lunes, 18 de abril de 2016
¿Cómo se calcula la vida de una estrella?
El tiempo puede variar de acuerdo a la cantidad de hidrógeno en su núcleo, que determina lo rápido que se consume. Al igual que nuestro Sol, estas estrellas tienen tres capas: un núcleo donde se realiza la fusión nuclear; la zona radioactiva donde se emiten los fotones que después absorben los átomos; y la zona convectiva donde el gas caliente sube a la superficie en forma de plasma.
Las estrellas más grandes son 150 veces mayores al Sol y emiten una energía 4 millones de veces mayor que él. Por ejemplo, Eta Carinae está a 8 mil años luz de la Tierra y se formó hace menos de 3 millones de años, por lo que su esperanza de vida es de unos 100 mil años más, o antes.
viernes, 8 de abril de 2016
Explosión de una estrella
El brillante destello de la onda de choque de la explosión de una estrella ha sido capturada por primera vez en luz visible por el cazador de planetas de la NASA, el telescopio espacial Kepler.
Un equipo científico internacional dirigido por Peter Garnavich, profesor de Astrofísica en la Universidad de Notre Dame, en Indiana, analizó la luz captada por Kepler cada 30 minutos durante un período de tres años a partir de 500 galaxias distantes, buscando unos 50 billones de estrellas. Estaban buscando signos de explosiones letales estelares masivas conocidas como supernovas.
En 2011, dos de estas estrellas masivas, llamadas súper-gigantes rojas, explotaron mientras a la vista de Kepler. El primer gigante, KSN 2011a, es casi 300 veces el tamaño de nuestro sol y se encuentra a tan sólo 700 millones de años luz de la Tierra. El segundo, KSN 2011d, es aproximadamente 500 veces el tamaño de nuestro sol y se localiza a alrededor de 1,2 millones de años luz de distancia.
"Para poner en perspectiva su tamaño, la órbita de la Tierra alrededor de nuestro sol podría encajar cómodamente dentro de estas estrellas colosales", dijo Garnavich.
Ya se trate de un accidente aéreo, accidente de tráfico o supernova, la captura de imágenes de sucesos repentinos catastróficos es extremadamente difícil, pero tremendamente útil para comprender las causas. Justo cuando el despliegue generalizado de cámaras móviles ha hecho los videos forenses más comunes, la mirada constante de Kepler permitió a los astrónomos ver, por fin, una onda de choque de supernova, cuando llegaba a la superficie de una estrella. El choque de ruptura en sí dura sólo unos 20 minutos, por lo que controlar el destello de energía ha sido un hito de investigación para los astrónomos.
"Con el fin de ver algo que ocurre en escalas de tiempo de minutos, como una ruptura de choque, es deseable tener una cámara de vigilancia de forma continua el cielo", dijo Garnavich. "Usted no sabe cuando una supernova va a apagarse, y la vigilancia de Kepler nos permitió ser testigos de cómo comenzó la explosión."
Las supernovas como estas - conocidas como Tipo II - se desatan cuando el horno interno de una estrella agota su combustible nuclear, provocando que su núcleo colapse por efecto de la gravedad.
Las dos supernovas encajaban bien con modelos matemáticos de explosiones de tipo II, reforzando las teorías existentes. Pero también revelaron lo que podría llegar a ser una variedad inesperada en los detalles individuales de estos eventos catastróficos estelares.
Si bien ambas explosiones producen un golpe enérgico similar, no se apreció ruptura de choque en la más pequeña de las supergigantes. Los científicos creen que es probable que se deba a que la estrella más pequeña estaba rodeada de gas, quizás lo suficiente para enmascarar la onda de choque cuando llegó a la superficie de la estrella.
"Ese es el enigma de estos resultados," dijo Garnavich. "Nos fijamos en dos supernovas y vimos dos cosas diferentes. Esa es la máxima diversidad."
La comprensión de la física de estos hechos violentos permite a los científicos entender mejor cómo se han esparcido las semillas de la complejidad química y la vida misma en el espacio y el tiempo en la Vía Láctea.
"Todos los elementos pesados en el universo provienen de las explosiones de supernovas. Por ejemplo, toda la plata, níquel y cobre en la Tierra e incluso en nuestros cuerpos procede de la agonía explosiva de las estrellas", dijo Steve Howell, científico del proyecto Kepler y la misión K2 de la NASA en el Centro de Investigación Ames de la NASA en Silicon Valley, California. "La vida existe a causa de las supernovas."
El trabajo de investigación que ha dado pie a este descubrimiento ha sido aceptado para su publicación en la revista Astrophysical Journal.
