Estrellas

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¿Qué son?

Una estrella es un esferoide luminoso de plasma que mantiene su forma debido a su propia gravedad. La estrella más cercana a la Tierra es el Sol. Durante al menos una parte de su vida, una estrella brilla debido a la fusión termonuclear del hidrógeno en helio en su núcleo, que libera energía la cual atraviesa el interior de la estrella y, después, se irradia hacia el espacio exterior. Casi todos los elementos naturales más pesados que el helio se crean por nucleosíntesis estelar durante la vida de una estrella y, en algunas de ellas, por nucleosíntesis de supernova cuando explotan.

Cerca del final de su vida una estrella también puede contener materia degenerada. La masa total de una estrella es el principal determinante de su evolución y destino final. Otras características de las estrellas, incluyendo el diámetro y la temperatura, cambian a lo largo de su vida, mientras que el entorno de una estrella afecta a su rotación y movimiento. Una gráfica de dispersión de muchas estrellas que hace referencia a su luminosidad, magnitud absoluta, temperatura superficial y tipo espectral, conocido como el diagrama de Hertzsprung-Russell , permite determinar la edad y el estado evolutivo de una estrella.

La vida de una estrella comienza con el colapso gravitacional de una nebulosa gaseosa de material compuesto principalmente de hidrógeno, junto con helio y trazas de elementos más pesados. 3​ Los restos del interior de la estrella portan la energía fuera del núcleo a través de una combinación de procesos de transferencia de calor por radiación y convección. La presión interna de la estrella evita que se colapse aún más bajo su propia gravedad. Cuando se agota el combustible de hidrógeno en el núcleo, una estrella con al menos 0,4 veces la masa del Sol se expandirá hasta convertirse en una gigante roja,4​ en algunos casos fusionando elementos más pesados en el núcleo o en sus capas alrededor del núcleo .

Entonces la estrella evoluciona hasta una forma degenerada, expulsando una porción de su materia en el medio interestelar, donde contribuirá a la formación de una nueva generación de estrellas.

Formación de estas

Concepción artística del nacimiento de una estrella dentro de una densa nube molecular. A medida que la nube colapsa, los conglomerados individuales de polvo denso y gas forman un «glóbulo de Bok». Cuando la nube protoestelar ha alcanzado aproximadamente la condición estable del equilibrio hidrostático, se forma una protoestrella en el núcleo. Generalmente estas estrellas de la secuencia pre-principal están rodeadas por un disco protoplanetario y alimentadas principalmente por la conversión de energía gravitacional.

Un grupo de aproximadamente 500 estrellas jóvenes se encuentra dentro de la próxima región de formación estelar W40. Las estrellas tempranas de menos de 2 M☉ se llaman estrellas T Tauri, mientras que aquellas con mayor masa son las estrellas Herbig Ae/Be. Estas estrellas recién formadas emiten chorros de gas a lo largo de su eje de rotación, lo que puede reducir el momento angular de la estrella colapsante y dar lugar a pequeñas manchas de nebulosidad conocidas como objetos Herbig-Haro. 65​66​Estos chorros, en combinación con la radiación de estrellas masivas cercanas, pueden ayudar a alejar la nube circundante de la cual se formó la estrella.

Se observa que la mayoría de las estrellas forman parte de sistemas estelares binarios y las propiedades de estos sistemas son el resultado de las condiciones en las que se formaron. Una nube de gas debe perder su momento angular para colapsar y formar una estrella. La fragmentación de la nube en múltiples estrellas distribuye parte de ese momento angular.

Composición química

Cuando se forman estrellas en la actual galaxia de la Vía Láctea, están compuestas por un 71 % de hidrógeno y un 27 % de helio,99​ medido en masa, con una pequeña fracción de elementos más pesados. También existen estrellas químicamente peculiares que muestran abundancias inusuales de ciertos elementos en su espectro, especialmente cromo y tierras raras. 103​ Las estrellas con atmósferas exteriores más frías, incluido el Sol, pueden formar varias moléculas diatómicas y poliatómicas.

Diámetro

Las estrellas varían ampliamente en tamaño. Debido a su gran distancia de la Tierra, todas las estrellas excepto el Sol aparecen a simple vista como puntos brillantes en el cielo nocturno que titilan debido al efecto de la atmósfera de la Tierra. Los discos de la mayoría de las estrellas son demasiado pequeños en tamaño angular como para ser observados con los actuales telescopios ópticos terrestres, por lo que se requieren telescopios interferómetricos para obtener imágenes de estos objetos. Otra técnica para medir el tamaño angular de las estrellas es a través de la ocultación.

Cinemática

Las Pléyades, un cúmulo abierto de estrellas en la constelación de Tauro. Estas estrellas comparten un movimiento común a través del espacio. Es probable que las estrellas con altas tasas de movimiento propio estén relativamente cerca del Sol, lo que las convierte en buenas candidatas para las mediciones de paralaje. Entre las estrellas cercanas, se ha encontrado que por lo general las estrellas más jóvenes de la población I tienen velocidades más bajas que las estrellas más viejas de la población II.

110​ La comparación de la cinemática de las estrellas cercanas permitió a los astrónomos trazar su origen a puntos comunes en nubes moleculares gigantes, y se denominan asociaciones estelares.

Campo magnético superficial de SU Aur , reconstruida por medio de imágenes Zeeman-Doppler

Las estrellas jóvenes que giran rápidamente tienden a tener altos niveles de actividad superficial debido a su campo magnético. Así, las estrellas más viejas como el Sol tienen una velocidad de rotación mucho más lenta y un nivel más bajo de actividad superficial. Los niveles de actividad de las estrellas que giran lentamente tienden a variar de una manera cíclica y pueden interrumpirse por completo por periodos de tiempo.

Rotación

La velocidad de rotación de las estrellas se puede determinar a través de la medición espectroscópica, o más exactamente mediante el seguimiento de sus manchas estelares. Las estrellas jóvenes pueden tener una rotación de más de 100 km/s en el ecuador. Las estrellas degeneradas se han contraído en una masa compacta, dando como resultado una velocidad de rotación rápida.