Estrellas

Estrellas

Una estrella es una astro como el sol, que brilla a través de reacciones nucleares que se producen en su centro. Con la excepción del sol, las estrellas aparecen a simple vista como una brillante y espumosos, debido a la turbulencia atmosférica, sin movimiento aparente de inmediato en relación con otros objetos fijos en el cielo. Todas las estrellas están mucho más distantes de la Tierra que el Sol. La estrella más cercana, Proxima Centauri, está situado a unos 4 años luz del Sistema Solar, alrededor de 250 000 veces más lejos que el sol. La masa de una estrella es del orden de 1030 kg y el radio del orden de varios millones de kilómetros. La potencia radiada por una estrella como el Sol es de unos 1026 vatios. Las estrellas se forman a raíz de la contracción de una nebulosa de gas y polvo bajo la influencia de la gravedad. Si el calentamiento del material es el adecuado, se dispara el ciclo de reacciones nucleares en el corazón de la nebulosa para formar una estrella. La energía liberada por estas reacciones es entonces suficiente para detener su contracción debido a la presión de la radiación y procesados.

El número de estrellas en el universo se estima entre 1022 y 1023. El Sol de lado, las estrellas son demasiado débiles para ser observados durante el día. El número de estrellas observables en la noche, a simple vista en tiempo claro, varía entre cien y varios miles dependiendo de las condiciones de observación.

Imagen: El nacimiento de una imagen de la estrella a partir de datos de X-telescopio de rayos Chandra (azul) y los datos del telescopio infrarrojo Spitzer (rojo y naranja). En unos 4000 años luz de la Tierra se encuentra RCW 108, una región de la Vía Láctea, donde la formación de estrellas se activa cuando la presencia de grupos de jóvenes estrellas azules en la imagen. El que vemos que surgen en amarillo en el centro de la imagen está profundamente arraigado en una nube de hidrógeno molecular. Según los datos de diferentes telescopios, los astrónomos han determinado que el nacimiento de las estrellas en esta región es provocado por el efecto de proximidad de las estrellas masivas jóvenes.

Estructura de una estrella

La estructura de una estrella se compone de diferentes áreas, el corazón, la zona radiactiva, la zona convectiva, fotosfera y la corona. El corazón es parte de la estrella en las reacciones termonucleares que tienen lugar proporcionando la energía necesaria para su estabilidad. El corazón es la zona más caliente, alcanzando para el sol, una temperatura de 15,7 millones de grados kelvins La temperatura de 0 tipos de kelvin (K) es igual a-273,15°C y corresponde al cero absoluto, una variación de temperatura de 1 K es equivalente a una variación de 1°C. .
La energía liberada por las reacciones de fusión nuclear en el corazón de la estrella se transmite a las capas externas de la radiación. Es la zona de radiación que por primera vez se esta energía. La zona de radiación está rematada por una zona de convección. En la zona de convección, el calor se transmite por el movimiento de material caliente enorme en la base de esta capa. La temperatura en la zona de convección por debajo de un millón de grados Kelvin.
El material que se levanta bajo el efecto de flotabilidad, el calor de la materia circundante (a la superficie), se enfría y se hunde hacia la base de la zona de convección para un nuevo ciclo de la convección. La zona de convección es más o menos.

Para una estrella de secuencia principal, que depende de la composición química de masas y, por un gigante, se desarrolla bien y ocupa un volumen significativo de la estrella.
Para un supergigante, esta zona puede llegar a tres cuartas partes del volumen de la estrella. Luego viene la fotosfera, la parte externa de la estrella que produce la luz visible.
La fotosfera es la extensión más o menos, varios cientos de kilómetros de estrellas enanas (menos del 1 por ciento de la radio) a unas pocas decenas de por ciento de la radio de la estrella de los gigantes. La luz que se produce contiene toda la información sobre la temperatura, la gravedad en la superficie y la composición química de la estrella. Para el Sol, la fotosfera tiene un espesor de unos 400 km. La corona es el Sol externa, delgada y muy caliente. Puede ser visto durante los eclipses solares.
Es a través del estudio de la corona en el siglo 19 el astrónomo Pierre Janssen descubrió la existencia de helio, gas noble cuyo nombre hace referencia al Sol (Helios).

