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FASES DE LA LUNA (Información obtenida en: astronomiaonline.com y http://www.astromia.com/tierraluna/fasesluna.htm)
La Luna es el único satélite natural de la Tierra. La luna gira alrededor de su eje (rotación) en aproximadamente 27.32 días (mes sidéreo) y se traslada alrededor de la Tierra (traslación) en el mismo intervalo de tiempo, de ahí que siempre nos muestra la misma cara. Además, nuestro satélite completa una revolución relativa al Sol en aproximadamente 29.53 días (mes sinódico), período en el cual comienzan a repetirse las fases lunares.
Los instantes de salida, tránsito y puesta del Sol y de la Luna están relacionados con las fases. La Luna se traslada alrededor de la Tierra en sentido directo, en dirección Este. Como el Sol se mueve 1° por día hacia el Este. La Luna atrasa diariamente su salida respecto a la del Sol unos 50 minutos.
Rotación y traslación de la Luna
La Luna gira alrededor de la Tierra aproximadamente una vez al mes. Si la Tierra no girara en un día completo, sería muy fácil detectar el movimiento de la Luna en su órbita. Este movimiento hace que la Luna avance alrededor de 12 grados en el cielo cada día.Si la Tierra no rotara, lo que veríamos sería la Luna cruzando la bóveda celeste durante dos semanas, y luego se iría y tardaría dos semanas ausente, durante las cuales la Luna sería visible en el lado opuesto del Globo.
Sin embargo, la Tierra completa un giro cada día, mientras que la Luna se mueve en su órbita también hacia el este. Así, cada día le toma a la Tierra alrededor de 50 minutos más para estar de frente con la Luna nuevamente (lo cual significa que nosotros podemos ver la Luna en el Cielo.) El giro de la Tierra y el movimiento orbital de la Luna se combinan, de tal suerte que la salida de la Luna se retrasa del orden de 50 minutos cada día.
Según la disposición de la Luna, la Tierra y el Sol, se ve iluminada una mayor o menor porción de la cara visible de la luna.
La Luna Nueva o novilunio es cuando la Luna está entre la Tierra y el Sol y por lo tanto no la vemos.
En el Cuarto Creciente, la Luna, la Tierra y el Sol forman un ángulo recto, por lo que se puede observar en el cielo la mitad de la Luna, en su período de crecimiento.
La Luna Llena o plenilunio ocurre cuando La Tierra se ubica entre el Sol y la Luna; ésta recibe los rayos del sol en su cara visible, por lo tanto, se ve completa.
Finalmente, en el Cuarto Menguante los tres cuerpos vuelven a formar ángulo recto, por lo que se puede observar en el cielo la otra mitad de la cara lunar.
Las fases de la luna son las diferentes iluminaciones que presenta nuestro satélite en el curso de un mes.
La órbita de la tierra forma un ángulo de 5º con la órbita de la luna, de manera que cuando la luna se encuentra entre el sol y la tierra, uno de sus hemisferios, el que nosotros vemos, queda en la zona oscura, y por lo tanto, queda invisible a nuestra vista: a esto le llamamos luna nueva o novilunio.
A medida que la luna sigue su movimiento de traslación, va creciendo la superficie iluminada visible desde la tierra, hasta que una semana más tarde llega a mostrarnos la mitad de su hemisferio iluminado; es el llamado cuarto creciente.
Una semana más tarde percibimos todo el hemisferio iluminado: es la llamada luna llena o plenilunio.
A la semana siguiente, la superficie iluminada empieza a decrecer o menguar, hasta llegar a la mitad: es el cuarto menguante.
Al final de la cuarta semana llega a su posición inicial y desaparece completamente de nuestra vista, para recomenzar un nuevo ciclo.
http://www.astronomos.org/ - ¿Quién es para usted el mayor genio científico de la historia?
Biografías » ¿Quién es para usted el mayor genio científico de la historia? Newton, el genio ni se crea ni se destruye, sólo se trastorna.
¡Esa maldita corriente, cierren esa ventana! Isaac Newton
Por el Perplejo Sideral
Contaba Isaac Asimov que ponerse de acuerdo entre científicos para opinar sobre “quién podría ser el segundo científico más grande de todos los tiempos”, la cosa podría ponerse dificil. Muchos nombres saltarían de inmediato: Einstein, Rutherford, Galileo, Pasteur, Bohr, Clerk Maxwell, y muchos más. Pero si se tratara de decidirse por el número uno, el más grande, nadie dudaría en pronunciar de inmediato el nombre de Isaac Newton.
