Cuando se habla de la estrella de Belén se refiere al fenómeno celeste—mencionado en el evangelio de Mateo—, que guiaba a los “sabios de oriente” hacia el nacimiento de Jesucristo. Hay algunos eventos astronómicos que en la historia se han considerado como presagios de sucesos importantes. Están los cometas, las estrellas novas y supernovas; meteoros y conjunciones planetarias.

Por Lonnie Pacheco.

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Los Pulsares, que cosas tan raras, socios…

Escucha los sonidos de un pulsar

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Es primavera y los atardeceres nublados anuncian las acostumbradas lluvias de abril. Sin embargo, cuando el cielo nos obsequie noches despejadas, veremos alto, en medio del cielo, a las estrellas que dibujan la constelación de Leo. Los afortunados que pueden salir al campo en una noche sin Luna y que poseen una visión muy aguda, una vez que adapten su vista a la oscuridad, pueden contar más de 50 estrellas.

Son muchas estrellas para una sola constelación, ¿cierto? Pues por increíble que parezca estamos ante una ilusión: la mayoría de las estrellas que vemos a simple vista no son una, sino dos o más estrellas atadas gravitatoriamente en un abrazo eterno, siguiendo órbitas mutuas estrechas que generalmente pueden ser determinadas por medio de aparatos sofisticados (espectroscopios y ópticas adaptativas). Sin embargo, en algunos casos, tenemos la dicha de observar a través de un telescopio y con nuestros propios ojos los componentes individuales: las estrellas por separado.

Para ver un sistema binario se requieren cuando menos tres requisitos: que el sistema se localice relativamente cerca de nuestro sistema solar, que la separación entre ambos componentes sea lo suficientemente grande y que la atmósfera a través de la cual contemplamos el sistema sea lo suficientemente estable (sin turbulencia) No está de más mencionar que un telescopio de mayor apertura (diámetro) puede mostrar mayor detalle por lo que nos dará acceso a percibir más sistemas binarios.

Entre las estrellas binarias más bellas de Leo y que representan un reto para los observadores, podemos señalar a Algieba. Un par de estrellas que apenas parecen tocarse entre sí.

Algieba o Al Gieba (Gamma Leonis / 41 Leo) significa “la frente” del león, aunque en realidad se encuentra en la nuca, según la figura tradicional. Se localiza a 126 años-luz de la Tierra y se requieren grandes aumentos para percibir su bella naturaleza dual: Algieba A y B. Es fácil de ubicar pues su magnitud visual es de 2.28 (A) y 3.51 (B). Las estrellas de este sistema binario son gigantes; 23 y 10 veces mayores que el Sol; pero más frías (de tipo espectral K0 y G7) El Sol alcanza una temperatura en la superficie de 5,770 kelvin, mientras que éstas poseen 4,470 y 4,980 kelvin respectivamente. Algieba A emite tanta luz como 180 soles y Algieba B, lo hace con la fuerza de 50 soles. Ambos astros están actualmente separados por unas 170 unidades astronómicas, lo que equivale a 3 veces la distancia que separa a Plutón del Sol, pero en su punto más próximo –llamado periastro-, llegan a estar 10 veces más cercanas. El sistema se orbita mutuamente con un período superior a 510 años.

Ambas estrellas están evolucionando (por eso se han convertido en gigantes), es decir, las reacciones atómicas en su interior ya no consisten exclusivamente en la transformación de hidrógeno en helio. Al parecer, ahora el helio también participa con sus propias rondas de fusión nuclear, para producir elementos más pesados. Se estima que cada estrella posee tanta masa como dos soles.

La separación aparente entre las componentes de Algieba es un ángulo pequeñísimo: poco más de 4 segundos de arco (4”) Algieba A tiene un color naranja pálido y Algieba B es la estrella amarillenta. Algunos observadores aseguran que Albieba B presenta un tono verdoso ¿lo puedes ver tú? (Yo todavía no).

La lluvia de estrellas Leónidas, que se observa todos los años en la tercera semana de noviembre, tiene su radiante cerca de Algieba.

¡Cielos despejados!

ENLACES Y MAPAS RECOMENDADOS

Mapa de la constelación de Leo
http://www.iau.org/static/themes/constellations/gif/LEO.gif
http://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/0/0a/Leo.gif

Imagen de Algieba (Gamma Leonis)
http://www.perezmedia.net/beltofvenus/archives/000620.html

¿Qué es el tipo espectral?
http://www.espacioprofundo.com.ar/diccionario/Glosario_de_Astronomia/vertermino/Tipo_espectral.html

¿Qué es magnitud visual?
http://www.espacioprofundo.com.ar/diccionario/Glosario_de_Astronomia/vertermino/Magnitud.html

ENLACES VISITADOS
http://www.astro.illinois.edu/~jkaler/sow/algieba.html
http://en.wikipedia.org/wiki/Gamma_Leonis

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Cuando echamos a volar la imaginación y pensamos en un viaje a las estrellas, nos imaginamos fácilmente una larga travesía cruzando el espacio interestelar hasta la estrella más cercana a nosotros. Podemos suponer una visita al sistema Alfa Centauri y más aún, a su elemento más pequeño llamado Próxima Centauri: una estrella a 4.25 años-luz de distancia. Sin embargo, hemos pasado de largo junto a la que es verdaderamente la estrella más cercana a la Tierra: el Sol, el objeto celeste por excelencia. Es el astro más luminoso del firmamento y es visible desde toda la Tierra dependiendo de la hora y estación. A primera vista no parece estar emparentado con las estrellas que cada noche adornan la esfera celeste, sin embargo, gracias al Sol es que mejor conocemos los procesos que acontecen dentro y fuera de ellas. El Sol es la estrella que mejor conocemos. Nos parece que es la estrella más grande, más brillante y más caliente del cielo, pero sólo porque está muy “cerca” de nosotros, a casi 150 millones de Km. En realidad, cualquier estrella que veamos en la noche será más grande y brillante que el Astro Rey. Las estrellas se ven tan pequeñitas simple y sencillamente porque están a distancias increíblemente lejanas.

[quote_left]Básicamente el Sol es una esfera de gas luminoso, unido por su propio campo gravitatorio, cuya fuente de energía son los procesos de fusión nuclear en su interior.[/quote_left]

Así como una bomba H (de Hidrógeno) produce una cantidad portentosa de energía, una onda de choque expansiva, radiaciones dañinas para la vida, una cantidad de luz cegadora y abundante calor, así el Sol –como el resto de las estrellas- dedican toda su vida a hacer exactamente lo mismo. La única diferencia es que el Sol no se “revienta” o explota. ¿Por qué no? Porque su masa es de casi 333,000 veces la masa de la Tierra. El Sol es un objeto de peso completo. La pesada carga de sus capas externas pretende aplastar el núcleo del Sol, conteniendo la fuerza explosiva del núcleo. Mientras que el núcleo trata de reventarse y escapar hacia el exterior, las capas externas tratan de apachurrarlo. El resultado es un sistema en equilibrio que se mantiene a lo largo de la vida de la estrella. Una estrella como el Sol tiene una expectación de vida de unos 10,000 millones de años de los cuales lleva vividos ya unos 4,600 millones de años.

Técnicamente, el Sol es una estrella de tipo espectral G2V. En pocas palabras esto significa que tiene una temperatura superficial de casi 6,000 k (grados kelvin) y visualmente es de color amarillo. Se observan metales ionizados (es decir, cuyos electrones son desprendidos por la intensa radiación) en su atmósfera. En la emisión de su luz el calcio deja una huella dominante. G2 indica que es relativamente más fría que una estrella tipo G0 y “V”, que es una estrella relativamente enana, en la serie principal (reacciones de fusión nuclear que transforman Hidrógeno en Helio)

ANTECEDENTES

Casi en todas las culturas antiguas el Sol fue venerado como la máxima divinidad. En la mitología griega se le conoce como Helios. De ahí proviene el nombre del gas Helio, que fue descubierto primeramente en el Sol. Según la Leyenda, Helios tuvo 7 hijos (Helíades) quienes se encargaron de dividir el día en horas y el año en estaciones. Los caldeos le llamaban Baal, los cananeos Moloch, los moabitas Beelpeor, los fenicios Adonis, los egipcios lo conocían como Osiris y también como Rah, era Mithras para los persas y Dionius para los hindúes. Los romanos le llamaban Apolo.

El Sol fue utilizado por los primeros astrónomos-astrólogos para medir el tiempo. Grandes monumentos fueron levantados para marcar el paso del Sol a lo largo del día y a lo largo del año. El primer reloj de Sol “portátil” conocido es de origen egipcio, esculpido en piedra. Como es fácil adivinar y comprobar, se aprovechaba el juego de luces y sombras generado por los elementos arquitectónicos de los edificios o de las partes del reloj para indicar una determinada hora y fecha.

[quote_right]Los antiguos pensaban que el Sol estaba hecho de oro (¿has oído hablar de los rayos dorados del Sol?). Las monedas, de oro y redondas –como el Sol- honraban a la deidad máxima. El símbolo del oro, frecuentemente utilizado por los alquimistas en la Edad Media es el mismo utilizado para representar al Sol: un círculo con un punto en el centro.[/quote_right]

Por mucho tiempo se consideró que el Sol, las estrellas y los planetas revolucionaban alrededor de la Tierra. Esta idea se conoce como modelo geocéntrico y desafortunadamente fue popularizada por Ptolomeo, (200 d.C.) por tal motivo se le conoce también como Sistema Ptoloméico. Este sistema trascendió hasta 1543, cuando las ideas de Nicolás Copérnico fueron publicadas, estableciendo el modelo heliocéntrico ó Sistema Copernicano en el cual todos los planetas revolucionan alrededor del Sol.

DISTANCIA AL SOL.- 149’597,800 Km.

La distancia promedio al Sol es conocida comúnmente como unidad astronómica y equivale aproximadamente a 149,597,800 Km. Como la órbita de la Tierra es elíptica, la distancia varía. Curiosamente para nosotros –habitantes del hemisferio Norte- el invierno sucede cuando la Tierra está más cerca del Sol. Este punto de mínima distancia se llama perihelio. Seis meses después, la Tierra está en su punto más alejado, llamado afelio. El verano es más caliente a causa de la inclinación del eje de rotación de la Tierra que favorece una mejor iluminación del Sol: sus rayos caen a plomo, perpendicularmente al suelo, calentando más eficientemente.

Frecuentemente se redondea la unidad astronómica a 150 millones de Km.. El Sol está lo suficientemente lejos de la Tierra como para que el efecto de esta distancia sea sensible en la luz que recibimos de él. ¿De qué manera? En el hecho de que el Sol que vemos cada momento no representa su imagen en tiempo real. Estamos viendo hacia el pasado. Cuando escuchamos un avión pasar sobre nuestra cabeza a gran altura y volteamos a verlo ¡ya no está ahí! es porque el sonido tardó en llegar a nosotros. Cuando volteamos a ver el Sol tampoco está ahí, aunque su imagen parece indicarnos otra cosa, en realidad estamos viendo los rayos que salieron de su superficie hace 8.3 minutos, mismo tiempo que habrá “aprovechado” para avanzar en la bóveda celeste.

