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Ultima actualización: 09/03/2012

 

Definición de estrella



El universo es el habitat de las estrellas y su estudio constituye una de las partes más atrayentes de la Astronomía.

Para los astrónomos una definición de estrella es la siguiente: una enorme esfera de gas, aislada en el espacio, que produce energía en su interior, la cual es transportada a su superficie e irradiada desde allí al espacio, en todas direcciones.

Las dimensiones de las estrellas son bastante variadas: las hay mucho mayores que el Sol (cientos de veces) y, en el otro extremo, varias veces más pequeñas; de este modo, en términos de tamaños, el Sol se ubica en un punto medio, con un radio de 700.000 km (equivalente a algo más de 100 veces la el radio de la tierra)

Las estrellas de mayores dimensiones son extremadamente brillantes. Al ser tan grandes tienen mayor masa y generan más energía: se dice que estas estrellas "gastan" sus recursos energéticos mucho más rápido que las otras, más pequeñas. Por esta causa, las estrellas gigantescas viven poco tiempo, no más de algunos millones de años. En cambio, estrellas pequeñas logran existir alrededor de una decena de miles de millones de años, ya que consumen pocos recursos y, por consiguiente, producen poca energía.

Durante siglos, de una a otra generación, los hombres vieron a millares de estrellas brillando noche tras noche; ningún cambio apreciable se producía en las mismas, salvo en poquísimas excepciones (por ejemplo en los eventos de supernovas).

Nombre Temperatura Superficial
(en grados Centígrados)
Radio
(expresado en radios Solares R)
Tipo de estrella
Centauro 21.000 11gigante
Capella 5.500 12 gigante
Betelgeuse 3.100 290 supergigante
Antares 3.100 480 supergigante
Sirio B 7.500 0,054 enana blanca

Esa observación pareciera indicar que todas las estrellas se habrían creado, simultáneamente, con distintos grados de brillo. Sin embargo, esto no es así. Los astrónomos descubrieron que algunas estrellas son jóvenes y otras viejas, algunas pequeñas y otras grandes, algunas son frías y otras muy calientes. No todas las estrellas son iguales.

La Magnitud de las estrellas


Hace dos mil años atrás el astrónomo Hiparco (161-126 AC) ideó una escala de medida del brillo de las estrellas y para ello calificó a las estrellas visibles en seis clases de magnitud. Las más brillantes eran de primera magnitud, las que le seguían inmediatamente (un poco menos brillantes) fueron de segunda magnitud y así sucesivamente, hasta englobar a las estrellas más débiles, apenas distinguibles a simple vista (sexta magnitud). Debe prestarse atención a que las estrellas más tenues en brillo son las de valores de magnitud más grandes.

En este sistema de magnitudes, la diferencia de brillo entre dos magnitudes consecutivas es de 2,5 veces, lo que implica que la relación de luminosidad entre las estrellas más brillantes y las más débiles es de alrededor de 100, es decir, sigue una relación de tipo logarítmica.

El sistema de Hiparco de clasificación del brillo estelar se mantuvo hasta hoy, actualizado y extendido a las estrellas que sólo pueden verse con telescopios. Los astrónomos han medido el brillo de algunas estrellas (llamadas stándar), a las que les han asignado un valor de magnitud constante; con ellos, se calcula la magnitud de las restantes estrellas por comparación.

Estas magnitudes se denominan aparentes (se trata de las que se perciben, sin corrección alguna). El Sol tiene una magnitud aparente de -26,8m; el planeta Venus varía entre -3m y -4,5m; y las estrellas más débiles posibles de observar con un telescopio terrestre alcanzan +24m.

Ahora bien, la magnitud aparente no solo depende de la energía irradiada por las estrellas, sino también de la distancia a la que que se encuentran. El Sol, por ejemplo, no resultaría muy luminosos si se hallara a la distancia que se encuentra la estrella más cercana ( Centauro).

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Para eliminar el efecto de la distancia, los astrónomos idearon el concepto de magnitud absoluta. Esta magnitud es una medida de la luminosidad que tendría para nosotros si la estrella se encontrara a una distancia de 10 pc (esta distancia equivale a 32,6 años luz).

Para conocer la magnitud absoluta, se debe conocer la magnitud aparente (por ejemplo, con un fotómetro, que es un instrumento que permite medir el brillo aparente de los astros y la distancia. Recíprocamente, con ambas magnitudes (la aparente y la absoluta) se puede estimar la distancia de un astro; en este caso, la magnitud aparente se obtiene (como antes) directamente de las observaciones fotométricas y la magnitud absoluta, por su parte, se consigue determinar a partir de consideraciones físicas o mediante comparaciones con objetos cuyo brillo intrínseco se conoce.

Por otra parte, el diferente brillo o luminosidad intrínseca de las estrellas depende de la reserva del componente básico de cada una: el hidrógeno (H). La transformación gradual del H en helio (He) da lugar a la energía que luego observamos como el brillo de la estrella.

La masa de una estrella es nso cuenta u sobre la cantidad de materia que posee; es un número no muy sencillo de obtener, ya que a través de la luz que recibimos de los astros no suministra ninguna información acerca de su valor.

No obstante, se consigue medir la masa de una estrella siempre que se pueda determinar el efecto de su fuerza de atracción gravitatoria sobre el movimiento de otro cuerpo, ubicado éste a distancia conocida. Este método para calcular masas estelares no puede aplicarse a estrellas solitarias, a causa de que su aislamiento hace que la influencia gravitatoria sobre sus cuerpos vecinos no sea significativa. En cambio, es aplicable para determinar la masa de aquellas estrellas que forman sistemas binarios o dobles (e trata de dos estrellas muy próximas moviéndose una alrededor de la otra. En esos sistemas, las estrellas se encuentran muy próximas, afectadas mutuamente por acción de sus respectivas fuerzas de gravedad.




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