De niño, Newton, tenía la costumbre de grabar su nombre en cada pupitre de madera en que se sentaba. Siempre cargaba con una pluma para escribir, tomando nota de todo y sobre todo. Tenía una letra pequeña y diminuta pero muy ordenada; Así escribió el libro considerado por la mayoria de los conocedores como “el libro de ciencia más importante de todos los tiempos”, su Philosophiae naturalis principia mathematica, mismo que escribió en el más puro latín para que unicamente los entendidos lo pudiesen comprender. Quería ser una especie de faro para los entendidos, según él.
Más bien me parece que no le gustaba dar explicaciones, vamos, si no le gustaba hablar mucho, menos gastar tiempo en explicar cosas a los rupestres. Sentía Newton una especie también de temor enfermizo a exponerse a la crítica. Imagínense que el hombre con la inteligencia espacial más brillante que ha pisado la faz de la tierra, según el astrofísico Neil deGrasse Tyson, tenga baja autoestima, ¡Qué le dejan a uno, carámba!
Y es que el muchacho bien pudo escribir un libro titulado Lo que hice en mis vacaciones de verano, —Gell Mann dixit—pues allí en la granja de la familia, huyendo de la peste que azotaba a la ciudad, escribió sobre óptica, las órbitas de los planetas; estableció la Ley de la Gravitación Universal; transformó la interpretación de la luz; sentó las bases de la espectroscopía y algunos otros etcéteras.
También le gustaban los números —es ironía— y aburrido de las matemáticas convencionales, inventó el cálculo — cuestión que a la fecha todavía no entiendo—
Ah, y despues de eso, el golden boy ¡cumplió 26 años! No, pues que bueno.
Es verdad, nunca habría ganado el título del chico más simpático de la colonia, pero eso a Newton poco le importaría, sino que al contrario, hasta le agradaría. ¡Vaya que el hombre era un bicho de lo más extraño!
En lo personal, el poeta Alexander Pope escribe una joya en que expone la brillantez del genio malhumorado:
La naturaleza y sus leyes yacían ocultas en la noche;/Dijo Dios “que sea Newton” y todo se hizo luz.
Era un hombre que estaba conectado con el centro del Universo, el tipo de personas que se hacen las preguntas certeras. No era de aquellos simples que el mayor enigma para ellos es descubrir la temperatura del número siete o la raíz cuadrada del jamón de puerco. —Neil deGrasse Tyson dixit— Debido a la potencia de su intelecto, Newton quedó aislado —¿Con quién podría platicar— sus otros intereses intelectuales eran la alquimia y las profecías biblicas de Daniel y Apocalipsis, igual de incomprensibles en su época como sus razonamientos científicos.
Una de las biografías más eruditas sobre Newton es la Richard Westfall, quien se paso 20 años en la tarea de escribir sobre la vida del genio. En el primer párrafo, Westfall confiesa:
“Cuanto más lo he estudiado, tanto más Newton se ha alejado de mi. He tenido el privilegio, en diversas ocasiones, de conocer a una serie de hombres brillantes, hombres a quienes reconozco sin vacilación como intelectualmente superiores a mi. Sin embargo, nunca he conocido a ninguno con el que no estuviese dispuesto a medirme, de modo que fuese razonable decir que mi capacidad era la mitad de la persona en cuestión, o la tercera o la cuarta parte, pero en todos los casos una fracción finita. El resultado final de mi estudio de Newton ha servido para convencerme que con el no hay comparación posible. Se ha convertido para mi en otro ser totalmente diferente, en uno de un puñado de genios supremos que han modelado las categorías del intelecto humano, un hombre que finalmente, no es reducible a los criterios con que comprendemos a nuestros semejantes..”
Desde 1687 a 1690 Isaac Newton fue miembro del Parlamento Británico en representación de la Universidad de Cambridge. Durante el tiempo que ostentó el cargo sólo pidió la palabra en una ocasión y dijo lo siguiente: “Propongo cerrar esa ventana porque aquí hace un frío considerable.”