Un equipo científico internacional dirigido por Peter Garnavich, profesor de Astrofísica en la Universidad de Notre Dame, en Indiana, analizó la luz captada por Kepler cada 30 minutos durante un período de tres años a partir de 500 galaxias distantes, buscando unos 50 billones de estrellas. Estaban buscando signos de explosiones letales estelares masivas conocidas como supernovas.En 2011, dos de estas estrellas masivas, llamadas súper-gigantes rojas, explotaron mientras a la vista de Kepler. El primer gigante, KSN 2011a, es casi 300 veces el tamaño de nuestro sol y se encuentra a tan sólo 700 millones de años luz de la Tierra. El segundo, KSN 2011d, es aproximadamente 500 veces el tamaño de nuestro sol y se localiza a alrededor de 1,2 millones de años luz de distancia.
"Para poner en perspectiva su tamaño, la órbita de la Tierra alrededor de nuestro sol podría encajar cómodamente dentro de estas estrellas colosales", dijo Garnavich.
Ya se trate de un accidente aéreo, accidente de tráfico o supernova, la captura de imágenes de sucesos repentinos catastróficos es extremadamente difícil, pero tremendamente útil para comprender las causas. Justo cuando el despliegue generalizado de cámaras móviles ha hecho los videos forenses más comunes, la mirada constante de Kepler permitió a los astrónomos ver, por fin, una onda de choque de supernova, cuando llegaba a la superficie de una estrella. El choque de ruptura en sí dura sólo unos 20 minutos, por lo que controlar el destello de energía ha sido un hito de investigación para los astrónomos.
"Con el fin de ver algo que ocurre en escalas de tiempo de minutos, como una ruptura de choque, es deseable tener una cámara de vigilancia de forma continua el cielo", dijo Garnavich. "Usted no sabe cuando una supernova va a apagarse, y la vigilancia de Kepler nos permitió ser testigos de cómo comenzó la explosión."
Las supernovas como estas - conocidas como Tipo II - se desatan cuando el horno interno de una estrella agota su combustible nuclear, provocando que su núcleo colapse por efecto de la gravedad.
Las dos supernovas encajaban bien con modelos matemáticos de explosiones de tipo II, reforzando las teorías existentes. Pero también revelaron lo que podría llegar a ser una variedad inesperada en los detalles individuales de estos eventos catastróficos estelares.
Si bien ambas explosiones producen un golpe enérgico similar, no se apreció ruptura de choque en la más pequeña de las supergigantes. Los científicos creen que es probable que se deba a que la estrella más pequeña estaba rodeada de gas, quizás lo suficiente para enmascarar la onda de choque cuando llegó a la superficie de la estrella.
"Ese es el enigma de estos resultados," dijo Garnavich. "Nos fijamos en dos supernovas y vimos dos cosas diferentes. Esa es la máxima diversidad."
La comprensión de la física de estos hechos violentos permite a los científicos entender mejor cómo se han esparcido las semillas de la complejidad química y la vida misma en el espacio y el tiempo en la Vía Láctea.
"Todos los elementos pesados en el universo provienen de las explosiones de supernovas. Por ejemplo, toda la plata, níquel y cobre en la Tierra e incluso en nuestros cuerpos procede de la agonía explosiva de las estrellas", dijo Steve Howell, científico del proyecto Kepler y la misión K2 de la NASA en el Centro de Investigación Ames de la NASA en Silicon Valley, California. "La vida existe a causa de las supernovas."
El trabajo de investigación que ha dado pie a este descubrimiento ha sido aceptado para su publicación en la revista Astrophysical Journal.
martes, 5 de abril de 2016
Supernova
Supernova
Una supernova es un fenómeno visible, directamente desde la explosión cataclísmica de una estrella que lleva a su destrucción y por lo tanto la muerte de la estrella. Esta explosión se acompaña de un aumento masivo de su brillo como se ve desde la Tierra, que puede durar hasta varias semanas e incluso meses. Es visible en la luz del día y de noche puede ser tan brillante como la Luna e incluso dar una sombra a los objetos. Una supernova aparece tan a menudo como una nueva estrella, de ahí su nombre, nova. Las supernovas son eventos raros en nuestra Vía Láctea, entre uno y tres por siglo, en contra de la escala del universo que observamos todos los días. Fue durante la explosión de la supernova de la estrella libera los elementos químicos, que se sintetizó en su existencia y durante la explosión en sí misma. La onda expansiva de la supernova favorece la formación de nuevas estrellas, la aceleración de la contracción de las regiones de gas y polvo en el medio interestelar. Las novas, a diferencia de las supernovas provienen de explosiones termonucleares, provocando una destrucción parcial de la estrella con la expulsión de parte de su superficie en el espacio interestelar. Nuestro Sol no se pondrá fin a su vida como una supernova, pero mucho más tranquilo. La muerte de una estrella puede ser leve o severa, dependiendo de su masa. Por debajo de 1,4 veces la masa del Sol, la estrella se apaga en paz, que pasará del tamaño de una gigante roja (unos 50 millones de km de radio) a la de la Tierra (alrededor de 6 radio de 000 kilómetros). La estrella se convierte en una enana blanca.
