ASTRONÓMICA

¿Qué nivel tienes de astronomía? ¿Te atreves a probarlo?

Aquí lo puedes comprobar. Solo tienes que contestar los siguientes cuestionarios y lo sabrás. Es una buena oportunidad para jugar y aprender astronomía de manera divertida. 

El Sistema Solar
Tierra-Luna
Mirando el cielo
Estrellas y cosmología
Astronáutica
Historia de la astronomía

El Sistema Solar es nuestra familia en la inmensidad del Universo. Está formado por una estrella: el Sol; ocho planetas: Mercurio, Venus, la Tierra, Marte, Júpiter, Saturno, Urano y Neptuno; cinco planetas enanos: Plutón, Ceres, Eris, Makemake y Haumea; más de un centenar de satélites como nuestra Luna; y una enorme cantidad de cuerpos menores: asteroides y cometas. La forma general del Sistema Solar es la de un disco plano con el Sol en el centro.

A grandes rasgos, los planetas se dividen en dos grupos: los terrestres y los jovianos. Y además están los planetas enanos, que no llegan a ser planetas ni son tan pequeños como los asteroides:

Los planetas terrestres
Los planetas terrestres son los cuatro primeros: Mercurio, Venus, la Tierra y Marte. Son pequeños y sólidos, con una densidad elevada. Casi no tienen satélites a su alrededor (la Tierra es el único de los cuatro que tiene un satélite grande, porque Mercurio y Venus no tienen ninguna, y Marte tiene dos pero son dos asteroides capturados). Ninguno de ellos tiene anillos a su alrededor.

Los planetas jovianos
Los planetas jovianos son los cuatro últimos: Júpiter, Saturno, Urano y Neptuno. Son bastante más grandes que los terrestres y tienen una densidad muy baja porque no son sólidos, sino que son planetas de gas. Además tienen un elevado número de satélites. También todos ellos tienen anillos a su alrededor, de los cuales el más impresionante y conocido desde hace mucho tiempo es el anillo de Saturno.

Los planetas enanos
En agosto de 2006 la asamblea de la Unión Astronómica Internacional (organismo formado por astrónomos de todo el mundo), tomó la decisión de crear una nueva categoría de objetos en el Sistema Solar, los llamados planetas enanos. Sus características son las siguientes:

a) Están en órbita alrededor del Sol.
b) Su masa es lo suficientemente grande para que tengan forma esférica
c) No han vaciado las cercanías de su órbita
d) No son satélites

Dentro de esta nueva categoría de astros hay cinco cuerpos: Plutón, Ceres, Eris, Makemake y Haumea. Por lo tanto, Plutón dejó de ser formalmente un planeta y desde el año 2006 es un planeta enano.

El Sol

El Sol es nuestra estrella, gracias a la cual hay vida en la Tierra. Como todas las estrellas, es una gran esfera de gas muy caliente. Se trata de una estrella "normal", ni muy grande ni muy pequeña, ni muy fría ni muy caliente. Se encuentra en la mitad de su vida, ya que tiene unos 5.000 millones de años y en vivirá unos 5.000 millones más.

El Sol está formado por diferentes capas, muy distintas entre sí. En su centro se encuentra su núcleo, la región más caliente y donde se produce toda la energía. Allí la temperatura es de unos 15 millones de grados, lo que permite que haya reacciones termonucleares de fusión. En estas reacciones el hidrógeno se convierte en helio y produce energía en forma de luz muy energética: rayos X y rayos gamma. Esta luz sale del núcleo, atraviesa el manto solar y llega a la fotosfera. La fotosfera solar se puede considerar la superficie del Sol, aunque no es una superficie sólida como la de la Tierra, sino que es de gas como todo el Sol. Es la parte que mejor vemos y mejor se puede estudiar. En ella la temperatura ya "sólo" es de unos 6.000ºC y la energía que desprende es la luz visible que podemos observar desde la Tierra. En esta capa se pueden ver algunos detalles del Sol que tienen relación con su actividad: las manchas solares y la granulación.

Las manchas solares son unas zonas más frías de la fotosfera, "sólo" están a unos 4500 ºC, y por eso se ven más oscuras que el resto. Estas manchas aparecen, crecen y desaparecen en un periodo de unos cuantos días. Pueden llegar a ser más grandes que nuestro planeta. Hay épocas en que el Sol está muy activo y presenta muchas manchas, en cambio hay épocas en que casi no hay ninguno. Se trata de un ciclo natural de 11 años.

Por encima de la fotosfera está su atmósfera, formada por la cromosfera y la corona solar.  En la cromosfera se pueden ver, con unas cámaras especiales, las llamadas protuberancias solares. Se trata de llamaradas de gas muy caliente que salen del Sol, a veces son como chorros y a veces parecen lazos. Aparecen de forma inesperada y duran varias horas. Que haya más o menos también depende de la actividad del Sol.

Mercurio

Mercurio es el planeta más cercano al Sol y el más pequeño de todos. Es un planeta sólido y tiene una densidad muy alta. Da una vuelta al Sol cada 88 días, y no tiene ningún satélite.

Su superficie es muy parecida a la de la Luna, llena de cráteres debido a la caída de meteoritos. Destaca La Cuenca de Caloris, un cráter de 1300 km de diámetro, el impacto que lo produjo casi destruyó completamente el planeta. De hecho, casi todos los astros sólidos del Sistema Solar (los planetas terrestres, los satélites, los asteroides ...) tienen la superficie llena de cráteres debido a la gran cantidad de meteoritos que cayeron inmediatamente después de la formación del sistema planetario. Mercurio tiene una atmósfera muy tenue, casi inexistente. Esto provoca que la oscilación de temperaturas sea muy alta. Cuando toca el Sol en su superficie la temperatura puede pasar de 400ºC, y cuando no toca el Sol la temperatura puede bajar hasta -180ºC. Mercurio es visible a simple vista, sin necesidad de ningún aparato óptico, pero no es fácil porque siempre se encuentra muy cerca del Sol. Se puede ver algunos vísperas del año justo después de que se ponga el Sol, o algunas madrugadas, poco antes de que salga el Sol.

