Si teniu la possibilitat d'estar en un camp, podreu notar com és de bonic el cel. Té moltes llumetes brillants, però són més que això. Descobreix aquí tota la informació de les estrelles, t'ensenyem què són? Quines són les seves característiques? tipus i molt més
Què és una estrella?
L'estrella, és un cos brillant la constitució interna del qual, és força semblant a l'estat gasós dels cossos. A causa de la seva gravetat, són capaços de mantenir-ne l'estat i la configuració.
Es diu, que és el Sol, l'estrella que es troba més propera al planeta Terra. Tot i això, la resta d'aquests cossos lluminosos, només poden ser apreciats sense dificultat des de la terra, en hores de la nit.
Però no totes les estrelles poden ser vistes tan fàcilment per lull humà. Una gran part d'aquests cossos celestes, on es poden incloure les més distants de la galàxia a la terra, el sistema solar o via làctia, no es poden observar sense equips especialitzats.
Alguna d'aquestes estrelles es troben tan distants, que resulta impossible veure-les des de la terra, tot emprant telescopis d'avançada tecnologia.
La brillantor característica de les estrelles durant la nit, es deu a l'absorció i alliberament d'energia dins del nucli. A través d'un procés físic, l'hidrogen del cos es transforma en un gas noble, en aquest cas l'heli.
Per mitjà d'aquesta reacció física, l'energia que es genera, passa de l'interior del nucli i es propaga en forma d'ones electromagnètiques per tot l'espai exterior.
Però tot això s'ha tornat força interessant i és vàlid que es facin el qüestionament següent: quant dura una estrella? Encara que sembli complicat, els científics van aconseguir la manera de determinar amb exactitud el temps que té cadascuna de les estrelles, fins ara descobertes.
Vida d'una estrella
Durant el període de formació i extinció de les estrelles, es generen petites reaccions nuclears, que són les responsables del temps de vida del cos celeste fins a la seva explosió. És molt normal, que prop de desaparèixer l'estrella, al seu interior contenen una gran quantitat de deixalles, per efectes de la transformació.
Els científics aconsegueixen establir la quantitat de matèria que contenen, el temps de vida i la quantitat d'elements diferents de l'heli i de més pes. Simplement amb el registre del seu desplaçament per lespai, a més de la seva brillantor i abast de la seva llum.
Una altra particularitat de les estrelles, és que al llarg de la seva vida, es van propiciant augments en el diàmetre i canvis en la seva vida Temperatura i humitat. És important saber que l'entorn on es trobin seran factors que poden incidir en el seu recorregut i rotació.
A partir de la caiguda de la gravetat de les regions interestel·lars, que es componen d'Hidrogen, Heli i altres elements de més pes, es dóna inici al cicle de vida de les estrelles. A través de les fusions, que alliberen energia en el procés.
Gràcies a totes aquestes reaccions, les restes generades a l'interior de l'estrella traslladen energia fora del seu centre per mitjà del traspàs de temperatura que es produeix per la transferència electromagnètica i el moviment dels fluids.
Per efecte de la pressió a la part interna de l'estrella, s'evita que aquesta col·lapsi. Quan comencen a esgotar-se les reserves d'hidrogen al nucli, l'estrella comença a augmentar el diàmetre.
Produït aquest augment desproporcionat en la seva mida, l'estel es transforma, permetent l'expulsió de gran part de matèria, que permet la formació de noves estrelles. Tota la seva massa s'extingeix de mica en mica, fins a convertir-se en un forat negre.
Estrelles i una òrbita
Quan dues estrelles o més, comparteixen una mateixa òrbita, es parla que s'està a la presència de sistemes multi estel·lars. Les quals es troben entrellaçades en una mateixa òrbita gravitacional.
Si l'àrea orbital que comparteixen, és molt propera, la seva evolució serà més significativa, gràcies al seu intercanvi de gravetat. L'agrupació d'aquest tipus d'estrelles són les responsables que es puguin veure acumulacions estel·lars o galàxies.
Història de les estrelles
Des de temps immemorials, les estrelles han estat una eina molt valuosa, per a totes les civilitzacions. Han estat part inseparable de la cultura religiosa, molt valuosa per als navegants, ja que a través d'elles es van poder orientar.
Per molt de temps, van creure que aquests diminuts elements de l'espai romanien estàtics en un mateix lloc i sense patir cap modificació.
Molts estudiosos del cosmos, per conveniència reunien les estrelles en regions celestes, que eren emprades amb el propòsit de registrar els desplaçaments dels planetes, segons la ubicació del Sol.
També van poder utilitzar el desplaçament del Sol, contrastat en un pla horitzontal de les estrelles, per dissenyar calendaris. Que podien ser de gran ajuda, per programar totes les activitats referides a les pràctiques agrícoles, com ara la sembra, fertilització i preparació dels sòls.
Els calendaris que es coneixen actualment, té la base al calendari solar, que empra l'eix de rotació i l'angle dels Moviments de la Terra, en relació amb la seva estrella, el Sol.
Carta i llistat d'estrelles
Una carta estel·lar o d'estrelles és un mapa on es troben les ubicacions, de cadascuna en el pla espacial.
Aquest mapa d'estrelles, es coneix que és el més antic, correspon a la civilització egípcia i els seus notables erudits, prop de l'any 1534 abans de Crist. Després els genis de l'astronomia de Babilònia, es van encarregar de catalogar-los i agrupar-los, entre els anys 1500-1100 abans de Crist.
Els grecs per la seva banda, encunyen que el seu primer llistat d'estrelles, va ser elaborat l'any 300 aC. C per l'astrònom Aristilo. L'índex d'estrelles, que va ser registrat al segle II aC C, es deu a l'astrònom i matemàtic Hiparc de Nicea. També se'l coneix a Hiparco, com qui va descobrir la primera estrella nova o nova.
