En sentido general, una estrella es todo objeto astronómico que brilla con luz propia; mientras que en términos más técnicos y precisos podría decirse que se trata de una esfera de plasma que mantiene su forma gracias a un equilibrio hidrostático de fuerzas. El equilibrio se produce esencialmente entre la fuerza de gravedad , que empuja la materia hacia el centro de la estrella, y la presión que ejerce el plasma hacia afuera, que, tal como sucede en un gas , tiende a expandirlo. La presión hacia afuera depende de la temperatura , que en un caso típico como el del Sol se mantiene con la energía producida en el interior de la estrella. Este equilibrio seguirá esencialmente igual en la medida de que la estrella mantenga el mismo ritmo de producción energética.
Tal como ha sucedido con ciertas constelaciones y con el propio Sol , las estrellas en general tienen su propia mitología. En estadíos precientíficos de la civilización se las ha observado como entidades vivientes ( animismo ), dotadas de fuerza sobrenatural.
Se las ha identificado, eventualmente, con el alma de las personas fallecidas, o bien con dioses o diosas. La trayectoria de las estrellas y su configuración en el espacio, aún hoy forman parte de algunos constructos culturales ligados al pensamiento mágico .
Para los habitantes del planeta Tierra , las estrellas, además de componer el mapa celeste, tienen otra finalidad menos conocida pero mucho más importante: legarnos una variedad de elementos casi imprescindibles para sobrevivir. Así por ejemplo, los componentes del acero se cocieron en alguna estrella a temperaturas de varios miles de millones de grados, que con la explosión de una supernova fueron lanzados al espacio para finalmente llegar hasta nuestro planeta azul. Gracias a ello tenemos el vital oxígeno, el oro y los diamantes. El propio ser humano está compuesto por materiales sintetizados previamente en las estellas. Quizá por todo esto pueda entenderse que el grupo B²FH encabezase su ya clásico artículo con esta cita de Shakespeare
"It is the stars,
The star above us, govern our conditions."
Estas esferas de gas emiten tres formas de energía hacia el espacio, la radiación electromagnética , los neutrinos y el viento estelar y esto es lo que nos permite observar la apariencia de las estrellas en el cielo nocturno como puntos luminosos y, en la gran mayoría de los casos, titilantes.
Debido a la gran distancia que suelen recorrer, las radiaciones estelares llegan débiles a nuestro planeta, siendo susceptibles, en la gran mayoría de los casos, a las distorsiones ópticas producidas por la turbulencia y las diferencias de densidad de la atmósfera terrestre ( seeing ). El Sol , al estar tan cerca, no se observa como un punto, sino como un disco luminoso cuya presencia o ausencia en el cielo terrestre provoca el día o la noche , respectivamente.
Son objetos de masas enormes comprendidas entre 0,08 1 y 120-200 2 masas solares (M sol ). Los objetos de masa inferior se llaman enanas marrones mientras que las estrellas de masa superior parecen no existir debido al límite de Eddington . Su luminosidad también tiene un rango muy amplio que abarca entre una diezmilésima parte y tres millones de veces la luminosidad del Sol.
Mientras las interacciones se producen en el núcleo, éstas sostienen el equilibrio hidrostático del cuerpo y la estrella mantiene su apariencia iridiscente predicha por Niels Bohr en la teoría de las órbitas cuantificadas . Cuando parte de esas interacciones (la parte de la fusión de materia ) se prolonga en el tiempo, los átomos de sus partes más externas comienzan a fusionarse. Esta región externa, al no estar comprimida al mismo nivel que el núcleo, aumenta su diámetro. Llegado cierto momento, dicho proceso se paraliza, para contraerse nuevamente hasta el estado en el que los procesos de fusión más externos vuelven a comenzar y nuevamente se produce un aumento del diámetro. Estas interacciones producen índices de iridiscencia mucho menores, por lo que la apariencia suele ser rojiza. En esta etapa el cuerpo entra en la fase de colapso, en la cual las fuerzas en pugna —la gravedad y las interacciones de fusión de las capas externas— producen una constante variación del diámetro, en la que acaban venciendo las fuerzas gravitatorias cuando las capas más externas no tienen ya elementos que fusionar.