Con todo, el Sol es una estrella que está relativamente cerca. La siguiente estrella –Próxima Centauri- está casi ¡270,000 veces más lejos! (Para ser precisos.- 267,410 veces más lejos)

TAMAÑO.- 1,392,000 Km.

A pesar de su gran distancia, el Sol está lo suficientemente cerca como para apreciar un tamaño aparente que vemos en forma de disco solar. Cualquier otra estrella se verá siempre puntual hasta en el mejor de los telescopios. El Sol mide 1’392,000 Km. de diámetro, lo suficiente para que la Tierra lo cruce con su diámetro 109 veces. Es verdaderamente grande, sin embargo, todas las estrellas que se ven en el cielo a simple vista son más grandes que esto. Hay estrellas, como Mu Cephei que miden casi 1,000 veces el diámetro del Sol. Por otro lado hay estrellas que son 10 veces más pequeñas que el Sol, como Próxima Centauri, pero son tan oscuras que aún a poca distancia no son visibles.

El volumen del Sol es impresionante: aproximadamente 1’300,000 de Tierras caben en su interior.

El diámetro angular (aparente) del Sol en promedio es de 32’ 04” de arco, pero como la órbita de la Tierra es elíptica el Sol parece cambiar de tamaño. En el perihelio (cerca) el Sol mide angularmente 32’ 36” de arco. En el afelio (lejos) el Sol mide 31’ 32” de arco.

COMPOSICIÓN.- Hidrógeno y Helio: 98.1%

El Sol, como todas las estrellas y los planetas gigantes está básicamente hecho de la sustancia más abundante del Universo observable: Hidrógeno. Le siguen el Helio, Oxígeno, Carbono y otros distribuidos de la siguiente manera: De cada 100 átomos, 92.1 son de Hidrógeno, 7.8 de Helio y 0.1 otros elementos. Para fines prácticos podemos decir que el Sol está hecho de Hidrógeno y Helio.

En cuanto a porcentaje de masa, se conocen los siguientes datos:

Hidrógeno            71.0 %
Helio                   27.1 %
Oxígeno               0.97 %
Carbono              0.40 %
Nitrógeno            0.096 %
Silicio                 0.099 %
Magnesio            0.076 %
Neón                  0.058 %
Hierro                 0.14 %
Azufre                0.040 %
Otros                 0.021 %

ESTADO FISICO.- Plasma

Por costumbre decimos que el Sol es gaseoso, sin embargo, sería más apropiado precisar que se trata de un plasma. Un plasma es una sustancia hecha de una “sopa” de partículas subatómicas. A pesar de que el Sol está compuesto de una gran variedad de elementos, todos se encuentran en estado ionizado, les faltan sus electrones para  estar completos.

MASA.- 1.9891 x 1030 Kg.

Si el Sol es como un gas…¿Qué tan masivo puede ser? Su masa es de 1.9891 x 1030 Kg. o el equivalente a 332, 946 masas terrestres. No hay otro objeto tan masivo en el Sistema Solar y precisamente por eso todos los objetos que lo conforman están confinados a su campo gravitatorio. El siguiente objeto más masivo es Júpiter, sin embargo, sólo tiene una 317 masas terrestres.

DENSIDAD.- 1.41

Si su masa es de casi 333,000 veces la Tierra pero su volumen es más de un millón de veces el de la Tierra…¿Qué significa esto? Pues que el Sol es un objeto de baja densidad. En promedio, cada metro cúbico del Sol pesa 1,410 Kg. contra 5,520 Kg. de la Tierra. La densidad del Sol es de 1.41. Este valor –debemos recordar- es un promedio.

La “superficie” del Sol es tan poco densa que al tratar de tocarla no sentiríamos nada (haciendo a un lado –obviamente- el calor). Si penetráramos a 1/3 de su profundidad encontraríamos ya una presión muy semejante a la del agua de una alberca ¡podríamos nadar en el interior del Sol! Una vez en el núcleo, la presión es increíblemente alta, ¡estamos sometidos a la carga de 333,000 Tierras! La presión equivale a 250,000 millones de atmósferas terrestres y la densidad aquí es 8 veces superior a la del oro.

GRAVEDAD SUPERFICIAL.- 27.9 Terrestres

Aunque no existe una superficie sólida en el Sol contra la cual pisar, la atracción gravitatoria en la “superficie” del Astro Rey es 27.9 veces superior a la de la Tierra. Si pudiéramos colocar una báscula milagrosamente en el “suelo” del Sol, notaríamos que una persona que pesa 70 Kg. en la Tierra, ¡allá pesa casi 2 toneladas!

VELOCIDAD DE ESCAPE.- 617.5 km/seg

Con una masa tan grande, resulta muy difícil escapar de la prisión gravitatoria ejercida por el Sol. La velocidad necesaria para poder desatarse de sus lazos, es decir, su velocidad de escape, es de 617.5 km/seg. Si el Sol fuera más denso, aún con la misma masa, la velocidad de escape sería mayor. Como referencia, recuerda que la velocidad de escape de la Tierra es de 11.2 km/seg.

ROTACIÓN.- 25.38 días Terrestres

El primero en tener pistas sobre la rotación solar fue Galileo. El observó que el Sol presentaba -aquí y allá- manchas que parecían deslizarse sobre su superficie. En promedio, estas manchas dan una vuelta alrededor del Sol cada 25.38 días terrestres y son nuestra referencia a la hora de medir la rotación solar.

Una observación detallada nos permitirá notar además, que las manchas que están cerca del ecuador solar se desplazan a mayor velocidad que aquellas que están cerca de los polos. Esto es porque el Sol es gaseoso, de tal manera que no da vueltas de una pieza –como la Tierra- y los polos se van atrasando. Este fenómeno es conocido como rotación diferencial.

Observando el movimiento de las manchas solares, podemos contar desde la Tierra 26.87 días que tarda el ecuador solar en dar una vuelta y hasta 29.65 días a una latitud de 40°. Más allá de esta latitud, hacia el norte o hacia el sur, no se ven manchas. El promedio es de 27.2753 días, pero descontando la traslación de la Tierra esto queda en una rotación o período sideral de 25.38 días. Con otros métodos se ha podido medir la rotación de los polos solares de 31 a 35 días.

TRASLACIÓN

Así como los planetas no sólo rotan, sino que dan vueltas alrededor del Sol en un movimiento que llamamos traslación, el Sol también experimenta un movimiento de traslación alrededor del núcleo de la Galaxia (la Vía Láctea) a una velocidad aproximada de 200 km/seg. La órbita de Sol seguramente es también elíptica aunque su trayectoria puede ser modificada sutilmente por la interacción con otras estrellas de la Galaxia. Considerando su velocidad orbital y que el núcleo de la Galaxia está a unos 25,000 años-luz, el Sol debe tardar unos 225 a 250 millones de años en dar una vuelta alrededor de la Galaxia. Este período recibe el nombre de Año Cósmico.

LA LUZ DEL SOL  m = -26.7

El Sol es el objeto más brillante del cielo alcanzando una magnitud aparente de m = -26.7.  La Magnitud Absoluta del Sol, es decir, la que apreciaríamos desde una distancia de 10 parsecs ó 32.6 años-luz sería de M = 4.85, por lo que no es ni de broma una de las estrellas más brillantes de la Galaxia. Después del Sol, la estrella más brillante que vemos es Sirius, en Canis Major, con una  m = -1.46.   Independientemente de que el Sol se ve brillante porque está muy cerca, es intrínsecamente un objeto muy luminoso.

A pesar de la distancia a la que nos encontramos del Sol, cada segundo la Tierra recibe 1,400 watts por metro cuadrado, esto es conocido como Constante Solar. Tal vez no parezca mucho pero sumando toda la superficie del planeta, ¡estamos hablando de 127.8 millones de watts por segundo!  Esto es lo que recibe la Tierra, pero si consideramos toda la luz que es emitida por el Sol, los números alcanzan cifras increíbles. La Luminosidad del Sol es de 3.85 x 1026 watts.

LA ENERGIA DEL SOL

¿Cómo puede generar tanta energía? ¿De dónde la extrae? La respuesta es relativamente simple: de su propia masa. Apelamos a la famosa ecuación de la Energía de Einstein, en la cual se describe E=mc2 donde “E” es energía, “m” es masa y “c” es la velocidad de la luz. De acuerdo con esta ecuación, una cantidad muy pequeña de masa puede generar una cantidad espantosa de energía, pues se multiplica por la velocidad de la luz al cuadrado, y como la velocidad de la luz es elevadísima, la energía resultante lo es también. El Sol -y todas las estrellas de la Galaxia- están constantemente transformando una parte de su masa en energía.

La energía es producida en el núcleo del Sol y llega hasta la superficie, donde se emite en forma de luz blanca y otras formas de luz invisible: ondas de radio, infrarrojo, rayos ultravioleta, rayos X, gama, etc. Los astrofísicos aprovechan todas estas formas de energía (longitudes de onda) para examinar los procesos internos y externos del Sol y comprender mejor su funcionamiento. También saben los astrofísicos que el color dominante de una estrella es correspondiente a la temperatura de su superficie. Una estrella como el Sol que visualmente presenta un color amarillo, corresponde a una temperatura superficial de 5,770 k (grados kelvin).

Isaac Newton descubrió que podía descomponer un rayo luminoso del Sol con un prisma para formar –artificialmente- un arco iris. Hoy, de modo similar, los astrofísicos analizan la luz del Sol y la descomponen separando sus longitudes de onda (o colores): una banda multicolores llamado espectro. La suma de todas las formas de radiación (luz visible e invisible) se conoce como espectro electromagnético. El espectro solar tiene la cualidad de mostrar a los astrofísicos la huella dejada por los elementos presentes en él. Una vez separadas las longitudes de onda en forma de un espectro, no sólo queda en evidencia la composición del Sol, es posible además observar la abundancia de cada elemento así como la presencia e intensidad de campos magnéticos, la temperatura, la velocidad en distintas partes del Sol, etc. El estudio del espectro se conoce como espectroscopía y se utiliza en todo tipo de objetos celestes.

ESTRUCTURA GENERAL DEL SOL

El Sol está formado por 8 regiones que aparecen ordenadas desde el interior hacia afuera:

INTERIOR DEL SOL

I.- Núcleo: es donde suceden las reacciones de fusión nuclear
II.- Zona de Radiación: es donde la energía es transportada por radiación electromagnética.
III.- Zona de Convección: la energía es transportada por los gases que ascienden hacia la superficie

SUPERFICIE

IV.- Fotosfera: es la “superficie” solar donde su luz se libera al espacio.