Un genio de pocas palabras, pero de muchas aportaciones a la ciencia, o ¿no le darían ustedes el título de Máximo genio?
Hasta la próxima, voy a cerrar una ventana.
El Perplejo Sideral
¿Quién es para usted el mayor genio científico de la historia? Newton, el genio ni se crea ni se destruye, sólo se trastorna.
Por el Perplejo Sideral
Contaba Isaac Asimov que ponerse de acuerdo entre científicos para opinar sobre “quién podría ser el segundo científico más grande de todos los tiempos”, la cosa podría ponerse dificil. Muchos nombres saltarían de inmediato: Einstein, Rutherford, Galileo, Pasteur, Bohr, Clerk Maxwell, y muchos más. Pero si se tratara de decidirse por el número uno, el más grande, nadie dudaría en pronunciar de inmediato el nombre de Isaac Newton.
De niño, Newton, tenía la costumbre de grabar su nombre en cada pupitre de madera en que se sentaba. Siempre cargaba con una pluma para escribir, tomando nota de todo y sobre todo. Tenía una letra pequeña y diminuta pero muy ordenada; Así escribió el libro considerado por la mayoria de los conocedores como “el libro de ciencia más importante de todos los tiempos”, su Philosophiae naturalis principia mathematica, mismo que escribió en el más puro latín para que unicamente los entendidos lo pudiesen comprender. Quería ser una especie de faro para los entendidos, según él.
Más bien me parece que no le gustaba dar explicaciones, vamos, si no le gustaba hablar mucho, menos gastar tiempo en explicar cosas a los rupestres. Sentía Newton una especie también de temor enfermizo a exponerse a la crítica. Imagínense que el hombre con la inteligencia espacial más brillante que ha pisado la faz de la tierra, según el astrofísico Neil deGrasse Tyson, tenga baja autoestima, ¡Qué le dejan a uno, carámba!
Y es que el muchacho bien pudo escribir un libro titulado Lo que hice en mis vacaciones de verano, —Gell Mann dixit—pues allí en la granja de la familia, huyendo de la peste que azotaba a la ciudad, escribió sobre óptica, las órbitas de los planetas; estableció la Ley de la Gravitación Universal; transformó la interpretación de la luz; sentó las bases de la espectroscopía y algunos otros etcéteras.
También le gustaban los números —es ironía— y aburrido de las matemáticas convencionales, inventó el cálculo — cuestión que a la fecha todavía no entiendo—
Ah, y despues de eso, el golden boy ¡cumplió 26 años! No, pues que bueno.
Es verdad, nunca habría ganado el título del chico más simpático de la colonia, pero eso a Newton poco le importaría, sino que al contrario, hasta le agradaría. ¡Vaya que el hombre era un bicho de lo más extraño!
En lo personal, el poeta Alexander Pope escribe una joya en que expone la brillantez del genio malhumorado:
La naturaleza y sus leyes yacían ocultas en la noche;/Dijo Dios “que sea Newton” y todo se hizo luz.
Era un hombre que estaba conectado con el centro del Universo, el tipo de personas que se hacen las preguntas certeras. No era de aquellos simples que el mayor enigma para ellos es descubrir la temperatura del número siete o la raíz cuadrada del jamón de puerco. —Neil deGrasse Tyson dixit— Debido a la potencia de su intelecto, Newton quedó aislado —¿Con quién podría platicar— sus otros intereses intelectuales eran la alquimia y las profecías biblicas de Daniel y Apocalipsis, igual de incomprensibles en su época como sus razonamientos científicos.
Una de las biografías más eruditas sobre Newton es la Richard Westfall, quien se paso 20 años en la tarea de escribir sobre la vida del genio. En el primer párrafo, Westfall confiesa:
“Cuanto más lo he estudiado, tanto más Newton se ha alejado de mi. He tenido el privilegio, en diversas ocasiones, de conocer a una serie de hombres brillantes, hombres a quienes reconozco sin vacilación como intelectualmente superiores a mi. Sin embargo, nunca he conocido a ninguno con el que no estuviese dispuesto a medirme, de modo que fuese razonable decir que mi capacidad era la mitad de la persona en cuestión, o la tercera o la cuarta parte, pero en todos los casos una fracción finita. El resultado final de mi estudio de Newton ha servido para convencerme que con el no hay comparación posible. Se ha convertido para mi en otro ser totalmente diferente, en uno de un puñado de genios supremos que han modelado las categorías del intelecto humano, un hombre que finalmente, no es reducible a los criterios con que comprendemos a nuestros semejantes..”
