Las estrellas, esferas gaseosas que irradian grandes cantidades de calor y luz; siempre han estado presentes entre nosotros: desde guiar a los antiguos viajeros por tierras desconocidas y surcar los 7 mares; hasta contribuir en la actualidad con los investigadores a estudiar el Universo.
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¿Qué son las estrellas?
Como mencionábamos al principio, las estrellas son enormes masas de gas y polvo que brillan con su propia luz. Estos grandes objetos candentes que observamos en distintos puntos del cosmos, producen inmensas cantidades de energía; debido a un conjunto de fases generadas por fusión nuclear.
Hasta ahora, no se ha podido determinar la cantidad exacta de estrellas en el firmamento; debido a que aún no lo sabemos todo sobre el cosmos. Sin embargo, los astrónomos y expertos han podido reconocer varias de ellas, calculando su afluencia. Para que te hagas una idea, con un telescopio especial; se pueden encontrar más de tres mil millones de estrellas en el firmamento.
La que se encuentra más cerca a nuestro planeta y la única presente en nuestra Estructura Solar; ¿Sabes cuál es? ¡Acertaste! Es el Sol. Y las que se encuentran más cerca de él, son las que integran la estructura Alfa Centauri; que se ubica a más de cuatro años luz de distancia.
De acuerdo a su temperatura, las estrellas presentan diversas tonalidades. De esta forma, observamos astros blanco-azulados y otros de color naranja o rojizo. Pero, debido a los ciclos evolutivos de las estrellas; estas varían sus matices, intensidad y volumen, conforme al tiempo transcurrido.
Cada uno de estos cuerpos celestes que observamos en el firmamento, emiten su luz en mayor o menor grado; dependiendo de la distancia en la que se encuentran y las propiedades físicas que presenten. Es por ello que, cuando divisamos estrellas de gran luminosidad que el resto; no se debe a que emitan más energía o sean de mayor tamaño, sino que puede que se encuentren más cerca.
¿Cuál es el proceso de gestación de las estrellas?
El proceso vital de las estrellas tiene una duración de 1000 millones de años aproximadamente. Por lo que, mientras mayor sea su tamaño; su esperanza de vida es más corta.
La fase de gestación de un astro se produce en el interior de las nebulosas (cúmulos de polvo cósmico compuestas de hidrógeno). En el transcurso de miles de años, los campos gravitacionales contribuyen a que las aberturas de sustancia compacta en el interior de la galaxia; se desplomen por su propio peso.
Al contraerse una de estas materias gaseosas (conocidas como protoestrellas); se produce el período de gestación del cuerpo celeste. No es nada sencillo poder detectar una protoestrella, ya que los estratos de polvo de las nebulosas la ocultan.
Mientras una protoestrella va disminuyendo su tamaño, esta tiende a girar velozmente; por la preservación del tiempo angular (misma magnitud física que ejercen los patinadores profesionales que, mientras giran y aprietan sus brazos; incrementan la velocidad).
La tensión aumentada hace que la temperatura se eleve. En este lapso temporal, las estrellas pasan a lo que se conoce como ciclo T Tauri; un proceso particularmente corto.
En el transcurso de al menos 10 mil millones de años, el calor del epicentro supera los 20 millones de grados; da inicio a la fusión nuclear, para luego encender el epicentro y desencadenar el siguiente ciclo vital del astro, denominada serie principal.
La mayoría de las estrellas presentes en el espacio (incluso el Sol), son catalogadas como astros de serie principal. Estas se encuentran en una situación estable de fusión nuclear; convirtiendo el hidrógeno en helio y emanando rayos X. En este ciclo, se irradia una cantidad considerable de energía, conservando altos los niveles de calor del astro. Por esta razón, las estrellas brillan a gran intensidad.
Si la estrella agotara el hidrógeno en su núcleo, la fase de fusión nuclear se verá interrumpida; lo que hará que se desestabilice su centro y empezar a calentarse. En esta parte, el volumen del cuerpo celeste hará que su evolución tome diversas vías. Aunque, como mencionamos anteriormente; a medida que su volumen se expanda, su nivel de vida será más corto.
Evolución de las estrellas
Las estrellas de serie principal (similares al Sol), pueden clasificar su evolución de la siguiente manera:
Astros de la misma magnitud que el Sol
- Gigante rojo: Al transformar el hidrógeno en helio,estese irá directamente al centro; lo que provocará que el calor aumente y su corteza exterior se dilate y se enfríe.
- Enano blanco: Al enfriarse poco a poco el gigante rojo, irá disminuyendo su magnitud, hasta alcanzar un nivel denominado enano blanco. Estos se originan de cuerpos celestes de pequeño volumen.
- Enano negro: Cuando el enano blancoya no genere más energía y radiar luz y calor; pasará a transformarse en un enano negro.
Astros de mayor magnitud que el Sol
- Supergigante rojo: Tienen un volumen más amplioque los gigantes rojos. Además, son más fríos que el Sol.
