Estrella enana

A pesar de que su nombre lleva a pensar en estrellas más pequeñas de lo habitual, en realidad, las estrellas enanas constituyen el grupo de estrellas más numeroso y representan la «normalidad» en astrofísica estelar. Se denomina «enanas» a las estrellas que se encuentran en la fase principal de su vida, desde que nacen hasta que se agota el hidrógeno en su núcleo, en contraposición con las llamadas estrellas gigantes, que tienen mayor tamaño. Esta fase, conocida como secuencia principal, constituye prácticamente el noventa por ciento de la vida
de la estrella. Así pues, la gran mayoría de las estrellas son «enanas». El grupo de las estrellas enanas recibe el nombre técnico de estrellas de «clase de luminosidad V». El Sol es una estrella enana de tipo G2V, donde G2 designa su tipo espectral y el número romano V su clase de luminosidad, o de brillo. No obstante, el término es confuso, porque existen algunas excepciones como son las enanas blancas, que ya no
están en la secuencia principal, y las supergigantes azules, algunas de las cuales no se consideran enanas aunque todavía estén quemando hidrógeno en su núcleo. Las estrellas no permanecen en su estado de enanas toda la vida, sino que pasan a ser gigantes o supergigantes, aunque, en el curso de su evolución, al final pueden volver a un estado de enana pero diferente, las enanas blancas. El Sol, actualmente una estrella enana, será una gigante roja en cinco mil millones de años, y en otros quinientos millones de años volverá a ser una enana, en esta ocasión, una enana blanca.

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Evolución estelar

Es el proceso por el cual las estrellas
cambian su apariencia exterior y su estructura interna con el paso del tiempo.
Podemos pensar en la evolución estelar
de igual forma que en la vida de los seres vivos, que a medida que envejecen
sufren cambios en su organismo y su aspecto. El motor de los cambios de una
estrella es la nucleosíntesis, la transformación de unos elementos químicos en
otros mediante reacciones nucleares. Así,
tras nacer, las estrellas pasan la mayor
parte de la vida en una fase tranquila,

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Estrella Variable

La variación del brillo de las estrellas puede ser debida a una causa intrínseca o extrínseca, es decir, que la estrella tenga una
variabilidad real o que su luz se vea interrumpida por un factor externo que puede
ser otra estrella o una nube de gas interestelar. Según la causa de su variabilidad,
las estrellas variables intrínsecas se dividen en: variables pulsantes, con variaciones del radio de la estrella; variables
eruptivas, con cambios en su superficie,
como llamaradas o eyecciones de materia, y variables cataclísmicas que experimentan un cambio enorme de sus propiedades físicas, como las novas y las
supernovas. Las novas deben su variación a la acumulación de materia recibida
de su estrella compañera.
Las estrellas pulsantes características
son las cefeidas, en las que Henrietta S.
Leavitt, en 1912, descubrió que su periodo de variabilidad era proporcional a su
luminosidad, con lo cual la determinación
del periodo nos da una indicación muy fiable de su distancia.
Las variables extrínsecas más frecuentes son las estrellas eclipsantes, que
son estrellas binarias en las que la dirección de observación coincide con el plano
de su órbita y vemos entonces una estrella pasar por delante de la otra, eclipsándola periódicamente. Las más abundantes son las de tipo Algol o tipo beta Lyrae

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Estrella de Neutrones

Última etapa de la vida de una estrella supergigante cuando, al agotarse su combustible nuclear, ésta sufre una explosión
de supernova. Después de la explosión,
el núcleo de la estrella se colapsa hasta
una densidad tan grande en la que los
protones y electrones se combinan formando neutrones y el colapso continúa
hasta que los neutrones son capaces de
frenarlo debido al principio de exclusión
de Pauli. Cuanto mayor es la masa de
una estrella de neutrones menor es su
diámetro, pero si sobrepasa las dos masas solares, seguiría colapsándose hasta convertirse en un agujero negro. En
consecuencia, las estrellas de neutrones
son objetos muy compactos y muy masivos, del orden de un par de masas solares comprimidas en una esfera de unos
10 km de radio. Además, a causa del
principio de conservación del momento
angular, la contracción de la estrella hace que ésta gire más rápido y también
hace que su campo magnético se vuelva más intenso. Las estrellas de neutrones emiten potentes ondas de radio que
son comprimidas por el campo magnético dentro de un haz que gira con la estrella con periodos del orden del milisegundo hasta algunos segundos, en este
caso son conocidas como púlsares. Las
estrellas de neutrones se pueden encontrar en restos de supernovas, como
objetos aislados o en sistemas binarios.