Desde 1687 a 1690 Isaac Newton fue miembro del Parlamento Británico en representación de la Universidad de Cambridge. Durante el tiempo que ostentó el cargo sólo pidió la palabra en una ocasión y dijo lo siguiente: “Propongo cerrar esa ventana porque aquí hace un frío considerable.”
Un genio de pocas palabras, pero de muchas aportaciones a la ciencia, o ¿no le darían ustedes el título de Máximo genio?
Hasta la próxima, voy a cerrar una ventana.
El Perplejo Sideral
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EL SOL
El Sol es una estrella común del tipo G2, una más entre los 100.000 millones de estrellas de nuestra galaxia.
El Sol es, con mucho, el mayor objeto del sistema solar. Contiene más del 99.8% de la masa total del sistema solar (Júpiter contiene la mayor parte del resto).
El Sol se ha personificado en muchas mitologías: Los griegos le llamaron Helios y los Romanos le llamaron Sol.
El Sol está formado en la actualidad por alrededor de un 75% de hydrógeno y un 25% de helio en masa (92.1% de hydrógeno y 7.8% de helio en número de átomos); el resto ("metales") sólo alcanza un 0.1%. Estas proporciones cambian lentamente a medida que el sol convierte el hidrógeno en helio en su núcleo.
Las capas mas superficiales del sol muestran rotación diferencial: en el ecuador la superficie gira una vez cada 25.4 dias; cerca de los polos tarda 36 días. Este extraño comportamiento se debe al hecho de que el sol no es un cuerpo sólido como la tierra. Efectos similares se pueden observar en los planetas gaseosos. La rotación diferencial se extiende considerablemente hacia el interior del sol pero el nucleo solar gira como un cuerpo sólido.
Las condiciones en el núcleo del sol son extremas. La temperatura alcanza los 15.6 millones de grados Kelvin y la presión es de 250.000 millones de atmósferas. Los gases del núcleo están comprimidos hasta una densidad 150 veces la del agua.
La energía radiante del sol (3.86e33 ergios/seg o 386 trillones de megavatios) está producida por reacciones de fusión nuclear. Cada segundo unas 700,000,000 toneladas de Hidrógeno se convierten en 695,000,000 toneladas de Helio y 5,000,000 toneladas (=3.86e33 ergios) de energía en forma de rayos gamma. A medida que viaja hacia la superficie, la energía es absorvida y reemitida continuamente a temperaturas cada vez menores de manera que cuando alcanza la superficie se ha convertido, principalmente, en luz visible. Durante el último 20% del camino hacia la superficie la energía es transportada mediante convección más que por radiación.
La superficie del sol, llamada Fotósfera, está a una temperatura de unos 5800 K. Las manchas solares son regiones "frías" a unos 3800 K (parecen oscuras sólo por comparación con las regiones adyacentes). Las manchas pueden ser muy grandes, tanto como 50.000 km de diámetro. Las manchas están causadas por complejos fenómenos, aún por aclarar, en el campo magnético solar.
Una pequeña región conocida como Cromósfera se extiende sobre la fotósfera.
La región altamente enrarecida situada por encima de la cromósfera se denomina Corona y se extiende millones de km. en el espacio pero sólo es visible durante los eclipses totales (izquierda). La temperatura en la corona supera 1,000,000 K.
El campo magnético solar es muy fuerte (en comparación con el terrestre) y muy complejo. Su magnetósfera (también conocida como heliosfera se extiende hasta más allá de Plutón.
Además de luz y calor, el sol emite un chorro de baja densidad de particulas cargadas (principalmente electrones y protones) denominado viento solar que se propaga a través del sistema solar a unos 450 km/seg. El viento solar y las particulas mucho más energéticas eyectadas por las erupciones solares pueden tener efectos dramáticos en la Tierra que van desde sobrecargas en las redes eléctricas hasta interferencias de radio pasando por las bellisimas auroras boreales.
Datos recientes recogidos por la sonda Ulyses muestran que el viento solar que emana de las regiones polares fluye al doble de velocidad, 750 Km/seg, que el de latitudes menores. Tambien parece que la composición del viento solar es diferente en las regiones polares. El campo magnético solar parece ser sorprendentemente uniforme.