SU ATMOSFERA

V.- Cromosfera: es una atmósfera de baja temperatura inmediatamente encima de la fotosfera.
VI.- Zona de transición: donde la temperatura se dispara nuevamente.
VII.- Corona: Atmósfera exterior del Sol, sumamente enrarecida, luminosa y de muy alta temperatura
VII.- Viento Solar: es la parte externa de la Corona, se extiende por todo el Sistema Solar, no es luminosa.

¿Cómo conocemos la estructura interior del Sol? Existen modelos que explican la producción de energía basándose en su masa y densidad. Además, se puede sondear el interior del Sol utilizando las mismas técnicas empleadas para sondear el interior de la Tierra: los sismos. La ciencia de interpretar la propagación de las ondas sísmicas para sondear el interior del Sol se llama heliosismología.

EN EL INTERIOR DEL SOL:

I.- EL NÚCLEO

Es el centro del Sol, la fuente de calor donde acontecen las reacciones de fusión nuclear generando energía. Es aquí donde la presión supera a la presión atmosférica terrestre por 250,000 millones de veces. En este lugar la densidad es de 150,000 kg/m3 y la temperatura asciende de 10’000,000 a 15’000,000 k. En estas condiciones los átomos de hidrógeno colisionan violentamente entre sí produciendo rayos gama, neutrinos y otras partículas exóticas. El diámetro estimado del núcleo es de aproximadamente 400,000 Km.

La fusión nuclear en el Sol consiste básicamente en que 4 átomos de Hidrógeno (o 4 núcleos, para ser precisos) se combinan para formar un átomo (núcleo) de Helio.

En el proceso, sucede algo extraño: el átomo de helio tiene una masa 0.7% menor que la suma de los 4 hidrógenos ¿Qué pasa con esa masa? De acuerdo con la ecuación E=mc2 , se convierte en energía. Basta muy poca materia para generar una cantidad formidable de energía. En el Sol, cada segundo 600 a 700 millones de toneladas de hidrógeno son transformadas en helio. De esta cantidad 5 millones de toneladas “desaparecen” en forma de energía pura. Sorprendentemente, el interior del Sol es tan turbulento que la radiación generada en su interior toma caminos muy erráticos, tanto así que un rayo luminoso originado en el núcleo puede tardar millones de años antes de llegar a la superficie. Por otro lado, los neutrinos reaccionan tan poco con la materia que antes de 2 segundos ya están afuera del Sol, viajando por el espacio.

Los neutrinos son partículas exóticas. No tienen carga eléctrica. Su masa es casi igual a cero. Su velocidad es ligeramente menor a la de la luz. Su interacción con la materia es casi nula (salen despedidos del Sol sin que nada los detenga) Para estudiar los neutrinos provenientes del Sol y otras estrellas, se han instalado bajo Tierra detectores especiales ultra-sensibles que, sin embargo, han fallado en registrar la cantidad de neutrinos esperada. O algo falta por entender acerca de los procesos internos del Sol o los detectores no son lo suficientemente sensibles.

¿De qué color es el interior del Sol?

¿Blanco?¿Rojo?¿Amarillo? Recuerda que el color dominante de un objeto dependerá de su temperatura. Si el interior del Sol está a 15 millones de grados…¿Qué color domina? Ya mencionamos que la producción de energía es en forma de rayos gamma, una forma de radiación invisible, por lo tanto el Sol -en su interior- es NEGRO. La energía se dispersa hacia el exterior de modo que para cuando llega a la fotosfera, es emitida en todo el espectro.

II.- LA ZONA DE RADIACIÓN o RADIATIVA

A 200,000 Km. del centro del Sol, la energía generada en el núcleo es transportada hacia fuera por medio de la radiación electromagnética. Su temperatura desciende a aproximadamente 7 millones k y se estima su espesor en 300,000 Km. La densidad es mucho menor que en el núcleo: 15,000 kg/m3.

III.- LA ZONA DE CONVECCION o CONVECTIVA

A  500,000 Km. del centro del Sol inicia la Zona de Convección. Aquí la energía es arrastrada hacia fuera por medio del movimiento de los gases. El gas de alta temperatura asciende y cuando ha liberado calor, -enfriándose un  poco- retorna hacia el interior. Su temperatura promedio es de 2 millones k y su densidad es muy reducida: 150 kg/m3. El espesor de la zona convectiva es de unos 196,000 Km.

EN LA SUPERFICIE DEL SOL

IV.- LA FOTOSFERA

A 696,000 Km. del centro solar está la Fotosfera. Su nombre significa “esfera de luz” pues es la porción o “superficie” brillante del Sol: el llamado también disco solar. Aquí la luz (llamada radiación electromagnética) escapa al espacio. La fotosfera no es una superficie sólida y tiene un espesor de 500 Km. Su temperatura es de sólo 5,770 k. La densidad en esta capa es de 2 x 10 –4 kg/m3 (unos 0.2 gr/m3)

La Fotosfera exhibe estructuras secundarias muy singulares que se consideran fenómenos transitorios. Estas son:

1.- Granulación
2.- Machas Solares (que a su vez se subdividen en Umbra y Penumbra)
3.- Regiones activas
4.- Fulguraciones
5.- Fáculas

1.- GRANULACIÓN

La Granulación es la manifestación externa de la Zona de Convección. Se trata de células de convección de aproximadamente 1000 Km. de diámetro. Se comportan como burbujas de gas caliente que borbotean en la superficie del Sol, despiden calor y al “enfriarse” se vuelven a zambullir hacia el interior. Su desarrollo es muy semejante al de las células de convección que se observan cuando un líquido está en ebullición. Cada célula dura 5 minutos cuando mucho antes de desaparecer bajo la Fotosfera. El centro de cada célula de calor es más brillante porque su temperatura es mayor, sus bordes son 300° más “fríos” y por lo tanto, son oscuros.

2.- MANCHAS SOLARES

Son regiones de la Fotosfera donde se localizan concentradamente los intensos campos magnéticos del Sol. Esto impide que la superficie se caliente tanto como el resto de la fotosfera. Como su temperatura es menor. Su emisión de energía también es reducida y se ven menos brillantes que el resto del Sol. Cuando se observan a través de filtros dan la impresión de ser negras, sin embargo, son sólo menos brillantes que el área circunvecina. Se ven así de oscuras por el contraste, mas no porque sean negras. Los primeros en registrar estas manchas en la superficie del Sol fueron los chinos, en el año 800 a. C.. Las observaban al amanecer, cuando la luz solar se atenuaba por el polvo atmosférico o durante el día, cuando una nube disminuía el brillo del disco solar. (ADVERTENCIA: ESTOS NO SON METODOS RECOMENDADOS PARA OBSERVAR AL SOL, SON DAÑINOS PARA LA VISTA )

En promedio miden alrededor de 10,000 Km. pero se manifiestan en una amplia variedad de formas y tamaños. A veces se forman individualmente y otras parecen agruparse dando el aspecto de islotes oscuros. Suelen aparecer en parejas quedando de manifiesto su estructura bipolar: una mancha representará el polo positivo y otra el negativo (un invisible lazo magnético las conecta). El campo magnético en las manchas solares es hasta 1000 mayor que en el resto de la superficie. La polaridad de las manchas es opuesta en los hemisferios norte y sur del Sol. Cada 11 años, aproximadamente, la polaridad del Sol se invierte. Este cambio es anunciado por una creciente actividad que se manifiesta visiblemente en la superficie del Sol por el incremento de manchas. Este período de 11 años se conoce como ciclo solar. Después de otros 11 años el Sol vuelve a tener la misma polaridad, por lo tanto el ciclo completo dura alrededor de 22 años.

La parte central de una mancha es siempre más oscura y “fría” (4,500 k). Recibe el nombre de Umbra. La parte externa no es tan oscura, pues su temperatura es mayor (5,500 k). Se llama Penumbra.

La rotación diferencial de Sol, en la que el ecuador solar se deslaza a mayor velocidad que los polos es la causante de las manchas solares. Las líneas de magnetismo que comunican los dos polos (y pasan por debajo de la superficie del Sol) se “enredan” alrededor del ecuador, pues éste las arrastra consigo. Después de una serie de rotaciones, las líneas del campo magnético solar están tan distorsionadas y envueltas alrededor del ecuador que emergen por la fotosfera, “perforándola” y produciendo las manchas ya mencionadas.

Entre 1640 y 1710 se observó que las manchas solares disminuyeron drásticamente. Este período se conoce como el Mínimo de Maunder . “Casualmente” en el mismo período Europa experimentó la llamada Pequeña Era Glacial que aparentemente estuvo relacionada con la caída de actividad en el Sol. Todavía es un asunto que despierta polémica.

3.- REGIONES ACTIVAS

Cerca de las manchas solares se pueden liberar súbitamente cantidades masivas de energía y partículas eléctricamente cargadas. Esto sucede en regiones controladas por campos magnéticos intensos y son conocidas como regiones activas.

4.-FULGURACIONES

Destellos súbitos y pequeños, de corta duración. Suceden casi siempre en los bordes de las manchas solares, donde los campos magnéticos son más intensos y  representan una emisión explosiva de radiación y partículas a manera de un oleaje o rociador (ver más delante)

5.- FACULAS

Generalmente visibles cerca del borde del Sol con el aspecto de manchas claras, “ríos”de luz o grietas luminosas. Es gas más caliente y brillante que generalmente anuncia un incremento en la actividad de la superficie solar. Su estructura está visiblemente por encima de la granulación.

EN LA ATMOSFERA DEL SOL

V.- LA CROMOSFERA

La Cromosfera es una atmósfera de baja temperatura (4,500 k) inmediatamente encima de la Fotosfera. Su altura aproximada es de 2,000 a 10,000 Km. Empieza a 696,500 Km. del núcleo. Su densidad es de 5×10 –6 kg/m3. Está compuesta básicamente de Hidrógeno ionizado por lo que es sensible a los campos magnéticos localizados en las manchas solares. Su color es un rojo magenta encendido muy hermoso. La única forma natural de poder apreciar la Cromosfera es durante un eclipse total de Sol, cuando el disco lunar ha ocultado completamente la Fotosfera y por unos segundos tenemos a la vista el fulgor rojo de esta estructura. Existen también filtros muy e$pecializado$ que permiten observar la Cromosfera en cualquier día despejado.

La Cromosfera exhibe estructuras secundarias también consideradas fenómenos transitorios. Estas son:

1.- Prominencias
2.- Filamentos (Flóculos oscuros)
3.- Espículas
4.- Plages (Flóculos brillantes)
5.- Oleajes (“surges”en inglés)
6.- Rociadores (“sprays” en inglés)

1.- PROMINENCIAS

Nubes de hidrógeno ionizado que sobresalen de la cromosfera. Son muy notorias cuando sobresalen del disco solar. Su temperatura es inferior al medio y su densidad, más alta. Las prominencias –o protuberancias- se alzan arrastradas por las líneas de los campos magnéticos. Por tal motivo, es frecuente observarlas encima de las regiones activas, dibujando estructuras filamentarias y conectando manchas solares, aunque también aparecen en los polos del Sol, donde no hay manchas. La gente las confunde con llamaradas, pero recuerda: EL SOL NO ESTA EN COMBUSTION.