El mapa d'Hiparco incorporava un total d'aproximadament 1000 estrelles noves. Que van ser utilitzades per poder completar la compilació que estava realitzant el geògraf i astrònom Claudi Ptolomeo.
Els genis de l'astronomia xinesa albergaven l'esperança que es produïssin noves estrelles, fins i tot conscients de la rigidesa dels canvis a l'espai celeste.
La possibilitat que es produïssin alguns canvis va tenir la seva recompensa quan després de gairebé 190 anys, després de l'era de Crist, van poder observar, descriure i registrar una supernova o súper estrella. Actualment, aquesta súper estrella, es troba registrada com a SN 185.
Van continuar registrant-se descobriments d'estrelles. La següent a la llista va ser la supernova SN 1006, avistada i registrada per l'astrònom d'origen egipci Ali Ibn Ridwan, en col·laboració d'altres astrònoms xinesos l'any 1006. DC
L'actual Nebulosa del Cranc, és gràcies al descobriment de la súper estrella SN 1054. La mateixa, va ser vista per un grup multidisciplinari de xinesos i àrabs.
Invencions i noms
L'astronomia i tot allò associat a ella li deuen molt als astrònoms àrabs de l'edat mitjana. Ells, es van encarregar de registrar i nomenar un gran nombre d'estrelles i van inventar moltíssims instruments de mesurament, que van ser de gran utilitat, per al càlcul de les posicions de les estrelles.
Els astrònoms àrabs també van ser els ideòlegs i els visionaris que van dedicar part del seu coneixement científic, per a l'establiment d'Instituts d'investigacions i grans observatoris d'estrelles.
La història de l'astronomia compta amb publicacions invaluables i científics connotats que van dedicar gran part de la seva vida, per a l'avenç de la ciència i el coneixement de les estrelles i els planetes.
A continuació se n'esmenten alguns:
- Abd Al-Rahman Al Sufi, astrònom persa. Autor del llibre Les Estrelles Fixes, el 964 DC.
A la publicació, deixa saber de la seva observació de l'agrupació d'estrelles: Omicron Velorum i el conjunt de Brocchi. A més de la galàxia d'Andromeda.
Abu Rayhan Biruni, va ser un astrònom persa, que va poder descriure l'agrupació d'estrelles i cossos celestes anomenada Via Làctia. Als seus apunts, la descriu com un conjunt de trossos, que posseïen elements similars al d'una estrella. Abu Rayhan Biruni, també se li atribueix el de precisar la distància de certes estrelles durant un eclipsi de lluna l'any 1019. DC
La via Làctia i altres formacions
D'acord amb l'astrònom Ibn Bajjah, el 1106, va plantejar que la Via Làctia es conformava de nombroses estrelles. Les quals es fregaven entre elles, fent la sensació que era una figura contínua, producte del canvi de velocitat i la direcció de les ones.
Diversos descobriments, van ser possibles gràcies als astrònoms europeus. Entre els que destaquen Tycho Brahe, que va poder identificar les noves al cel, durant la nit. Afirmant amb això, que el cel, si patien canvis.
Giordano Bruno al segle XV, va proposar que aquests cossos celestes, molt probablement tindrien altres planetes, girant en la seva òrbita. Possiblement com passa amb el sistema solar. Teoria que va ser proposada inicialment per Epicur i també a la Teoria atòmica de Demòcrit.
Unificant criteris
Ja al segle XVI, es començaven a unificar els criteris al voltant de les definicions i classificacions dels cossos celestes. Establiren les raons per les quals aquests cossos no exercien cap pressió sobre el sistema solar.
El físic Isaac Newton i el teòleg Richard Bentley, concordaven en la idea que, les estrelles es distribuïen de manera equilibrada a tot l'espai.
Al segle XVII, es van dur a terme els primers mesuraments del moviment de dos cossos celestes que havien modificat la seva ubicació, registrada per Hiparco i Ptlomeo. Aquest fet va ser gràcies a Geminiano Montanari, un astrònom que va observar variacions a l'estrella Algol, de la constel·lació de Perseu.
Ben avançat el segle XVIII, es van poder realitzar els primers mesuraments, per a la distribució dels astres celestes al cel. Tasca que va anar a càrrec de l'astrònom William Herschel. A través d'uns indicadors, col·locats a tota una franja de visió.
Anàlisi de les radiacions
Joseph von Fraunhofer en col·laboració amb Angelo Secchi, van iniciar un estudi on van fer comparacions de diferents fotons d'un gran nombre d'astres celestes. Van poder determinar que hi ha disparitats en la intensitat i l'absorció de l'espectre.
A partir del registre d'aquests esdeveniments, es va començar a classificar les estrelles, segons els tipus de fotons. Aquesta classificació va ser millorada posteriorment per dos astrònoms.
L'any 1865 Secchi va començar a classificar les estrelles per tipus espectrals. Tot i això, la versió moderna de l'esquema de classificació estel·lar va ser desenvolupada per l'astrònoma nord-americana Annie Cannon.
Bessel Friedrich, és el responsable de fer els primers mesuraments, de la distància entre les estrelles. A més, aquest astrònom i matemàtic, va poder registrar mitjançant l'observació, canvis a la ubicació de l'estrella Sirià.
Estrelles del segle XX i les noves tècniques
Amb l'arribada del segle XX, es van produir una sèrie d'avenços tecnològics, que van permetre progressos significatius en l'anàlisi i l'observació dels cossos celestes.
