Estrella

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Introducción

Estrella, gran cuerpo celeste compuesto de gases calientes que emiten radiación electromagnética, en especial luz, como resultado de las reacciones nucleares que tienen lugar en su interior. El Sol es una estrella. Con la única excepción del Sol, las estrellas parecen estar fijas, manteniendo la misma posición relativa en los cielos año tras año. En realidad, las estrellas están en rápido movimiento, pero a distancias tan grandes que sus cambios relativos de posición se perciben sólo a través de los siglos.

El número de estrellas observables a simple vista desde la Tierra se ha calculado en un total de 8.000, la mitad en el hemisferio norte celeste y la otra mitad en el sur. Durante la noche no se pueden ver más de 2.000 al mismo tiempo en cada hemisferio. A las demás las ocultan la neblina atmosférica, sobre todo cerca del horizonte, y la pálida luz del cielo. Los astrónomos han calculado que el número de estrellas de la Vía Láctea, la galaxia a la que pertenece el Sol, asciende a cientos de miles de millones. A su vez, la Vía Láctea es sólo una más de entre los varios cientos de millones de galaxias visibles mediante los potentes telescopios modernos. Las estrellas individuales visibles en el cielo son las que están más cerca del Sistema Solar en la Vía Láctea. La más cercana es Proxima Centauri, uno de los componentes de la estrella triple Alpha Centauri, que está a unos 40 billones de kilómetros de la Tierra. En términos de velocidad de la luz, patrón utilizado por los astrónomos para expresar la distancia, esta estrella triple está a unos 4,29 años luz. Es decir, la luz, que viaja a unos 300.000 km/s, tarda más de cuatro años y tres meses en llegar desde esta estrella hasta la Tierra.

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Descripción física

El Sol es una estrella típica, con una superficie visible llamada fotosfera, una atmósfera saturada de gases calientes y por encima de ellas una corona más difusa y una corriente de partículas denominada viento solar (estelar). Las áreas más frías de la fotosfera, que en el Sol se llaman manchas solares, probablemente se encuentren en otras estrellas comunes; su existencia en algunas grandes estrellas próximas se ha deducido mediante interferometría (véase Interferómetro). La estructura interna del Sol y de otras estrellas no se puede observar de forma directa, pero hay estudios que indican corrientes de convección y una densidad y una temperatura que aumentan hasta alcanzar el núcleo, donde tienen lugar reacciones termonucleares. Las estrellas se componen sobre todo de hidrógeno y helio, con cantidad variable de elementos más pesados.

Las estrellas más grandes que se conocen son las supergigantes, con diámetros unas 400 veces mayores que el del Sol, en tanto que las estrellas conocidas como “enanas blancas” pueden tener diámetros de sólo una centésima del Sol. Sin embargo, las estrellas gigantes suelen ser difusas y pueden tener una masa apenas unas 40 veces mayor que la del Sol, mientras que las enanas blancas son muy densas a pesar de su pequeño tamaño. Puede haber estrellas con una masa 1.000 veces mayor que la del Sol y, a escala menor, bolas de gas caliente demasiado pequeñas para desencadenar reacciones nucleares. Un objeto que puede ser de este tipo (una enana marrón) fue observado por primera vez en 1987, y desde entonces se han detectado otros.

El brillo de las estrellas se describe en términos de magnitud. Las estrellas más brillantes pueden ser hasta 1.000.000 de veces más brillantes que el Sol; las enanas blancas son unas 1.000 veces menos brillantes.

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Catálogos de estrellas

A las estrellas se las denomina mediante números de acuerdo con los atlas y catálogos de estrellas realizados por los observatorios astronómicos, excepto a las relativamente pocas observables a simple vista. El primer catálogo de estrellas fue obra del astrónomo griego Tolomeo en el siglo II d.C. Conocido como Almagesto, enumeraba los nombres y las posiciones de 1.028 estrellas. En 1603, el astrónomo alemán Johann Bayer publicó en Augsburgo un atlas estelar. Bayer mencionaba una cantidad de estrellas mucho mayor que Tolomeo y las designaba mediante una letra griega y la constelación, o configuración celeste, donde aparece la estrella.

En el siglo XVIII, el astrónomo inglés John Flamsteed también publicó un atlas en el que las estrellas eran denominadas según su constelación, pero Flamsteed las diferenciaba con números en vez de letras. Este atlas contenía la situación de unas 3.000 estrellas. El primer catálogo de estrellas moderno, realizado en 1862 por el Observatorio de Bonn, en Alemania, da la situación de más de 300.000 estrellas.

En 1887 un comité internacional comenzó a trabajar en un catálogo detallado de estrellas. Fue realizado a partir de fotografías tomadas por unos 20 observatorios, incluyendo 21.600 placas individuales, que muestran de 8 a 10 millones de estrellas.

Los catálogos de estrellas modernos no son libros, sino copias de placas fotográficas de cristal tomadas con telescopios de gran alcance. El primer informe importante de este tipo se completó a mediados de la década de 1950, utilizando el telescopio Schmidt de 1,22 m del Observatorio Monte Palomar. Cada placa cubre una región del cielo de 6° por 6°, y 1.035 mapas cubren todo el cielo visible desde este lugar. El conjunto de mapas correspondiente al sur del cielo se ha realizado utilizando telescopios Schmidt en Australia y Chile.

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Clasificación de los espectros estelares

El estudio fotográfico de los espectros estelares lo inició en 1885 el astrónomo estadounidense Edward Pickering en el observatorio del Harvard College y lo concluyó su colega Annie J. Cannon. Esta investigación condujo al importante descubrimiento de que los espectros estelares pueden estar dispuestos en una secuencia continua según la intensidad relativa de ciertas líneas de absorción. Las variaciones observadas dentro de la secuencia proporcionan datos de las edades de las diferentes estrellas y de sus grados de desarrollo.

Las diversas etapas en la secuencia de los espectros, designadas con las letras O, B, A, F, G, K y M, se caracterizan sobre todo por las variaciones en la intensidad de las líneas del hidrógeno que se dan por toda la secuencia. Además, las líneas de otros elementos llegan a ser notables en diferentes etapas. Los subíndices del 0 al 9 se utilizan para indicar las sucesiones en el modelo dentro de cada clase.