Video : Telescopio Herschel proporciona imágenes con una resolución sin precedentes en el espectro infrarrojo y submilimétricas, una gama de la luz el privilegio de observar el nacimiento de estrellas.

Sirius, el más brillante

Proxima centauri, el más próximo

Imagen: Sirius es la estrella más brillante del cielo nocturno. Sirius es más de 20 veces más brillante que nuestro Sol y más del doble de masivo. Sirius es 8,7 años luz de distancia, este no es el sistema de estrellas más cercanas a usted. Sirius se llama el perro estrella debido a su importancia en la constelación de Canis Majoris (Big Dog). En 1862, descubrimos a un compañero que Sirius es una estrella binaria, Sirius B es 10 000 veces más brillante que Sirio A. Sirius es el sistema de captura de la izquierda en la imagen de rayos X
* Alpha Centauri es la estrella más cercana a 4,22 años luz de nuestro Sol, es parte de un triple sistema de estrellas (capturado en el centro de la imagen). Es visible sólo a través de un telescopio. La estrella más brillante en el sistema Alpha Centauri es bastante similar a nuestro Sol.

Características

El hombre pensó que las estrellas más brillantes pueden ser figuras. Estos grupos varían de una época a otra y de una civilización a otra. Las cifras se vuelven tradicionales, a menudo asociada con la mitología griega, se llaman constelaciones. Las estrellas de una constelación no tienen nada en común, si no ocupar, vistas de la Tierra, una posición cercana en el cielo. Puede ser muy distantes entre sí. Sin embargo, la Unión Astronómica Internacional ha definido una lista estandarizada de constelaciones, asignando a cada una región del cielo con el fin de facilitar la localización de los objetos celestes. Las estrellas tienen una masa de entre aproximadamente 0,08 y 150 veces la masa del sol. Este valor determina la vida de la estrella. En 2010, un equipo de astrónomos dirigido por Paul Crowther, profesor de Astrofísica de la Universidad de Sheffield, descubrió la estrella más masiva, con una masa superior a 300 veces la masa de nuestro Sol, o dos veces 150 masas solares consideran la masa máxima de una estrella. La estrella R136a1, encontrada en el cúmulo R136, es la estrella más masiva observada con una masa de alrededor de 265 masas solares y se calcula el nacimiento de 320 veces la masa de la masa del sol. Una estrella muy masiva es muy brillante, pero su vida se reduce. Estrellas muy masivas producen fuertes vientos. "Ser viejo y un poco más de un millón de años, la estrella más extrema R136a1 ya es la mitad de su vida y ha sido objeto de una intensa dieta, la pérdida de una quinta parte de su masa inicial durante este período, lo que corresponde a más de cincuenta masas solares ". dijo Paul Crowther. A continuación la masa mínima, el calor generado por la contracción es suficiente para comenzar el ciclo de reacciones nucleares. Más allá de la masa máxima, la gravedad no es suficiente para contener toda la materia de la estrella una vez iniciada reacciones nucleares. En comparación con nuestro planeta (cerca de 12.756 kilómetros de diámetro), las estrellas son enormes : el Sol tiene un diámetro de alrededor de 1,5 millones kilómetros y algunas estrellas como Betelgeuse y Antares tienen un diámetro 800 veces mayor que nuestro sol. En lugar estelar investigación sobre los usos de la radio en lugar de el diámetro de los cuales es un concepto de dos dimensiones. La magnitud es una escala logarítmica del flujo de radiación de la estrella.

Se distinguen la magnitud aparente que depende de la distancia entre la estrella y el observador, y la magnitud absoluta, que es la magnitud de la estrella si se colocó arbitrariamente en 10 pársec del observador. La magnitud absoluta es, por supuesto, directamente relacionado con el brillo de la estrella. La última cantidad es utilizado por los modelos de evolución estelar, mientras que la magnitud aparente se utiliza en lugar de las observaciones, ya que el ojo también tiene una sensibilidad logarítmica. La mayoría de las estrellas aparecen de color blanco a simple vista. Pero si miramos con atención a las estrellas, podemos notar un color : azul, blanco, rojo, e incluso oro. El hecho de que las estrellas muestran diferentes colores fue un misterio. El color utilizado para clasificar las estrellas según su tipo espectral (que está relacionada con la temperatura de la estrella). El tipo de la gama espectral violeta a rojo más, es decir, la más caliente al más frío y se clasifican por las letras OBAFGKM. El Sol, por ejemplo, es de tipo espectral G. Pero no es suficiente para caracterizar una estrella por su color (su tipo espectral), también hay que medir su brillo. Para un tipo espectral dada, más la estrella es grande, más su calor se incrementa, su brillo es fuerte. Las estrellas O y B son de color azul en el ojo, las estrellas A son blancas, las estrellas F y G son amarillas, las estrellas K son de color naranja, las estrellas M son rojos.