Un altre dels factors que van jugar a favor del reconeixement de tot el que es desenvolupava al cel, van ser els avenços en el tema de la fotografia. Es van poder desenvolupar millors prestacions denfocament de les càmeres, que permeten obtenir millors imatges.
Un dels seus millors exponents va ser el físic i astrònom alemany Karl Schwarzschild. A través d'aquesta magnífica eina, va deduir que, comparant el que veia al telescopi i el que es captava amb la càmera fotogràfica. Es podia determinar la temperatura de l'estel.
Amb la incorporació de noves eines més avançades, com ara el fotòmetre fotoelèctric. Es van poder realitzar mesuraments de més precisió, mesurant els intervals de distància de les ones.
A principis de l'any 1900, es van realitzar per primer cop, mesuraments de la mida d'una estrella. Amb la utilització d'un interferòmetre, que simplement consisteix en un instrument que interfereix les ones de llum.
https://www.youtube.com/watch?v=X2tU_F0fy5o
El segle XX va estar ple de grans observacions i avenços en el coneixement d'aquests cossos celestes. Entre els que destaquen:
- Estructura física de les estrelles.
- Diagrama d'Hertzsprung-Russell, per a la incorporació de la física a l'estudi dels astres.
- Desenvolupament de models per teoritzar respecte a l'interior i l'evolució de les estrelles.
- Tesi de Cecília Payne-Gaposchkin, on es proposa la composició d'Hidrogen i Heli.
El conjunt de fotons de les estrelles, va tenir un salt significatiu en la seva comprensió, mitjançant els avenços que es van donar a la física i la Teoria quàntica de Planck. Podent conèixer-se, com està constituïda químicament l'atmosfera estel·lar.
Amb el desenvolupament de nous telescopis, es poden observar estrelles a més de 100 milions d'anys llum del planeta Terra. Tal com el cas de, els cossos celestes que es troben ubicats a la galàxia M100.
Creació dels cossos celestes
Si es concentren a observar i registrar les àrees de l'espai, on hi ha més densitat, notaran com els cossos celestes pateixen una condensació. Aquest fenomen passa, a les parts menys sòlides de l'interior.
Aquestes zones de formació reben el nom de núvols moleculars, els quals estan compostos per un dels elements de major presència en tot el sistema, com ho és l'hidrogen, en combinació amb l'heli i altres elements més.
Una de les àrees de més activitat en la formació d'estrelles és, la zona coneguda com a Nebulosa d'Orió. Aquí, neixen milions d'aquests cossos, que després s'aniran posicionant a diferents parts del cel.
Hi ha estrelles que estan dins de la categoria de cossos celestes massius, no són més que cossos les temperatures dels quals són altíssimes. Això facilita que puguin donar brillantor a les nebuloses, carregar elèctricament les molècules d'hidrogen, a més de produir núvols de gas i plasma.
Però aquest procés de formació constant i intercanvi d'energia, es veuen tallats, impedint que es produeixin noves estrelles.
En general, les estrelles romanen gran part de la seva vida a l'estat de seqüència principal. És a dir, s'ubiquen d'acord amb l'emissió de llum i la temperatura dels cossos.
Classificació segons la massa
Els estels, d'acord amb la seva massa, tenen diferents característiques a mesura que es desenvolupen. Les estrelles que tenen una massa deu vegades més gran a la del sol (10MS), tenen un final totalment diferent de les que tenen menor massa.
D'acord amb aquests aspectes en relació amb la seva massa, es classifiquen de la manera següent:
Amb massa molt baixa
Són cossos, que tenen una massa inferior a 1 massa solar (MS). Tenen la capacitat de transferir la calor i distribuir equitativament l'heli, per tot el cos celeste.
Per aquest motiu, la seva cobertura no és cremada i tampoc no es transformen en estrelles gegants vermelles. Per contra, perden capacitat de poder fusionar-se i es converteixen en estrelles nanes per la pèrdua de la seva energia del nucli.
Aquestes estrelles solen tenir una vida més perllongada que la resta dels cossos celestes que es transformen a l'univers. Per això, és força difícil determinar-ne l'edat, ja que cap d'elles ha arribat al nivell de nana blanca.
De massa baixa
Aquells cossos celestes, les masses dels quals oscil·len entre els 0,5 i 2,5 masses solars (MS) i d'acord a la seva constitució, poden convertir-se en els anomenats gegants vermells o estrelles que han anat esgotant el combustible del nucli.
Aquestes estrelles es constitueixen d'un interior de carboni i oxigen, que temps més tard es consumeix l'hidrogen del nucli. Això fa que tot el cos es contregui, mentre la temperatura s'eleva, provocant que les seves capes externes es refredin.
Amb massa intermèdia
Les estrelles d'aquest grup tenen una massa que van des dels 2 fins a les 10 masses solars (MS) i el seu procés evolutiu és molt similar al de les estrelles de massa baixa.
Aquests cossos celestes, tenen períodes de transformacions en què es produeix la combustió de l'Hel·li, per després formar un centre de carboni i oxigen de diversos nivells.
Estrelles massives
Freqüentment, són estrelles la massa solar de les quals està compresa entre les 7 i les 10 masses solars. Quan es consumeix el combustible del seu nucli, es transformen en estrelles supergegants, fusionant tots els elements més pesats que l'heli.
El seu temps de vida està relacionat amb el col·lapse del seu interior, fins a produir-se una explosió que dóna origen a les Supernoves.
Estrelles i la seva formació
Aquestes interessants formacions que es poden observar al cel, comencen el seu desenvolupament amb una fluctuació en la gravetat, a la part interna dels núvols moleculars. Tot això gràcies a les pressions que generen els xocs entre les galàxies.
