulo abierto, cuando las estrellas se agrupan formando una esfera tenemos un cúmulo globular. El número de estrellas dentro de un cúmulo varía desde unas pocas, como en el caso de las Pléyades, hasta varios cientos de miles como en M13, el gran cúmulo de Hércules. Las estrellas de los cúmulos abiertos suelen ser muy jóvenes (varios millones de años), mientras que las de los cúmulos globulares suelen ser más viejas (varios miles de millones de años).

Los cúmulos son de gran ayuda para estudiar la evolución de las estrellas, ya que sus miembros se han formado a la vez de la misma materia y la distancia de todas sus estrellas a la Tierra es la misma, por lo que sus magnitude aparentes son proporcionales a sus magnitudes absolutas. Dado que los cúmulos globulares contienen multitud de estrellas, algunas de ellas son del tipo "variable Cefeida", lo que permite calcular su luminosidad absoluta y su distancia a la Tierra, y por extensión la de todo el cúmulo.

Cúmulos globulares:

- M3, en los Perros de Caza

- M13 Gran cúmulo de Hércules, en Hércules

- M22 Gran cúmulo de Sagitario, en Sagitario, el más cercano a la tierra a 10LY en el que se han identificado dos agujeros negros, aunque podría contener muchos más.

Cúmulos abiertos:

- M11, Cúmulo del pato salvaje en El Escudo

- M6, Cúmulo de la Mariposa, en Escorpio

- Doble cúmulo de Perseo

- M44 Cúmulo de la Colmena, o del Pesebre, en Cáncer

Secuencia principal.

En esta fase de la vida de una estrella, las reacciones de fusión en el núcleo van convirtiendo el Hidrógeno elementos mas pesados, principalmente Helio. La presión hacia afuera de la radiación del núcleo equilibra la atracción gravitatoria hacia adentro y el tamaño y la luminosidad de la estrella permanecen constantes mientras dura el HIdrógeno.

Dependiendo de la masa de la estrella, en su núcleo, pueden ocurrir dos tipos de reacciones nucleares:

- Procesos pp (protón -protón). Son los dominantes en estrellas con una masa < 1,5 MSolares, comienzan con la fusión de dos núcleos de Hidrógeno para formar uno de Deuterio y a través de fusiones adicionales acaba formándose Helio, Litio, Berilio y Boro. Es un proceso relativamente lento, por lo que las estrellas pequeñas tardan varios miles de millones de años en consumir su Hidrógeno.

- Procesos CNO (ciclo Bethle) Son los dominantes en estrellas con masa > 1,5Msolares, temperaturas del núcleo > 20.000.000 ºC, usan 12C como catalizador nuclear y producen Helio, NItrógeno, Oxígeno y Flúor. Son procesos más rápidos que los pp, y además se aceleran bastante al aumentar la temperatura del núcleo, por lo que las estrellas más pesadas y brillantes son más efímeras, ya que queman su reserva de Hidrógeno mucho más rápido que las más pequeñas y tenues.

La temperatura de la corona de una estrella está relacionada con su color y es proporcional a la temperatura de su núcleo, las rojas (tipo M) son las más frías con una temperatura superficial de 3.200K y las azules (tipo O) las más calientes con una temperatura superficial de 49.000K, el sol es una estrella amarilla (tipo G) con una temperatura superficial de unos 6.000K. En función de su color (espectro) , las estrellas se clasifican en los siguientes tipos espectrales: O,B,A,F,G,K,M (Oh Be A Fine Girl and Kiss Me) siendo O las más calientes y M las más frías.

Ejemplos de estrellas de los distintos tipos espectrales: Mintaka (l Orion, 0), Régulo, (a Leo B),  Rigel (b Orion B), Sirio (a Can Mayor A), Procyon (a Can Minor F), Sol, Capella (a Auriga G),  Adebarán (a Tauro K), Pollux (b Géminis K), Betelgeuse (Orion M) . enlace

Si representamos el brillo (magnitud absoluta) de una estrella frente a su tipo espectral (color), obtenemos el diagrama H-R (Hertzsprung-Russell). En este diagrama, todas las estrellas que están en la secuencia principal se hallan distribuidas en una diagonal que va desde las azules (tipo espectral O) a las rojas (tipo espectral M).

Cada estrella, en función de su temperatura (color) y su tamaño (brillo) tiene su lugar en la secuencia principal, este lugar representa el delicado punto de equilibrio entre la fuerza de la gravedad que intenta comprimir la estrella y la presión hacia afuera de la radiación del núcleo. Si la estrella estuviera en otro punto distinto de la secuencia la presión hacia afuera de la radiación (temperatura) o la presión de la gravedad hacia dentro acabarían por destruirla o por devolverla al punto correcto del diagrama H-R.

La mayor parte de las estrellas que vemos están en algún punto de la secuencia principal, pero no todas, las gigantes y supergigantes rojas y las enanas blancas están fuera debido a que corresponden a estrellas agonizantes que han consumido sus reservas de Hidrógeno y se dirigen a la fase final de sus vidas.

Bibliografía:

Spectral templates of stars and other sources from the SDSS enlace

Michael Richmond Interpreting Stellar Spectra enlace

Oculares y filtros

MI telescopio es un Dobson, modelo Odyssey I de Coulter optical, modelo de 13.1 " (356mm) con una focal de 59"( 1499) mm, lo que hace f/4,5. Fué un regalo de un amigo y viejo aficionado a la astronomía y astrofotografía que ya no  podía tenerlo estorbando en casa (es muy voluminoso), comprado originalmente a EEUU en los años 80, vamos una reliquía. (manual original).

Para obtener el mejor rendimiento el fabricante recomienda los siguientes oculares:

24 a 32 mm para f1 (x62 a x47 aumentos). Desaconseja oculares por encima de 32mm, ya que se perdería luz. Galaxias, cúmulos abiertos, nebulosas y la luna. Ejemplos Hyperion aspherical de 31mm y Hyperion de 24mm

12mm (x124). Para cúmulos globulares y nebulosas brillantes, también la luna y los planetas.

6mm (x248). Para la luna, planetas y separación de estrellas dobles. (Es demasiado aumento y la imagen vibra mucho por efecto de la inhomogenídad de la atmótsfera, no es usable)

Filtros

Todavía no he probado con filtros pero lo haré mas pronto que tarde, parece que empezar con un HUC de banda estrecha sería lo mas conveniente después de leer el artículo de Dave Knisely.

Excelente articulo de Dave Knisely comparando distintos filtros en distintas condiciones y sobre distintos objetos del cielo profundo, imprescindible. enlace

Guía de compra y comparativa de precio/calidad bastante útil de elgranobservatorio.com enlace