Imagen: cúmulo globular Omega Centauri, tomada por el telescopio espacial Hubble con la Cámara de Campo Amplio 3 (WFC3), en 2009. Crédito: NASA, ESA, y el Hubble SM4 ERO Team. El color permite de clasificar las estrellas según su tipo espectral (que está relacionada con la temperatura de la estrella). El tipo de la gama espectral van de más violeta al más rojo, es decir, del más caliente al más frío y se clasifican por las letras OBAFGKM. Las estrellas O y B son de color azul en el ojo, las estrellas A son blancas, las estrellas F y G son amarillas, las estrellas K son de color naranja, las estrellas M son rojos.

Categorías de estrellas

- las enanas morenas no son estrellas o más bien son estrellas falladas. Su masa se sitúa entre pequeñas estrellas y la de los planetas gruesos. En efecto, hacen falta 0,08 masas solares para que una proto-estrella cebe reacciones termonucleares y se haga una estrella verdadera. Las enanas morenas no son bastante macizas sino ellas irradian un poco calor, este calor emitido no es más que el residuo de su formación. Es posible que al principio de su formación hubieran empezado una fusión termonuclear pero acabaron por apagarse. Las enanas morenas jamás alcanzaron la masa crítica (13 veces la masa de Júpiter o 0,08 veces la masa del Sol) para inflamarse y mantener un estado duradero. Cualificamos a una enana morena de fría a 1000°C, y de caliente a partir de 2000°C. Las enanas morenas son difícilmente observables, ya que emiten sólo un brillo débil en el infrarrojo.

- las enanas rojas son las pequeñas estrellas rojas. Estos astros entre las más pequeñas como las enanas blancas, las estrellas a neutrones y las enanas morenas no consumen carburante nuclear. La masa de las enanas rojas es comprendida entre 0,08 y 0,8 masas solares. Una temperatura de superficie entre 2 500 y 5 000 K les confiere un color rojo. A causa de su pequeña masa, las enanas rojas consumen muy lentamente su hidrógeno y poseen pues una vida útil muy larga, estimada entre algunas decenas y 1000 mil millones de años. Se contraen y se calientan lentamente hasta que todo su hidrógeno sea consumido. Las enanas rojas probablemente son las estrellas más numerosas del universo. Próxima del Centauro, la estrella más próxima de nosotros es una enana roja, lo mismo que una veintena de otras entre las treinta estrellas más próximas.

- las enanas amarillas son estrellas de talla media. (Los astrónomos clasifican las estrellas sólo en enanas o en gigantas.) tienen una temperatura de superficie de aproximadamente 6000°C y brillan por un color amarillo vivo y casi blanco. Al fin de su vida, una enana amarilla se hace una giganta roja luego una enana blanca. El Sol es una enana amarilla típica. La fase gigante roja anuncia el fin de vida ' una enana amarilla. Una estrella alcanza este estadio cuando su corazón agotó su principal carburante, el hidrógeno. Reacciones de fusión del helio se ponen en marcha entonces. Mientras que el centro de la estrella se contrae, sus lechos externos se hinchan, se enfrían y enrojecen. Transformado en carbono y en oxígeno, el helio se agota a su vuelta y la estrella muere. El astro se desembaraza entonces de sus lechos externos y su centro se contrae para hacerse una enana blanca de la talla de un planeta.