Explosión de estrellas en NGC 6984
Las supernovas son explosiones de estrellas extremadamente luminosas, tan brillantes que son notables entre las estrellas que brillan, como en la galaxia espiral NGC 6984. En la imagen en contra, se puede ver cerca del jardín derecho y central, una estrella muy brillante que muestra el final de su vida en una explosión espectacular. Ya en 2012, la estrella llamada SN 2012im hubo expulsado una gran parte de su material en el centro de los brazos de la galaxia espiral NGC 6984. Y en 2013 fue el turno de SN 2013ek otra supernova explota en esta galaxia. Es lo que es visible en el primer plano de la imagen, como una estrella muy brillante justo encima ya la derecha del centro de la galaxia. SN 2012im fue una supernova Tipo Ic, mientras que el más reciente SN 2013ek este es un tipo Ib. Las dos son supernovas resultantes del colapso de su núcleo que han perdido sus capas exteriores de hidrógeno. Sin embargo, la supernova SN 2013ek de tipo Ib han perdido más, sus capas exteriores de helio. Esta imagen fue tomada el 19 de Agosto, 2013 muy cerca de donde SN 2012im explotó, tan cerca que se cree que los dos eventos están relacionados.
Entre 1,4 y 5 veces la masa del Sol, su agonía es mucho más violenta. Su radio se reduce a 10 km de la densidad final es enorme, los núcleos no pueden resistir y el corazón de la estrella se convierte en un núcleo gigante de neutrones. El derrumbe causó una terrible explosión, que proyectará las capas superiores de la estrella al espacio y que brillará en el cielo, una supernova. Por encima de 5 veces la masa del Sol, el colapso es muy violento. No se puede detener. El corazón de la estrella se convierte en un agujero negro. La violencia de la caída produce una gran explosión, que los proyectos de las capas superiores de la estrella al espacio. Como en el caso anterior, una supernova se esparcirá, cientos de miles de millones de kilómetros, la siembra en el medio interestelar de elementos pesados producidos durante la vida de la estrella durante la explosión. Estos elementos pesados son los componentes básicos de los planetas terrestres como la Tierra. Esta nueva imagen del Hubble, es una de las imágenes más importantes de la historia, con un observatorio en órbita terrestre. Nos muestra una completa y muy detallada, de la Nebulosa del Cangrejo. El Cangrejo es sin duda el tema más interesante, y también uno de los más estudiados en el mundo de la astronomía. La imagen de esta nebulosa es la imagen más grande jamás tomada con la cámara del Hubble. Que se reunió del 24 exposiciones individuales tomadas por el Hubble de NASA / ESA Hubble.
Una supernova es un fenómeno visible, directamente desde la explosión cataclísmica de una estrella que lleva a su destrucción y por lo tanto la muerte de la estrella. Esta explosión se acompaña de un aumento masivo de su brillo como se ve desde la Tierra, que puede durar hasta varias semanas e incluso meses. Es visible en la luz del día y de noche puede ser tan brillante como la Luna e incluso dar una sombra a los objetos. Una supernova aparece tan a menudo como una nueva estrella, de ahí su nombre, nova. Las supernovas son eventos raros en nuestra Vía Láctea, entre uno y tres por siglo, en contra de la escala del universo que observamos todos los días. Fue durante la explosión de la supernova de la estrella libera los elementos químicos, que se sintetizó en su existencia y durante la explosión en sí misma. La onda expansiva de la supernova favorece la formación de nuevas estrellas, la aceleración de la contracción de las regiones de gas y polvo en el medio interestelar. Las novas, a diferencia de las supernovas provienen de explosiones termonucleares, provocando una destrucción parcial de la estrella con la expulsión de parte de su superficie en el espacio interestelar. Nuestro Sol no se pondrá fin a su vida como una supernova, pero mucho más tranquilo. La muerte de una estrella puede ser leve o severa, dependiendo de su masa. Por debajo de 1,4 veces la masa del Sol, la estrella se apaga en paz, que pasará del tamaño de una gigante roja (unos 50 millones de km de radio) a la de la Tierra (alrededor de 6 radio de 000 kilómetros). La estrella se convierte en una enana blanca.
