ESTRELLAS

Tamaño comparativo de los planetas y de algunas estrellas

Las estrellas se forman cuando se acumula una gran cantidad de materia en un lugar del espacio normalmente en una nebulosa. Se comprime y se calienta hasta que empieza una reacción nuclear, que consume la materia, convirtiéndola en energía.
 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 fuera, que, tal como sucede en un gas, tiende a expandirlo,la presión hacia fuera 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. 
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.
Mientras las interacciones se producen en el núcleo, éstas sostienen el equilibrio hidrostático del cuerpo y la estrella mantiene su apariencia iridiscente . 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 a 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 la supernova siempre y cuando tenga un tamaño unas 30 a 100 masas solares, si supera las 100 masas solares se convertiria en hipernova y por supuesto pueden llegar a generar un agujero negro, tanto la supernova, como la hipernova.

Clasificación de las Estrellas.

Clase O: Líneas del helio, el oxígeno y el nitrógeno, además de las del hidrógeno. Comprende estrellas muy calientes, e incluye tanto las que muestran espectros de línea brillante del hidrógeno y el helio como las que muestran líneas oscuras de los mismos elementos.

Clase B: Líneas del helio alcanzan la máxima intensidad en la subdivisión B2 y palidecen progresivamente en subdivisiones más altas. La intensidad de las líneas del hidrógeno aumenta de forma constante en todas las subdivisiones. Este grupo está representado por la estrella Epsilon Orionis.

Clase A: Comprende las llamadas estrellas de hidrógeno con espectros dominados por las líneas de absorción del hidrógeno. Una estrella típica de este grupo es Sirio.

Clase F: En este grupo destacan las llamadas líneas H y K del calcio y las líneas características del hidrógeno. Una estrella notable en esta categoría es Delta Aquilae.

Clase G: Comprende estrellas con fuertes líneas H y K del calcio y líneas del hidrógeno menos fuertes. También están presentes los espectros de muchos metales, en especial el del hierro. El Sol pertenece a este grupo y por ello a las estrellas G se les denomina "estrellas de tipo solar".

Clase K: Estrellas que tienen fuertes líneas del calcio y otras que indican la presencia de otros metales. Este grupo está tipificado por Arturo o Arcturus.






Clase M; Espectros dominados por bandas que indican la presencia de óxidos metálicos, sobre todo las del óxido de titanio. El final violeta del espectro es menos intenso que el de las estrellas K. La estrella Betelgeuse es típica de este grupo.



 Algunas veces las  estrellas se identifican con colores Las clases establecidas por Annie Jump Cannon :

- Color azul, como la estrella I Cephei

- Color blanco-azul, como la estrella Spica

- Color blanco, como la estrella Vega

- Color blanco-amarillo, como la estrella Proción

- Color amarillo, como el Sol

- Color naranja, como Arcturus

- Color rojo, como la estrella supergigante  Betelgeuse.






A menudo las estrellas se nombran usando la referencia a su tamaño y a su color: enanas blancas, gigantes rojas, etc......Una estrella se convierte en gigante cuando se ha agotado todo el hidrógeno disponible para la fusión en su núcleo y como resultado de ello, ha abandonado la secuencia principal. Una estrella con una masa inicial inferior a 0,4 masas solares nunca será una estrella gigante. Estas estrellas tienen su interior muy mezclado por convección y por ello continúan la fusión del hidrógeno hasta que se agota en toda la estrella; a partir de ahí se convierten en una enana blanca compuesta fundamentalmente de helio. No obstante, la teoría predice que la duración de este proceso es mayor que la edad actual del universo.

