Población 1 y Población 2

Las estrellas se pueden clasificar por su abundancia de elementos pesados, lo cual se relaciona con la edad y el tipo de galaxia en las que se encuentran.

Población estelar 1

Las estrellas de Población I incluyen el Sol y tienden a ser luminosas, calientes y jóvenes, concentradas en los discos de las galaxias espirales. Se encuentran especialmente en los brazos espirales. Con el modelo de formación de elementos pesados en las supernovas, esto sugiere que el gas de la que se formaron se habría generado con los elementos pesados formados a partir de estrellas gigantes anteriores. Alrededor del 2% del total de estrellas, pertenecen a la Población I.






Población estelar 2

Las estrellas de Población II tienden a encontrarse en los cúmulos globulares y en el núcleo de una galaxia. Tienden a ser mas viejas, menos luminosas y más frías que las estrellas de Población I. Tienen menos elementos pesados, ya sea por ser más viejas o por estar en regiones donde no se encontrarían predecesoras productoras de elementos pesados. Los astrónomos a menudo describen esta condición diciendo que son pobres en metales, y la metalicidad se utiliza como una indicación de la edad.

Diagrama de Hertzsprung-Russell

Conocido de forma abreviada como HRD, el diagrama de Hertzsprung-Russell es pieza central de la astrofísica y herramienta fundamental para estudiar las estrellas. Debe su nombre a los trabajos de los astrónomos Ejnar Hertzsprung y Henry Norris Russell. 


El HRD puede presentarse de diversas formas. En su forma original, el HRD representa la magnitud absoluta de una estrella en luz visible frente a su tipo espectral, que es una manera de estimar su temperatura. 

En resumen: colocamos (con la imaginación) todas las estrellas a la misma distancia, y representamos su brillo frente a su temperatura. Por convención, el eje horizontal del diagrama recorre las temperaturas de mayor a menor, mientras que el eje vertical recorre los brillos de menos brillante a más brillante. La mayoría de las estrellas se agrupan en torno a una línea en el diagrama que llamamos secuencia principal, que corresponde a la etapa más larga de su vida. Para un mismo tipo espectral, o temperatura, algunas estrellas tienen brillos mayores que sus compañeras de la secuencia principal. 


Puesto que dos cuerpos de igual tamaño y temperatura brillan aproximadamente igual, esto significa que las estrellas que brillan más a una temperatura dada son más grandes, por eso se las llamó gigantes (o incluso supergigantes), aunque sí resulta un poco extraño que se llamara enanas a las estrellas de la secuencia principal, simplemente para distinguirlas de las gigantes. Pero así ha quedado en la terminología astrofísica. 

Otras estrellas se apartan también, pero con brillos más pequeños que sus compañeras de la secuencia principal con igual temperatura. Por el mismo razonamiento anterior, son más pequeñas. A algunas se las conoce como subenanas, pero las más conocidas son sin duda las enanas blancas.

Finales posibles de una estrella

Dependiendo de la masa original de la estrella, estas son las etapas finales a las que puede llegar una estrella al final de su vida:

Gigantes rojas

El Sol es una estrella con una masa de 2 x 10³⁰ Kilogramos. Cuando todo el hidrógeno en su núcleo se ha fusionado en helio el Sol se convertirá en una estrella gigante roja. Será tan grande que llegará a incluir las órbitas de Mercurio y Venus. Esto ocurrirá dentro de 5 mil millones de años y se produce por el calentamiento de la estrella debido a la fusión de los elementos más pesados que el helio.

 Durante esta etapa, la estrella emite las capas más exteriores de su atmósfera dando así origen a nubes brillantes de gas y polvo llamadas nebulosas planetarias.

Enanas blancas

Cuando todo el combustible nuclear (incluyendo elementos más pesados que el helio) se ha terminado, la estrella se enfría y se compacta formando así una enana blanca.