Se puede decir que dicho proceso de colapso finaliza en el momento en que la estrella no produce fusiones de material, y dependiendo de su masa total, la fusión entrará en un proceso degenerativo al colapsar por vencer a las fuerzas descritas en el principio de exclusión de Pauli , produciéndose una supernova .
Las estrellas se forman en las regiones más densas de las nubes moleculares como consecuencia de las inestabilidades gravitatorias causadas, principalmente, por supernovas o colisiones galácticas. El proceso se acelera una vez que estas nubes de hidrógeno molecular (H 2 ) empiezan a caer sobre sí mismas, alimentado por la cada vez más intensa atracción gravitatoria . Su densidad aumenta progresivamente, siendo más rápido el proceso en el centro que en la periferia. No tarda mucho en formarse un núcleo en contracción muy caliente llamado protoestrella . El colapso en este núcleo es, finalmente, detenido cuando comienzan las reacciones nucleares que elevan la presión y temperatura de la protoestrella. Una vez estabilizada la fusión del hidrógeno , se considera que la estrella está en la llamada secuencia principal , fase que ocupa aproximadamente un 90 % de su vida. Cuando se agota el hidrógeno del núcleo de la estrella, su evolución dependerá de la masa (detalles en evolución estelar ) y puede convertirse en una enana blanca o explotar como supernova, dejando también un remanente estelar que puede ser una estrella de neutrones o un agujero negro . Así pues, la vida de una estrella se caracteriza por largas fases de estabilidad regidas por la escala de tiempo nuclear separadas por breves etapas de transición dominadas por la escala de tiempo dinámico (véase Escalas de tiempo estelar ).
Muchas estrellas, el Sol entre ellas, tienen aproximadamente simetría esférica por tener velocidades de rotación bajas. Otras estrellas, sin embargo, giran a gran velocidad y su radio ecuatorial es significativamente mayor que su radio polar. Una velocidad de rotación alta también genera diferencias de temperatura superficial entre el ecuador y los polos. Como ejemplo, la velocidad de rotación en el ecuador de Vega es de 275 km/s, lo que hace que los polos estén a una temperatura de 10 150 K y el ecuador a una temperatura de 7 900 K. 3
La mayoría de las estrellas pierden masa a una velocidad muy baja. En el Sistema Solar unos 10 20 gramos de materia estelar son expulsados por el viento solar cada año. Sin embargo, en las últimas fases de sus vidas, las estrellas pierden masa de forma mucho más intensa y pueden acabar con una masa final muy inferior a la original. Para las estrellas más masivas este efecto es importante desde el principio. Así, una estrella con 120 masas solares iniciales y metalicidad igual a la del Sol acabará expulsando en forma de viento estelar más del 90% de su masa para acabar su vida con menos de 10 masas solares. 4 Finalmente, al morir la estrella se produce en la mayoría de los casos una nebulosa planetaria , una supernova o una hipernova por la cual se expulsa aún más materia al espacio interestelar . La materia expulsada incluye elementos pesados producidos en la estrella que más tarde formarán nuevas estrellas y planetas , aumentando así la metalicidad del Universo .