Quan les capes gravitacionals, arriben al topo de la seva densitat, fan possible que es faci entrega de tot el necessari, per crear una inestabilitat. Aleshores en aquest precís moment es produeix un enfonsament, per acció de la força de gravetat.
Dins del núvol, tot comença a col·lapsar i tots els fragments de gas, donen origen a un núvol espes i fosc, anomenat Glòbul de Bok. Un cop s'ha produït el desequilibri, l'energia es transforma en calor, augmentant la temperatura.
En el moment que el núvol comença a trobar novament l'equilibri gravitacional, es dóna origen a una nova estrella al nucli.
Les estrelles que s'acaben de fer en un procés de formació, estan vorejades per uns discos, que són mantinguts per l'intercanvi de l'energia gravitacional. El període de reducció o fusió nuclear pot trigar aproximadament uns quinze milions d'anys.
Els cossos celestes més nous, és a dir, aquells la massa solar dels quals no excedeixen als 2 MS, reben el nom T Tauri i són les estrelles novells, de més visibilitat.
Acabat de formar l'estrella, aquesta expulsa gasos que s'encarreguen de reduir el moviment de rotació de l'estrella que s'extingeix. La combinació d'aquests gasos amb les ones lumíniques fan que el núvol que l'envolta s'allunyi de la seva òrbita.
És comú que els estels que s'han format recentment, mentre es trobin a una mateixa temperatura, la seva brillantor sigui considerablement opaca. I això és una característica de l'entorn on es van formar cadascuna de les estrelles.
A continuació s'esmenten les seqüències i ordre, en la formació de les estrelles.
Ordre principal de formació
Aquestes esferes de plasma inverteixen gairebé tota la seva vida liquant l'hidrogen a l'heli, a temperatures elevades i pressions gegantines al voltant del seu centre. A les estrelles que s'ubiquen en aquest primer nivell, també se'l coneix com estrelles nanes.
Quan s'inicia el recompte a la vida d'una estrella, que arrenca a partir de l'edat zero, la concentració del gas Helio anirà augmentant al centre. Per aquesta mateixa raó, també es nota un augment en la temperatura i la llum.
En el cas del Sol, des del seu naixement fa més de 4000 milions d'anys, la seva lluminositat es va incrementar gairebé un 50%, des que va entrar a la primera fase de formació.
Producte de les constants transformacions, cadascuna de les esferes de plasma que es van formant, van generant les brises estel·lars, que són les responsables de transportar els gasos cap a l'espai.
A causa de la seva transformació constant, per exemple, el Sol desprèn cada any de la seva massa, de mitjana més de 10 MS, afectant de manera substancial en el seu desenvolupament.
El període que fa servir una estrella durant la seva passada per la seqüència de formació principal, dependrà de la quantitat de reserves d'energia, amb què aquest compte i de la rapidesa amb què barregi els seus elements.
Com que les esferes de plasma massives cremen més ràpidament l'energia, el seu temps de vida serà menys perllongat. Per contra, les de massa baixa, empren la seva energia més lentament, cosa que allarga la seva vida.
La coordinació entre una mínima despesa energètica i l'aportació constant de combustible permet que la vida dels cossos celestes de baixa massa sigui molt més llarga.
En aquesta fase de desenvolupament, les anomenades estrelles nanes vermelles, pateixen un increment en la seva temperatura i radiació, a causa de la retenció de l'heli. Però a causa de la pèrdua de les reserves d'Hidrogen, pateixen una contracció que les fa convertir-se en altres esferes lluminoses de plasma, que són les estrelles nanes blanques, que ja han patit una disminució de la temperatura.
Elements pesats
Com sabeu, la massa compleix un paper de primer ordre en l'evolució d'una estrella. Però també s'han de considerar aquells elements el pes dels quals sigui superior a l'heli.
Els científics, tenen una forma de classificar els elements, els pesos dels quals estiguin per sobre de l'heli. A l'agrupació de tots aquests elements a l'interior de l'estrella, se'ls anomena metal·licitat.
Per comprendre de què es tracta aquest terme, cal esmentar que la metal·licitat d'un cos celeste influeix directament en el període que es pren a utilitzar la seva energia.
El camp magnètic de les estrelles, també és influenciat per la metal·licitat. A més de l'afectació que ocasiona la intensitat de la brisa estel·lar.
Els núvols moleculars, tenen una menor concentració de metal·licitat, en aquelles estrelles de més antiguitat i gràcies a les constants transformacions sofertes. A mesura que van caducant i morint estrelles, aquestes serveixen de adob per a aquests núvols.
Seqüència post principal
Una vegada que els astres, les masses dels quals són inferiors a 1 MS i havent esgotat totes les seves reserves d'Hidrogen al nucli, comencen a barrejar Hidrogen, en una àrea externa al nucli d'Heli.
En paral·lel a aquest consum de combustible, que ocorre al nucli als nivells externs, es produeix una expansió. Aquesta genera un refrescament, que després acaba convertint-se en una estrella geganta vermella.
Quan hagin transcorregut aproximadament 5000 milions d'anys i el Sol passi a la fase de combustió de l'Hel·li, l'Astro Rey, patirà un engrandiment al radi de més de 100 milions de quilòmetres, perdent un terç de la seva actual massa.
Aquesta característica de la transformació del Sol es deu a la crema dels nivells d'Hidrogen i, per tant, més producció d'Hel·li, cosa que genera un augment de la temperatura i la seva massa.
Estrelles massives
En aquesta fase de formació, igual que en altres etapes, es produeix una utilització important de l'heli, per poder passar al següent nivell de transformació. Les estrelles acaben el seu estat de plasma supergegant blau, per convertir-se en una altra, però aquesta vegada de color vermell.