Enanas marrón

Es posible que durante el proceso de formación, algunas estrellas no alcancen la masa suficiente para comenzar las reacciones termonucleares del hidrógeno en su centro. Como no brillan éstas estrellas son muy difíciles de observar, son como un planeta gaseoso gigante. 

Estrellas con masa inferior a 80 veces la masa del Júpiter exhiben este comportamiento.

Supernovas

En estrellas con masa un poco mayor que la del Sol la fusión nuclear produce elementos cada vez más pesados. Cuando se forma el hierro, el núcleo de la estrella no puede auto-soportarse y colapsa gravitacionalmente. Las capas exteriores son emitidas como en una super explosión cósmica y el núcleo remanente se compacta formando una estrella de neutrones.

Otro mecanismo que da origen a una supernova consiste en lo que ocurre en un sistema binario formado por una estrella normal y una enana blanca. En este sistema las dos estrellas ligadas por la gravedad se mueven en órbita una en torno a la otra. Puesto que la enana blanca es tan densa su gravedad es suficiente para atraer materia de la estrella vecina. Se crea un flujo permanente de gas hacia la enana blanca haciendo que su masa aumente y dispare el proceso de fusión nuclear una vez más. Este evento es explosivo y se observa en el cielo como una estrella que aumenta su brillo rápidamente. 

Estrellas de neutrones

Una estrella de neutrones es una estrella formada por neutrones empacados con la misma densidad que en un núcleo atómico. Es decir una estrella de neutrones es como un núcleo atómico gigantesco. Una cucharadita de materia sacada de una estrella de neutrones tiene una masa de mil millones de toneladas.
Las estrellas de neutrones se forman como producto de una supernova. Durante la explosión de una supernova, la densidad en el núcleo remanente es tan grande que allí se forma una estrella de neutrones o un agujero negro.

Púlsares

Así como se conserva la energía, existen otras propiedades físicas que se conservan. Una de ellas es la cantidad de momento angular, la cual es una medida de la cantidad de 'impulso' que tiene un objeto en rotación.

En el proceso de colapso gravitacional cuando se forma una estrella de neutrones hay una gran cantidad de momento angular disponible a la estrella de neutrones recien formada. Como resultado ésta queda girando a velocidades angulares muy altas.

Se han observado estrellas de neutrones rotando a una velocidad de más de mil vueltas por segundo. Dentro de la estrella de neutrones se forman campos electricos y magnéticos que emiten ondas de radio enfocadas en un haz muy directo que da vueltas. Cuando un radiotelescopio intercepta el haz de radioondas se registra una señal que consiste en una secuencia de pulsos. 

Agujero negro

Si la masa inicial de una estrella es superior a 8 masas solares, al final de su vida cuando todo el combustible se ha gastado, la estrella se convierte en un agujero negro que es una región del espacio con tanta masa concentrada en un punto que ningún objeto, ni siquiera la luz, puede escapar de su atracción gravitacional.

Podemos entender este fenómeno si imaginamos lo que ocurre cuando la densidad de un planeta aumenta de manera colosal.

La condición importante para la formación de un agujero negro es que alcance a concentrar una cierta cantidad de masa dentro de un cierto radio. Por ejemplo, si la masa de la Tierra se concentra dentro de una esfera de radio 9 milímetros ésta se convierte en un agujero negro.

El Sol se convertiría en un agujero negro si toda su masa se concentra dentro de una esfera de radio 3 kilómetros. Este radio en general se llama el 'horizonte de eventos' o el 'horizonte causal'. Se llama 'horizonte de eventos' porque cualquier evento que ocurra dentro de esta región nunca podrá ser comunicado al mundo exterior ya que ninguna señal puede salir del agujero negro.

Si el Sol se convierte en un agujero negro, fuera de la pérdida de la energía solar que le da día a los planetas, no pasaría nada con sus órbitas. El agujero negro no se tragaría los planetas. Para que un objeto sea absorbido por el agujero negro, éste debe acercarse a una distancia menor que el radio del 'horizonte de eventos'.