Posteriores estudios del viento solar serán realizados por las sondas Wind, ACE and SOHO desde puntos de observacion estables situados directamente entre la tierra y el sol a unos 1.6 millones de Km de la tierra.
El viento solar tiene un gran efecto en las colas de los cometas e incluso afecta de manera medible a las trayectorias de las sondas espaciales.
Espectaculares bucles y prominencias son visibles a menudo en el borde solar (izquierda).
La emisión del sol no es totalmente constante. Ni lo es la cantidad de manchas solares.Hubo un periodo de muy baja aparición de manchas durante la segunda mitad del siglo 17 llamado El mínimo de Maunder. Coincidió con un periodo inusualmente frío en el norte de Europa que a veces se denomina la pequeña edad del hielo. Desde la formación del sistema solar la emisión solar se ha incrementado en un 40%.
El sol tiene alrededor de 4.500 millones de años de edad. Desde su nacimiento ha consumido la mitad del hidrógeno de su núcleo. Continuará irradiando "tranquilamente" durante otros 5.000 millones de años, más o menos. (aunque su luminosidad se doblará en ese periodo). Pero en algún momento se acabará su provisión de hidrógeno. Entonces tendrán lugar cambios radicales que, según lo habitual para una estrella, producirán la destrucción total de la Tierra (y, probablemente, la creación de una nebulosa planetaria).
(http://www.astrored.net/nueveplanetas/solarsystem/sol.html)
VIDEOS SOBRE EL SOL
http://www.youtube.com/user/SDOmission2009#p/u/8/_M1dGtKhhl0
http://www.youtube.com/user/SDOmission2009
http://www.youtube.com/watch?v=KHPWKBbg4Yg
http://sohowww.nascom.nasa.gov/gallery/Movies/recon/reconsm.mov
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| FOTOSFERA - MANCHA |
LAS ESTRELLAS - www.astromia.com
Las estrellas son masas de gases, principalmente hidrógeno y helio, que emiten luz. Se encuentran a temperaturas muy elevadas. En su interior hay reacciones nucleares.
El Sol es una estrella. Vemos las estrellas, excepto el Sol, como puntos luminosos muy pequeños, y sólo de noche, porque están a enormes distancias de nosotros. Parecen estar fijas, manteniendo la misma posición relativa en los cielos año tras año. En realidad, las estrellas están en rápido movimiento, pero a distancias tan grandes que sus cambios de posición se perciben sólo a través de los siglos.
El número de estrellas observables a simple vista desde la Tierra se ha calculado en unas 8.000, la mitad en cada hemisferio. Durante la noche no se pueden ver más de 2.000 al mismo tiempo, el resto quedan ocultas por la neblina atmosférica, sobre todo cerca del horizonte, y la pálida luz del cielo.
Los astrónomos han calculado que el número de estrellas de la Vía Láctea, la galaxia a la que pertenece el Sol, asciende a cientos de miles de millones.
Como nuestro Sol, una estrella típica tiene una superficie visible llamada fotosfera, una atmósfera llena de gases calientes y, por encima de ellas, una corona más difusa y una corriente de partículas denominada viento estelar. Las áreas más frías de la fotosfera, que en el Sol se llaman manchas solares, probablemente se encuentren en otras estrellas comunes. Esto se ha podido comprobar en algunas grandes estrellas próximas mediante interferometría.
La estructura interna de las estrellas no se puede observar de forma directa, pero hay estudios que indican corrientes de convección y una densidad y una temperatura que aumentan hasta alcanzar el núcleo, donde tienen lugar reacciones termonucleares.
Las estrellas se componen sobre todo de hidrógeno y helio, con cantidad variable de elementos más pesados.
La estrella más cercana al Sistema Solar es Alfa Centauro
Las estrellas individuales visibles en el cielo son las que están más cerca del Sistema Solar en la Vía Láctea. La más cercana es Proxima Centauri, uno de los componentes de la estrella triple Alpha Centauri, que está a unos 40 billones de kilómetros de la Tierra.Se trata de un sistema de tres estrellas situado a 4,3 años luz de La Tierra, que sólo es visible desde el hemisferio sur. La más cercana (Alpha Centauro A) tiene un brillo real igual al de nuestro Sol.