Las estrellas pueden estar ligadas gravitacionalmente unas con otras formando sistemas estelares binarios , ternarios o agrupaciones aún mayores. Una fracción alta de las estrellas del disco de la Vía Láctea pertenecen a sistemas binarios; el porcentaje es cercano al 90% para estrellas masivas 5 y desciende hasta el 50% para estrellas de masa baja. 6 Otras veces, las estrellas se agrupan en grandes concentraciones que van desde las decenas hasta los centenares de miles o incluso millones de estrellas, formando los denominados cúmulos estelares . Estos cúmulos pueden deberse a variaciones en el campo gravitacional galáctico o bien pueden ser fruto de brotes de formación estelar (se sabe que la mayoría de las estrellas se forman en grupos). Tradicionalmente, en la Vía Láctea se distinguían dos tipos: (1) los cúmulos globulares , que son viejos, se encuentran en el halo y contienen de centenares de miles a millones de estrellas y (2) los cúmulos abiertos , que son de formación reciente, se encuentran en el disco y contienen un número menor de estrellas. Desde finales del siglo XX esa clasificación se ha cuestionado al descubrirse en el disco de la Vía Láctea cúmulos estelares jóvenes como Westerlund 1 o NGC 3603 con un número de estrellas similar al de un cúmulo globular. Esos cúmulos masivos y jóvenes se encuentran también en otras galaxias; algunos ejemplos son 30 Doradus en la Gran Nube de Magallanes y NGC 4214-I-A en NGC 4214.
No todas las estrellas mantienen lazos gravitatorios estables; algunas, igual que el Sol, viajan solitarias, separándose mucho de la agrupación estelar en la que se formaron. Estas estrellas aisladas obedecen, tan solo, al campo gravitatorio global constituido por la superposición de los campos del total de objetos de la galaxia: agujeros negros , estrellas, objetos compactos y gas interestelar .
Las estrellas no están distribuidas uniformemente en el Universo , a pesar de lo que pueda parecer a simple vista, sino agrupadas en galaxias . Una galaxia espiral típica (como la Vía Láctea ) contiene cientos de miles de millones de estrellas agrupadas, la mayoría, en el estrecho plano galáctico . El cielo nocturno terrestre aparece homogéneo a simple vista porque sólo es posible observar una región muy localizada del plano galáctico. Extrapolando de lo observado en la vecindad del Sistema Solar, se puede decir que la mayor parte de estrellas se concentran en el disco galáctico y dentro de éste en una región central, el bulbo galáctico , que se sitúa en la constelación de Sagitario .
A pesar de las enormes distancias que separan las estrellas, desde la perspectiva terrestre sus posiciones relativas parecen fijas en el firmamento. Gracias a la precisión de sus posiciones, "son de gran utilidad para la navegación, para la orientación de los astronautas en las naves espaciales y para identificar otros astros” (The American Encyclopedia). Fueron la única forma que tuvieron los marinos para situarse en altamar hasta el advenimiento de los sistemas electrónicos de posicionamiento hacia mediados del siglo XX. Véase Estrella (náutica) .
Una estrella típica se divide en núcleo, manto y atmósfera. En el núcleo es donde se producen las reacciones nucleares que generan su energía. El manto transporta dicha energía hacia la superficie y según cómo la transporte, por convección o por radiación , se dividirá en dos zonas: radiante y convectiva. Finalmente, la atmósfera es la parte más superficial de las estrellas y la única que es visible. Se divide en cromósfera , fotósfera y corona solar . La atmósfera estelar es la zona más fría de las estrellas y en ellas se producen los fenómenos de eyección de materia. Pero en la corona, supone una excepción a lo dicho ya que la temperatura vuelve a aumentar hasta llegar al millón de grados por lo menos. Pero es una temperatura engañosa. En realidad esta capa es muy poco densa y está formada por partículas ionizadas altamente aceleradas por el campo magnético de la estrella. Sus grandes velocidades les confieren a esas partículas altas temperaturas.
A lo largo de su ciclo las estrellas experimentan cambios en el tamaño de las capas e incluso en el orden en que se disponen. En algunas la zona radiante se situará antes que la convectiva y en otras al revés, dependiendo tanto de la masa como de la fase de fusión en que se encuentre. Así mismo, el núcleo también puede modificar sus características y su tamaño a lo largo de la evolución de la estrella.
La edad de la mayoría de las estrellas oscila entre 1000 y 10 000 millones de años; aunque algunas estrellas pueden ser incluso más viejas. La estrella observada más antigua, HE 1523-0901 , tiene una edad estimada de 13 200 millones de años, muy cercana a la edad estimada para el Universo, de unos 13 700 millones de años.