Venus

Venus es el planeta más cercano a la Tierra y aparentemente también el más parecido, aunque en realidad Venus es un planeta muy hostil. Da una vuelta al Sol cada 225 días, y tampoco tiene ningún satélite.

La atmósfera de Venus es tan pesada que la presión atmosférica en su superficie es 90 veces más fuerte que la presión en la superficie terrestre (la misma presión que hay 1 km bajo el mar). La composición de su atmósfera es básicamente de CO2, y este gas ha provocado un efecto invernadero muy fuerte. La luz del Sol atraviesa las nubes, calienta la superficie, pero este calor ya no se puede escapar hacia el espacio. El resultado ha sido un aumento de la temperatura en su superficie hasta unos 460ºC. Además tiene nubes de ácido sulfúrico y hay lluvia de este ácido. Venus da una vuelta al Sol cada 225 días. También gira sobre sí mismo, pero lo hace muy lentamente: desde su superficie sus días duran 118 días terrestres. Además, tiene la particularidad de que gira al revés que los otros planetas.

La Tierra

La Tierra es el mayor de los planetas terrestres. Da una vuelta al Sol cada 365 días -un año- y tiene un satélite: la Luna. Destaca sobre todo porque es el único astro que conocemos de todo el Universo donde ha aparecido la Vida.

La Tierra es un planeta geológicamente vivo. Su núcleo es aún caliente, se encuentra a unos 5.000 ºC, y hay un flujo de material caliente hacia fuera que es el responsable último de todos los fenómenos geológicos. La corteza de la Tierra es una capa muy fina, de pocos kilómetros de espesor, formada por diferentes placas que se mueven las unas respecto a las otras. El rozamiento entre ellas provoca la formación de las grandes cordilleras montañosas, los volcanes y los terremotos. La Tierra es el único planeta que tiene agua líquida en abundancia. Un 70% de su superficie está cubierta de este líquido.

La Tierra también tiene una rica atmósfera que llega hasta unos 100 km de altura. Es una mezcla de gases donde destacan el nitrógeno (78%) y el oxígeno (21%), el resto es vapor de agua y dióxido de carbono básicamente. La Tierra tiene un satélite, la Luna, que entre otros fenómenos provoca las subidas y bajadas del agua del mar, conocidas como mareas.

La Luna

Lo primero que destaca cuando se mira la Luna a simple vista son unas zonas circulares más oscuras que el resto de la superficie: los Mares de la Luna.

La superficie de la Luna está absolutamente llena de cráteres de impactos meteóricos. El cráter más grande hace casi 300 km de diámetro, y los hay de todos los tamaños. Como en la Luna no hay nada de erosión ni de actividad geológica, no hay ningún fenómeno que pueda borrar un cráter de su superficie. Así, se han ido acumulando durante millones de años. También hay cadenas montañosas, con montañas altas, alguna de las cuales es más alta que el Everest, llegando a unos 9000 m de altura. La Luna no tiene atmósfera y esto provoca una oscilación muy grande de la temperatura. Cuando toca el Sol en una región de la Luna, su temperatura pasa de 100 ºC, mientras que cuando la misma región se encuentra en la sombra, la temperatura baja hasta -150ºC. La Luna gira alrededor de la Tierra, y da una vuelta cada 28 días. Como su posición relativa respecto del Sol va cambiando a medida que se va desplazando no siempre se ve igual, presenta fases. A veces se ve toda entera (luna llena), a veces no se ve nada (luna nueva) y a veces se ve a medias (luna en cuarto creciente o en cuarto menguante). Además de girar alrededor de la Tierra, la Luna gira sobre sí misma en un movimiento propio de rotación. Estos dos movimientos duran lo mismo, de tal modo que la Luna siempre nos enseña la misma cara. La cara que no vemos nunca llama la cara oculta de la Luna.

Marte

Marte es el planeta más parecido a la Tierra, aunque más pequeño. Tiene montañas, desiertos, casquetes polares, volcanes etc. Sus días duran casi como nuestros días. Tiene dos satélites: Deimos y Fobos.

Marte destaca por su color rojizo en el cielo, debido a la presencia de óxidos de hierro en su superficie. Su relieve es extraordinario ya que tiene la montaña más alta de todo el Sistema Solar, el Olimpus Mons, con 25.000 m de altura y 600 km de base; y también tiene un cañón: el Valle Marineris, con unos 5.000 km de longitud. Marte tiene una tenue atmósfera, unas cien veces menos densa que la de la Tierra, formada sobre todo por CO_2. A pesar de ser tan débil, de vez en cuando hay tormentas de arena que pueden cubrir el planeta entero. Hace millones de años había mucha agua en Marte porque tenía una atmósfera mucho más densa que la actual que creaba unas condiciones atmosféricas adecuadas. El agua desapareció porque gran parte de esta atmósfera se evaporó. Se trata de uno de los grandes misterios de Marte. Marte tiene dos satélites girando a su alrededor. No son dos cuerpos grandes y redondos como nuestra Luna, sino que se trata de dos asteroides capturados por el planeta, pequeños y con forma irregular. Fobos mide 27x21x19 km, y Deimos 15x12x11 km. Estos dos satélites orbitan muy cerca del planeta.

Júpiter

Júpiter es el planeta más grande y el más masivo de todos. Tiene muchos satélites y un pequeño anillo a su alrededor.