2.- FILAMENTOS

Cuando las prominencias suceden en el disco del Sol y se observan desde arriba, se ven oscuras y filamentarias. Las prominencias y los filamentos son lo mismo desde una perspectiva distinta, unas de perfil y otros de frente.

3.- ESPICULAS

Son filamentos de gas cromósferico caliente que siguen líneas de magnetismo verticales. Sobre el borde de la fotósfera tienen el aspecto una capa de hierba roja y corta, como muchas púas o pestañas. En las espículas el gas –de 10,000 a 20,000 k- fluye hacia arriba a una velocidad de 20 a 30 km/seg alcanzando alturas superiores a 3,000 km para luego dispersarse o colapsarse. Cada espícula dura sólo unos 5 a 10 minutos.

4.- PLAGES

Llamados en el pasado flóculos brillantes, son manchones luminosos de la cromosfera solar (su temperatura es más alta) Indican un incremento de actividad en las líneas de magnetismo verticales y coinciden con las fáculas que aparecen en la fotosfera. Son regiones activas.

5.- OLEAJES o SURGES

Eventos eruptivos que dispersan radialmente gas cromosférico a velocidades de 100 a 200 km/seg. Suceden en regiones activas, junto con las fulguraciones o los mostachos (llamados también bombas de Ellerman) que son de erupciones menores. También acontecen en el borde penumbral de las manchas solares. Algunos oleajes levantan material hasta a 200,000 km de la fotosfera. ¡BOMBA! Su duración es de 10 a 20 minutos y son recurrentes.

6.- ROCIADORES o SPRAYS

Si los oleajes parecían violentos, imagínate los rociadores, cuyo material es lanzado a más de 618 km/seg…¡La velocidad de escape del Sol! Cuando este material sale despedido del Sol, no regresa jamás. Son producidos en la fase más violenta de las fulguraciones. La estructura de un rociador se fragmenta a medida que se aleja de Sol. A veces parece que el material fue expulsado por algún látigo invisible.

VI.- LA ZONA DE TRANSICIÓN

Es una región –sin estructura- en la que la temperatura asciende dramáticamente a alrededor de 8,000 k. Su densidad es de 2×10 –10 kg/m3. Está a 698,000 Km. del centro solar.

VII.- LA CORONA

Es la atmósfera exterior del Sol. Es terriblemente caliente (1 a 2 millones k) de modo que emite Rayos X abundantemente. En promedio, inicia a 706,000 Km. del centro solar. Es sumamente enrarecida, con una densidad muy baja (10 –12 kg/m3). Se extiende generalmente de 10,000 Km. sobre la fotosfera hasta 9,304,000 Km. de altura. Su altura varía con la actividad en la superficie del Sol. En los eclipses es una estructura espectacular.

La Corona Solar exhibe estructuras secundarias. Estas son:

1.- Corona Interior
2.- Corona Exterior
3.- Agujeros Coronales
4.- Emisiones Coronales Masivas

1.- CORONA INTERIOR (Corona K)

Consiste básicamente de electrones libres moviéndose a gran velocidad y alcanza temperaturas de 2 millones de grados a una altura de 75,000 km. Emite un espectro continuo.

2.- CORONA EXTERIOR (Corona F)

Formada principalmente por partíclas de polvo interplanetario moviéndose a velocidades moderadas. Esta porción de la corona se extiende a millones de km. del Sol hasta perderse en el medio interplanetario. Emite un espectro de absorción: el polvo absorbe parte de la energía.

3.- AGUJEROS CORONALES

Son regiones de la corona con una densidad y temperatura inusualmente bajas. Presentan campos magnéticos monopolares y débiles. Son la fuente principal de los torrentes de alta velocidad de partículas cargadas de alta energía, que se observan en el viento solar.

4.- EMISIONES CORONALES MASIVAS

Son erupciones colosales de la corona solar hacia el medio interplanetario. Justo antes del evento, los filamentos asociados se pierden de vista o se detecta una fulguración. Hasta 10,000 millones de toneladas de material coronal son lanzados violentamente hacia fuera y la onda de choque le da el aspecto de una gigantesca burbuja que crece a velocidades de 200 a 1,000 km/seg.

VIII.- EL VIENTO SOLAR

Es la continuación de la Corona hacia el medio interplanetario. Es un torrente de partículas subatómicas –básicamente protones y electrones- que se extiende por todo el Sistema Solar. No es luminoso y es más disperso que la Corona, pero más caliente. Su temperatura es de 2 a 3 millones k y su densidad –que se dispersa con la distancia- es de 10 –23 kg/m3. Cuando el viento solar llega al vecindario terrestre lleva una velocidad de 200 a 900 km/seg. El viento solar no llega hasta la Tierra, nuestro campo magnético lo desvía, sin embargo, la interacción de los dos produce las auroras.

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Su nombre significa “La Axila del Gigante” o “El Brazo de Aquel que está en el Centro”, tal vez porque la constelación de Orión es cruzada por el Ecuador Celeste, justo entre el Polo Norte y Sur Celestes. Su color rojizo hizo que también fuera conocida como la Estrella Marcial. Los estudiosos establecen que su nombre original era Ibt al Jauzah, posteriormente corrompido a Bed Elgueze o Beit Algueze. Otros nombres árabes son Al Mankib (hombro), Al Dhira (brazo) o Al Yad al Yamna (mano derecha). En las tablas alfonsinas se le menciona como Beldengenze y Riccioli la cataloga como Bectelgeuze.

Existe una constante polémica sobre la correcta pronunciación de esta estrella. Hay quienes casi la deletrean y otros que la pronuncian como “jugo de escarabajo” -en inglés- (Beetle Juice). En realidad es una discusión sin rumbo, ya que el nombre actual no es más que una corrupción del término original.

El personaje central de la comedia cinematográfica “Beetlejuice” de Warner Bros es un fantasma travieso que debe su origen al nombre de la estrella, pues Michael McDowell –guionista de la película- tiene cierta afición por la astronomía, y en el libreto original su nombre era Betelgeuse.

[quote_right]Gustav Holst, creador de la pieza sinfónica “Los Planetas” dedicó especialmente un tema musical a esta estrella.[/quote_right]

INTRODUCCIÓN

Cualquier persona que vea hacia Orión, notará que Betelgeuse no se ve blanca o azul –como la mayoría de las estrellas- sino que presenta un color amarillo-anaranjado. Los astrónomos acentúan su descripción al decir que es una estrella roja. Este color implica que la temperatura en su superficie es menor que la temperatura del Sol. Es entonces, una estrella fría. Las estrellas frías normales son muy pequeñas y muy débiles. Emiten poca luz. Por tanto, sería lógico pensar que Betelgeuse debe ser una de las estrellas más cercanas, de otro modo sería imposible verla tan brillante. Sin embargo, cuando se mide su distancia por trigonometría (paralaje anual) es evidente que se encuentra a más de 400 años-luz. ¿Cómo puede una estrella tan fría emitir una luz tan potente? Tendría que ser una estrella enorme, con una superficie muy extendida, mas allá de los tamaños que se pueden observar en una estrella normal. Es que Betelgeuse no es una estrella normal, es una supergigante roja.

Betelgeuse es la supergigante roja más brillante del cielo y se cuenta entre las 10 estrellas más destacadas. Cuando se dispersa un rayo luminoso de Betelgeuse a través de un prisma, se obtiene un espectro de colores (arco iris artificial) que permite analizar su temperatura, composición y tamaño, además de otras características fundamentales. Su clasificación espectral la define como una estrella tipo M2 Iab: M se refiere al rango de su temperatura superficial (2,500-3,000 k) lo que indica que es fría comparada con el Sol (Sol.- 5,770 k), 2 la ubica específicamente en unos 3,100 K, I que es una supergigante, a que es luminosa y b que no es luminosa. La clasificación como estrella fría supergigante tipo ab parece contradictorio. Lo que sucede es que Betelgeuse es una estrella variable: su luminosidad es fluctuante. Es una variable semirregular pulsante, que la expone como una estrella de edad avanzada cercana a la muerte.

La temperatura en la superficie de Betelgeuse es de unos 3,100 k, y a esa temperatura, poco más del 10% de su luz es visible (aproximadamente 13%) y cerca del 90% de su energía es emitida en longitudes de onda mayores, no visibles. Si nuestros ojos fueran capaces de distinguir todas las longitudes de onda, Betelgeuse sería la estrella más brillante del cielo.

[quote_left] Betelgeuse es la supergigante roja más cercana a la Tierra y esto permite que su movimiento propio –aunque sutil- sea medible. Se desplaza a razón de 0.03” (segundos de arco) por año. Su espectro revela además, que se aleja de nosotros a una velocidad de 20 km/s. [/quote_left]

Es en el solsticio de invierno (alrededor de diciembre 21) cuando Betelgeuse es visible durante toda la noche, pues  está en oposición al Sol.

La ubicación de Betelgeuse en Orión resulta engañosa. Las estrellas más brillantes de esta constelación nacieron en la vecindad de la Nebulosa de Orión, excepto Betelgeuse. Las estrellas de Orión están en promedio a unos 1,600 años-luz, pero Betelgeuse está 4 veces más cerca. Aparece en Orión sólo porque se encuentra en la misma dirección.

El satélite HIPPARCOS, de la Agencia Espacial Europea (ESA)  pudo establecer con gran precisión la distancia a Betelgeuse. La incertidumbre (400 a 600 años-luz) quedó reducida a una distancia de 425 años-luz, en 1996. La lejanía es tal, que un observador situado cerca de Betelgeuse necesitaría un telescopio para poder distinguir al Sol, como una estrella de magnitud 10, aproximadamente. Betelgeuse, en cambio, es tan brillante que cuando alcanza su máxima luminosidad es casi 14,000 veces más potente que el Sol. El brillo de la estrella desde 32.6 años-luz (magnitud absoluta) es de –5.6, mientras que la magnitud absoluta del Sol es de sólo 4.85. Las estrellas como Betelgeuse son muy raras, sólo se conocen unas cuantas: por ejemplo, la gigante roja que está en el Joyero (NGC 4755) en Crux o Mu Cephei, en Cepheus.