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Estrella Gigante

Distinguimos dos tipos de estrellas gigantes, las rojas y las azules.
Las gigantes rojas son estrellas muy
grandes y frías. Su tamaño, que puede llegar a unos pocos cientos de veces el radio del Sol, las hace merecedoras del término «gigantes» y su relativamente baja
temperatura, de unos escasos 3000-4000
kelvin, las hace aparecer como rojas a
nuestros ojos. Las gigantes rojas son el resultado de la evolución de estrellas de masa baja e intermedia, como nuestro Sol.
Como estas estrellas son las más numerosas y sus vidas son largas, las gigantes
rojas son muy abundantes. Su elevado número, junto con su gran brillo (porque la superficie que emite es muy grande) hace
que sean responsables de una parte muy
importante de la luz que vemos en nuestra Galaxia. Cuando agote su hidrógeno en
el centro, el Sol se transformará en una gigante roja. Permanecerá en esa fase de
gigante roja hasta que los procesos nucleares sean capaces de comenzar a
transformar el helio en carbono en el centro de la estrella, momento en que reducirá considerablemente su tamaño. Pero volverá a ser una gigante roja más adelante,
cuando agote el helio y se prepare para
expulsar las capas que formarán más adelante una nebulosa planetaria.
De manera similar a las gigantes rojas,
las gigantes azules son estrellas más grandes de lo habitual (pero mucho más pequeñas que sus compañeras rojas), lo que
indica que ya están en una fase avanzada
de su evolución, y más calientes, lo que
justifica su color preferentemente azulado. Como las estrellas, cuando evolucionan, tienden a enfriarse (al menos en las
primeras fases); para que una estrella evolucionada mantenga un color azul su temperatura inicial debe haber sido muy alta.
Las gigantes azules son, por tanto, descendientes no muy lejanos de estrellas de
alta masa. Al ser estrellas de alta masa, de
las que hay pocas y evolucionan muy rápido, la fase de gigante azul es breve y poco común.

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Estrella Fugaz

Fenómeno que se produce cuando minúsculas partículas de polvo, procedentes de algún cometa, entran en la atmósfera terrestre a gran velocidad y se
desintegran por fricción, produciendo el
rastro luminoso que llamamos meteoro
o estrella fugaz. Las partículas responsables de las estrellas fugaces suelen
desplazarse por el espacio interplanetario en corrientes. Cuando la órbita terrestre
se encuentra con una de estas corrientes se produce un incremento notable en
el número de estrellas fugaces y el fenómeno recibe el nombre de lluvia de
estrellas. Si prolongamos las trazas de
los meteoros pertenecientes a una misma lluvia, todos parecen provenir de una
zona, el punto radiante. En realidad, todas las partículas entran paralelas en la
atmósfera, pero al estar tan alejadas de
nosotros, la perspectiva nos hace verlas como provenientes de ese único punto. La constelación donde reside el radiante da nombre a la lluvia (Perseidas,
Gemínidas, Oriónidas…). La lluvia de estrellas más conocida es la de las Perseidas o Lágrimas de San Lorenzo. En el
caso de las Perseidas, estas partículas
han sido producidas por el cometa SwiftTuttle que, como todos los cometas, pierde masa cuando se acerca al Sol. Todos
los años sobre el 11-13 de agosto, la órbita de la Tierra cruza una nube de partículas producidas por este cometa, lo
que produce la lluvia de las Perseidas. Si
prolongamos las trazas de las Perseidas
observadas en una noche, todas parecen provenir de una zona situada en la
constelación de Perseo, de ahí su nombre. El otro nombre, lágrimas de San Lorenzo, viene de que esta lluvia de estrellas se produce alrededor del 10 de agosto, festividad de San Lorenzo.
No todos los meteoros pertenecen a
lluvias o corrientes sistemáticas. Existen
también los meteoros llamados esporádicos, no asociados a ninguna corriente
en particular, y que pueden ser de origen
cometario o asteroidal.