Júpiter es el primero de los planetas jovianos. Son cuerpos muy grandes formados por gas, sin una superficie sólida. Su composición es muy parecida a la de una estrella: hidrógeno y helio, básicamente. Quizás en su centro hay un núcleo rocoso de las dimensiones de los planetas terrestres, todavía no se sabe. En Júpiter se ven unas franjas de nubes claros y oscuros alternadamente. Además se ve una gran cantidad de manchas blancas o rojizas. Cada mancha es un enorme huracán, con vientos a altísima velocidad. De entre todas ellas destaca La Gran Mancha Roja, una gran perturbación atmosférica tres veces mayor que el planeta Tierra, y conocida desde hace casi 400 años. Júpiter está tan lejos del Sol que tarda 11'8 años en completar una órbita a su alrededor. En cambio su rotación es muy rápida, ya que gira sobre sí mismo en menos de 10 horas. Esto provoca que no tenga exactamente una forma esférica, sino que es algo aplanado, tiene forma de elipsoide. La sonda Voyager 2 pasó muy cerca de Júpiter y haciendo una fotografía a contraluz pudo observar un anillo muy fino a su alrededor. Desde la Tierra no se ve porque es demasiado débil. Júpiter tiene muchos satélites. Hasta el momento (año 2020) se le conocen 79 satélites, pero continuamente se están descubriendo de nuevos y este número aumentará en un futuro. De todos ellos, sin embargo, hay 4 de grandes: Io, Europa, Ganímedes y Callisto. El resto son muy pequeños, son asteroides capturados por el planeta.

Saturno

Saturno es el planeta de los anillos por excelencia. Es también muy grande y gaseoso, y tiene una densidad muy baja, incluso menor que la del agua. Tiene un gran sistema de anillos y muchos satélites a su alrededor.

Saturno es también una enorme bola de gas, aunque más pequeño que Júpiter. En su alta atmósfera se pueden ver todo de bandas claras y oscuras pero mucho más finas y menos contrastadas que las de Júpiter; pero en cambio, casi nunca presenta tormentas en forma de manchas como las que sí se ven en el planeta gigante. Debido a su enorme distancia al Sol, Saturno tarda más de 29 años en dar una vuelta a la estrella. En cambio tarda poco más de 10 horas en girar sobre sí mismo, igual que Júpiter, por eso no es exactamente esférico, sino que es algo aplanado. Saturno destaca sobre todo por su sistema de anillos. Son tan visibles porque tienen un diámetro de cientos de miles de kilómetros, aunque su grosor es menor de 1 km. Cuando desde la Tierra los anillos están de perfil, dejan de verse durante unas semanas debido a su poco espesor (esto ocurre cada 14 años y ha tenido lugar este año 2009). El sistema de anillos está formado por cientos de círculos concéntricos de material, separados por otros círculos más vacíos. Todos ellos de densidades y de espesores diferentes. En realidad están formados por millones y millones de piedras de diferentes dimensiones, polvo y partículas muy pequeñas que giran alrededor de Saturno. De vez en cuando entre los anillos también se encuentra algún satélite medio escondido. Saturno tiene muchos satélites. Hasta el momento (año 2011) se han descubierto 62, y aún hay alguno para confirmar. De todos ellos, sin embargo, sólo hay uno de grande como nuestra Luna: Titán; hay 6 satélites medianos: Mimas, Encélado, Tetis, Dione, Rea y Japet; y el resto son muy pequeños, muchos de ellos son asteroides capturados por el planeta.

Urano

Aunque Urano es más pequeño que Júpiter o Saturno, sigue siendo inmenso y muy masivo. Tiene anillos a su entorno y un sistema complicado de satélites.

Urano es el primer planeta que no se ve a simple vista, es necesario un instrumento óptico para observarlo. Fue descubierto por el astrónomo William Herschel en 1781 por casualidad. Urano se ve como una gran esfera de color azul verdoso, con poquísimos detalles superficiales. Este color azulado se debe a la presencia de gas metano, aunque está formado básicamente por hidrógeno y helio. Se encuentra tan lejos del Sol que la temperatura a su alta atmósfera es de -220 ºC. Urano tarda más de 83 años en hacer una órbita entera alrededor del Sol, y poco más de 17 horas a hacer una rotación sobre sí mismo. Su peculiaridad más grande es que su eje de rotación está muy inclinado: 98 grados. Esto significa que su rotación es al revés que la de los demás planetas (excepto Venus), y que esta rotación es perpendicular al plano de la órbita del planeta. En 1977 se descubrió que Urano tenía un sistema de anillos a su alrededor. Se trata de 11 anillos muy finos y muy difíciles de ver. Hasta el momento se han descubierto 27 satélites de Urano, de los cuales 5 son bastante grandes: Miranda, Ariel, Umbriel, Titania y Oberon.

Neptuno

Igual que los tres planetas anteriores, Neptuno es una gran esfera de gas, con un pequeño sistema de anillos y bastantes satélites a su alrededor. El descubrimiento de Neptuno representó el mayor éxito de la mecánica celeste del siglo XIX. Estudiando las anomalías de la órbita de Urano, el astrónomo Leverrier dedujo que debía haber otro planeta más allá. Calculó su órbita y la posición, y el astrónomo Galle encontrarlo 1846.

Neptuno es una enorme esfera de un color azul muy intenso, debido al gas metano que contiene. También presenta nubes blancas y manchas más oscuras, que son enormes anticiclones. Se encuentra tan lejos del Sol que tarda más de 163 años en completar una órbita entera alrededor de la estrella. Al igual que los otros planetas gaseosos, su movimiento de rotación es muy rápido, ya que gira en poco más de 16 horas. Neptuno tiene cuatro anillos muy finos, totalmente invisibles desde la Tierra, y tiene 14 satélites conocidos. Trece de ellos son pequeños (entre 58 y 420 km de diámetro) pero uno, Tritón, es muy grande, con 2.706 km de diámetro. Su superficie es muy fría (-235 ºC) y se le han visto geisers de nitrógeno líquido que llegan a unos cuantos kilómetros de altura.

Los planetas enanos

En 2006 la Unión Astronómica Internacional (la entidad que agrupa a la mayor parte de los astrónomos del mundo) decidió crear una nueva categoría de astros: los planetas enanos. Sus características son las siguientes:

a) Están en órbita alrededor del Sol.
b) Su masa es lo suficientemente grande para que tengan forma esférica.
c) No han vaciado las cercanías de su órbita.
d) No son satélites.