Una altra de les particularitats que tenen aquestes estrelles, a més de ser extremadament calentes al seu nucli i la pèrdua significativa de la seva massa, és que poden evolucionar a una altra estrella, les emissions de gasos i partícules de la qual tenen més pes que l'Hidrogen.
El procés de formació i transformació, esgota les reserves de Helio contingut al nucli. Aquest es redueix, generant que la pressió i la temperatura s'incrementin, al punt de barrejar el carboni present, amb silici, neó i oxigen.
Se sap que l'estrella és a la seva etapa final, quan a cadascuna de les seves capes hi ha un augment en la producció de Ferro. Una fusió als nuclis de Ferro no genera una expulsió d'energia i, en conseqüència, no hi haurà una següent transformació.
destrucció
Per l'alletament que pateix el nucli de l'estrella s'intensifiquen les emissions d'energia. Aquest fenomen provoca que, per efecte de la pressió exercida a les capes, siguin expulsats els gasos des del seu interior, cap a l'exterior formant una nebulosa.
Quan cessa l'expulsió dels gasos i partícules, queda una massa estel·lar. Si aquesta massa, està per sota de les 2 MS, es diu que es forma una estrella nana blanca. Aquestes, no tenen prou superfície, com per generar noves formacions.
Passat aquest període de despreniment d'energia i gasos, l'esfera que ja no és de plasma, es converteix en una nana negra i serà en aquest estat, on romandrà durant molt de temps.
En successius col·lapses d'aquesta massa estel·lar, es desencadenen diverses explosions, fins a arribar al col·lapse total, convertint-se en una supernova.
Característiques dels cossos celestes
Les característiques principals d'una esfera lluminosa de plasma són el temps de vida, com estan constituïdes, la seva mida, la quantitat de llum que irradien, entre d'altres. A continuació s'esmenten cadascuna.
Temps de vida
Gran part d'aquests astres lluminosos tenen edats que oscil·len entre els 0 i més de 10.000 milions d'anys. Molt poques estrelles tenen edats que superen els 13.000 milions d'anys.
El cos celeste descobert fins ara i que sens dubte és el de més antiguitat, es va catalogar com a HD 140283. També se li va assignar un nom col·loquial que és Matusalem i s'estima que té més de 14.000 milions d'anys.
Mentre l'estrella, segons el procés de transformació sigui més massiu, la seva vida es fa més curta. Això, gràcies a les forces a què són sotmesos els seus nuclis, la qual cosa a més provoca que el consum d'Hidrogen sigui més gran.
Les estrelles nanes vermelles, la massa de les quals és molt petita, el seu consum d'Hidrogen és molt més lent. Això permet prolongar la seva vida, milions d'anys més.
Constitució química
La constitució general dels cossos celestes gira al voltant de la combinació de l'Hidrogen, Heli i petites quantitats d'altres elements de més pes. Que en general, són porcions de Ferro presents a l'atmosfera de l'estrella.
La presència del mineral de Ferro, que es pot ubicar a l'atmosfera és un indicatiu que molt probablement aquesta estrella contingui un sistema planetari. Per això, et convidem a veure el nostre article sobre noms d'estrelles.
Els astres que van ser registrats amb la major quantitat de Ferro són: Leonis i Hèrcules. Mentre les de menor concentració, es destaca l'HE 1327-2326.
diàmetre
Per la seva ubicació tan distant del planeta Terra, totes les estrelles poden veure's al cel com a puntics titilants, però això no passa amb el Sol, que també és una estrella. Gràcies al fet que es troba molt més a prop de la Terra, es pot veure amb més facilitat.
El Sol, és l'estrella que té el diàmetre equatorial més gran, de tots els cossos celestes. El diàmetre de la resta de les estrelles és força petit. Només es poden observar des de la Terra, amb telescopis que emprin tecnologia interferòmetrica, per poder-les captar.
També és usual que s'utilitzi la tècnica de l'ocultació, per fer els mesuraments dels diàmetres de les estrelles. Aquesta consisteix a mesurar la pèrdua de lluminositat dels cossos celestes, mentre la Lluna, les va ocultant.
Aquests astres poden arribar a mesurar fins als 40 quilòmetres de diàmetre, com en el cas de les estrelles de neutrons i també aquelles que tenen un diàmetre superior a 1.000.000 de quilòmetres, com les que es troben a la constel·lació d'Orió.
moviment
Les estrelles tenen dos tipus de moviments. Aquests són el moviment de velocitat radial i l'angular transversal.
Emprant la velocitat radial, és possible calcular el desplaçament de l'estel. Des d'un punt determinat d'observació fins al punt més llunyà del registre.
Mentre que amb el moviment propi o angular, és possible precisar els canvis dubicació de les estrelles al cel. Aquest tipus de cossos celestes, molt probablement es trobin més a prop del Sol.
D'acord amb estudis científics, se sap que els cossos més joves tendeixen a presentar velocitats més lentes que les de més edat.
camp magnètic
Aquesta força es produeix a l'interior de l'estrella. El moviment del camp magnètic, treballa com una mena de dinamo, on els moviments generats per les càrregues elèctriques, provoquen els camps magnètics del cos celeste.
Cadascuna de les estrelles té una intensitat del camp molt particular. La intensitat dependrà de la massa i l'estructura química de cadascuna, a més de la velocitat a què faci el moviment de rotació.
Les esferes de plasma que tenen menys edat, tendeixen a girar a més velocitat, en conseqüència la seva activitat superficial és elevada, producte del camp magnètic. El contrari passa amb les estrelles més antigues, que tenen una activitat superficial més baixa.
massa
Els astres les etapes de formació dels quals es troben al nivell massiu tenen un temps de vida d'uns milions d'anys. Les observacions realitzades assenyalen que els límits de les masses de l'estrella de més densitat se situa en més de 150 MS.