- las gigantas rojas azules y súper gigantes son muy calientes y brillantes. Estas estrellas son diez veces más gruesas por lo menos que el Sol. Las gigantas azules son extremadamente luminosas, de magnitud 5, 6 absoluta y más. Muy macizas, consumen rápidamente su hidrógeno y su vida útil es muy corta del orden de 10 a 100 millones de años, pues muy raros. Cuando el hidrógeno en su corazón ha sido consumido, la giganta azul fusiona entonces el helio. Sus lechos externos se hinchan y su temperatura de superficie baja hasta hacerse súper gigante roja. La estrella fabrica luego elementos cada vez más pesados : hierro, níquel, cromo, cobalto, titanio... A este estadio, las reacciones de fusión se paran y la estrella se vuelve inestable. Estalla en una supernova y muere. La explosión deja detrás de ella un corazón extraño de materia que permanecerá intacto. Este cadáver es, según su masa, una estrella a neutrones o un agujero negro.

- las enanas blancas son residuos de estrellas apagadas. Es la penúltima fase de la evolución de las estrellas cuya masa es comprendida entre 0,3 y 1,4 veces la del Sol. La densidad de una enana blanca es muy elevada : una enana blanca de una masa solar tiene un rayo del orden del de la Tierra. La densidad fuerte de la materia hace que los fenómenos cuánticos se vuelven poco a poco preponderantes y decimos que la materia está en un estado de degeneración. El diámetro de la enana blanca no depende más de su temperatura, sino principalmente depende de su masa : cuanto más su masa es elevada, más su diámetro es débil. No obstante, existe un valor por encima del cual una enana blanca no puede existir, es el límite de Chandrasekhar. Más allá de esta masa, la presión debida a los electrones es insuficiente para compensar la gravedad y la estrella continua su contracción hasta hacerse una estrella a neutrones.

- las estrellas a neutrones son muy pequeños pero muy densos. Concentran la masa de una estrella como el Sol en un rayo de cerca de 10 km.
Son los vestigios de estrellas muy macizas de más de diez masas solares. Cuando una estrella maciza llega al final de existencia, ella misma se hunde, produciendo una explosión impresionante llamada supernova.
Esta explosión dispersa cantidades enormes de materia en el espacio pero escatima el corazón de la estrella. Este corazón se contrae y se transforma en gran parte en una estrella a neutrones.
Estos objetos poseen campos magnéticos muy intensos. A lo largo del eje magnético se propaga partículas cargadas, electrones por ejemplo, que producen un brillo sincrotrón.

- los agujeros negros . A veces, el corazón de la estrella muerta es demasiado macizo para hacerse una estrella a neutrones. Se contrae inexorablemente hasta formar este objeto astronómico que es el agujero negro. Contemplada desde en el siglo 18, la teoría que sostiene la existencia de los agujeros negros estipula que se trata de objetos tan densos que su velocidad de liberación es superior a ello velocidad de la luz - es decir que hasta la luz no puede vencer su fuerza gravitacional de superficie, y queda encarcelada.
De esta característica inquietante provienen los calificativos negros " y " oscuros ", pero el término más exacto sería "seguramente "invisible", porque se trata muy allí de una ausencia total de luminosidad.
La teoría define también con precisión la intensidad del campo gravitacional de un agujero negro. Es tal como alguna partícula que atraviesa su horizonte, frontera teórica, no puede de eso se escapar.

Si la inmensa mayoría de las estrellas se colocan fácilmente en el uno o la otra de estas categorías, se trata sólo de fases temporales. En el curso de su existencia, una estrella cambia de forma y de color, y puede pasar de una categoría a otra.

Imagen: © V. Beckmann (NASA's GSFC) et al., ESA

Supernova

Un gigante que explota como una supernova, es lo que se puede ver en esta imagen que combina los datos obtenidos en diferentes longitudes de onda a través de los telescopios espaciales Chandra y Hubble. Esta supernova se conoce como la referencia e0102-72, que es alrededor de 190 000 años luz de distancia en la Pequeña Nube de Magallanes. E0102 ha sido observada por la X del Observatorio Chandra de rayos en 1999. Un análisis de estos datos indica que la forma general de e0102 es, probablemente, no la de una esfera, sino la de un cilindro dado por uno de sus extremos. El resultado intrigante implica que la explosión de una estrella masiva produce una forma similar a la observada en algunas nebulosas planetarias asociados con las estrellas de menor masa. Una poderosa fuente de rayos X Chandra ha permitido la identificación.

Imagen: Supernovas e0102-72 ve en esta imagen de Chandra de la nube de la expansión de la materia que siguió a la explosión de una estrella gigante en una supernova.
Crédito : X-Ray - NASA / CXC / MIT / D. Dewey et al. NASA / CXC / SAO / J. DePasquale;

¿Qué tamaño de una estrella?