Dentro de esta nueva categoría de astros hay cinco cuerpos hasta el momento: Ceres, Plutón, Eris, Makemake y Haumea. Ceres pertenece al Cinturón Principal de Asteroides que se encuentra entre los planetas Marte y Júpiter. Se trata de un conjunto de millones de cuerpos de todos los tamaños, que no llegaron a formar ningún planeta. De todos ellos, Ceres es el mayor, con un diámetro de unos 900 km, y forma esférica. Por eso se le considera planeta enano. Los otros planetas enanos pertenecen a otro cinturón de asteroides: el cinturón de Kuiper. Este se encuentra más allá de Neptuno, en la zona donde antes sólo se conocía Plutón.

Ahora se sabe que Plutón es uno de los asteroides más grandes de este cinturón, pero que no está solo, ni mucho menos. Por eso dejó de ser formalmente un planeta y pasó a considerarse un planeta enano. Plutón es un cuerpo de 2300 km de diámetro, descubierto en 1930. Se encuentra tan lejos del Sol que tarda 247 años en dar una vuelta entera a la estrella. No se sabe gran cosa de sus características físicas. Actualmente se le conocen tres satélites: Caronte, Hidra y Nix. Caronte es casi tan grande como el planeta y pueden considerarse un planeta doble. Los otros tres planetas enanos que hay hasta el momento: Eris, Makemake y Haumea, pertenecen también al cinturón de Kuiper. Los curiosos nombres de estos dos últimos provienen de divinidades de la isla de Hawai. Eris tiene un satélite que se llama Disnomia.

Los asteroides y los cometas

Los asteroides son unos cuerpos más pequeños que los planetas. La mayoría hacen pocos kilómetros o incluso metros. No tienen forma esférica, sino que son irregulares, y están recubiertos de cráteres. Algunos también tienen otros asteroides como satélites.

El asteroide Ida con su satélite Dactyl Se conocen dos grandes zonas de asteroides, dos grandes cinturones: el Cinturón principal de asteroides, que se encuentra entre los planetas Marte y Júpiter; y el Cinturón de Kuiper, que se encuentra más allá de Neptuno. Tal como ya se ha dicho, los cuerpos mayores de estos dos cinturones de asteroides y que ya tienen forma esférica entran dentro de una nueva categoría de astros, son los planetas enanos. Se calcula que El Cinturón Principal de asteroides contiene millones de cuerpos, de los cuales unos 230 tienen más de 100 km de diámetro, el resto son más pequeños. Actualmente se han descubierto más de 300.000.

El Cinturón de Kuiper es una enorme franja llena de asteroides que va desde la órbita de Neptuno, a unas 30 UA hasta unas 55 UA del Sol. Se calcula que contiene millones de cuerpos, de los que ya se conocen miles.

Los cometas son cuerpos muy pequeños, de unos 10 km de diámetro. Están formados por una mezcla de hielos (de agua, metano y dióxido de carbono, básicamente), polvo y minerales de carbono.

Se cree que se encuentran en una hipotética región llamada la nube de Oort. Se trataría de la región más externa del Sistema Solar, mucho más allá del Cinturón de Kuiper, y llegaría hasta unos 100.000 UA. Estaría formado por millones y millones de cometas. De vez en cuando, un cometa se acerca al Sol. Entonces, sus gases se evaporan por el calor que emite la estrella y el cometa presenta una enorme cola, de millones de kilómetros, que es lo que podemos ver. Los cometas son cuerpos muy pequeños, de unos 10 km de diámetro. Están formados por una mezcla de hielos (de agua, metano y dióxido de carbono, básicamente), polvo y minerales de carbono.

Después de cuatro mil años de estudiar el Universo, estamos empezando a comprender un poco cómo es. Todavía tenemos grandes dudas sobre su origen y su evolución, por ejemplo. 

Una estrella es una maravilla de la naturaleza. Se trata de una gran esfera de gas tan caliente que emite luz por sí misma. Normalmente cualquier gas -el que hay en la habitación, por ejemplo- no emite luz, pero si se llegara a calentar muchísimo -hasta unos cuantos miles de grados! -, empezaría a brillar. Es lo mismo que ocurre cuando se calienta un trozo de hierro hasta que se vuelve incandescente y brillante. Por lo tanto una estrella brilla porque está a muy alta temperatura. Su gas tan caliente llama plasma.

Una estrella está muy caliente para que el gas que la forma se ha comprimido, y al comprimirse se ha calentado. La fuerza de gravedad es la causa última de esta compresión ya que hace que todas las partículas del gas se atraigan mutuamente. Es una fuerza siempre atractiva.

Ahora bien, si una estrella tuviera que brillar debido sólo a la compresión y calentamiento de su gas, lo podría hacer sólo durante unos cuantos millones de años, pero no durante miles de millones de años como es el caso de nuestro Sol y de muchas otras estrellas. Hay una última razón que es la causante de esta enorme emisión de energía: justo en su centro, el gas está tan comprimido que la temperatura es altísima, llega a alcanzar los diez millones de grados. A esta enorme temperatura comienzan a tener lugar reacciones nucleares de fusión que producen energía en forma de luz, que mantiene la estrella muy caliente durante toda su vida.Mentre hay esta fuente de energía en el centro de la estrella, ésta se encuentra en un equilibrio casi perfecto, llamado equilibrio hidrostático. La fuerza atractiva de la gravedad queda compensada para que el gas caliente de la estrella ejerce una presión hacia fuera; que se puede imaginar debido a los choques entre las partículas, en continuo movimiento, debido a su temperatura. También las partículas de luz, los fotones, al salir de la estrella hacen una presión hacia el exterior, llamada presión de radiación. De esta manera la estrella se encuentra en equilibrio debido a estos dos factores que se igualan: la fuerza de gravedad que tiende a contraer la estrella y las presiones, tanto del gas como de la radiación, que tienden a expandir el estrella.

Así pues, puede definirse una estrella como una esfera de plasma, en equilibrio hidrostático, lo suficientemente masiva como para producir su propia energía a partir de reacciones nucleares.

Estructura de las estrellas

Una estrella típica se divide en tres partes: núcleo, manto y atmósfera.

El núcleo es la parte central de la estrella; es su zona más densa y caliente, y es donde se producen las reacciones nucleares que generan energía en forma de luz.