VARIABILIDAD

Su carácter variable fue descubierto al parecer por Sir John Herschel, hijo del afamado William Herschel, en 1836. Herschel notó que Betelgeuse incrementó notablemente su brillo entre 1836 y 1840, para luego declinar. A partir de 1849 pareció despertar, y entonces, en 1852, se convirtió –de acuerdo con Herschel- en la estrella más brillante del Hemisferio Norte Celeste. Su brillo ha culminado repetidamente: 1839 (magnitud visual.-0.10?), 1852 (0.10?),1894 (0.3), 1925 (0.3), 1930 (0.4), 1933 (0.2?), 1942 (0.2?),1947 (0.4). Hay quienes aseguran haber detectado una combinación de períodos de 5.7 años, 150 días y 300 días. 1927 y 1941 fueron años oscuros para Betelgeuse, pues su luminosidad descendió por debajo de magnitud 1.2.

Al parecer, Betelgeuse es una variable pulsante, es decir, palpita –como un corazón-. Cuando reduce su tamaño el núcleo transfiere mayor energía a la atmósfera y ésta se calienta. Como un globo con aire caliente, se infla, se dilata y crece de tamaño. Al alcanzar su máximo tamaño, la atmósfera se vuelve más transparente y la radiación escapa con facilidad al espacio (como un globo que se vuelve poroso y se desinfla) La atmósfera se enfría y vuelve a caer hacia el núcleo, arrastrada por su propio peso. Los cambios en brillantez se deben a que la estrella se dilata y contrae repetida y periódicamente hasta en un 60%. Si en estado retraído Betelgeuse cubre un diámetro semejante a la órbita de Marte, cuando se dilata ¡Alcanzaría la órbita de Júpiter!.

Los pulsos de Betelgeuse fueron confirmados en 1939 cuando los astrónomos registraron que la atmósfera se expandía a una velocidad de 15km/s. El espectro de Betelgeuse mostraba líneas de absorción con corrimiento hacia el azul, indicando que su atmósfera se movía velozmente hacia afuera. Cada vez que pulsa, Betelgeuse cambia de temperatura, brillo y color. Cuando se contrae, el calor se transfiere más eficientemente a la atmósfera y ésta se calienta, haciéndose más brillante y amarillenta. Cuando se expande, la atmósfera se enfría, disminuye su brillo y su luz se enrojece.

En general se afirma que su variabilidad es de magnitud 0.3 a 0.9, pero excepcionalmente ha alcanzado una magnitud de 0.15 y –por otro lado- ha disminuido hasta 1.3.

Los especialistas clasifican a Betelgeuse como una estrella variable de Tipo Semirregular perteneciente al grupo C (abreviado: SRc). Las estrellas semirregulares han abandonado la secuencia principal, es decir, han dejado de dedicarse exclusivamente a la producción de helio a partir de hidrógeno. Las estrellas Semirregulares son consideradas como frías (2,500 a 5,000 k) y muy grandes (gigantes o supergigantes) Las SRc son exclusivamente supergigantes y extremadamente luminosas. Su variabilidad (amplitud) es pequeña –menor a 2 magnitudes- y ocasionalmente presentan períodos de estabilidad. Además de la variabilidad en luz visible, Andrea Dupree y otros astrónomos detectaron variaciones en su emisión UV (ultravioleta), utilizando el IUE. La emisión UV de Betelgeuse es también pulsante. La estrella parece sacudirse cada 420 días, con movimientos oscilatorios, como si se tratase de sismos estelares.

Si algún aficionado desea monitorear el comportamiento variable de Betelgeuse es recomendable que se ponga en contacto con la Asociación Americana de Estrellas Variables (AAVSO).

TAMAÑO

Las primeras estimaciones suponían –correctamente- que Betelgeuse poseía un tamaño colosal, muy superior a las estrellas promedio. Por tal motivo, fue la primer estrella escogida para poner a prueba una técnica novedosa: la interferometría. Betelgeuse fue la primer estrella cuyo diámetro logró medirse directamente, gracias a su gran tamaño, su relativa cercanía y a la interferometría. En 1920, Albert .A. Michelson y Francis Pease utilizaron el telescopio Hooker de 100” en Monte Wilson para medir el disco de Betelgeuse. Para este efecto, ampliaron la resolución del telescopio de 2.5 m a 15m de diámetro. Betelgeuse reveló un diámetro angular promedio de 0.044” (segundos de arco) y esto permitió calcular el tamaño físico de la estrella, una vez que se conoció la distancia. El diámetro angular de Betelgeuse varía de 0.034 a 0.054”.

¿Cómo funciona el interferómetro de Michelson?

Los astrónomos saben que cuanto mayor es el diámetro de un telescopio, mayor es su resolución, es decir, mejora su capacidad de revelar detalles finos. La idea de Michelson consistió en aumentar artificialmente el diámetro del telescopio Hooker de 2.5m colocándole una viga de 15m con dos espejos, uno en cada extremo de la viga. La luz que incidía en los espejos –separados por 15 m- era dirigida hacia el foco del telescopio. En el foco, la combinación de ambas imágenes produce un patrón de interferencia. Al acercar o alejar los espejos entre sí, el patrón de interferencia cambia y hay un punto en el cual desaparece la interferencia. Acto seguido, se mide con suma precisión la separación entre espejos y calculan el diámetro de la fuente luminosa (el diámetro de la estrella).

 [quote_left]Aunque se construyeron telescopios mayores, ningún telescopio pudo captar directamente la superficie de Betelgeuse. ¿La razón? Nuestra atmósfera. [/quote_left] Aunque la resolución de un aparato como el telescopio Hale en Monte Palomar (5 m) es altísima (0.02”) y Michelson había demostrado que Betelgeuse era mayor que eso (0.04”), la turbulencia atmosférica dispersaba y distorsionaba la luz al grado de estropear los detalles más finos.

Los astrónomos tuvieron que esperar al Telescopio Espacial Hubble (HST) para ver a Betelgeuse por encima de la atmósfera y discernir su forma. Cuando el HST midió su tamaño angular y el HIPPARCOS determinó su distancia, se estableció que su diámetro era superior a 1500 diámetros solares. Cuando alcanza su máximo brillo es 14,000 veces más luminosa que el Sol y mide “sólo” 900 diámetros solares, pero cuando se dilata y se apaga, desciende a 7,600 luminosidades solares y es 1500 veces más grande que el Sol. Si pudiéramos recorrer Betelgeuse de lado a lado a la velocidad de la luz y pasando a través del centro ¡nos tardaríamos alrededor de 2 horas antes de salir por el extremo opuesto!

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Hola Israel:

Una estrella variable es una que cambia de brillo, generalmente debido a un efecto de la edad: o es muy joven e inestable, o es muy vieja y también es inestable. En ambos casos, la estrella variable cambia de tamaño, temperatura y color en períodos que pueden -según sea el caso- durar desde horas hasta muchos años.

Si ves que una estrella cambia de colores continuamente (y generalmente parpadeando) no se trata de una estrella variable sino del efecto de la turbulencia atmosférica (yo creo que eso viste): la atmósfera está agitada; y eso se nota más si la estrella está cerca del horizonte.

Puedes leer mi artículo sobre estrellas variables aquí>>
 
Los minutos y segundos de arco son un ángulo. Si te pones en el centro de un círculo mides un ángulo de 360 grados. Medio círculo son 180 grados, 1/4 de círculo, son 90 grados (un ángulo recto). Cada grado se divide en 60 minutos de arco (mide ángulo, no tiempo) y cada minuto de arco mide a su vez 60 segundos de arco. De esta manera 1 segundo de arco, es un ángulo muy pequeño.
 
Estoy a tus órdenes para atender cualquier duda, comentario o aclaración.
 
Saludos y cielos despejados
Pablo Lonnie Pacheco Railey
Sociedad Astronómica del Planetario Alfa
ASTRONOMOS.ORG

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Lejos de la luz que los coches producen en la ciudad, en un cielo limpio, despejado y sin Luna, el paisaje nocturno de una noche estrellada es fantástico. Miles de estrellas parpadean, como si nos saludaran desde una gran distancia, sacudiendo un pañuelo invisible. El viento que corre y empuja las nubes es el que provoca que las estrellas titilen. La luz de las estrellas es constante y si la ves parpadear, eso es sólo porque hay mucho viento en la atmósfera.

Parece increíble que esas diminutas luces sean en realidad enormes soles parecidos al nuestro, aunque –a decir verdad- todas las estrellas que puedes ver a simple vista son más grandes y más brillantes que el Sol, y aunque no sentimos calor desde las estrellas, muchas de ellas son más calientes que el Sol. Su luz nos llega muy débil porque están muy lejos. Un astronauta podría subirse en la nave espacial más veloz que existe y viajar toda su vida, y ni así llegaría a ninguna estrella. Están tan lejos que su luz se tarda años en llegar hasta nosotros (¡y eso que la luz viaja rapidísimo!, a casi 300,000 kilómetros por segundo).

Las estrellas –como el Sol- son esferas de gas muy caliente, y tampoco se están quemando. El gas es caliente porque en su interior –en el centro- acontecen reacciones nucleares tan explosivas como las de una bomba atómica. [quote_left] Si las estrellas no explotan es sólo porque la gravedad las mantiene unidas. Sin embargo, hay estrellas que tienen demasiado gas y no pueden con su propio peso. [/quote_left]

Las estrellas de peso completo son frecuentemente azules y viven poco tiempo (5 a 10 millones de años). Su sobrepeso las obliga a explotar en forma de una supernova. El estallido es tan luminoso que sobrepasa al brillo de todas las estrellas de la galaxia juntas. Afortunadamente la Tierra está muy lejos de estas estrellas, así que no hay nada que temer.

La explosión de una estrella es sumamente raro. Muy pocas estrellas de las que vemos a simple vista explotarán. De hecho la mayoría de las estrellas de la Galaxia son tan pequeñitas que ni las vemos. Resulta que por cada estrella que vemos en el cielo a simple vista, puede haber hasta 100 estrellas a la misma distancia, pero no las vemos porque son muy tímida. Estas estrellas son llamadas enanas rojas: su luz es muy débil, contienen poco material y tienen la mitad de la temperatura que el Sol. La estrella más cercana después del Sol se llama Próxima Centauri y es tan débil su luz que sólo se puede ver con telescopio.

Las estrellas enanas rojas pueden vivir muchos miles de millones de años, pues consumen su combustible muy lentamente. El Sol –por su cuenta- habrá de vivir unos 5,000 millones de años más para después inflarse y devolver al espacio una gran nube de gas. Estos gases se combinarán con otras nubes y tarde o temprano formarán una nueva estrella. Así el material de Sol se reciclará una y otra vez, dando vida a muchas estrellas más.

Artículo relacionado: Cómo medir las propiedades de las estrellas

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Es la estrella más brillante de la constelación Osa Menor y por lo tanto, Bayer la designó Alfa Ursae Minoris. En diferentes culturas y tiempos se le identificó como: Alruccabah, Cynosura, Phoenice, Tramontana, La estrella de Arcadia, Yilduz o Mismar. La magnetita, conocida en algunos países como “Lodestone” fue utilizada por mucho tiempo para fabricar brújulas, las cuales sirven a su vez para localizar el Norte Magnético, y como la estrella Polar también indica la dirección del Norte, fue conocida también como “Lodestar”.