Altres teories suposen que abans de produir-se la gran explosió de l'univers, les estrelles tenien una massa superior a les 300 MS. Això gràcies a l'absència de l'element Liti en la constitució interna.
Tenint una massa, de més de 70 vegades de la mida del planeta Júpiter, l'estrella 2 MASS, és de les estrelles més petites de la constel·lació i en què es produeix una fusió al seu nucli.
L'agrupació de la massa i el radi d'un cos celeste estableixen la gravetat a la superfície d'aquesta. Així doncs, les esferes lluminoses de plasma gegants tenen una gravetat superficial més baixa, que aquelles que es trobin a la seqüència principal.
Aquesta gravetat que es produeix a la superfície influeix a les ones de llum, que es generen per l'amplitud de les línies d'absorció.
rotació
Emprant un equip de mesurament de l'espectre electromagnètic, anomenat espectroscopi, van poder determinar la velocitat de rotació de les estrelles. Concretant que els astres joves fan aquest moviment a més de cent quilòmetres per segons.
Per exemple, l'Astro Rey, realitza el moviment de rotació, aproximadament cada 30 dies, això serà d'acord amb la latitud a què es trobi. El camp magnètic i la brisa estel·lar incideixen directament en la velocitat de rotació de les estrelles.
Aquelles masses celestes que van entrar en període d'esgotament, a causa de la pèrdua de la massa, tendeixen a incrementar la velocitat de rotació. Però la seva mitjana, en comparació amb la resta és molt baixa, ja que els vents estel·lars contraresten aquesta velocitat.
Temperatura
Als cossos celestes la temperatura, està íntimament relacionada a la capacitat que tinguin de produir suficient energia al seu interior i per la seva mida.
En termes generals, la temperatura es vincula a la capacitat que tingui aquesta estrella en expulsar la mateixa quantitat de radiació electromagnètica, d'acord amb la mida de la superfície estel·lar. Al seu interior, poden assolir milions de graus Kelvin.
Com una de les condicions per a la classificació de les estrelles, se n'utilitza la temperatura. I aquesta es pot determinar, per la seva capacitat d'absorbir les ones lumíniques ia la rapidesa de transformació de certs elements a l'interior.
Les esferes lluminoses de plasma que tenen més superfície poden assolir temperatures superiors als 45.000 °K. El Sol, per exemple, té una temperatura superior als 5000 K, les gegants vermelles poden arribar a tenir temperatures superiors als 3000 K.
Estrelles i la seva classificació
L'astrònom grec Hiparco, va ser el primer a fer una classificació de les estrelles. La qual va ser continuada per Ptolomeu i registrada a l'obra Almagesto. Aquesta classificació es basava en la potència de la llum que es veia des de la terra.
Es van establir nivells de magnituds descendents de brillantor, per a la classificació. Així es tenia, que les estrelles amb més potència de llum se situaven a l'escala un o primera magnitud. Aquest posicionament, anava desdient, d'acord amb la disminució de la brillantor, que eren les estrelles de magnitud 6.
En el present s'utilitza el sistema de classificació desenvolupat a inicis del segle 20 i els nivells del qual van des de la lletra A fins a la Q. Per a aquest reordenament a la classificació de les estrelles, es va considerar la línia de radiació electromagnètica de l'Hidrogen i la temperatura del nucli.
També es consideren altres aspectes per a la seva classificació, com per exemple, la incidència de la lluminositat a l'espectre. Que poden ser d'emissió o d'absorció, i és directament proporcional a la mida i la gravetat.
Una altra de les característiques emprades per a la classificació dels cossos celestes, és l'addició de números que permeten reconèixer la mida de cadascuna.
Aleshores, s'ha de per exemple el número 0, correspon a les estrelles hipergigantes i un III serà per identificar, que són les estrelles gegants. Aquesta seqüència arribaria fins al número VII, corresponent a les estrelles nanes blanques.
Vegem el següent exemple del Sol, que és una estrella de tipus G2V. D'aquesta nomenclatura se'n desprèn el següent:
- Es considera que és un cos celeste nan (G)
- El sol està ubicat entre les estrelles més calentes (2)
- És una estrella de seqüència principal i lluminositat cinc (V)
Altres nomenclatures
Per tal de poder afegir més detalls descriptius a cadascuna de les estrelles, els astrònoms van dissenyar un sistema força complet. Aquest consisteix a afegir al final del tipus espectral, lletres minúscules.
El propòsit daquest sistema, és poder afegir més característiques de reconeixement. Tal és el cas de, una e indicarà que està en presència d'una línia d'emissió; mentre que una m és indici altes concentracions de metalls.
Una altra de les particularitats en la classificació estel·lar és la utilització de vocals i consonant en majúscula. Les esferes de plasma nanes tenen la seva pròpia identificació i inicia amb la lletra D, està al seu torn té les classes que són A, B, C, O, Z y Q, seguit d'un dígit que indica la temperatura.
Classificació per l'espectre
Aquesta classificació pren en consideració l'espectre de cada estel. No obstant això, aquesta no és tan determinant per diferenciar les unes de les altres. Ja que poden existir cossos celestes les temperatures de les quals siguin idèntiques, però no tenir igual grandària. Això incideix directament a la seva lluminositat.
L'últim registre de classificació estel·lar va llançar que les estrelles nanes blanques conformen un 10% del total. Tres terços dels cossos celestes són de tipus M, els tipus K y G aglutinen el 14%. Mentre que les estrelles que tenen més massa, com A y F, el seu nombre és molt reduït.