A principios del siglo XX la ciencia se preguntaba cuál era la fuente de la increíble energía que alimentaba las estrellas. Ninguna de las soluciones conocidas en la época resultaba viable. Ninguna reacción química alcanzaba el rendimiento necesario para mantener la luminosidad que despedía el Sol. Asimismo, la contracción gravitatoria, si bien resultaba una fuente energética más, no podía explicar el aporte de calor a lo largo de miles de millones de años. Sir Arthur Eddington fue el primero en sugerir en la década de 1920 que el aporte de energía procedía de reacciones nucleares. Existen dos tipos de reacciones nucleares, las de fisión y las de fusión . Las reacciones de fisión no pueden mantener la luminosidad de una estrella debido a su relativamente bajo rendimiento energético y, sobre todo, a que requieren elementos más pesados que el hierro , los cuales son poco abundantes en el Universo. El primer mecanismo detallado de reacciones nucleares de fusión capaces de mantener la estructura interna de una estrella fue descubierto por Hans Bethe en 1938 , es válido para estrellas de masa intermedia o elevada y lleva el nombre de su descubridor (ciclo de Bethe o ciclo CNO ).
Aún así, resultó que las temperaturas que se alcanzan en los núcleos de las estrellas son demasiado bajas como para fusionar los iones. Ocurre que el efecto túnel permite que dos partículas con energías insuficientes para traspasar la barrera de potencial que las separa tengan una probabilidad de saltar esa barrera y poderse unir. Al haber tantas colisiones, estadísticamente se dan suficientes reacciones de fusión como para que se sostenga la estrella pero no tantas reacciones como para hacerla estallar. Existe un óptimo de energía para el cual se dan la mayoría de reacciones que resulta del cruce de la probabilidad de que dos partículas tengan una energía determinada E a una temperatura T y de la probabilidad de que esas partículas se salten la barrera por efecto túnel. Es el llamado pico de Gamow .
Una gran variedad de reacciones diferentes de fusión tienen lugar dentro de los núcleos de las estrellas, las cuales dependen de la masa y la composición.
Normalmente las estrellas inician su combustión nuclear con alrededor de un 75% de hidrógeno y un 25% de helio junto con pequeñas trazas de otros elementos. En el núcleo del Sol con unos 10 7 K el hidrógeno se fusiona para formar helio mediante la cadena protón-protón :
4 ¹H → 2 ²H + 2 e + + 2 ν e (4.0 M eV + 1.0 MeV) 2¹H + 2²H → 2 ³He + 2 γ (5.5 MeV) 2³He → 4 He + 2¹H (12.9 MeV)
Estas reacciones quedan reducidas en la reacción global:
4¹H → 4 He + 2e + + 2γ + 2ν e (26.7 MeV)
En estrellas más masivas el helio se produce en un ciclo de reacciones catalizadas por el carbono , es el ciclo CNO o ciclo de Bethe. Esto es representado ejemplarmente en el caso de una estrella con 18 masas solares:
Material combustible
(o Fe) Temperatura en
millones de Kelvin Densidad (kg/cm 3 ) Duración de la combustión
H | 40 | 0,006 | 10 millones años |
He | 190 | 1,1 | 1 millón años |
C | 740 | 240 | 12.000 años |
Ne | 1.600 | 7.400 | 12 años |
O | 2.100 | 16.000 | 4 años |
S/Si | 3.400 | 50.000 | 1 semana |
Fe-Corteza | 10.000 | 10.000.000 | - |
En las estrellas cuyos núcleos se encuentran a 10 8 K y cuyas masas van desde las 0.5 a las 10 masas solares el helio resultante de las primeras reacciones puede transformarse en carbono a través del proceso triple-alfa :
4 He + 4 He + 92 keV → 8* Be 4 He + 8* Be + 67 keV → 12* C 12* C → 12 C + γ + 7.4 MeV
La reacción global es:
3 4 He → 12 C + γ + 7.2 MeV Véanse también: Nucleosíntesis estelar , Pico de Gamow y Evolución estelar .