Es un error pensar que Polaris es la primer estrella en aparecer, que es la más brillante de todas, que es visible en todo el mundo y que estará indicando el Norte perpetuamente. Sirius es la estrella más brillante del cielo nocturno y otras 40 estrellas –aproximadamente- son más brillantes que Polaris, Júpiter o Venus son los planetas que llaman la atención al amanecer o atardecer, sólo los habitantes del hemisferio norte pueden ver a Polaris, y esta estrella nos muestra hacia dónde está el Norte temporalmente.

[quote_left] Se dice que las estrellas o constelaciones que hacen su recorrido nocturno alrededor de Polaris sin ocultarse nunca tras el horizonte son circumpolares. [/quote_left] Para latitudes superiores (30-40°N) esto incluye a todas las constelaciones que rodean a la Osa Menor: Draco, Cassiopeia, Cepheus, Camelopardalis, Ursa Major (Osa mayor), etc. Sin embargo, las estrellas o constelaciones que merezcan el calificativo de circumpolar dependerán de la latitud de quien las contempla. En el Ecuador (latitud = 0°) ninguna constelación es circumpolar y Polaris apenas asoma sobre el horizonte norte. Por otro lado, un observador en el Polo Norte (Latitud= 90°) vería que todas las constelaciones de su Bóveda Celeste son circumpolares.

MITOLOGIA

Existen varios mitos asociados con la Osa Mayor y Menor. Uno establece que la Osa Mayor era originalmente Callisto, una doncella resguardada en el bosque de Arcadia, a quien Júpiter sedujo con engaños. Callisto fue madre de un muchacho que se convirtió en gran cazador y Juno, la ofendida esposa de Júpiter convirtió a Callisto en osa, para que su propio hijo la matara. Estaba por cumplirse el fatal destino, cuando Júpiter se dio cuenta y evitó la tragedia, convirtiendo al muchacho en oso y mandando a ambos a las estrellas para que jamás llegaran a ellos las flechas de los cazadores. Juno, aún rencorosa, ordenó que la osa y el osezno nunca pudieran bajar al mar para refrescarse, y desde entonces, la Osa Mayor y Menor dan vueltas por el cielo, y cada vez que se acercan al mar, son arrastradas nuevamente hacia arriba en una especie de castigo eterno.

Otra leyenda (más local, de los indios americanos) cuenta que Polaris es en realidad Na-gah, hijo de Shinoh. Na-gah era reconocido entre la Gente del Cielo por su afición a subir las montañas más altas: de cariño le apodaban la Oveja Montés. Shinoh estaba orgulloso cada vez que su hijo conquistaba una nueva cima. Un día Na-gah encontró la montaña más alta del mundo. A cima se perdía entre las nubes y las paredes rocosas eran tan escarpadas que nadie –ni siquiera Na-gah- podía trepar. Na-gah insistió hasta que encontró una grieta y una cueva que le llevaron a un túnel vertical. Na-gah casi desfaleció cuando quedó atrapado. El túnel estaba oscuro y la entrada había quedado obstruida con piedras. Cuando logró salir por la abertura superior del tiro, emergió en la parte más alta de la montaña: la cima estaba muy reducida y rodeada de profundos precipicios. Na-gah no tenía manera de regresar y decidió morir ahí. Pero cuando su padre se enteró de lo sucedido, amó más a su hijo, y para que no muriera lo puso en un lugar seguro, donde todo el mundo le viera siempre, para celebrar su tenacidad y bravura. Otros (las demás estrellas) intentan en vano escalar la montaña, y le dan vueltas y vueltas, buscando una ruta de ascenso que no encontrarán jamás.

[quote_right] Polaris ha sido incluida en varios catálogos celestes por astrónomos célebres: Johann Bayer la designó Alfa Ursa Minoris ó aUMi. Flamsteed la nombró 1 UMi. En el catálogo Harvard Revised aparece como HR 424. En el Henry Draper Catalog se encuentra como HD 8890. En el Bonner Durchmusterung (alemán) es BD +88 8 y en el listado del Smithsonian Astrophysical Observatory es el SAO 308. [/quote_right]

Alrededor de Polaris se han tejido poemas y canciones donde sugieren que Polaris es brillante, constante y/o eterna, mostrando la ignorancia de quienes la describen. Entre los autores que han desvirtuado la realidad de Polaris están: Gerry Rafferty, Joni Mitchell y hasta ¡William Shakespeare!.

DESCRIPCION

A grandes rasgos, podemos describir a Polaris como una estrella cuyas coordenadas son (para el equinoccio 2000.0) Ascención Recta 2h 31m 50.5s y Declinación +89° 15’ 51”. La distancia es aproximadamente de 384 años-luz con una incertidumbre de +- 54 años-luz. Su magnitud visual es de 2.02 variable y es es una estrella de Tipo Espectral F7 Ib-IIv.

El Tipo Espectral de Polaris nos dice varias cosas: F7 significa que es una estrella cuya temperatura superficial es mayor que el Sol. Polaris tiene alrededor de 8,000 grados kelvin (k). Eso sería suficiente para hacer que Polaris tuviera un brillo superior al Sol, pero resulta que es –además- una estrella de Clase Espectral Ib-IIv, es decir, se trata de una estrella supergigante y gigante (cambia de tamaño). Una estrella enana como el Sol, es de Clase Luminosa V y se encuentra en la Secuencia Principal. Esto quiere decir que en su interior se produce únicamente helio a partir del hidrógeno. En las estrellas evolucionadas (de vejez prematura) se añaden otros procesos de fusión que generan elementos más pesados y el calor produce una dilatación de la estrella. Polaris es una estrella evolucionada, ya no está en la Secuencia Principal.

A pesar de la dificultad que representa la medición del tamaño físico de una estrella, Polaris es una de las pocas estrellas en las que el experimento ha sido llevado con éxito. Utilizando un interferómetro óptico, un equipo de astrónomos en el Observatorio Naval de Estados Unidos en Flagstaff, Arizona, han determinado recientemente (1998-2000) el diámetro angular de Polaris. La interferometría reveló que –si Polaris se encuentra a una distancia máxima de 431 años-luz-  su diámetro físico debe ser unas 46 veces mayor que el Sol o ¡32 millones de km! Este tamaño revela entonces, que Polaris no es una estrella gigante y amarilla típica. Efectivamente, Polaris es una estrella Super Gigante amarilla que emite una luminosidad  2,200 a 2,400 veces superior al Sol.

La técnica de interferometría es muy útil, pues no se requieren grandes telescopios para obtener resultados sorprendentes. En Polaris se utilizó el NPOI (Navy Prototype Optical Interferometer), que combina los haces luminosos de tres pequeños telescopios. En conjunto –sin embargo- consiguen la resolución de un telescopio de 38 metros de diámetro. En comparación, los telescopios VLT en Chile miden “sólo” 8 metros.

VARIABILIDAD

El brillo de Polaris no es uniforme, se trata de una estrella variable tipo Delta Cephei (o simplemente Ceféida, Tipo II). Las Ceféidas son variables pulsantes que se dilatan y contraen en períodos muy regulares. El período de Polaris es de 3.97 días. Su brillo cambia de magnitud 1.92 a 2.07, aunque la amplitud de sus variaciones se han reducido recientemente. Algunos anticipan su fin inminente como estrella variable, pero es un tema aún polémico. Las Ceféidas Tipo II –como Polaris- son 1.5 veces más brillantes que las Ceféidas que usó Edwin Hubble para estimar la distancia a la Galaxia de Andrómeda.

La curiosa variabilidad de Polaris se debe a que no actúa como una ceféida típica. En las Ceféidas clásicas el calor del núcleo empuja las capas externas hacia fuera y toda la estrella se dilata. Una vez agigantada, la atmósfera de la estrella se vuelve más transparente a la radiación y pierde energía, entonces, la estrella se enfría y no hay calor que la mantenga inflada. En estas circunstancias la carga misma de las capas exteriores las arrastra hacia el centro de la estrella y se colapsan. La estrella se contrae al unísono. El apretón vuelve a calentar el núcleo y el ciclo se repite. Estas son las Ceféidas tipo I, con un período fundamental.

Las estrellas variables fundamentales como Delta Cefei son de gran importancia pues permiten estimar con relativa certeza la distancia a estas estrellas. Esta gracias a que una astrónoma Henrietta Leavit (1908)- descubriera la relación entre el período variable y su máxima luminosidad: Cuanto más prolongado es el período, mayor es el brillo máximo.

En Polaris, las cosas son distintas: los episodios de dilatación y contracción no se originan desde el centro de la estrella sino en una región entre el núcleo y la superficie. Existe una región de choque –entre la supericie y el núcleo- en donde el calor y presión producidos empujan hacia afuera y hacia adentro simultáneamente. Y cuando la estrella se contrae, lo hace del núcleo hacia fuera y de la superficie hacia adentro. El efecto de rebote se da en esta región periférica, pero no en el núcleo mismo de la estrella. Así son las estrellas Ceféidas Tipo II, con un período de sobretono.

Polaris ha perdido su variabilidad fundamental. Ya no pulsa como antes, pero conserva una “vibración” menor y residual llamada sobretono.

POLARIS, POLARIS Y POLARIS

[quote_left] En 1780, William Herschel descubrió que Polaris contaba con una compañera y aunque en un principio no creyó que estaban físicamente relacionadas, luego se descubrió que comparten un movimiento propio común, es decir, se mueven juntas por la Galaxia. [/quote_left]

La compañera binaria de Polaris (Polaris B) tiene una magnitud visual de 8.2, de modo que es visible en cualquier telescopio desde un lugar oscuro y con gran aumento. Su magnitud Absoluta M (es decir, magnitud visual desde una distancia de 32.6 años-luz) es de 3.00, por tanto, debe ser aproximadamente 4-8 veces más brillante que el Sol (M=4.85). Polaris B es una estrella de Tipo Especral F3V (enana como el Sol, pero más brillante) y tarda varios miles de años en orbitar a Polaris A. La separación angular de Polaris B es de 18.5” de arco, equivalntes a 2,000 unidades astronómicas o 12 días-luz. Polaris B aparece en dirección SSW de Polaris A (Angulo de Posición = 217°).