Quasares

Los objetos celestes más brillantes que se han llegado a observar son los Quasares (también llamados Nucleos Galácticos Activos o AGN). Estos objetos son galaxias que albergan un agujero negro supermasivo en su centro. La atracción gravitacional generada por este agujero negro es tan intensa que cualquier estrella o nube de gas que se encuentre cerca al centro de la galaxia son chupadas por el agujero negro y desaparecen para siempre. 

El brillo de los quasares se debe a radiación emitida por la materia acelerada que cae al agujero negro.

La estrella de Cervantes

La estrella de Cervantes anteriormente llamada Mu Arae y HD 160691 es una estrella medio gigante amarillo-naranja tipo G similar a nuestro Sol. Se estima que tiene 108% de la masa del Sol y puede ser un 32% más grande.
Cervantes es rica en metales, mucho más que el Sol.

Se han descubierto cuatro planetas extrasolares orbitando a Cervantes, incluyendo uno que se cree podría ser el primer planeta rocoso, aunque no hay evidencias de ello, descubierto alrededor de una estrella de secuencia principal.

Planetas del sistema planetario

Quijote 

Quijote es el primer planeta extrasolar que se descubrió en órbita alrededor de la estrella Cervantes. Situado en la constelación de Ara, a una distancia aproximada de 49,8 años luz de la Tierra, Quijote es el tercero en distancia desde su estrella, de los cuatro planetas que componen el sistema planetario.

El planeta posee al menos 1,5 veces la masa de Júpiter y su período orbital es de 643,25 días. Originariamente, se creyó que contaba con una órbita sumamente excéntrica; sin embargo, los modelos más recientes, que incorporan a los cuatro planetas del sistema, dan como resultado una órbita con baja excentricidad.

Dulcinea

Dulcinea  es el segundo planeta extrasolar que se descubrió en órbita alrededor de la estrella subgigante amarilla Cervantes. Situado en la constelación de Ara, a una distancia aproximada de 49,8 años luz de la Tierra, Dulcinea es el primer planeta en distancia desde su estrella de los cuatro planetas conocidos que componen el sistema planetario. 

Rocinante

Rocinante es un gigante gaseoso de aproximadamente la mitad de la masa de Júpiter y tiene una órbita altamente excéntrica, esto hace que su distancia a la estrella Cervantes varíe drásticamente. Su periodo orbital es de 311 días y se encuentra a una distancia media de 0.9 UA de Cervantes. Las interacciones con Quijote, según las simulaciones realizadas con los datos de sus elementos orbitales, hacen pensar que el sistema planetario Cervantes se trata de un sistema inestable que, probablemente, se destruirá dentro de unos 76 millones de años.

Sancho

Sancho es un planeta de casi el doble de la masa de Júpiter que forma parte del sistema planetario Cervantes. Aunque se sospecha de la existencia de este exo planeta desde 2001, la medición precisa de sus parámetros orbital  y, por tanto, su descubrimiento y confirmación oficial no se llegarían hasta el año 2006.

Curiosidad

Ninguno de los planetas que orbitan Cervantes son visibles directamente desde la Tierra, aunque sí la estrella Cervantes. Los cuatro planetas fueron localizados utilizando el método de detección de planetas extrasolares de velocidad radial.

Secuencia principal de una estrella

¿Que es?

Una secuencia principal es la fase en que la estrella quema hidrógeno en su núcleo mediante fusión nuclear. Aquí la estructura de la estrella consta esencialmente de un núcleo donde tiene lugar la fusión del hidrógeno al helio, y una envoltura que transmite la energía generada hacia la superficie. 

La mayor parte de las estrellas pasan el 90% de su vida, aproximadamente, en la secuencia principal del diagrama de Hertzsprung-Russell. 


En esta fase las estrellas consumen su combustible nuclear de manera gradual pudiendo permanecer estables por períodos de 2-3 millones de años, en el caso de las estrellas más masivas y calientes, a miles de millones de años si se trata de estrellas de tamaño medio como el Sol, o hasta decenas o incluso centenares de miles de millones de años en el caso de estrellas de poca masa como las enanas rojas.