Explosión de estrellas en NGC 6984
Las supernovas son explosiones de estrellas extremadamente luminosas, tan brillantes que son notables entre las estrellas que brillan, como en la galaxia espiral NGC 6984. En la imagen en contra, se puede ver cerca del jardín derecho y central, una estrella muy brillante que muestra el final de su vida en una explosión espectacular. Ya en 2012, la estrella llamada SN 2012im hubo expulsado una gran parte de su material en el centro de los brazos de la galaxia espiral NGC 6984. Y en 2013 fue el turno de SN 2013ek otra supernova explota en esta galaxia. Es lo que es visible en el primer plano de la imagen, como una estrella muy brillante justo encima ya la derecha del centro de la galaxia. SN 2012im fue una supernova Tipo Ic, mientras que el más reciente SN 2013ek este es un tipo Ib. Las dos son supernovas resultantes del colapso de su núcleo que han perdido sus capas exteriores de hidrógeno. Sin embargo, la supernova SN 2013ek de tipo Ib han perdido más, sus capas exteriores de helio. Esta imagen fue tomada el 19 de Agosto, 2013 muy cerca de donde SN 2012im explotó, tan cerca que se cree que los dos eventos están relacionados.
Entre 1,4 y 5 veces la masa del Sol, su agonía es mucho más violenta. Su radio se reduce a 10 km de la densidad final es enorme, los núcleos no pueden resistir y el corazón de la estrella se convierte en un núcleo gigante de neutrones. El derrumbe causó una terrible explosión, que proyectará las capas superiores de la estrella al espacio y que brillará en el cielo, una supernova. Por encima de 5 veces la masa del Sol, el colapso es muy violento. No se puede detener. El corazón de la estrella se convierte en un agujero negro. La violencia de la caída produce una gran explosión, que los proyectos de las capas superiores de la estrella al espacio. Como en el caso anterior, una supernova se esparcirá, cientos de miles de millones de kilómetros, la siembra en el medio interestelar de elementos pesados producidos durante la vida de la estrella durante la explosión. Estos elementos pesados son los componentes básicos de los planetas terrestres como la Tierra. Esta nueva imagen del Hubble, es una de las imágenes más importantes de la historia, con un observatorio en órbita terrestre. Nos muestra una completa y muy detallada, de la Nebulosa del Cangrejo. El Cangrejo es sin duda el tema más interesante, y también uno de los más estudiados en el mundo de la astronomía. La imagen de esta nebulosa es la imagen más grande jamás tomada con la cámara del Hubble. Que se reunió del 24 exposiciones individuales tomadas por el Hubble de NASA / ESA Hubble.
Clases de estrellas
Esta clasificación se basa en el diagrama de Hertzsprung y Russell o diagrama “H-R”, que clasifica las estrellas según la temperatura de mayor a menor con una serie de letras: O, B, A, F, G, K y M, y que a su vez se dividen en diez partes del 0 al 9, por ejemplo nuestro sol pertenece a la clase G2.
En este diagrama de Hertzsprung-Russell se sitúa una secuencia principal con la mayoría de estrellas, y que van desde magnitudes de -10 (clase O) hasta +15 (clase M).Por encima de esta secuencia se sitúa otra banda con las clases de la G a la M, que incluyen las estrellas gigantes y supergigantes. Por su parte, las estrellas enanas blancas se sitúan por debajo de la secuencia principal, correspondientes a las clases B a F.
Clase O
Este grupo se caracteriza en primer lugar por las líneas de helio, oxigeno y nitrógeno, además de las líneas de hidrogeno. El grupo O que comprende las estrellas muy calientes incluye tanto las que muestras espectros de línea brillante de hidrogeno y helio, como las que muestras líneas oscuras de los mismo elementos.
Clase B
En este grupo, las líneas de helio alcanzan la máxima intensidad en la subdivisión B2 y palidece progresivamente en subdivisiones más altas. La intensidad de las líneas de hidrógeno aumenta en forma constante en todas las subdivisiones. Ejemplo: Estrella Épsilon Orionis.
Clase A
Este grupo comprende las llamadas estrellas de hidrógeno dominados por las líneas de absorción del hidrógeno. Ejemplo: Sirio.
Clase F
En este grupo son fuertes las llamadas líneas de calcio H y K y las líneas características de hidrógeno. Ejemplo: Estrella Aquilae.