D'acord amb la gravetat
Les esferes lluminoses de plasma, d'acord amb la seva gravetat, es poden classificar, considerant quatre principis gravitacionals, validats per la Unió Astronòmica Internacional (UAI). I que s'esmenten a continuació:
Centre gravitacional estel·lar
Per ubicar un cos celeste en aquesta categoria, cal que s'estableixi si té un centre estel·lar o no. Val a dir, si aquest estel en qüestió, és part d'un sistema.
Aquelles estrelles que pertanyen a un centre de gravetat estel·lar, reben el nom de cossos celestes sistèmics i aquelles que estan fora d'un sistema estel·lar, són anomenades solitàries.
Estrelles sistèmiques d'acord amb la posició
En aquesta categoria, són agrupats tots aquells estels que pertanyen a un sistema estel·lar i que al seu torn, tenen una subdivisió a saber:
- Centrals: són aquelles que tenen la funció d'actuar com a centres de gravitació per a altres estrelles.
- Satèl·lits: s'agrupen en aquesta subdivisió, als cossos celestes, que descriuen una òrbita, al voltant d'una altra estrella central.
Per grup gravitacional
Aquí es troben les estrelles que s'agrupen, depenent de si entre elles mateixes s'atreuen, segons la força de gravetat. Aquesta classificació té dues subdivisions que inclouen les estrelles cumulars i independents.
Entre les característiques més ressaltants d'aquest tipus de cossos celestes, és la capacitat que tenen d'unir-se o repel·lir-se entre elles. Una altra particularitat de les estrelles agrupades en aquesta categoria és, que malgrat haver-hi un centre de gravetat, cap gira al voltant de les altres, tot i estar enllaçades gravitacionalment.
A continuació s'esmenten les característiques de les estrelles cumulars i independents:
- Cumulars
Aquestes són capaces de formar núvols estel·lars. Quan el núvol o el cúmul, és de tipus globular, aquestes seran atretes per la gravetat, de cadascuna. Però si el núvol o el munt és de tipus obert, es produirà un fenomen d'atracció per gravetat, però aquesta vegada el centre gravitacional s'origina al centre de la massa del núvol.
- independents
Aquest tipus d'estrelles, no se la porten gaire bé amb la resta de les companyes. No són capaços de conformar núvols estel·lars amb altres cossos celestes. Però es poden observar estrelles independents, formant part d'un sistema, ja que giren al voltant d'altres estrelles o actuen com a centre de gravetat dels seus parells.
Sistema planetari
En aquest grup, hi ha les esferes lluminoses de plasma, que pertanyen al costat d'altres astres a un sistema planetari. És important que quedi clar, que un sistema de planetes, és l'agrupació d'aquest cos celeste i la resta de planetes, estels i asteroides, que giren al seu voltant.
Associació i organització estel·lar
La particularitat que tenen les estrelles és que no es dispersen de manera desordenada a tot l'univers. Elles tendeixen a agrupar-se, generalment en galàxies en companyia dels gasos i pólvores interestel·lars.
Sistema multiestel·lar
Se'n diu sistema multiestelar, a l'agrupació que pot existir entre dues o més estrelles, que es troben unides per la força de gravetat que uneix les seves òrbites. Per motius d'adequació orbital, els sistemes que agrupen infinitats d'estrelles tendeixen a agrupar-se per nivells jeràrquics de les estrelles.
És molt freqüent trobar agrupacions amb major nombre d'estrelles, que s'anomenen cúmuls o núvols estel·lars. Aquests poden ser entre unions d'estrelles soltes, fins a quantitats enormes de Núvols globulars.
El planeta Terra té una proximitat molt propera, a més del Sol, amb l'estrella nana vermella Alfa Centauri, aproximadament a uns 40 bilions de quilòmetres.
És molt estrany que es produeixin xocs entre les estrelles, per raons de les distàncies que hi ha entre elles, per fora del nucli galàctic. Més a l'interior del nucli, dels munts globulars, si són més freqüents els xocs entre els cossos celestes.
Estrelles lligades
Les unions de manera gravitacional entre les estrelles generen sistemes entre dues, tres o agrupacions de més estrelles. Un alt percentatge del disc de la Via Làctia es conforma d'estrelles binàries.
Un altre percentatge de cossos celestes, s'agrupen en un nombre més gran, originant els cúmuls estel·lars. Aquests es produeixen pels canvis al camp de gravetat de la galàxia. També es deuen a la formació de brots estel·lars.
A la galàxia es poden trobar dos tipus de cúmuls estel·lars, aquests són:
- Cúmuls globulars
Aquests són les formacions de més antiguitat i es troben als anells, tenint milions d'estrelles a la seva agrupació.
- Cúmuls oberts
Van ser formats recentment, a diferència dels globulars, es troben al disc i el grup d'estrelles és menor.
Estrelles aïllades
És molt probable observar estrelles que no poden mantenir entre elles unions estables. Moltes, de la mateixa manera que el Sol, realitzen els seus viatges sense companyia, elles reaccionen, només davant del camp magnètic establert a la galàxia.
Organització estel·lar
Generalment, les esferes de plasma no estan repartides de manera regular per tot l'univers. Elles es troben agrupades en grup força nombrosos que es denominen galàxies.
La més reconeguda és la Via Làctia, on es reuneixen milions de estels, moltes en un pla de la galàxia molt petit. A simple vista i en hores de la nit, el cel es pot veure molt espès d'estrelles. Però només serà una il·lusió òptica, del pla que s'observi de la galàxia.
Utilització de les estrelles per navegar
Entre els cossos celestes, hi ha distàncies exorbitants. Però vista des de la Terra, aquestes distàncies i posicions poden indicar una posició fixa. Per la precisió de la seva posició al pla, s'utilitzen per orientar el rumb de la navegació.