¿Cuanto tiempo dura ?

La duración de vida de una estrella en la secuencia principal depende de dos factores: la cantidad de hidrógeno disponible en su centro y la velocidad a la cual quema este combustible. La primera cantidad es proporcional a la masa de la estrella. Si multiplica ésta por dos, obtiene dos veces más combustible en el centro. El segundo parámetro está vinculado a la energía producida por la estrella, por lo tanto, a su luminosidad. Ahora bien, la luminosidad es simplemente proporcional a la masa, pero aumenta mucho más rápidamente que ésta. 

Por ejemplo, si multiplica por dos la masa de una estrella, su luminosidad se multiplica por un factor 10.Estas consideraciones tienen una consecuencia importante en la duración de vida estelar. Una estrella de dos masas solares quema su hidrógeno 10 veces más rápido que el Sol, pero posee una existencias de combustible solo dos veces más grande. Su duración de vida en la secuencia principal es, pues, cinco veces más corta.

Tipos de estrellas en la galaxia

Protoestrella

Tal como su nombre lo indica, se trata de una estrella en estado de evolución. Es un cúmulo de gas que ha colapsado desde una nube molecular gigantesca. La fase de protoestrella dura un largo tiempo, aproximadamente unos 100.000 años, durante este tiempo es que la gravedad y la presión se van incrementando, lo que produce un colapso en la protoestrella.

Estrella T Tauri

Las T Tauri son aquellas estrellas en estado de evolución. La fase T Tauri ocurre al final de la fase protoestrella, cuando la presión gravitacional que contiene a la estrella es la fuente de su energía. Este tipo de estrellas no tienen la presión ni la temperatura suficiente en sus núcleos como para generar una fusión nuclear. La similitud que tienen éstas con las estrellas de secuencia principal es su temperatura.

Estrella de secuencia principal

Este tipo de estrellas compone la gran mayoría de las estrellas, tanto de nuestra galaxia como del resto del universo en general y un claro ejemplo de esta clase de estrellas es nuestro mismísimo Sol. Una estrella en esta fase se encuentra en estado de equilibrio hidrostático, la masa de estas estrellas varían enormemente pero lo mínimo es alrededor de 0.08 veces la masa total del sol y como máximo, en teoría, pueden crecer hasta 100 veces la masa del Sol.

Gigante roja

Las fase de gigante roja se da cuando una estrella ha consumido todo el hidrógeno de su núcleo, lo que provoca que la fusión se vea interrumpida y la estrella ya no pueda generar presión. Una capa de hidrógeno alrededor del núcleo se enciende permitiendo la continuidad de la vida de la estrella, pero este proceso causa que la misma se vea reducida en tamaño. Las gigantes rojas llegan a tener un tamaño de hasta 100 veces mayor que en su fase de secuencia principal.

Enana blanca

Cuando las estrellas ya no tienen más hidrógeno en su núcleo, es cuando se convierten en una enana blanca. Se dan varios procesos entonces, los cuales finalizan cuando la estrella finalmente colapsa dentro de su propia gravedad. Una enana blanca brilla porque alguna vez fue una estrella radiante, sin embargo, ya no hay ningún tipo de reacción sucediendo en ellas.

Enana roja

Las enanas rojas son las estrellas más comunes del universo. Son un tipo diferente de estrellas de secuencia principal, la diferencia es que tienen poca masa y son mucho más frías que, por ejemplo, el Sol.

Estrella supergigante

Las estrellas más grandes del universo son las supergigantes. Estas llegan a tener entre 10 y 50 veces la masa del Sol. Al ser tan enormes, consumen el hidrógeno en su núcleo a un ritmo muy rápido, razón por la cual mueren jóvenes y cuando lo hacen detonan, causando una supernova, proceso por el cual se desintegran completamente.