La composición química de una estrella varía según la generación a la que pertenezca. Cuanto más antigua sea más baja será su metalicidad . Al inicio de su vida una estrella similar al Sol contiene aproximadamente 75% de hidrógeno y 23% de helio . El 2% restante lo forman elementos más pesados, aportados por estrellas que finalizaron su ciclo antes que ella. Estos porcentajes son en masa; en número de núcleos, la relación es 90% de hidrógeno y 10% de helio.
En la Vía Láctea las estrellas se clasifican según su riqueza en metales en dos grandes grupos. Las que tienen una cierta abundancia se denominan de la población I , mientras que las estrellas pobres en metales forman parte de la población II . Normalmente la metalicidad va directamente relacionada con la edad de la estrella. A más elementos pesados más vieja es la estrella.
La composición de una estrella evoluciona a lo largo de su ciclo, aumentando su contenido en elementos pesados en detrimento del hidrógeno, sobre todo. Sin embargo, las estrellas sólo queman un 10% de su masa inicial, por lo que globalmente su metalicidad no aumenta mucho. Además, las reacciones nucleares sólo se dan en las regiones centrales de la estrella. Este es el motivo por el que cuando se analiza el espectro de una estrella lo que se observa es, en la mayoría de los casos, la composición que tenía cuando se formó. En algunas estrellas poco masivas los movimientos de convección penetran mucho en el interior, llegando a mezclar material procesado con el original. Entonces se puede observar incluso en la superficie parte de ese material procesado. La estrella presenta, en esos casos, una composición superficial con más metales.
El Sol es tomado como la estrella prototípica, no porque sea especial en ningún sentido, sino porque es la más cercana a la Tierra y por tanto la más estudiada. La mayoría de las características de las estrellas se suelen medir en unidades solares. Las magnitudes solares son usadas en astrofísica estelar como patrones.
La masa del Sol es:
M sol = 1,9891 × 10 30 kg
y las masas de las otras estrellas se miden en masas solares abreviado como M sol .
La primera clasificación estelar fue realizada por Hiparco de Nicea y preservada en la Cultura Occidental a través de Ptolomeo , en una obra llamada almagesto . Este sistema clasificaba las estrellas por la intensidad de su brillo aparente visto desde la Tierra . Hiparco definió una escala decreciente de magnitudes, donde las estrellas más brillantes son de primera magnitud y las menos brillantes, casi invisibles con el ojo desnudo, son de sexta magnitud. Aunque ya no se emplea, constituyó la base para la clasificación actual.
La clasificación moderna se realiza a través del tipo espectral . Existen dos tipos de clasificación, basados en dos catálogos diferentes: el catálogo de Henry Draper (HD) realizado en Harvard a principios del siglo XX , el cual determina lo que se denomina Tipo espectral , y el catálogo del Observatorio Yerkes , realizado en 1943 , el cual determina lo que se denomina Clase de luminosidad .
Esta clasificación distingue las estrellas de acuerdo a su espectro luminoso y su temperatura superficial. Una medida simple de esta temperatura es el índice de color de la estrella.
La clasificación es W, O, B, A, F, G, K, M, L y T yendo de mayor a menor temperatura. Las estrellas de tipo O, B y A son muy calientes, y el tipo M es considerablemente más frío. Los tipos W, L y T se introdujeron recientemente. La temperatura superficial, que determina la clase espectral, también determina el color de la estrella. De esta manera, las estrellas O son azules, mientras que estrellas de menor temperatura superficial (clases K o M) son rojizas, como Betelgeuse o Antares .