Alpha Centauri, también llamada Rigil Kentaurus, está en la constelación de Centauro. A simple vista, Alpha Centauri aparece como una única estrella con una magnitud aparente de -0,3, que la convierte en la tercera estrella más brillante del cielo sur.
Cuando se observa a través de un telescopio se advierte que las dos estrellas más brillantes, Alpha Centauri A y B, tienen magnitudes aparentes de -0,01 y 1,33 y giran una alrededor de la otra en un periodo de 80 años.
La estrella más débil, Alpha Centauri C, tiene una magnitud aparente de 11,05 y gira alrededor de sus compañeras durante un periodo aproximado de un millón de años. Alpha Centauri C también recibe el nombre de Proxima Centauri, ya que es la estrella más cercana al Sistema Solar.
El estudio fotográfico de los espectros estelares lo inició en 1885 el astrónomo Edward Pickering en el observatorio del Harvard College y lo concluyó su colega Annie J. Cannon. Esta investigación condujo al descubrimiento de que los espectros de las estrella están dispuestos en una secuencia continua según la intensidad de ciertas líneas de absorción. Las observaciones proporcionan datos de las edades de las diferentes estrellas y de sus grados de desarrollo.
Las diversas etapas en la secuencia de los espectros, designadas con las letras O, B, A, F, G, K y M, permiten una clasificación completa de todos los tipos de estrellas. Los subíndices del 0 al 9 se utilizan para indicar las sucesiones en el modelo dentro de cada clase.
Clase O: Líneas del helio, el oxígeno y el nitrógeno, además de las del hidrógeno. Comprende estrellas muy calientes, e incluye tanto las que muestran espectros de línea brillante del hidrógeno y el helio como las que muestran líneas oscuras de los mismos elementos.
Clase B: Líneas del helio alcanzan la máxima intensidad en la subdivisión B2 y palidecen progresivamente en subdivisiones más altas. La intensidad de las líneas del hidrógeno aumenta de forma constante en todas las subdivisiones. Este grupo está representado por la estrella Epsilon Orionis.
Clase A: Comprende las llamadas estrellas de hidrógeno con espectros dominados por las líneas de absorción del hidrógeno. Una estrella típica de este grupo es Sirio.
Clase F: En este grupo destacan las llamadas líneas H y K del calcio y las líneas características del hidrógeno. Una estrella notable en esta categoría es Delta Aquilae.
Clase G: Comprende estrellas con fuertes líneas H y K del calcio y líneas del hidrógeno menos fuertes. También están presentes los espectros de muchos metales, en especial el del hierro. El Sol pertenece a este grupo y por ello a las estrellas G se les denomina "estrellas de tipo solar".
Clase K: Estrellas que tienen fuertes líneas del calcio y otras que indican la presencia de otros metales. Este grupo está tipificado por Arturo.
Clase M; Espectros dominados por bandas que indican la presencia de óxidos metálicos, sobre todo las del óxido de titanio. El final violeta del espectro es menos intenso que el de las estrellas K. La estrella Betelgeuse es típica de este grupo.
Las estrellas más grandes que se conocen son las supergigantes, con diámetros unas 400 veces mayores que el del Sol, en tanto que las estrellas conocidas como "enanas blancas" pueden tener diámetros de sólo una centésima del Sol. Sin embargo, las estrellas gigantes suelen ser difusas y pueden tener una masa apenas unas 40 veces mayor que la del Sol, mientras que las enanas blancas son muy densas a pesar de su pequeño tamaño.Puede haber estrellas con una masa 1.000 veces mayor que la del Sol y, a escala menor, bolas de gas caliente demasiado pequeñas para desencadenar reacciones nucleares. Un objeto que puede ser de este tipo (una enana marrón) fue observado por primera vez en 1987, y desde entonces se han detectado otros.
El brillo de las estrellas se describe en términos de magnitud. Las estrellas más brillantes pueden ser hasta 1.000.000 de veces más brillantes que el Sol; las enanas blancas son unas 1.000 veces menos brillantes.
Las clases establecidas por Annie Jump Cannon se identifican con colores:
- Color azul, como la estrella I Cephei
- Color blanco-azul, como la estrella Spica
- Color blanco, como la estrella Vega
- Color blanco-amarillo, como la estrella Proción
- Color amarillo, como el Sol
- Color naranja, como Arcturus
- Color rojo, como la estrella Betelgeuse.