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Estrella supergigante

Las supergigantes son estrellas muy luminosas y enormemente grandes. En su máxima extensión, las supergigantes pueden llegar a alcanzar más de mil veces el radio solar, lo que equivale a extenderse más allá de la órbita de Júpiter. Hay principalmente dos clases de estrellas supergigantes: azules y rojas, como en el caso de las gigantes. En tamaño, las supergigantes rojas superan con mucho a las supergigantes azules, pero éstas, al ser mucho más calientes, llegan a ser igual de brillantes con tamaños menores (de hecho, una supergigante azul puede tener un radio menor que una gigante roja). Las supergigantes son resultado de la evolución de las estrellas de alta masa.
Cuando una estrella masiva evolucione y se le acabe el hidrógeno en el núcleo, la estrella se enfriará y se expandirá, igual que el Sol, pero ahora a tamaños increíblemente grandes: será una supergigante roja. Un ejemplo bien conocido es Betelgeuse, en
la constelación de Orión. Algunas supergigantes son estrellas muy variables, con variaciones bruscas y no periódicas. La fase de supergigante es muy rara, pues son fases rápidas de estrellas poco frecuentes. Pero su estudio es muy importante, porque estas estrellas son los antecesores directos de las supernovas de tipo II, fase a la que llegará la estrella cuando agote todo el combustible nuclear de que dispone.

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Estrella binaria

Sistema formado por dos estrellas vinculadas gravitatoriamente, de forma que
se encuentran girando una alrededor de
la otra (en realidad giran alrededor del centro de masas del sistema). La primera estrella binaria fue descubierta por W. Herschel, quien detectó el movimiento relativo
entre las dos componentes de Cástor,
en la constelación de Géminis. Aunque
en su momento se consideró un fenómeno extraño, hoy en día se sabe que
entre un tercio y la mitad de las estrellas
que observamos son sistemas binarios.
Las dos estrellas de un sistema binario,
dependiendo de la distancia entre ellas,
pueden ser binarias separadas, que evolucionan independientemente; semiseparadas; o binarias cerradas que están
en contacto, tienen una envoltura común
y pueden llegar a fusionarse. En las binarias semiseparadas, el material de la
estrella más extensa cae sobre la otra y
forma un disco de acreción que rodea
la estrella receptora (es el caso de las binarias de rayos X y binarias cataclísmicas).
Por su medio de detección, las estrellas binarias pueden ser binarias visuales cuando ambas componentes se ven
al telescopio; binarias eclipsantes, cuando una de ellas pasa por delante de la
otra y la eclipsa; binarias espectroscópicas, las que al estudiar su espectro se
ve que está compuesto por las líneas espectrales de dos estrellas; y binarias astrométricas que son las que se detectan por la perturbación en su movimiento
que produce una estrella sobre la otra por
atracción gravitatoria.
No hay que confundir estas estrellas
con las dobles ópticas que son también
estrellas muy cercanas entre sí aparentemente, pero que no se encuentran ligadas gravitatoriamente, de hecho pueden estar a grandes distancias una de
otra aunque coincidan en la bóveda celeste, producto de la perspectiva visual.
Esta misma definición se aplica a estrellas triples o múltiples.

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Estrella polar

La estrella Polar (alfa de la Osa Menor) es el astro más brillante de la constelación de la Osa Menor. A pesar de eso, no se trata de una estrella especialmente destacada, se clasifica como «de segunda magnitud» y desde los cielos contaminados de las ciudades cuesta incluso encontrarla. Por tanto, es falso el mito tan extendido que afirma que la estrella Polar es la más brillante de todo el cielo; nada más lejos de
la realidad. Lo que hace especial a esta estrella es el hecho fortuito de que el eje de rotación de la Tierra apunta casi exactamente hacia ella por su lado norte. Por lo tanto, a medida que la Tierra gira, esta estrella se mantiene siempre quieta en un mismo punto del cielo y no comparte el movimiento diurno de salida y puesta que afecta al Sol, la Luna y el resto de estrellas del firmamento. Eso hace que la estrella
Polar sea muy útil como recurso de orientación en la noche y conocerla resulta fundamental para excursionistas, exploradores y navegantes. El eje de la Tierra no mantiene siempre la misma orientación en el espacio, sino que se va desplazando lentamente en un ciclo que dura unos 26 000 años describiendo un cono con 23,45º de abertura. Este movimiento se llama precesión. Por lo tanto la estrella Polar no ocupará siempre en el futuro, ni ha ocupado siempre en el pasado, el lugar privilegiado que hoy tiene. En el Egipto faraónico hacía el papel de estrella Polar la estrella Thuban, alfa del Dragón. La estrella Polar dista unos 430 añosluz del Sol y brilla unas 2500 veces más que el Sol. Esta combinación de distancia y luminosidad hace que presente una magnitud visual aparente de 1,97 en los cielos de la Tierra.

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