Una pequeña guía de los diferentes colores y ejemplos de estrellas pertenecientes al grupo se cita a continuación:
Clasificación Color Temperatura (°C) Ejemplo
W-O | Blanco verdoso | 100000 | Wolf Rayet |
B | Azulado | 25 000 | Spica |
A | Blanco | 11 500 | Sirio |
F | Blanco amarillento | 7500 | ' Canopus |
G | Amarillo | 6000 | Sol |
K | Anaranjado amarillento | 4700 | Arturo |
M | Anaranjado | 3000 | Antares |
R | Anaranjado rojizo | 2600 | CW Leonis |
N | Rojo anaranjadas | 2000 | Betelgeuse |
S | Rojo | 1400 | Andromedae |
Clase Descripción
0 | Hipergigantes |
Ia | Supergigantes Luminosas |
Ib | Supergigantes |
II | Gigantes luminosas |
III | Gigantes |
IV | Sub-gigantes |
V | Enanas (Sol) |
VI | Sub-enanas |
VII | Enanas blancas |
La clasificación de Harvard de tipos espectrales no determina unívocamente las características de una estrella. Estrellas con la misma temperatura pueden tener tamaños muy diferentes, lo que implica luminosidades muy diferentes. Para distinguirlas se definieron, en Yerkes, las clases de luminosidad. En este sistema de clasificación se examina nuevamente el espectro estelar y se buscan líneas espectrales sensibles a la gravedad de la estrella. De este modo es posible estimar su tamaño.
Ambos sistemas de clasificación son complementarios.
Aproximadamente un 10% de todas las estrellas son enanas blancas, un 70% son estrellas de tipo M, un 10% son estrellas de tipo K y un 4% son estrellas tipo G como el Sol. Tan sólo un 1% de las estrellas son de mayor masa y tipos A y F. Las estrellas de Wolf-Rayet son extremadamente infrecuentes. Las enanas marrones , proyectos de estrellas que se quedaron a medias a causa de su pequeña masa, podrían ser muy abundantes pero su débil luminosidad impide realizar un censo apropiado.
Las estrellas pueden clasificarse de acuerdo a cuatro criterios gravitacionales instaurados recientemente por la Unión Astronómica Internacional en el 2006. Esta clasificación estelar de la UAI es la más aceptada y comúnmente usada.
El primer criterio es la presencia o ausencia de un centro gravitacional 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.
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.
Esta clasificación de estrellas se basa en distinguir dos tipos de estrellas dependiendo de si estas 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 más sin embargo se encuentran unidas gravitacionalmente.
Las estrellas cumulares son aquellas que forman cúmulos 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 estrellas o son centro de otras. Este sería el caso de estrellas sistémicas-independientes.
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 que las orbita. Entiéndase por sistema planetario cualquier cuerpo celeste (planeta, asteroide, cometa) que orbita una estrella.
Tal como ha sucedido con ciertas constelaciones y con el propio Sol , las estrellas en general tienen su propia mitología. En estadios precientíficos de la civilización se las ha observado como entidades vivientes ( animismo ), dotadas de fuerza sobrenatural. Se las ha identificado, eventualmente, con el alma de los muertos, o bien con dioses o diosas. La trayectoria de las estrellas y su configuración en el espacio, aún hoy forman parte de algunos constructos culturales ligados al pensamiento mágico .
Para los habitantes del planeta Tierra , las estrellas, además de componer el mapa celeste, tienen otra finalidad menos conocida pero mucho más importante: legarnos una variedad de elementos casi imprescindibles para sobrevivir. Así por ejemplo, los componentes del acero se cocieron en alguna estrella a temperaturas de varios miles de millones de grados, que con la explosión de una supernova fueron lanzados al espacio para finalmente llegar hasta nuestro planeta azul. Gracias a ello tenemos el vital oxígeno, el oro y los diamantes. El propio ser humano está compuesto por materiales sintetizados previamente en las estellas. Quizá por todo esto pueda entenderse que el grupo B²FH encabezase su ya clásico artículo con esta cita de Shakespeare
"It is the stars,
The star above us, govern our conditions."
Los brillos de las estrellas se miden en un valor denominado Magnitud. Fue Hiparco el que en el año 150 AC (y Tolomeo con su traducción árabe - el Almagesto), fue el primero en clasificar las estrellas por brillos, dividiéndolos en 5 valores de 1 a 6. Las de 6ta. Magnitud son las más débiles a simple vista, mientras que las de 1ra son las más brillantes.