El manto es la parte de la estrella donde se transporta esta energía hacia su superficie. El transporte de energía puede hacerse de dos maneras diferentes: por radiación o por convección; y normalmente el manto de una estrella tiene una parte que es radiactiva y otra parte que es convectiva. A medida que nos alejamos del núcleo, la temperatura va disminuyendo, y pasa de unos cuantos millones de grados en su centro a "sólo" unos cuantos miles de grados en su superficie.

Finalmente, la atmósfera es la parte más superficial de una estrella. Se divide en tres capas: fotosfera, cromosfera y corona. La fotosfera es la parte visible de una estrella, de donde proviene la luz que vemos; mientras que la cromosfera y la corona no se ven casi nunca.

El color de las estrellas

El color de una estrella indica su temperatura superficial, la temperatura de su fotosfera. Hay una gran variedad de temperaturas diferentes ya que hay estrellas que "sólo" están a unos 2.200 K mientras que otros están a unos 50.000 K (esta escala de temperaturas llama escala absoluta o escala kelvin de temperaturas (K) , es igual que la escala de grados Celsius (C) pero hay que restar 273 grados, ya que 0 K = -273 C).

Así pues, la temperatura superficial de una estrella está relacionada con su color; y contrariamente a lo que podría parecer, cuanto más roja es una estrella más fría está, ya la inversa, cuanto más azul es una estrella, más caliente está.

Esta es la relación Color-Temperatura superficial de las estrellas: 

La masa de las estrellas

La masa de una estrella es la cantidad de materia que la forma, y depende de la cantidad de gas que se ha acumulado durante su nacimiento. Como veremos, las estrellas nacen a partir del gas y el polvo de enormes nubes que hay en las galaxias, las nebulosas. Este gas y polvo se condensa y forma diferentes grumos de materia. De cada grumo acaba naciendo una estrella, y es al azar que determina cuánta materia tendrá cada una de ellas.

La masa es el parámetro más importante de una estrella ya que determina su tamaño, su temperatura superficial y su color; también determina toda su vida: el tiempo que vivirá, la evolución que tendrá y cuál será su final: si se convertirá en enana blanca, en estrella de neutrones o en agujero negro, cuando se muera. Por lo tanto, una estrella nace con una cantidad de materia dada y eso le determina el resto de su vida. Pero hay límites a la masa de las estrellas.

Tabla donde se ve la relación entre la masa de una estrella y su tiempo de vida

Se puede ver que cuanto más masiva es una estrella, menos tiempo vivirá. Como la edad del Universo es de 13.700 millones de años, las estrellas menos masivas aún no han muerto.

Para hablar de la masa de las estrellas se toma como referencia la masa del Sol, que se escribe MΘ. Hay un límite inferior para la masa de las estrellas. Si nace un astro con una masa inferior a 0'08 MΘ (que es el mismo que 80 masas de Júpiter) no acabará siendo una estrella, porque con tan poca masa su núcleo no llegará a tener reacciones nucleares estables. Estos astros que se forman al igual que las estrellas pero que no tienen reacciones nucleares estables llaman enanas marrones. Se trata de unos astros con una masa intermedia, entre estrellas y planetas.

También hay un límite superior para la masa de las estrellas. Este límite es muy incierto, y de hecho hasta hace muy poco se hablaba de unas 100 MΘ, pero en los últimos años se han descubierto estrellas con masas superiores a este límite. Así, hoy en día se conocen estrellas de unas 200 MΘ e incluso más masivas, y no está nada claro qué valor puede llegar a tener este límite superior. Quizás es de 250 MΘ o de 300 MΘ.

El tamaño de las estrellas

Para poder comparar el tamaño de las estrellas con alguna medida conocida, se toma el Sol como referencia. El Sol tiene un radio de 695 508 km, que es aproximadamente unas cien veces mayor que el radio de la Tierra (en volumen, el Sol es un millón de veces mayor que nuestro planeta). El radio del Sol se representa con el símbolo RΘ.

Las estrellas que se encuentran en su etapa estable no difieren demasiado del tamaño del Sol. Así, las más pequeñas son unas 10 veces más pequeñas que el Sol (R = 0'10 RΘ), mientras que las más grandes son unas 10 veces mayores que el Sol (R = 10 RΘ).

Ahora bien, como se ha dicho, cuando una estrella evoluciona se convierte en una estrella mucho más grande, llamada gigante roja o supergigante roja. Las estrellas gigantes rojas y supergigantes rojas tienen un tamaño muchísimo mayor que las estrellas estables. Pueden llegar a ser miles de veces más grandes que las estrellas estables. Por ejemplo, una de las supergigantes rojas más grandes que se conocen es VY CMa y su radio es aproximadamente de 2000 RΘ. Esto quiere decir que si se colocara en el lugar del Sol, ocuparía todo el espacio que hay hasta la órbita de Saturno!

Otros ejemplos de estrellas gigantes bien conocidas son: Betelgeuse, de la que ya hemos hablado, con un tamaño de unos 1.000 RΘ; Antares, de la constelación de Scorpius, con un tamaño de 700 RΘ; Aldebaran, que se encuentra a Taurus, con un tamaño de 40 RΘ, etc.

Si se colocara Betelgeuse en el lugar del Sol, esta estrella ocuparía todo el espacio hasta la órbita de Júpiter!

Y tal como se ha comentado, en la fase final de su vida las estrellas se convierten en objetos muy pequeños y densos: enanas blancas, estrellas de neutrones o agujeros negros. Las enanas blancas tienen típicamente el tamaño del planeta Tierra, es decir, de 1 centésima del diámetro solar. De enanas blancas hay muchas, una de las primeras que se descubrió fue la compañera de Sirio, que se llamó Sirius B.

Las estrellas de neutrones son mucho más pequeñas ya que tienen típicamente un radio de 10 km! Y los agujeros negros aún son mas pequeños.

La vida de las estrellas

Las estrellas, como todo en la vida, nacen, viven y mueren. En este apartado veremos qué es toda esta evolución estelar.