Gracias a la ley de Stefan-Boltzmann, que los astrónomos puedan calcular fácilmente los radios de las estrellas (ver nota abajo contras). En 1879 el físico austríaco Josef Stefan, que esté interesado en la radiación de cuerpos calientes, descubrió que la energía total emitida por un objeto es proporcional a la potencia 4 de su temperatura absoluta. Los descubrimientos más grandes estrellas son kilovatios Sagitarii, V354 Cephei y KY Cygni, son alrededor de 1 500 veces más grande que nuestro sol.
Nuestro Sol tiene un diámetro de 1 392 000 km.
Betelgeuse es una gigante roja, una de las estrellas más grandes conocidas. Su radio se estima en alrededor de 900 veces el del Sol, si Betelgeuse era el centro de nuestro sistema solar que se extienden entre la órbita de Marte y la de Júpiter.
Antares súper gigante roja más cercana a nosotros tiene un diámetro de alrededor de 700 veces la del Sol, o cerca de 1 millones de kilómetros.
Aldebarán es una gigante roja de magnitud 0,86 y tipo espectral K5 III, lo que significa que es de color naranja, grandes y ha dejado la secuencia principal, después de usar todo su hidrógeno. Básicamente, se quema helio y alcanzó un diámetro 45 veces solar.

Rigel es una supergigante azul, 55 000 veces más brillante que el sol. Con un diámetro de cerca de 116 000 000 km, alrededor de 35 veces el del Sol, Rigel se extiende a la órbita de Venus en nuestro sistema solar.
Arcturus es 20 veces más grande que el sol, su magnitud es -0,04 y su distancia desde el Sol es ≈ 37 años luz.
Pollux es de aproximadamente 8 veces más grande que el sol, su magnitud es 1,09 y la distancia entre el Sol es ≈ 33,7 años luz.

Imagen: Tamaño en comparación con algunas estrellas súper gigantes como Antares, Betelgeuse, Rigel, Aldebaran y algunas enanas blancas como Arcturus, Pollux, Sirius y el sol.
© astronoo.com

N.B.: Gracias a la ley de Stefan-Boltzmann, los astrónomos pueden calcular los radios de las estrellas. El brillo de una estrella está escrito L = 4πσR2T4 L es la luminosidad, σ es la constante de Stefan-Boltzmann, R es el radio de la estrella y T su temperatura.

Las manchas o Betelgeuse Alpha Orionis

Betelgeuse (α Orionis) es una súper gigante roja fresca, una de las estrellas más grandes conocidas, situada 640 años luz de distancia en la constelación de Orión. Su radio se estima en alrededor de 900 veces el del Sol, si Betelgeuse era el centro de nuestro sistema solar que se extienden entre la órbita de Marte y Júpiter.
Betelgeuse es de 600 al del sistema solar y, a pesar de su gran diámetro, que brilla en nuestro cielo como un punto brillante simple, incluso en los telescopios más potentes. Sin embargo, utilizando una técnica de observación denominada (interferometría reconstrucción virtual de un telescopio gigante de varios grandes telescopios en red) en la longitud de onda de infrarrojos, los astrónomos del Observatorio de París han logrado resolver la superficie de Betelgeuse y producir esta imagen de la supergigante roja. Esta imagen sorprendente revela la presencia de dos grandes manchas brillantes como dos burbujas de convección gigante emerge de las profundidades de la supergigante.

A diferencia de los spots que podemos observar nuestro sol, son brillantes porque están más caliente que el resto de la superficie, pero más frío que la superficie de nuestro sol. También conocida como Alpha Orionis, Betelgeuse es de unos 600 años luz de nosotros.

Imagen: Betelgeuse es una estrella al final de la vida que tiene una magnitud absoluta de -5,3 a -5,0. Su temperatura es de unos 3 600 K. Constituye una de las esquinas del triángulo de invierno con Sirius (α Canis Majoris) en la constelación de Canis Major y Procyon (α Canis Minoris) en la constelación del Can Menor. Betelgeuse, está condenada a explotar como una supernova, será fácilmente visible desde la Tierra. Crédito : Xavier Haubois (Observatoire de Paris), et al.