Clase G
Este grupo comprende estrellas con prominentes líneas de hidrógeno. También están presentes los espectros de muchos metales en especial el hierro. El sol pertenece a este grupo y, por lo tanto, a las estrellas G se las denomina con frecuenta estrellas de tipo solar.
Clase K
A este grupo pertenecen las estrellas que tienen fuerte líneas de calcio y líneas que indican las presencia de otros metales. La luz violeta del espectro es menos intensa, comparada con la luz roja de las clases antes mencionadas. Ejemplo: Arturo.
Clase M
Este grupo comprende estrellas en cuyos espectros dominan las bandas resultantes de la presencia de moléculas de óxido de titanio, entre otros óxidos metálicos. El final violeta del espectro es menos intenso que el de las estrellas K. Ejemplos: Betelgeuse, Alpha Orionis. Cuando se acerca al final de su vida, la estrella se expande transformándose en una gigante roja. Si la masa de la estrella baja de 1,4 veces la solar, el helio se va quemando hasta la totalidad, contrayéndose gradualmente hasta que se apaga tras consumir todo el combustible, al enfriarse se queda transformada en una enana blanca. Si la masa de la estrella supera 1,4 veces la masa solar, entonces explota irradiando inmensas cantidades de energía, es decir, se convierte en una supernova.
Las estrellas salen de la secuencia principal para morir.
Enanas
Son estrellas rojas (enanas rojas) o blancas (enanas blancas), de pequeño tamaño que se manifiestan por su baja luminosidad. Las enanas rojas se encuentran situadas en la secuencia principal del diagrama espectral hertzsprung-russell; son relativamente jóvenes y con masa muy inferior a la del Sol.
Las enanas blancas son muy pequeñas y tienen densidades extremadamente altas a pesar de su pequeño tamaño. Estas estrellas se encuentran en el estadio final de la evolución estelar, es decir, la estrella se va apagando paulatinamente porque la energía que irradia no llega a ser compensada.
Gigantes
Se trata de estrellas muy grandes y luminosas cuyo diámetro pueden alcanzar el orden de cien soles. Tienen color amarillo o rojo. En el diagrama espectral Hertzsprung-Russell se encuentran situadas en su parte superior derecha. Su densidad es pequeña y corresponden a un nivel de la evolución estelar posterior al de las estrellas de la secuencia principal.
Supergigante
Se trata de una estrella que posee una luminosidad cuarenta o cincuenta veces superior a las gigantes; las más grandes poseen diámetros que supera en 400 veces el de nuestro Sol. Se sitúan en la parte más alta del diagrama Hertzsprung-Russell, fuera de la secuencia principal.
Novas
Las novas o estrellas nuevas, se las puede considerar estrellas variables que, en pocos días u horas, aumentan bruscamente su brillo en varias magnitudes, para después perderlo lentamente y recobrar su brillo anterior. Las Novas se producen cuando explosionan las capas más externas de las estrellas enanas blancas, despidiendo una luminosidad muy intensa. Pueden llegar a brillar hasta 200.000 veces más que el Sol.
Se ha comprobado que algunas novas repiten el proceso aproximadamente al cabo de 10 años. Las novas más cercanas de las que se conoce distancia y brillo sirven de referencia para calcular otra incluso de otras galaxias. Antiguamente se denominaba nova a cualquier estrella nueva que aparecía súbitamente en algún lugar del firmamento, donde no se había observado nada con anterioridad aunque en realidad, estas estrellas ya existían antes de que se pudieran vera simple vista.
Supernovas
Las Supernovas son estrellas poco frecuentes cuyo proceso es, generalmente, similar al de una nova (aunque no son periódicas), pero que dada su excepcional violencia alcanzan luminosidades superiores al de toda la galaxia, además de ser muy duraderas. Son sin duda las estrellas variables más espectaculares. El aumento de brillo puede llegar a ser de hasta 20 magnitudes, y a pesar de ello sólo unas pocas se pueden observar a simple vista. La magnitud de la explosión (que podría durar unos pocos días) puede ser equivalente a 100.000 millones de veces superior al brillo de nuestro Sol. Tras la explosión de una supernova apenas quedan restos, en su lugar permanecen gases y materias interestelares que terminan expandiéndose, que podrían ser contempladas en forma de nebulosas o nubes de gas brillante; estas masas contribuirán en la aportación de materia para la formación de nuevas estrellas.
Dentro de las Supernovas hay las de tipo I y II.
Cefeidas
Las cefeidas, llamadas así por Delta Cefei, de la constelación Cefeo, son estrellas variables que se caracterizan por la regularidad de su período, que suele ser bastante exacto. Generalmente acostumbran a tener períodos cortos de entre 2 a 50 días, aunque también las hay que superan los 100 días; todos estos periodos son cientos de veces más luminosos que nuestro Sol. Cuanto más largo sea el periodo de una cefeida, mayor será su brillo medio.