Si una estrella es más masiva que el mencionado límite inferior, cuando ha consumido todo el hidrógeno en su núcleo para la fusión, dicho núcleo de helio inerte empieza a contraerse mientras que el hidrógeno sigue fusionándose en helio en una cáscara que rodea a aquél. Al mismo tiempo, la envoltura de la estrella se expande y enfría. En esta etapa de la evolución estelar, denominada rama subgigante en el diagrama de Hertzsprung-Russell, la luminosidad de la estrella apenas aumenta mientras su temperatura superficial disminuye. Al llegar a un límite inferior crítico para la temperatura superficial, la estrella se ve obligada a aumentar su volumen y luminosidad a temperatura superficial prácticamente constante. En esta etapa la estrella se ha convertido en una gigante roja; mientras tanto, el núcleo continúa contrayéndose y aumentando su temperatura.

Se cree que si la masa de la estrella, durante su etapa en la secuencia principal, es inferior a 0,5 masas solares, no se alcanzarán la temperaturas necesarias para que se produzca la fusión del helio. Por el contrario, si la temperatura en el núcleo alcanza los 108 K, el helio empezará a transformarse en carbono y oxígeno mediante el proceso triple alfa. La energía generada por la fusión del helio hace que el núcleo se expanda. Esto hace que la presión disminuya en la capa que rodea al núcleo donde el hidrógeno se transforma, decreciendo el ritmo de producción de energía. La luminosidad de la estrella disminuye, sus capas exteriores se contraen nuevamente, y la estrella abandona la rama gigante roja.La evolución posterior dependerá de la masa de la estrella. Si no es muy masiva, se la encontrará en la rama horizontal del diagrama de Hertzsprung-Russell, o su posición en el diagrama se moverá en bucles. Si la masa de la estrella no supera las 8-10 masas solares, agotará el helio de su núcleo para empezar a fusionarlo alrededor del mismo. De nuevo, aumentará su tamaño y luminosidad, una vez que la estrella se ha despojado de la mayor parte de su masa, su núcleo formará una enana blanca de carbono y oxígeno. Si la masa de la estrella es la suficiente como para iniciar la fusión del carbono, más de 8-10 masas solares, la estrella no aumentará excesivamente su luminosidad al abandonar la secuencia principal, pero sí se volverá más roja.

Pueden llegar a evolucionar en supergigantes rojas o, si existe pérdida de masa, en supergigantes azules. En última instancia se convertirán en enanas blancas compuestas por oxígeno y neón, o explotarán como supernovas de tipo II para formar una estrella de neutrones o un agujero negro.

Una estrella binaria es un sistema estelar compuesto de dos estrellas que orbitan mutuamente alrededor de un centro de masas común. Estudios recientes sugieren que un elevado porcentaje de las estrellas son parte de sistemas de al menos dos astros. Los sistemas múltiples, que pueden ser ternarios, cuaternarios, o inclusive de cinco o más estrellas interactuando entre sí, suelen recibir también el nombre de estrellas binarias, como es el caso de Alfa Centauri A y B y Próxima Centauri.

Las estrellas binarias se clasifican en tres tipos. Por un lado están las binarias visuales ya que pueden verse separadas a través de un telescopio. Las binarias espectroscópicas son sistemas dobles en que las estrellas están tan próximas una de otras que no pueden verse separadas por el telescopio y su movimiento ha de ser observado a partir de su espectro mediante la llamada "Curva de velocidad radial".

Las binarias eclipsantes o fotométricas, en que se puede observar las variaciones de luminosidad del sistema debido a que el plano de su órbita es casi paralelo a la línea de observación desde la Tierra lo que permite observar los eclipses que se producen cuando una estrella pasa por delante de la otra ya que esto hace variar su magnitud total. El caso más simple es aquel en que la órbita es circular y el plano de la órbita contiene la dirección de observación. Las dos estrellas son de igual luminosidad y tamaño, en este caso, los mínimos principal y secundario son idénticos y están igualmente espaciados en el tiempo. El período es igual a dos veces el tiempo entre dos mínimos sucesivos. Como los mínimos se presentan en el eclipse total cuando una estrella oculta exactamente a la otra.

Aunque al principio de esta entrada pongo unas fotos comparativas entre los planetas del sistema solar, y las estrellas o soles que se conocen que van variando de tamaño hacia mas grandes, ahora pongo este video es de lo mejorcito de los que he visto y la musica es preciosa.