El nacimiento de las estrellas

Las estrellas nacen en el interior de las nebulosas; enormes nubes de gas y de polvo. Regiones locales del gas y el polvo sufren condensaciones que provocan un aumento de la densidad. Si estas condensaciones no se dispersan, la región entra en un proceso de contracción. Llega un momento en que la niebla en contracción se rompe en numerosos fragmentos, cada uno de los cuales dará origen a una estrella diferente. Para ello, estos pequeños fragmentos continúan el proceso de contracción, aumentando la temperatura y la presión en las zonas centrales; aunque no son estrellas y se llaman protoestrellas.

Una protoestrella ya empieza a brillar con luz propia porque está muy caliente debido a la propia contracción del gas.

Cuando la temperatura central de la niebla en contracción alcanza los diez millones de grados comienzan a producirse una serie de reacciones termonucleares en cadena. En estas reacciones los núcleos de hidrógeno chocan a gran velocidad y se fusionan originando núcleos de helio. Este proceso genera una gran cantidad de energía (muy superior a la generada por la contracción misma) que es capaz de detener la contracción que la protoestrella estaba sufriendo bajo su propio peso. En este momento nace la estrella propiamente dicha. Deja de contraerse y se vuelve estable.Así continuará, con muy pocas variaciones a lo largo de casi la totalidad de su vida. 

Nebulosa M16

La evolución de las estrellas

Ya hemos visto cómo nace una estrella dentro de una nebulosa. Durante la formación de la estrella hay dos parámetros muy importantes que determinarán su evolución futura; en especial los años que vivirá. Son su composición química y, mucho más importante, su masa inicial. Cuanto más masa tenga una estrella, más rápidamente agotará su combustible y vivirá menos tiempo; y al revés, cuanto más pequeña sea su masa inicial, más larga será su vida.

La estrella se mantiene tranquila la mayor parte de su vida, quemando (termonuclearment) hidrógeno y convirtiéndolo en helio. Pero cuando el hidrógeno de la parte central de la estrella se agota, las reacciones termonucleares disminuyen y el núcleo de la estrella deja de emitir energía hacia fuera del núcleo. Esto provoca su contracción. Al contraerse se caliente hasta que el gas de la capa de la estrella más cercana al núcleo llega, a su vez, a los diez millones de grados, con lo cual se enciende termonuclearment, como antes lo había hecho el núcleo. En este momento se da un fenómeno importante: la zona central de la estrella continúa su contracción, mientras las capas más externas lo que hacen es expandirse. La estrella se convierte en una gigante roja.

A partir de ese momento, su futuro depende mucho de su masa inicial. Básicamente, se observan dos comportamientos: el de las estrellas de menos de 10 masas solares iniciales, y el de las estrellas de más de 10 masas solares iniciales. Dentro de cada grupo se pueden hacer también distinciones. En el primer grupo entre estrellas hasta 4 masas solares y estrellas entre 4 y 10 masas solares; en el segundo grupo entre estrellas de menos de 30 masas solares y estrellas superiores a esta masa. Hay que tener en cuenta, sin embargo, que estos límites son bastante imprecisos. Se han obtenido a través del cálculo, ya que se tienen muy pocas evidencias directas a través de la observación de todos estos fenómenos.

La evolución de las estrellas de poca masa

En el caso de las estrellas de poca masa (hasta 4 masas solares), el núcleo de la estrella sigue comprimiéndose hasta llegar a la temperatura en la que el helio reacciona termonuclearment consigo mismo para formar carbono y oxígeno . Esto llega a una temperatura de unos 100 millones de grados. En este momento se detiene la contracción del núcleo ya que su propio peso queda equilibrado por la aportación de energía de las reacciones termonucleares que experimenta. Esta etapa (gigante roja con combustión del helio) tiene una duración mucho más corta que la de la secuencia principal ya que el helio se agota muy rápido.

Entonces, el núcleo de la estrella se vuelve a comprimir hasta que aparece una nueva fuerza que aparece en la compresión; esta fuerza es una presión de origen cuántico: la degeneración de los electrones. Dicho en pocas palabras, esto quiere decir que los electrones están tan cercanos unos a otros que ya no se pueden acercar más, con lo cual el núcleo estelar para su colapso. Lo que resulta es un núcleo de carbono, oxígeno y algo de hidrógeno y helio que se conoce con el nombre de enana blanca. A partir de ahora, la enana blanca acabará su vida enfriándose lentamente, hasta convertirse en una enana negra, fría y apagada, sin posibilidad de recuperación. Mientras tanto, todo el gas que la rodeaba se va dispersando por el espacio en un fenómeno que, de hecho, constituye una "explosión suave", llamada nebulosa planetaria.

Nebulosa planetaria

Evolución de las estrellas de media masa

A las estrellas con masas iniciales entre 4 y 10 veces la masa del Sol es donde hay más incertidumbres en los modelos. Es evidente que experimentan las mismas fases que las estrellas de masas más pequeñas, es decir, se enciende el helio en el núcleo, que quema convirtiéndose en carbono y oxígeno hasta que se agota. Entonces el núcleo de la estrella se vuelve a contraer, se calienta aún más, hasta llegar a la temperatura de ignición del carbono (unos 470 millones de grados). Entonces, el carbono reacciona consigo mismo dando lugar a elementos químicos más pesados ​​como el neón, el magnesio y el sodio. Muy posiblemente estas estrellas no pueden ir más allá de este punto.

Evolución de las estrellas de gran masa

Para estrellas de masas superiores a las 10 masas solares el proceso puede continuar. En este momento la estrella quema simultáneamente en varias capas. De afuera hacia adentro, después de una envoltura inerte muy extenso: una capa donde el hidrógeno se convierte en helio, otra de helio convirtiéndose en carbono y oxígeno, y en el centro con el carbono convirtiéndose en neón, magnesio y sodio. La continuación del proceso tiene siempre el mismo patrón: cuando se acaba el combustible de la capa más interna hay una contracción de esta capa, un calentamiento y una nueva ignición cuando las cenizas de la combustión anterior pasos a convertirse en combustible para una nueva combustión. De esta manera se van generando elementos cada vez más pesados. En etapas sucesivas se irán formando nuevas capas donde aparecerán azufre, fósforo, silicio, argón, calcio, titanio y, finalmente, hierro y níquel, que son los dos elementos más estables desde el punto de visto nuclear.