Inclusive objetos muy brillantes poseen magnitudes negativas (por ej. Venus en su máximo tiene mag: -4,3).
Las estrellas con magnitudes superiores a 6 son visibles únicamente con telescopio.
Las estrellas también reciben nombres dependiendo de su posición y brillo. Las más brillantes, tienen nombre propio, como Antares o Sirio. También reciben una letra griega. La más brillante de una constelación es alfa, la siguiente beta, etc. De esta manera, Antares es Alfa Scorpius. Las más débiles reciben número de catálogo, como el SAO, HD, y más actualmente el HIP y TYC. Por este motivo una estrella puede tener más de un nombre.
El catalogo SAO es una lista de 258.997 estrellas recopilada por el Smithsonian Astronomical Observatory. Tiene la mayoría de las estrellas por debajo de la magnitud 8,5 mas algunas estrellas mas débiles aun.
El Catalogo Henry Draper, o ^HD^, es mas comúnmente usado para estrellas. Este incluye el color y las posiciones de la mayoría de las estrellas hasta la magnitud 8. Este fue compilado a principios del siglo 20, y no tiene mucha precisión en las posiciones, pero si es una muy buena fuente de información de los colores.
Los datos del Hipparcos (HIP) son una colección de datos de la misión europea del satélite Hipparcos. Contiene las mas precisas mediciones de posiciones, distancias, movimientos propios, y magnitudes jamás hecho, mucho mejor que los otros catálogos. Desafortunadamente solo tiene datos muy precisos de 118.218 estrellas; así, para estrellas mas débiles, otras fuentes deben ser usadas. Contiene muchas estrellas de magnitud menor a 8, con muestras de estrellas mas débiles. Estas últimas son mayoritariamente estrellas elegidas por ser inusuales o tener propiedades interesantes; variables, estrellas dobles, estrellas cercanas, etc.
El Tycho es el catalogo con datos que fueron juntados como parte de la Misión del satélite europeo Hipparcos; representa el catalogo de posiciones, distancias, y magnitudes de mas de 1.000.000 de estrellas. En la mayoría de los casos tiene más precisión que los otros catálogos.
Las antiguas civilizaciones dividieron las estrellas en grupos denominados constelaciones . Les dieron nombres que, en un menor grado, recordaba la forma del grupo de estrellas. Así pues, Orión se parecía un poco a un humano llevando la piel de un animal y vistiendo un cinturón, mientras que Scorpius se parecía un poco a las pinzas y el aguijón de un escorpión. Naturalmente, las diferentes culturas trajeron diferentes grupos de constelaciones.
En interés de estandarizar las cosas, hay ahora 88 constelaciones oficialmente reconocidas. Cada una tiene unos límites definidos con precisión por lo que se puede determinar en que constelación se encuentra una estrella, y cada una tiene un nombre y una abreviatura de 3 letras. Por ejemplo, Orión se abrevia Ori; Cassiopeia, Cas; Taurus, Tau.
Todas estas constelaciones fueron definidas oficialmente en el año 1930 por la International Astronomical Union (IAU) quien definió oficialmente 88 constelaciones y les dio sus límites.
Estos límites van exactamente de Norte/Sur o Este/Oeste. Los límites de constelación van a lo largo de las líneas de declinación y ascensión recta . (Al menos, lo hacían en 1875. Desde entonces, la precesión ha añadido una pequeña rotación a esto.)
El zodíaco representa las doce constelaciones sobre las que el Sol transcurre durante el año: son en orden, Aries, Taurus, Gemini, Cáncer, Leo, Virgo, Libra, Scorpius, Sagittarius, Capricornus, Aquarius, y Piscis. (En realidad, el Sol también pasa por la constelación de Ophiuchus, pero esto aun no existía como tal cuando el zodíaco fue creado).
Observarás que estas son las mismas constelaciones usadas por los astrólogos.