Els mariners de l'antiguitat, van emprar les estrelles com a únic mitjà per ubicar-se, quan es trobaven a alta mar, fins que arribaven a terra firma. Amb el desenvolupament i les investigacions tecnològiques, es va anar deixant aquest sistema de posicionament és desús.
radiació
Tota l'energia que es genera gràcies a la fusió nuclear s'escampa per tot l'espai, en forma de radiació electromagnètica i radiació de partícules.
La radiació de partícules que genera una estrella, es posa de manifest com una brisa estel·lar. Aquestes circulen des de les capes externes, amb càrregues elèctriques i partícules de tipus alfa i beta.
Tota l'energia que es genera al nucli, és la responsable que les estrelles es vegin il·luminades. Aquest fenomen es produeix, per la fusió que s'origina entre els nuclis, formant un únic nucli d'elements més pesats.
Aquest procés de fusió produeix l'expulsió de partícules de radiació electromagnètica, que són transformades en llum visible en assolir l'exterior de les estrelles.
El color ho determina la freqüència de llum més intensa. Que depèn que temperatura existeixi a les capes exteriors del cos celeste. Addicionalment, a la llum que es pot veure, hi ha altres formes de radiacions electromagnètiques, imperceptibles per a l'ull humà.
Brillantor
La brillantor o la lluminositat d'una estrella es refereix a la magnitud de la llum i de formes diferents d'energia que és irradiada. Aquesta és directament proporcional al radi i la temperatura de l'estrella.
Les taques estel·lars són el reflex de la presència de temperatures baixes del cos celeste. Així es té, que les estrelles petites i nanes tenen taques estel·lars, sense trets distintius.
En el cas de les estrelles gegants, se'ls pot observar taques més grans i amb característiques que permeten distingir-les amb més facilitat. Se'ls pot apreciar, una part fosca als llimbs estel·lars, que fa que disminueixi la seva lluminositat.
Mida
La lluminositat d'un cos celeste està relacionada amb la mida d'aquest. També hi influeix la distància que aquesta es trobi de la Terra i la quantitat d'obstacles que trobi aquesta llum, mentre travessa l'atmosfera terrestre.
La intensitat de la brillantor, depèn de la mida de l'estrella, com més gran la intensitat de l'estrella serà menor. Contrari al cas d'estrelles de petita massa, aquestes tindran una lluentor més intensa.
Estructura estel·lar
A l´interior d´un cos celeste, que es troba estable. Totes les forces que s'exerceixin sobre qualsevol volum s'equilibren de manera equitativa. Aquestes forces en equilibri són la gravitacional que actua cap al seu interior i una altra força que exerceix pressió cap a l'exterior, per diferència de pressions, a l'estrella.
Les variacions de les pressions s'originen pels canvis de la temperatura que es generen a l'exterior i el nucli del cos celeste. La temperatura al centre d'una estrella gegant pot oscil·lar al voltant de més de 100 °K.
Tant la temperatura i la pressió que resulta del procés de consum d'hidrogen per part d'un cos celeste són tan elevats que fan possible que es generi una fusió nuclear. Fusió que produeix aquesta quantitat d'energia, ideal per mantenir estable l'estrella.
la fusió
Quan comença el procés de fusió al nucli, aquest llança energia en la forma de raigs gamma. Aquestes partícules d'energia lumínica es relacionen amb els gasos al voltant del nucli, afegint-hi energia calòrica.
Els cossos celestes, transformen l'Hidrogen a Heli. Aquest fenomen aporta lentament una quantitat de Heli al nucli. Fins que hagi completat tots els nivells, de manera que es paralitza la generació denergia al nucli.
Equilibri de l'estrella
A l'interior d'un estel, no només es generen fusions de nuclis. També es produeix un equilibri de gasos i líquids que s'encarreguen de mantenir l'equilibri d'energia tèrmica.
Producte de tots els processos de transformacions internes, provoquen variacions a les temperatures que són expulsades a l'exterior. El flux d'aquesta energia va deixant espais buits, que són omplert de manera gradual pel flux d'energia entrant.
L'àrea d'emissions, la zona interna de l'estrella, el trànsit d'energia cap a la part externa, ha de ser assistit per la transferència de calor entre capes, per la senzilla raó que el sistema de transferència de calor per moviment de massa és inexistent en aquesta àrea.
La fotosfera
La fotosfera és la part que es pot veure d'una estrella sense necessitat d'equips especialitzats. En aquesta zona, els gasos presents a l'estrella es fan transparents, davant de la presència d'energia lumínica, per després ser expulsats a l'exterior.
En aquesta zona, és on s'originen les taques estel·lars, que són aquelles àrees que tenen una temperatura força inferior a la mitjana de la resta de l'estrella.
Sobre la fotosfera, es troba l'atmosfera estel·lar. Si s'analitza un cos celeste de seqüència principal, com per exemple, el Sol. Per sota de l'atmosfera, es troba la cromosfera que és una regió força prima. Allí, es formen grans concentracions de flux gasós i alliberament de radiacions magnètiques.
Corona
Aproximadament a uns centenars de quilòmetres de distància de la cromosfera, hi ha la corona. Aquesta àrea està composta per gran quantitat de gasos, a altes temperatures i que s'estén milions de quilòmetres, des de la seva formació a la cromosfera.
Contrari a les altes temperatures de la corona, la seva lluminositat és molt pobra, a causa de les baixes densitats dels gasos que la conformen. Per exemple, la corona del Sol és visible única i exclusivament, durant un eclipsi solar.
heliosfera
Aquesta regió la conformen els vents estel·lars que es generen des de la corona. I que es desplacen cap a l'exterior, fins a establir contacte amb els continguts de matèria