El descubrimiento de las estrellas cefeidas ha resultado inestimable para realizar mediciones estelares. Polar Es una estrella visible que pertenece a la constelación de la Osa Menor.
En este diagrama de Hertzsprung-Russell se sitúa una secuencia principal con la mayoría de estrellas, y que van desde magnitudes de -10 (clase O) hasta +15 (clase M).Por encima de esta secuencia se sitúa otra banda con las clases de la G a la M, que incluyen las estrellas gigantes y supergigantes. Por su parte, las estrellas enanas blancas se sitúan por debajo de la secuencia principal, correspondientes a las clases B a F.
Clase O
Este grupo se caracteriza en primer lugar por las líneas de helio, oxigeno y nitrógeno, además de las líneas de hidrogeno. El grupo O que comprende las estrellas muy calientes incluye tanto las que muestras espectros de línea brillante de hidrogeno y helio, como las que muestras líneas oscuras de los mismo elementos.
Clase B
En este grupo, las líneas de helio alcanzan la máxima intensidad en la subdivisión B2 y palidece progresivamente en subdivisiones más altas. La intensidad de las líneas de hidrógeno aumenta en forma constante en todas las subdivisiones. Ejemplo: Estrella Épsilon Orionis.
Clase A
Este grupo comprende las llamadas estrellas de hidrógeno dominados por las líneas de absorción del hidrógeno. Ejemplo: Sirio.
Clase F
En este grupo son fuertes las llamadas líneas de calcio H y K y las líneas características de hidrógeno. Ejemplo: Estrella Aquilae.
Clase G
Este grupo comprende estrellas con prominentes líneas de hidrógeno. También están presentes los espectros de muchos metales en especial el hierro. El sol pertenece a este grupo y, por lo tanto, a las estrellas G se las denomina con frecuenta estrellas de tipo solar.
Clase K
A este grupo pertenecen las estrellas que tienen fuerte líneas de calcio y líneas que indican las presencia de otros metales. La luz violeta del espectro es menos intensa, comparada con la luz roja de las clases antes mencionadas. Ejemplo: Arturo.
Clase M
Este grupo comprende estrellas en cuyos espectros dominan las bandas resultantes de la presencia de moléculas de óxido de titanio, entre otros óxidos metálicos. El final violeta del espectro es menos intenso que el de las estrellas K. Ejemplos: Betelgeuse, Alpha Orionis. Cuando se acerca al final de su vida, la estrella se expande transformándose en una gigante roja. Si la masa de la estrella baja de 1,4 veces la solar, el helio se va quemando hasta la totalidad, contrayéndose gradualmente hasta que se apaga tras consumir todo el combustible, al enfriarse se queda transformada en una enana blanca. Si la masa de la estrella supera 1,4 veces la masa solar, entonces explota irradiando inmensas cantidades de energía, es decir, se convierte en una supernova.
Las estrellas salen de la secuencia principal para morir.
Enanas
Son estrellas rojas (enanas rojas) o blancas (enanas blancas), de pequeño tamaño que se manifiestan por su baja luminosidad. Las enanas rojas se encuentran situadas en la secuencia principal del diagrama espectral hertzsprung-russell; son relativamente jóvenes y con masa muy inferior a la del Sol.
Las enanas blancas son muy pequeñas y tienen densidades extremadamente altas a pesar de su pequeño tamaño. Estas estrellas se encuentran en el estadio final de la evolución estelar, es decir, la estrella se va apagando paulatinamente porque la energía que irradia no llega a ser compensada.
Gigantes
Se trata de estrellas muy grandes y luminosas cuyo diámetro pueden alcanzar el orden de cien soles. Tienen color amarillo o rojo. En el diagrama espectral Hertzsprung-Russell se encuentran situadas en su parte superior derecha. Su densidad es pequeña y corresponden a un nivel de la evolución estelar posterior al de las estrellas de la secuencia principal.
Supergigante
Se trata de una estrella que posee una luminosidad cuarenta o cincuenta veces superior a las gigantes; las más grandes poseen diámetros que supera en 400 veces el de nuestro Sol. Se sitúan en la parte más alta del diagrama Hertzsprung-Russell, fuera de la secuencia principal.
Novas
Las novas o estrellas nuevas, se las puede considerar estrellas variables que, en pocos días u horas, aumentan bruscamente su brillo en varias magnitudes, para después perderlo lentamente y recobrar su brillo anterior. Las Novas se producen cuando explosionan las capas más externas de las estrellas enanas blancas, despidiendo una luminosidad muy intensa. Pueden llegar a brillar hasta 200.000 veces más que el Sol.