- Supernova: El centro de la estrella llega al punto de la desestabilización y estalla, formándose una supernova que dispensa asombrosas descargas energéticas; que pueden durar días enteros o hasta meses. Esto llevaría, en teoría, a la muerte de la estrella.
Astros de neutrones
Son partículas que quedan del estallido provocado por las supernovas, para que los electrones se fusionan para crear neutrones. Las estrellas de neutrones que produzca giros a gran velocidad y genere radiaciones en determinados tiempos, se conoce como púlsar.
Agujeros negros
Si el epicentro de la supernova que colapsó, formaba parte de un masivo y enorme cuerpo celeste; este podría desarrollar un hoyo negro, de gran espesor y con un campo de gravitación tan fuerte; que ningún trozo de materia o luminosidad podría librarse de él.
Características de las estrellas
- Se componen mayormente de helio e hidrógeno.
- No se esparcen uniformemente por el Universo, sino que se agrupan hasta que forman una constelación que se compone de gases y moléculas. Existen astros que se aíslan y otros que se encuentran cercanas, por la fuerza de gravedad; generando estructuras estelares.
- Las estructuras estelares binarias se componen de dos estrellas.
- Las estructuras estelares múltiples se componen de tres o más astros. Pueden tratarse de tres, cuatro, cinco, seis, siete o hasta más estrellas.
- Generan radiaciones producto de la fusión nuclear, que sucede cuando dos o más epicentros atómicos se juntan, hasta crear un nuevo epicentro atómico más cargado. De esta manera, se origina una emisión electromagnética, lo que hace que los astros generen luz, creando descargas energéticas.
- Sus tonalidades se manifiestan por el grado de calor de sus cortezas externas: A temperaturas extremadamente frías, las estrellas adquieren un color rojizo. En cambio, si el grado de calor es muy alto, se vuelven de un color azulado.
- Los cuerpos celestes nacen y mueren, como parte de su ciclo vital. Por lo que el material de las que se componen adquiere otra forma. Generalmente, la edad de las estrellas oscila entre uno a diez mil millones de años.
¿Cómo se clasifican las estrellas?
En 1885, el cosmólogo, Edward Pickering, iniciaría las primeras investigaciones fotográficas de imágenes siderales; desde el Centro de Observación del Colegio de Harvard; trabajo que culminaría la astrónoma, Annie Cannon.
Dichos estudios científicos conducirían al hallazgo de que las imágenes estelares se alistan en una cadena secuencial; de acuerdo al grado de intensidad en algunas rectas de filtración. Estos estudios aportan registros sobre la edad de diversos astros, como también sus rangos de crecimiento.
Los diversos ciclos en la cadena secuencial de las imágenes, son nombradas con las letras A, B, F, G, K, M y O; logrando una entera categorización de las estrellas. Las subcategorías, que van del cero al nueve, se emplean para señalar la serie en el patrón de cada jerarquía.
Tipo O
Las rectas de nitrógeno, helio, hidrógeno y oxígeno. Se tratan de cuerpos celestes con altos grados de calor, incluyendo las que muestran las imágenes de recta incandescente de helio e hidrógeno, hasta las que indican rectas oscuras de los mismos componentes.
Tipo B
Rectas de helio que obtienen la mayor intensidad en el sub-orden B2 y poco a poco se tornan blancas en sub-órdenes más altos. La fuerza de las rectas de hidrógeno se incrementa de manera continua en todos los sub-órdenes. Este conjunto está determinado por el astro Epsilon Orionis.
Tipo A
Incluye las estrellas de hidrógenocon imágenessometidas por las rectas defiltración del hidrógeno. Un cuerpo celeste característico de este conjunto es Sirio.
Tipo F
En esta agrupación sobresalen las denominadas rectas H y K del calcio y las rectas representativas del hidrógeno. Un astro notorio de tipo F es Delta Aquilae.
Tipo G
Abarca las estrellas con potentes rectas H y K del calcio y rectas de hidrógeno menos potentes. También, incluye las imágenes de varios metales, especialmente los del hierro. El Sol integra esta agrupación y por esa razón al cuerpo celeste G se le conoce como “astros de clase solar”.
Tipo K
Cuerpos celestes que poseen potentes rectas del calcio y otras que señalan la presencia de otros metales. En este conjunto se clasifica como Arturo.
Tipo M
Imágenes sometidas por grupos que señalan la aparición de óxidos metálicos, en especial las de óxido de titanio. La última parte violácea de la imagen es menos potente que el de los astros K. El cuerpo celeste Betelgeuse es característica de esta agrupación.
Referencias:
www.astromia.com/universo/lasestrellas.htm
www.astroaficion.com/2019/11/06/que-son-las-estrellas/
www.geoenciclopedia.com/estrellas/#:~:text=Una%20estrella%20es%20una%20gran,que%20emite%20luz%20y%20calor.
www.nationalgeographicla.com/espacio/2019/07/todo-lo-que-querias-saber-sobre-las-estrellas
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