El estudio espectral de Polaris muestra que la velocidad radial de la estrella es periódica, en otras palabras, Polaris parece ir y venir repetidamente. Hay un corrimiento hacia el rojo y hacia el azul alternadamente. Se aleja y se acerca. Las líneas de absorción en su espectro indican que Polaris se menea cada 30.5 años, como si orbitara alrededor de una compañera invisible. Efectivamente, Polaris posee una tercer compañera. El arrastre de la compañera es tal que Polaris no se queda en su lugar sino que dibuja una órbita de 3 unidades astronómicas de largo en su semieje mayor. Es como si Polaris se desplazara en una órbita ligeramente mayor que la de Marte. Polaris C –la compañera no visible- no está en el centro de esta órbita, sino que también se menea siguiendo el período de 30.5 años en una órbita de mayor tamaño. Curiosamente, Polaris C no aparece en el espectro, por lo que se deduce que subrillo es menor por 5 magnitudes, cuando menos. En otras palabras Polaris A es unas 100 veces más brillante que Polaris C. Algunos cálculos elaborados por Moore (1929) y Roemer (1955) sugieren que Polaris C habría alcanzado su periastro (distancia mínima) en 1928 y posteriormente en 1958 y 1989, estimando una excentricidad de e=0.64. La órbita de Plutón tiene una excentricidad de 0.25. Probablemente la separación entre Polaris A y C sea de unas 5 unidades astronómicas, casi la misma distancia entre el Sol y Júpiter.

Además de Polaris B y C, se han encontrado 3 o 4 compañeras más, pero éstas parecen ser estrellas de fondo: dobles ópticas no relacionadas físicamente con Polaris.

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¡Qué vista tan imponente nos ofrece un magnífico cielo despejado, en lo alto de una montaña! Nos parece que son millones de luceros los que cada noche vigilan la bóveda celeste. Siempre ahí. Siempre esperándonos… ¿Siempre?

Por años los astrónomos dieron por hecho que el Universo siempre estuvo ahí. Era eterno. Sin principio ni fin. No importaba cuán lejos los astrónomos pretendieran explorar, los telescopios siempre mostraban galaxias, galaxias y más galaxias: un espacio que parecía no tener fin. Los astrónomos aseguraban que el hombre vivía en un Universo estático.

Todo esto cambió cuando Edwin Hubble descubrió, en 1915, que las galaxias –en general- se alejaban de nosotros. Cuanto más lejanas estaban las galaxias, a mayor velocidad se desplazaban. El Universo estaba creciendo velozmente. Hoy el Universo es más grande que ayer. Hace una semana era más pequeño. Un año antes y era menor todavía. ¿Qué sucedería si pudiéramos echar el tiempo atrás un siglo, un milenio ó 1 millón de años? ¡El Universo seguiría siendo cada vez más pequeño! El Universo no es estático. Vivimos en un Universo en expansión. El descubrimiento de Hubble –aunque fascinante e intrigante- incomodó a muchos astrónomos. ¿Por qué? Porque si daban marcha atrás lo suficiente, llegarían a un momento en el que todo el Universo estaría concentrado en un sólo lugar. Eso implicaba viajar a un pasado muy remoto, en una cantidad de años casi inimaginable. Sin embargo, al Universo parecía sobrarle tiempo y espacio.

¿Por qué se habrían de incomodar los científicos con la idea de que el Universo estuviera inicialmente concentrado en un sólo lugar? Porque este lugar sería el origen del Universo. Desde esta perspectiva, el Universo tenía un génesis: un principio. ¿Y qué habría antes de ese principio?…¿Cómo saberlo? Los cuestionamientos –sintieron- empezaron a tener un sentido teológico más que científico. Por eso, la idea de un principio fue debatida intensamente.

En los 40´s George Gamow sugirió que en ese origen las condiciones de densidad serían tan altas que seguramente la materia estaba a una alta temperatura y las radiaciones eran de alta energía. El nacimiento del Universo a partir de esa fuente de energía y materia empezó a llamarse Big Bang: La Gran Explosión. La energía liberada por ese evento debió ser enorme.

De acuerdo con la actual teoría de la Gran Explosión, no sólo la materia y la energía se habrían originado en ese momento. El espacio y el tiempo antes de ese evento serían inexistentes.

 La luz tarda un tiempo para llegar de un lado a otro. Cuando los astrónomos observan un objeto a distancia, están retrocediendo en el tiempo, están viendo hacia el pasado. Nosotros mismos vemos al Sol como era hace 8.3 minutos, a Saturno como era hace 70 minutos y a la estrella Sirius como fue hace 8.6 años. ¡Los telescopios son Máquinas del Tiempo! Si los astrónomos hacían el intento de ver lo suficientemente lejos…¿podrían retroceder tanto como para ver la Gran Explosión? ¿Cómo se vería?

Como todo el Universo estaba reunido en un sólo lugar, el destello de energía debió ser visible en todo el Universo. Y si ahora los astrónomos pretendían ver esa radiación buscando en el pasado, entónces esa energía debía continuar disipándose junto con la expansión del Universo. En otras palabras, la Gran Explosión sería visible ¡en todas partes! No importaría hacia dónde apuntara el astrónomo el telescopio, siempre habría una radiación de fondo, llegando desde los rincones más remotos y antiguos del Universo. En 1948 Ralph Alpher y Robert Herman calcularon que la energía de la Gran Explosión se había disipado tanto en todo este tiempo, que sólo sería visible como una tenue radiación de aproximadamente 5 K (5 grados kelvin). El modelo de la Gran Explosión era todavía muy impopular y su propuesta no tuvo cabida en los oídos del mundo científico.

Pero todo cambió en 1964-65, cuando Arno Penzias y Robert Wilson detectaron -por vez primera- la radiación de fondo, con una temperatura de 3K (2.73 K para ser exactos). Gamow, Alpher y Herman tenían razón. La observación confirmó sus hipótesis. Si bien la Teoría de la Gran Explosión no explica absolutamente todo, la mayoría de los astrónomos se sienten a gusto con ella.

Después de la Gran Explosión, las condiciones de presión y temperatura fueron exóticas durante algún tiempo. El Universo tuvo que enfriarse antes de organizarse como hoy lo vemos. De algún modo, las irregularidades presentes en ese mar de materia y energía, parecen haber estimulado la formación de galaxias. La acumulación de materia empezó a generar campos gravitacionales que atrajeron hacia sí todavía más materia. Los materiales más abundantes –el hidrógeno y e helio- empezaron a formar estos islotes llamados galaxias donde hoy nacen, viven y mueren las estrellas. En las galaxias, el gas fue lo suficientemente denso como para que éste se contrajera para formar nubes individuales (nebulosas) y finalmente, estrellas.

Es difícil imaginar un Universo sin estrellas, sin embargo, hubo un tiempo en que no existieron.

EL MEDIO INTERESTELAR

Se llama medio interestelar al espacio que hay entre las estrellas y las partículas que lo ocupan. Frecuentemente escuchamos que el espacio está vacío, pero esto es una generalización. Para fines prácticos, el vacío del espacio es más perfecto que cualquier vacío que consigan los científicos generar en el interior de una cámara, en un laboratorio. Sin embargo, siempre habrá partículas diminutas vagando en el espacio. En general, podemos afirmar que el medio interestelar posee gas y polvo: gas que fue generado desde la Gran Explosión, gas que ha sido procesado por millones de estrellas y polvo que viene también de las estrellas. De este modo, las galaxias más evolucionadas tienen una proporción mayor de gas y polvo procesado por las estrellas. Las más jóvenes, por el contrario, están menos contaminadas con residuos procesados.

De un modo o de otro, el hidrógeno es el gas más abundante de todos. El polvo -si lo hay- esta básicamente constituido por carbono, silicatos, hierro y hielo (de agua, de dióxido de carbono, de metano). Las partículas de polvo son alargadas –a manera de pajitas- y pequeñísimas, con una longitud de unos 20 Angstroms (1 Angstrom es igual a una diez millonésima parte de un milímetro). Una mota de polvo interestelar en tu mano sería invisible, sin embargo, en galaxias como la nuestra la abundancia de polvo es tal que puede oscurecer sectores enteros de la Galaxia. La Tierra misma está hecha de polvo interestelar. El polvo no es tan malo después de todo.

Por cada 10 toneladas de hidrógeno que pudiéramos reunir en el medio interestelar encontraríamos:

1.2 toneladas de helio

3.5 kilogramos de oxígeno

1.5 kilogramos de carbono

1.5 kilogramos de nitrógeno

kilogramo de neón

kilogramo de azufre

y otras basurillas como níquel, oro, plata, etc, en cantidades que no vale la pena contar.

Todo este material está disperso en el medio interestelar a una densidad increíblemente baja: alrededor de 1 átomo por cada 10cm3. ¡Nada mal! 1000 átomos por metro cúbico. Son muchos…¿no?…¡NO! Recuerda que los átomos son partículas diminutas. En estas condiciones un átomo experimenta una soledad terrible. ¡Pueden pasar 10,000 años antes de poder encontrarse con otro! Por otra parte, las regiones de la Galaxia donde se están formando las estrellas, tienen una densidad de 100 millones de átomos por cada 10 cm3.

NUBES DE HIDROGENO

El hidrógeno, siendo el gas más abundante, es el principal ingrediente para formar estrellas. Lo podemos encontrar formando nubes en básicamente tres formas distintas:

1.- Nubes de hidrógeno neutral (H I)

2.- Nubes de hidrógeno ionizado (H II)

3.- Nubes de hidrógeno molecular (H2)

NUBES DE HIDROGENO NEUTRAL

Se representa como HI. Es la forma de hidrógeno más abundante porque es también la más sencilla de hacer. Una partícula de HI está formada por la unión de un electrón y un protón. Seguramente las galaxias nacieron como acumulamientos de hidrógeno neutral en un principio. Las nubes de HI en nuestra Galaxia tienen una densidad de 1 a 1000 átomos por cm3, de modo que su densidad no es tan baja  como otras partes de la Vía Láctea. Pero estas nubes tienen un problema: son estériles. Las nubes de HI no son capaces de producir estrellas. ¿Por qué no? Porque cuando una partícula colisiona de HI con otra, el impacto produce una vibración (calor), y este calor se disipa inmediatamente rechazando cualquier asociación. Después de chocar, las partículas de HI se repelen.

NUBES DE HIDROGENO IONIZADO

Se representa como H II. Es la forma de hidrógeno que encontramos generalmente alrededor de las estrellas recién formadas. Las nubes de hidrógeno ionizado son muy hermosas. En las fotografías, aparecen resplandecientes en un bellísimo color rojo. Las nubes de H II emiten su propia luz (roja) ¿Por qué brillan? Porque estamos viendo nubes de hidrógeno cuyos átomos se excitan al ser despojados de sus electrones (una ionización). La intensa radiación ultravioleta de las estrellas vecinas es la que arranca los electrones del hidrógeno. El hidrógeno se está rostizando y deshaciendo bajo la lluvia radiación de alta energía. El H II tiene temperaturas altísimas. Mientras el hidrógeno siga expuesto a ella, la ionización continuará y la rápida expansión de sus partículas empujará los gases que le rodean hacia afuera. Las nubes de H II se están dispersando por su elevada temperatura, y aunque su densidad puede ser muy alta -hasta 1´000,000 de átomos por cm3-, nunca formarán estrellas. Las nubes de H II son estériles.