Se ha comprobado que algunas novas repiten el proceso aproximadamente al cabo de 10 años. Las novas más cercanas de las que se conoce distancia y brillo sirven de referencia para calcular otra incluso de otras galaxias. Antiguamente se denominaba nova a cualquier estrella nueva que aparecía súbitamente en algún lugar del firmamento, donde no se había observado nada con anterioridad aunque en realidad, estas estrellas ya existían antes de que se pudieran vera simple vista.
Supernovas
Las Supernovas son estrellas poco frecuentes cuyo proceso es, generalmente, similar al de una nova (aunque no son periódicas), pero que dada su excepcional violencia alcanzan luminosidades superiores al de toda la galaxia, además de ser muy duraderas. Son sin duda las estrellas variables más espectaculares. El aumento de brillo puede llegar a ser de hasta 20 magnitudes, y a pesar de ello sólo unas pocas se pueden observar a simple vista. La magnitud de la explosión (que podría durar unos pocos días) puede ser equivalente a 100.000 millones de veces superior al brillo de nuestro Sol. Tras la explosión de una supernova apenas quedan restos, en su lugar permanecen gases y materias interestelares que terminan expandiéndose, que podrían ser contempladas en forma de nebulosas o nubes de gas brillante; estas masas contribuirán en la aportación de materia para la formación de nuevas estrellas.
Dentro de las Supernovas hay las de tipo I y II.
Cefeidas
Las cefeidas, llamadas así por Delta Cefei, de la constelación Cefeo, son estrellas variables que se caracterizan por la regularidad de su período, que suele ser bastante exacto. Generalmente acostumbran a tener períodos cortos de entre 2 a 50 días, aunque también las hay que superan los 100 días; todos estos periodos son cientos de veces más luminosos que nuestro Sol. Cuanto más largo sea el periodo de una cefeida, mayor será su brillo medio.
El descubrimiento de las estrellas cefeidas ha resultado inestimable para realizar mediciones estelares. Polar Es una estrella visible que pertenece a la constelación de la Osa Menor.
lunes, 4 de abril de 2016
El diagrama de Hertzsprung-Rusell
El diagrama de Hertzsprung-Russell (comúnmente abreviado como diagrama H-R) es un gráfico de dispersión de estrellas indicando la relación entre las magnitudes absolutas o luminosidades de las estrellas en comparación con sus clasificaciones espectrales o las temperaturas efectivas. De forma más sencilla, en el gráfico se traza cada estrella para medir su brillo en comparación con su temperatura (color).
El diagrama fue creado alrededor del año 1910 por Ejnar Hertzsprung y Henry Norris Russell y representa un paso importante hacia la comprensión de la evolución estelar o "la forma en que las estrellas pasan por secuencias de cambios dinámicos y radicales a través del tiempo".
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
FORMAS DEL DIAGRAMA
Hay varias formas del diagrama de Hertzsprung-Russell, y la nomenclatura no está muy bien definida. Todas las formas comparten el mismo diseño en general: las estrellas de mayor luminosidad están situadas en la parte superior del diagrama, y las estrellas con una temperatura superficial elevada están en el lado izquierdo.
El diagrama original mostraba el tipo espectral de las estrellas sobre el eje horizontal y la magnitud visual absoluta en el eje vertical. El tipo espectral no es una cantidad numérica, sino que la secuencia de tipos espectrales es una serie monótona que refleja la temperatura superficial estelar. Versiones observacionales modernas de la tabla de tipos espectrales fueron reemplazadas por un índice de color para las estrellas (los diagramas que se realizaban a mediados del siglo 20 eran a menudo de color B-V). Este tipo de diagrama es lo que se suele denominar como un diagrama Hertzsprung–Russell observacional o un diagrama color-magnitud. En casos en que las estrellas son conocidas por estar a distancias iguales, como dentro de un cúmulo estelar, se utiliza a menudo un diagrama color-magnitud para describir las estrellas del cúmulo con un trazado en donde el eje vertical es la magnitud aparente de las estrellas. Para miembros del cúmulo, hay una sola diferencia constante aditiva entre sus magnitudes aparentes y absolutas, llamada módulo de distancia, para todas aquellas estrellas de los cúmulos. Los primeros estudios de cúmulos cercanos abiertos (como las Híades y Las Pléyades) realizados Hertzsprung y Rosenberg produjeron el primer diagrama color-magnitud, anterior por unos años a la síntesis influyente de Russell del diagrama que recopilaba datos para todas las estrellas cuyas magnitudes absolutas se pudieron determinar.