A partir del hierro y el níquel, las reacciones termonucleares no suministran energía sino que necesitan para producirse. Además, en este momento, la temperatura es extraordinariamente alta, unos 5.000 millones de grados, y a esta temperatura los fotones gamma generados son tanto energéticos que pueden arrancar protones y neutrones de los núcleos de hierro. Todo ello provoca una situación catastrófica: cada núcleo de hierro se descompone en trece núcleos de helio y cuatro neutrones. Esta reacción es altamente endotérmica; la presión cae en picado y el núcleo colapsa sobre sí mismo. Simultáneamente, los núcleos atómicos comienzan a capturar electrones (como un mecanismo para vencer la presión degenerada de los electrones) y los protones se convierte en neutrones. Este proceso se denomina neutronització.

En este momento, las capas que rodean el núcleo colapsado se ven obligadas a caer hacia el centro a gran velocidad, empujadas por la fuerza de gravitación del núcleo (su propio peso), seguidas por las capas más externas que caen más lentamente . Cuando la densidad central llega a ser del orden de la densidad de la materia nuclear, la materia que llega rebota en chocar y es expulsada hacia fuera de la estrella. Entonces se produce una onda de choque que acaba desgarrando totalmente el resto de la estrella en pocas horas (o unos días como máximo).

Explosión de supernova (M1)

Se produce, por tanto, una explosión que recibe el nombre de supernova. En el centro queda un residuo formado por los restos del antiguo núcleo de hierro de la estrella, que ha acabado convirtiéndose en una bola compuesta, básicamente, de neutrones; es lo que se llama una estrella de neutrones. La presión degenerada que ejercen los neutrones es capaz de detener el colapso de este núcleo.

Finalmente, si la masa inicial de la estrella supera las 30 masas solares, el núcleo que llega a estas últimas fases tiene una masa superior a las 3 masas solares. Con esta masa ni tan solo la presión de los neutrones es capaz de detener el colapso final del núcleo, que se desploma sobre sí mismo formando lo que se conoce como agujero negro.

Estrellas de neutrones

Una estrella de neutrones es un astro con un radio del orden de 10 km, pero con una densidad extraordinariamente elevada; es decir, tiene una gran masa para un espacio tan pequeño.

La estructura interna de una estrella de neutrones presenta varias capas, con características y composiciones diferentes. La corteza superficial tiene un pocos cientos de metros de espesor y está constituida por hierro (lo que había alrededor del antiguo núcleo estelar y que no sufrió el proceso de neutronització) y otros elementos sólidos; es una superficie sólida. Inmediatamente debajo hay un primer manto de protones, neutrones y electrones libres, todos en equilibrio químico. Le sigue un segundo manto, más grueso (unos 9 km) compuesto por neutrones y protones. En cuanto al núcleo de la estrella de neutrones, su composición es un misterio. Allí, la presión es tan elevada que podría haber materia exótica (neutrones en estado sólido y, incluso, quarks libres).

El origen de las estrellas de neutrones hace que posean unas características físicas muy peculiares: aparte de la altísima densidad, tienen una rotación muy elevada (pueden llegar a girar 1000 veces por segundo!), Y un campo magnético muy, muy intenso .

La combinación de la rápida velocidad de rotación y del intenso campo magnético provoca que las partículas con carga eléctrica (protones y electrones) que hay cerca de la superficie se aceleren siguiendo el campo magnético y se muevan hacia los polos magnéticos, emitiendo radiación (llamada de sincrotrón. esto hace que sea en los polos donde se concentra la radiación que, además, es altamente direccional en la dirección del eje magnético, lo que hace que se creen dos haces de radiación muy cerrados en direcciones opuestas . Como el eje de rotación no coincide con el eje magnético, su campo magnético efectura un movimiento de precesión alrededor del eje de rotación. debido a este movimiento de precesión, si uno de los haces apunta en un momento determinado hacia la Tierra, es decir, si pasa por nuestra visual, veremos un pico de radiación, lo que se repetirá cada cierto espacio de tiempo muy corto y regular en el tiempo siguiendo la rotación de la estrella de neutrones ; son unos "pulsos" que se pueden dar en radio, vino ble o rayos X o gamma. Es entonces cuando a estas estrellas se las conoce como "púlsares" (en inglés sería el acrónimo de "pulsating star". Este modelo se conoce como "modelo de hacer", por su parecido a un faro marino.

Esquema de un púlsar

Se dice que los púlsares son los relojes más precisos que se conocen, ya que su periodo se puede medir con más de quince cifras exactas.

Los agujeros negros

Uno de los procesos que puede originar la creación de un agujero negro es la explosión como supernova de una estrella de masa inicial superior a 30 masas solares esta cifra tiene un margen de error muy considerable). En este proceso se expulsa hacia el espacio un 80% de la masa de la estrella, mientras el núcleo se contrae hasta formar un agujero negro.

Esquema de un agujero negro

Una vez creado el agujero negro tenemos una teoría físico-matemática muy potente que nos permite construir un modelo teórico, tanto del exterior como de las proximidades, e incluso, nos permite conocer detalles extraordinarios de su interior.

La materia de los alrededores va cayendo hacia el agujero negro debido a su enorme gravedad y, en su caída, forma un disco de acreción. Todo gira en torno al eje de rotación la parte de la materia y la energía escapan antes de llegar al agujero negro formando dos haces que se pueden observar y que dan lugar a cuásares, blázares o fuentes de radio extensas, segundo qué sea su orientación respecto de nosotros. Más cerca del centro hay una zona muy peculiar llamada "esfera de luz". Entre esta zona y el agujero negro se dan fenómenos muy curiosos como la inversión del espacio, la inversión de la transferencia de momento angular y de la "fuerza" centrífuga. Todo esto ocurre fuera del agujero negro.