NUBES DE HIDROGENO MOLECULAR

Se representa como H2. Es la asociación de dos átomos de hidrógeno que comparten 1 electrón para formar una molécula. Una molécula de hidrógeno tiene capacidad de absorber calor más eficientemente que un átomo de hidrógeno. La colisión puede disiparse sin generar calor si la partícula –en vez de vibrar- se pone a girar. Como las nubes de H2 difícilmente se calientan, son éstas las más frías. Su densidad alcanza a ser mayor de 10,000 átomos por cm3 y sólo estas nubes pueden generar estrellas. Se han detectado más de 5000 nubes de hidrógeno molecular en nuestra Galaxia.

EVOLUCION DE LAS NUBES FERTILES

Las nubes de hidrógeno molecular son frías y por tanto pueden contraerse bajo la influencia de su propio campo gravitacional sin que sus partículas se rechacen entre sí. El impacto y movimiento de sus partículas irá en aumento en la medida que la densidad de la nube sea mayor. Si la densidad y temperatura llega a ser lo suficientemente alta como para producir reacciones de fusión nuclear, esa nube se habrá convertido en una estrella. Sin embargo, no todas las nubes interestelares producen estrellas. Como en un globo con aire caliente, el gas caliente de una nube interestelar tenderá a expandirse, evitando la contracción. La vibración producida por el impacto y movimiento de los átomos en la nube (y en cualquier cuerpo) es lo que llamamos calor. Una decena de átomos produce el calor suficiente para impedir que la atracción mutua -por gravedad- los mantenga unidos, pero en una nube donde hay millones y millones de átomos (el calor procura dispersarlos también) pero tantas partículas, tanta masa, ejercen una atracción gravitacional mucho mayor. La atracción gravitacional impide que la nube se disperse completamente: es un sistema en equilibrio. El calor empuja hacia fuera y la gravedad hacia adentro.

CONTRACCION, CALOR, MOMENTO ANGULAR Y CAMPOS MAGNETICOS

Aunque la tendencia de la gravedad es a contraer la nube, hay otros factores –además del calor-  que se oponen a la contracción: uno es el momento angular (la rotación de la nube) y otro es el magnetismo, producido por las partículas cargadas libres (electrones y protones). Cuanto más se contraiga la nube, más rápido rotará y los campos magnéticos se intensificarán. La nube tiene que vencer estos obstáculos si ha de ver el nacimiento de estrellas en su interior.

Las regiones de la nube que tengan polvo interestelar podrán contraerse más fácilmente. El polvo absorbe el calor muy eficientemente. Donde hay polvo, el gas es más frío. Las nubes de polvo son auténticas hieleras donde se facilita la contracción. En su interior, las moléculas serán atraídas entre sí y se acumularán progresivamente sobre las regiones más densas. La precipitación irregular de material termina por impulsar la nube en una dirección y ésta empieza a rodar. La nube interestelar tiene ahora momento angular -gira en torno a un eje-. Arrastrar la extensa nube en ese movimiento de rotación requiere un esfuerzo, mismo que se aligera cuando la nube se contrae (es más fácil cargar a un bebé cerca del cuerpo que con los brazos extendidos). El momento angular (la fuerza de la rotación) ya no se usa para arrastrar las partes externas de la nube -pues ya se acercaron- y ahora esa energía termina por imprimir a la rotación de la nube una mayor velocidad. Es la misma fuerza distribuida de modo distinto.

Cuando la nube se contrae, incrementa su velocidad de rotación. La velocidad orbital de las partículas produce entonces que éstas se empiecen a distribuir alrededor de la nube en un disco redondo y aplanado. Si la nube diera vueltas demasiado rápido, las partículas del disco terminarían por salir disparadas –como el zoquete de una llanta sucia en movimiento-. Saldrían disparadas en una dirección perpendicular al eje de rotación. Por lo tanto la rotación se opone a la contracción, aunque ésta se da una vez que la contracción empezó.

Cuando la contracción ha reunido suficientes partículas, los impactos entre ellas son más frecuentes y una cantidad de átomos pierde sus electrones. El electrón tiene carga negativa y el protón carga positiva. Tenemos ahora partículas cargadas, con propiedades magnéticas. La acumulación de estas partículas produce campos magnéticos. Los campos magnéticos forman líneas que canalizan el flujo de las partículas cargadas. Electrones y protones se desplazan a lo largo de estas líneas, pero no pueden atravesarlas perpendicularmente. Cuando la nube se contrae, los campos magnéticos se fortalecen pues tenemos ahora más partículas cargadas en un espacio más reducido. Los campos magnéticos fortalecidos limitan severamente el movimiento de partículas en la nube, oponiéndose así a su contracción.

Como se indicó anteriormente, los enemigos de la contracción gravitacional dela nube son el calor, la rotación (momento angular) y los campos magnéticos. No se conoce con exactitud de qué manera proceden estos factores y cómo influyen en el resultado final, pero con seguridad son determinantes. La única ventaja de la nube interestelar es su masa y la atracción gravitacional por ella generada. La cantidad mínima de átomos necesarios para esto es de 1057: más átomos que la suma de los granos de arena en todas las playas del mundo, unos 1025.

FORMACION DE UNA ESTRELLA POR ETAPAS

ETAPA 1: Nube interestelar

La primera etapa consiste en una nube interestelar ordinaria. Son nubes enormes: su diámetro se puede extender hasta 100 años-luz de diámetro. Su temperatura es de unos 10K y están a una densidad de 1000 átomos por cm3. Esta nube es una mezcla de hidrógeno molecular y neutral. Su masa es miles de veces superior al Sol. Para formar estrellas, partes de esta nube deben ser inestables: tener una densidad ligeramente mayor al gas circundante. Esto se logra mediante el empujón de estrellas externas, por su radiación UV o como respuesta a la explosión de alguna supernova cercana. La disipación de campos magnéticos puede contribuir también a la condensación de gas. Una vez que las inestabilidades afectan la homogeneidad de la nube, éstas se repiten una y otra vez. El proceso -que se acelera con el tiempo- toma varios millones de años. La nube se fragmenta en su interior en decenas, centenas o miles de regiones “pequeñas” y densas. Por eso las estrellas nunca se forman solas, sino en familias, llamadas cúmulos.

ETAPA 2: Colapso de un fragmento gaseoso

Abandonamos la multitud de fragmentos gaseosos para concentrarnos en la evolución de uno sólo. Este está destinado a formar una estrella como el Sol. El fragmento gaseoso posee 1 a 2 masas solares y mide poco más de 1 mes-luz de diámetro (0.1 años-luz). La contracción ha elevado la densidad a 1 millón de átomos por cm3. La nube –todavía muy transparente- empieza a radiar energía, así la temperatura promedio no se eleva mucho más que en la etapa anterior, pero en el centro de la nube, donde el medio es más opaco, la temperatura es 10 veces más alta: 100K. Sigue siendo –para fines prácticos- frío. (Nuestro cuerpo está a 310K) La contracción continúa durante unos 30,000 años y la nube se va opacando. La radiación no escapa tan fácilmente y entonces sí, toda la nube incrementa su temperatura. Aumenta la presión. Si había fragmentaciones secundarias en la nube, ya no pueden continuar.

ETAPA 3: Una esfera gaseosa, nace la protoestrella

Han transcurrido ya alrededor de 50,000 años desde que inició la contracción del fragmento, que ahora tiene una forma novedosa: es una esfera de gas 10,000 veces más grande que el Sol. La región central –el núcleo- es tan opaco que la radiación calienta muchísimo el gas, a una temperatura aproximada de 10,000 K, pero el calor ya nada puede hacer. La fuerza gravitacional de esta esfera es demasiado fuerte como para permitir que se disipe el calor y la materia. La superficie de la esfera gaseosa es aún transparente y relativamente fría. La densidad del núcleo aumenta rápidamente. Ahora tenemos 1 millón de millones (1012) de partículas por cada cm3. ¡Que tumulto! Parece demasiado ¿verdad? pero representa sólo 10-9kg/m3 o sea 0.000000001 kg/m3. Recuerda que las partículas atómicas son pequeñísimas.

La región opaca central será llamada protoestrella. Curiosamente no importa cuánto material se precipita hacia la protoestrella, ésta no crece. Al contrario, la protoestrella se contrae más y más aplastada por la carga del gas y polvo que aceleradamente se acumula sobre ella.

ETAPA 4: La protoestrella brilla

La superficie de la protoestrella se vuelve luminosa. Tiene ahora una Fotosfera. Debajo de ella, el material está ya lo suficientemente compacto y opaco de modo que la energía producida por los impactos no es radiada hacia afuera, sino que se emplea en elevar la temperatura de la protoestrella. La densidad aumenta mientras la temperatura crece y la protoestrella se contrae aún más. En los siguientes 100,000 años el núcleo de la protoestrella alcanza una temperatura de 1`000,000 K. Los electrones y protones se sacuden en un violento frenesí desplazándose a cientos de kilómetros por segundo. La protoestrella mide ahora unos 120 millones de kilómetros, se ha encogido al tamaño de la órbita de Mercurio. La fotosfera se calienta a unos 3,000 K por la fricción de los gases y polvo que caen en una acelerada lluvia de partículas. La esde que se formó la protoestrella, ahora reducida a un diámetro de sólo 1 millón de Km. El núcleo alcanza una temperatura de 10 millones K y las partículas están densamente apretadas a razón de 1025 por cm3. La colisión de los protones entre sí a estas temperaturas y presiones es insoportable hasta para ellos. No pudiendo más, los protones empiezan a generar reacciones de fusión nuclear para transformarse en núcleos de helio. En el proceso se liberan neutrinos y energía en forma de rayos Gamma. Es inusitado que un evento que asociamos los hombres con la muerte –reacciones termonucleares- signifique la vida para las estrellas. Cuando las reacciones de fusión nuclear empiezan en el corazón de una protoestrella, una estrella ha nacido.

ETAPA 7.- Maduración

Ya tenemos una estrella. Es una bebita. Todavía no conoce los hechos de la vida. Es inmadura. Durante su infancia (30 millones de años- ¡ápa, Bebita!) será inestable. Se dilatará y contraerá erráticamente. Mojará la cama. Tendrá súbitos destellos gaseosos, se alborotará por nada… pero así son los niños.

La nueva y flamante estrella se organiza interiormente. Su densidad aumenta 10 veces en el núcleo y cada metro cúbico tiene empaquetadas 100 toneladas de gas ionizado. También aumenta su temperatura, alcanzando 15 millones K. La fotosfera se estabiliza en 6,000 K. La candente presión interior alcanza equilibrio con la contracción gravitacional y ésta cesa completamente. La producción de energía en su núcleo es la misma que la estrella radía hacia el espacio.

El proceso tomó en total unos 40 a 50 millones de años. Un parto largo y difícil que será seguido por una laaaaarga vida: una estrella de tipo solar vivirá más de 10,000 millones de años.

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