Otra forma de diagrama traza la temperatura superficial efectiva de la estrella en un eje y la luminosidad en el otro, casi invariablemente en un gráfico de representación logarítmica. Los cálculos teóricos de la superficie estelar y la evolución de las estrellas producen gráficos que concuerdan con los de las observaciones. Este tipo de diagrama podría ser llamado diagrama de temperatura-luminosidad, pero este término casi nunca se utiliza; cuando se hace la distinción, esta forma es llamada en su lugar diagrama teórico Hertzsprung–Russell. Una característica peculiar de esta forma de diagrama HR es que las temperaturas están representadas desde una temperatura elevada a una baja temperatura, que ayuda en la comparación de esta forma de diagrama HR con la forma observacional.Evolución de las Estrellas
Las estrellas evolucionan durante millones de años. Nacen cuando se acumula una gran cantidad de materia en un lugar del espacio. El material se comprime y se calienta hasta que empieza una reacción nuclear, que consume la materia, convirtiéndola en energía. Las estrellas pequeñas la gastan lentamente y duran más que las grandes.
Las teorías sobre la evolución de las estrellas se basan en pruebas obtenidas de estudios de los espectros relacionados con la luminosidad. Las observaciones demuestran que muchas estrellas se pueden clasificar en una secuencia regular en la que las más brillantes son las más calientes y las más pequeñas, las más frías.
Esta serie de estrellas forma una banda conocida como la secuencia principal en el diagrama temperatura-luminosidad conocido como diagrama Hertzsprung-Russell. Otros grupos de estrellas que aparecen en el diagrama incluyen a las estrellas gigantes y enanas antes mencionadas.
Las teorías sobre la evolución de las estrellas se basan en pruebas obtenidas de estudios de los espectros relacionados con la luminosidad. Las observaciones demuestran que muchas estrellas se pueden clasificar en una secuencia regular en la que las más brillantes son las más calientes y las más pequeñas, las más frías.
Esta serie de estrellas forma una banda conocida como la secuencia principal en el diagrama temperatura-luminosidad conocido como diagrama Hertzsprung-Russell. Otros grupos de estrellas que aparecen en el diagrama incluyen a las estrellas gigantes y enanas antes mencionadas.
Composicion de las estrellas
La composición de una estrella podría determinar la existencia de zona habitable en su entorno así como la estructura de los planetas que se forman a su alrededor, según un estudio elaborado por astrónomos de la Universidad Estatal de Arizona (Estados Unidos). Además, el trabajo explicado durante la reunión de la Sociedad Astronómica Americana, aporta nueva información a la evolución de las zonas habitables y, según apuntan sus autores, permitirá elaborar una lista de "las mejores estrellas con planetas potencialmente habitables".
Los científicos han explicado que las zonas habitables son las regiones que rodean a las estrellas donde las condiciones son más favorables para el desarrollo de la vida. Concretamente, son las regiones donde las temperaturas permiten que exista agua líquida en la superficie de los planetas y son ideales para "la vida tal como la conocemos" en la Tierra.
El autor del estudio, Patrick Young, ha indicado que, hasta ahora, el estudio de las zonas habitables se centraban en los planetas, su atmósfera, su geología o su situación en el Universo. Sin embargo, el nuevo estudio ha hallado indicios de que las estrellas también son responsables de la existencia de estas zonas habitables y, más concretamente, su composición.
Así, los expertos han estudiado las longitudes de onda de un total de 600 estrellas con el fin de determinar qué elementos se encuentran en su composición y han hallado algunos en baja cantidad pero mucho más pesados que el hidrógeno o el helio, los elementos de lo que está compuesta principalmente una estrella. Son las variaciones o combinaciones de estos elementos en cada estrella los que, según el estudio, favorecen o no una zona habitable.El trabajo destaca elementos como calcio, sodio, magnesio, aluminio y silicio. Además, Young ha señalado también el oxígeno, aunque, en este caso, influiría en "la vida útil de la zona habitable", es decir, cuánto tiempo podrían albergar vida los planetas que se encontraran en su entorno. Así, ha puesto como ejemplo la Tierra a la que, según los expertos, le quedan aproximadamente más de 5.500 millones de años tras más de 3,9 millones de años de vida.
"Un planeta junto a una estrella con agotamiento de oxígeno tendría una vida de 3,5 millones de años, frente a una media de 8,5 millones de años que puede tener una rica en este elemento", ha explicado el astrónomo.
Suscribirse a:
Entradas (Atom)