Las estrellas viven agrupadas en galaxias. Una galaxia es un grupo de millones y millones de estrellas que giran alrededor de un centro común (el centro galáctico). Pero además, a las galaxias encontramos otros objetos astronómicos: hay nubes de gas y de polvo, las nebulosas, gracias a las cuales van naciendo estrellas continuamente; hay agrupaciones de estrellas, los cúmulos globulares, formados típicamente por un millón de estrellas, que son los objetos más antiguos de la galaxia; hay un medio interestelar, formado por gas y polvo muy diluido, que llena todo el espacio de la galaxia; y hay un núcleo muy compacto formado por un agujero negro supermasivo, con una masa de millones de veces la masa del Sol.

Tipos de galaxias

Hay diferentes tipos de galaxias, según su forma y sus características principales. Las más conocidas son las galaxias espirales, pero también hay galaxias elípticas, galaxias lenticulares y galaxias irregulares; y dentro de cada tipo hay subtipos con diferentes particularidades.

Las galaxias elípticas suelen ser muy grandes y masivas, con unas masas entre 100 millones y 10 billones de veces la masa del Sol (se trata de las galaxias más masivas del Universo). Como su nombre indica tienen forma elíptica, pero puede variar mucho, porque algunas son muy alargadas y otros son muy esféricas. Suelen tener estrellas viejas, con una proporción elevada de gigantes rojas; no tienen mucho gas y por tanto muy poca actividad de formación estelar.

Galaxia elíptica

Las galaxias espirales están formadas por un núcleo bastante compacto y esférico, y un disco en el que aparece la estructura espiral. Además, rodeando todo el disco hay un halo poco denso.

El núcleo y el halo están formados por estrellas viejas y rojizas, muy parecida a las galaxias elípticas; en cambio en los brazos espirales del disco las estrellas son jóvenes y brillantes, y hay gas y muchas nebulosas con formación estelar. El halo también está lleno de cúmulos globulares, agrupaciones de más o menos un millón de estrellas, que se formaron con la propia formación de la galaxia, y serían las estrellas más viejas que existen. Estos cúmulos globulares se distribuyen con una simetría esférica alrededor del núcleo de la galaxia.

Hay dos tipos de galaxias espirales: las espirales normales, en las que los brazos salen directamente del núcleo; y las espirales barradas, en las que los brazos salen de los extremos de una barra que atraviesa el núcleo. Parece ser que tanto los brazos espirales como la barra central serían estados transitorios de la galaxia.

Galaxia espiral

Las galaxias lenticulares tienen propiedades en medio de las elípticas y las espirales, ya que tienen un núcleo y un disco como las espirales, pero sin la estructura de los brazos. Su núcleo es más importante, respecto del disco, que en el caso de las espirales: representa el 50% del tamaño total. La población estelar, sin embargo, es similar a la de las elípticas: estrellas viejas, gigantes rojas. Su color, pues, es rojizo. No tienen mucho gas.

Las galaxias irregulares son aquellas que no tienen ninguna estructura ni forma definida, no tienen ni un núcleo definido y presentan un aspecto caótico. Están formadas por estrellas jóvenes y el gas interestelar es abundante: entre el 10% y el 20% del total.

Galaxia irregular

La Vía Láctea

Nuestra galaxia, la Vía Láctea, nos aparece en el cielo como una franja blanquecina que atraviesa el firmamento. Creemos que se trata de una típica galaxia espiral, aunque no lo hemos visto nunca desde fuera. No está claro si se trata de una galaxia espiral con cuatro brazos o de una galaxia espiral barrada con dos brazos.

Esquema de la Vía Láctea

Su disco tiene un diámetro de unos 100 mil años luz y un espesor de unos 10 mil años luz. El Sol se encuentra en uno de los brazos espirales a unos 30 mil años luz del centro galáctico, y tarda unos 240 millones de años en dar una vuelta entera alrededor de La Galaxia (aunque se mueve a unos 220 km / s) .

Parece ser que es una galaxia bastante masiva, y está formada entre 200 mil millones y 400 mil millones de estrellas.

Como todas las galaxias espirales tiene un núcleo en el centro, muy difícil de ver y estudiar desde la Tierra, debido a la gran cantidad de polvo que hay en el disco galáctico. Es por ello que el núcleo se debe estudiar con luz infrarroja que puede atravesar el polvo y llegar hasta el núcleo. Gracias a estas técnicas se han estudiado las estrellas más cercanas al núcleo y se ha visto que hay un agujero negro supermasivo, con una masa de unos 4 millones de masas solares.

Las galaxias activas

Las galaxias de las que hemos hablado hasta ahora son las galaxias "normales". Hay pero otro tipo de galaxias a las que llamamos galaxias activas porque su núcleo emite mucha energía en forma de radiación. Según qué tipo de radiación se detecta históricamente han llamado Quasars, blazars, radiogalàxies o galaxias Seyfert.

Como hemos dicho antes, casi todas las galaxias tienen en su centro un agujero negro supermasivo. En galaxias como la Vía Láctea este agujero negro está inactivo, no se está tragando materia de su alrededor por la sencilla razón de que ya se la tragó toda cuando se fue formando, en una etapa inicial de la galaxia. Ahora ya no le queda materia cerca para tragar. Ahora bien, hay galaxias jóvenes que su agujero negro se encuentra en pleno proceso de absorción de materia y esto provoca que sean muy activas.

Dibujo de una galaxia activa

Cuando un agujero negro supermasivo traga materia, esta materia forma un disco alrededor del agujero negro y va cayendo en forma de espiral. Todo este sistema produce un intenso campo magnético que expulsa partículas cargadas en dos chorros muy dirigidos. Estas partículas cargadas emiten radiación electromagnética (rayos X, rayos gamma, ondas de radio etc.) que podemos observar. Según sea el ángulo en que se observa esta radiación, históricamente se ha hablado de un quásar, de un blazar, de una radiogalaxia o de una galaxia Seyfert, aunque ahora sabemos que se trata del mismo tipo de fenómeno.