Las fechas usadas en los periódicos representan los días durante los cuales el Sol esta en esa constelación. Los días usados por los astrólogos están basados en cálculos hechos hace 4000 años, y están ahora casi a un mes de diferencia del real.
La ascensión recta (AR) y la declinación son las medidas utilizadas por los astrónomos para especificar lugares en el cielo. Son muy similares a la latitud y la longitud en la Tierra. La declinación de un punto en el cielo, como la latitud en la Tierra , es un número entre -90 y +90 grados. La AR (o ascensión recta ) de un punto del cielo es muy similar a la longitud, salvo que en vez de estar expresada en grados, se expresa en horas, minutos y segundos, y puede ir desde 0h 0m 0s hasta 24h 0m 0s. Dando una AR y una declinación, cualquier punto del cielo puede ser especificado con precisión. Por ejemplo, Sirio, la estrella más brillante del cielo, tiene una AR 6h45m08.9s , y una dec. de -16.716 grados.
Una diferencia entre AR/dec y latitud/longitud es que en el cielo los equivalentes de los polos, ecuador y el primer Meridiano, varían con el tiempo, así que al dar una AR/dec, se debe normalmente también especificar su época, el tiempo para el cual son válidas. En el pasado, era común el uso de épocas para los años 1900 y 1950; ahora, la mayoría de la gente ha cambiado al 2000, también mostrado como J2000. La latitud y la longitud en la Tierra se miden desde el Ecuador y el Primer Meridiano. La AR y la declinación se miden desde el equinoccio de primavera y del ecuador celeste.
Se dividen en cúmulo abiertos y cúmulos globulares. Los primeros son agrupaciones de estrellas no presenta una estructura, mas allá de una acumulación de estrellas. Pueden ser una docena hasta varios miles, y siempre son jóvenes, en el plano de las galaxias. Las Pléyades son un ejemplo de cúmulo abierto, uno muy cercano por lo que sus estrellas se ven muy brillantes. Los cúmulos abiertos están asociados muchas veces a nebulosas.
Diferente de los cúmulos globulares , suelen estar cerca. Las Pléyades están a solo 300 años-luz de nosotros. Los cúmulos abiertos tienen número de catálogo Messier, NGC, o IC. Algunos cúmulos débiles tienen catálogos como el Stock o el Collinder u otros. Están esparcidos en tamaños del orden de la docena de años luz, y lentamente se van dispersando por el efecto de marea producidos por el centro de la Vía Láctea.
Un cúmulo globular es un grupo de forma esférica compuesto por estrellas viejas, perteneciente al halo galáctico. Pueden estar compuestos por decenas de miles hasta millones de estrellas , muchas de las cuales son variables, como la RR Lirae. Ejemplos típicos son M13, Omega Centauri (el más grande de la galaxia). Pueden tener varios cientos de años luz de diámetro. Sus estrellas en el centro están a fracciones de año luz. Los globulares pueden pertenecer a los catálogos Messier, NGC o IC. Los más débiles pueden llevar denominación Pal. (del catálogo Palomar).
Es común encontrar a las estrellas en pares o grupos algo más grandes. Las dobles son los únicos objetos que permiten si se conoce sus órbitas, las masas de las estrellas. A veces los pares son por coincidencia. Parecen cercanos en el cielo por que casualmente están alineados, pero una estrella esta mucho más lejos que la otra. Se las denomina dobles ópticas. Sin embargo, hay muchas estrellas que están físicamente relacionadas, unidas por la gravedad. Si tienen un período orbital que se puede medir (como Sirio, que tiene un periodo de 50 años) se la denomina doble orbital. Si todavía no ha podido medirse su período, pero se mueven juntas en el cielo, haciendo pensar que si están relacionadas, se las denomina dobles físicas. Las estrella dobles estas listadas en muchos catálogos, como el ADS o el catalogo Struve. Existen varios centenares de catálogos diferentes.
Contácto y Atención Inmediata - World Star Registry México.
Teléfono en DF: 55410480 - LADA sin costo: 01800 830 0455