Estrellas

TEMPERATURA DE ESTRELLAS

Para estimar la temperatura superficial de una estrella, podemos utilizar la relación conocida entre la temperatura de un cuerpo negro y la longitud de onda de la luz en los picos de su espectro. Esto es, a medida que se incrementa la temperatura de un cuerpo negro, el máximo de su espectro se mueve hacia longitudes de onda de luz más cortas (azuladas).

Las estrellas frías irradian la mayor parte de su energía en las zonas roja e infrarroja del espectro electromagnético y por eso son de color rojo, mientras que las estrellas calientes  emitan mayormente longitudes de onda, azules y ultravioletas, haciendo que parezcan azules o blancas.

DIAGRAMA DE HERTZSPRUNG- RUSSELL

El diagrama Hertzsprung-Russell relaciona la clasificación espectral con la magnitud absoluta, luminosidad y temperatura superficial de las estrellas. Existe una regla nemotécnica para recordar la secuencia, consistente en una frase en inglés cuyas palabras empiezan por esas letras: Oh Be A Fine Girl/Guy/Gay, Kiss Me Right Now Sweetly. Muestra el resultado de numerosas observaciones sobre la relación existente entre la magnitud absoluta de una estrella y tipo espectral. Fue realizado en 1905 por el astrónomo Ejnar Hertzsprung y, de manera independiente, en 1913 por Henry Norris Russell. El diagrama de Hertzsprung mostraba la luminosidad de las estrellas en función de su color, mientras que el diagrama inicial de Russell mostraba la luminosidad en función del tipo espectral. Ambos diagramas son equivalentes. El diagrama H-R se utiliza para diferenciar tipos de estrellas y para estudiar la evolución estelar.

MASA DE LAS ESTRELLAS

Existe una relación clara entre la masa de una estrella y la duración de su ciclo vital. Cuanto mayor es la masa de una estrella, menos tiempo tarda en consumir su combustible nuclear. La masa de una estrella es la cantidad de gramos de materia que posee. Es un número difícil de obtener, ya que la luz que recibimos de los astros no nos dice nada acerca de ese valor. No se puede conocer la masa de estrellas aisladas porque, a causa de su lejanía, no se conoce el efecto de su fuerza de atracción gravitatoria sobre sus vecinas. Para los sistemas dobles, este método es aplicable ya que el par de estrellas se encuentran tan próximas entre sí que se afectan mutuamente de modo considerable.

VIDA DE UNA ESTRELLA

Una nube de gas, si es lo suficientemente grande, comienza a contraerse. La densidad y la temperatura aumentan, de manera que la fusión nuclear puede comenzar. Esto es cuando el Hidrógeno se convierte en Helio. Al "quemarse" el Hidrógeno, la contracción se detiene. En este momento, el gas se convierte en estrella. Este es el estado en que se encuentra nuestro Sol. Después de billones de años, la mayoría del hidrógeno combustible se ha "quemado", y la estrella comienza a contraerse de nuevo. La estrella tiene que usar otro combustible, el Helio. La etapa siguiente en la vida de una estrella se llama gigante roja. La estrella es ahora mucho mayor que al principio. Cuando a la estrella roja gigante se le acaba el combustible, la estrella comienza a contraerse nuevamente. Esta contracción calienta mucho el núcleo de la estrella, de manera que se forman elementos más pesados . Cuando a la estrella se le acaba este último tipo de combustible, ha llegado al final de su vida. La estrella comienza a desprender capas porque no puede contenerlas por mas tiempo. Esto se llama nebulosa planetaria. El centro de la estrella se convierte en una enana blanca. Esta es una estrella extremadamente densa que tiene el tamaño de un planeta. Finalmente, cuando la enana blanca ha utilizado toda su energía, para de brillar y se convierte en una "enana negra", es decir, una estrella muerta. Se espera que esta sea la última etapa de nuestro Sol. Para las estrellas con masas mayores que el Sol (hasta 40 veces más grandes), las capas externas de la estrella pueden ser arrojadas con más fuerza. Existe una formula que es la siguiente:

ESTRUCTURA INTERNA DE LAS ESTRELLAS

Las estrellas son enormes aglomeraciones de gas, constituidas principalmente de Hidrógeno, cuya temperatura es tan alta debido a los procesos termonucleares que ocurren en su interior, que producen todos los tipos de luz, desde los rayos gamma hasta el radio. En el núcleo es donde se producen las reacciones nucleares que generan su energía. 

 El Sol es una estrella típica en el Universo. Para entender como
funciona nuestro Sol, es conveniente imaginar su interior como si estuviera formado por diferentes capas, una dentro de la otra como las capas de una cebolla.   El núcleo solar está formado de gas muy caliente y denso llamado plasma que es como la llama del  fogón de gas de nuestras casas. Alcanza una enorme temperatura, alrededor de los 15 millones de  grados Kelvin.
En el núcleo es donde se genera toda la energía que alimenta la estrella. Debido a los enormes valores de temperatura y presión, los átomos de Hidrógeno colisionan a gran velocidad. La fuerza de las colisiones es tan alta que une los núcleos de Hidrógeno formando Helio, en un proceso llamado Fusión Nuclear.
Diversos procesos de fusión generan energía y convierten el Hidrógeno en Helio. 
El más importante se denomina cadena protón-protón.