A menudo las estrellas se nombran usando la referencia a su tamaño y a su color: enanas blancas, gigantes rojas, etc.
Las estrellas evolucionan durante millones de años. Nacen cuando se acumula una gran cantidad de materia en un lugar del espacio. 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.
La vida de una estrella
El ciclo de vida de una estrella empieza como una gran masa de gas relativamente fría. La contracción del gas eleva la temperatura hasta que el interior de la estrella alcanza 1.000.000 °C. En este punto tienen lugar reacciones nucleares, cuyo resultado es que los núcleos de los átomos de hidrógeno se combinan con los de deuteriopara formar núcleos de helio. Esta reacción libera grandes cantidades de energía, y se detiene la contracción de la estrella.Cuando finaliza la liberación de energía, la contracción comienza de nuevo y la temperatura de la estrella vuelve a aumentar. En un momento dado empieza una reacción entre el hidrógeno, el litio y otros metales ligeros presentes en el cuerpo de la estrella. De nuevo se libera energía y la contracción se detiene.
Cuando el litio y otros materiales ligeros se consumen, la contracción se reanuda y la estrella entra en la etapa final del desarrollo en la cual el hidrógeno se transforma en helio a temperaturas muy altas gracias a la acción catalítica del carbono y el nitrógeno. Esta reacción termonuclear es característica de la secuencia principal de estrellas y continúa hasta que se consume todo el hidrógeno que hay.
La estrella se convierte en una gigante roja y alcanza su mayor tamaño cuando todo su hidrógeno central se ha convertido en helio. Si sigue brillando, la temperatura del núcleo debe subir lo suficiente como para producir la fusión de los núcleos de helio. Durante este proceso es probable que la estrella se haga mucho más pequeña y más densa.
Cuando ha gastado todas las posibles fuentes de energía nuclear, se contrae de nuevo y se convierte en una enana blanca. Esta etapa final puede estar marcada por explosiones conocidas como "novas". Cuando una estrella se libera de su cubierta exterior explotando como nova o supernova, devuelve al medio interestelar elementos más pesados que el hidrógeno que ha sintetizado en su interior.
Las generaciones futuras de estrellas formadas a partir de este material comenzarán su vida con un surtido más rico de elementos pesados que las anteriores generaciones. Las estrellas que se despojan de sus capas exteriores de una forma no explosiva se convierten en nebulosas planetarias, estrellas viejas rodeadas por esferas de gas que irradian en una gama múltiple de longitudes de onda.
De estrella a Agujero Negro
Las estrellas con una masa mucho mayor que la del Sol sufren una evolución más rápida, de unos pocos millones de años desde su nacimiento hasta la explosión de una supernova. Los restos de la estrella pueden ser una estrella de neutrones.Sin embargo, existe un límite para el tamaño de las estrellas de neutrones, más allá del cual estos cuerpos se ven obligados a contraerse hasta que se convierten en un agujero negro, del que no puede escapar ninguna radiación.
Estrellas típicas como el Sol pueden persistir durante muchos miles de millones de años. El destino final de las enanas de masa baja es desconocido, excepto que cesan de irradiar de forma apreciable. Lo más probable es que se conviertan en cenizas o enanas negras.
La clasificación espectral completa incluye el tipo de estrella o tipo de luminosidad, las más utilizada es la Morgan-Keenan (M-K), donde la dispersión utilizada es de 125 Å por milímetro (escala del espectro). La clasificación M-K es la siguiente:
- Ia+ : Hipergigantes
- I : Supergigantes
- II : Gigantes brillantes
- III : Gigantes
- IV : Subgigantes
- V : Enanas
- VI : Subenanas
Se trata del diagrama Hertzprung-Russel (H-R). Al disponer las estrellas en este gráfico (con el tipo espectral de mayor a menor temperatura en el eje horizontal), es notoria una banda que lo atraviesa en diagonal. Se trata de la secuencia principal, donde se localizan las estrellas durante la parte de su vida en donde fusionan Hidrogeno.
Es preciso saber que una estrella se mueve por el diagrama H-R durante su vida, dado que a medida que consume su combustible varia su temperatura superficial (por cambios de tamaño), por tanto también su magnitud absoluta y su tipo espectral.
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