LAS ESTRELLAS

Las estrellas son grandes masas de gases a temperaturas muy altas (entre 3.000 y 30.000º C en su superficie, y varios millones de grados en su interior), que emiten energía en forma de radiaciones de todo tipo:  luz visible  calor  ondas de radio, etc  Se pueden comparar con un horno en el que se quema un combustible y se libera energía. El combustible que consumen las estrellas es principalmente hidrógeno, aunque las más viejas pueden gastar la energía de otros elementos más pesados de la tabla periódica.
Las estrellas consumen hidrógeno mediante reacciones termonucleares de FUSIÓN de átomos
H + H = He + E
NACIMIENTO Las estrellas nacen a partir de una nebulosa. La fuerza de gravedad hace que el polvo de la nebulosa se unifique, formando una inmensa bola que se va calentando por los choques producidos entre las partículas de la propia nebulosa. A partir de cierta masa la temperatura aumenta con rapidez y, al alcanzar varios millones de grados, se inician las reacciones de fusión, momento en el que la estrella empieza a liberar energía.	Esta reacción química da lugar a la formación de helio y a la liberación de energía en forma de multitud de diferentes tipos de radiaciones electromagnéticas de diferentes longitudes de onda, entre ellas luz, calor, UV, ondas de radio, etc.   A medida que se agota el hidrógeno, las estrellas empiezan a fusionar otros elementos distintos del hidrógeno, produciendo cada vez menos energía.   Las estrellas nacen, evolucionan y finalmente mueren:
EVOLUCIÓN
La "vida" de las estrellas depende de la cantidad de materia inicial que posean y de la cantidad de hidrógeno que les quede. Dos causas que originan los diferentes TIPOS de estrellas:
lLas estrellas más jóvenes y calientes son BLANCAS, AZULADAS o VERDOSAS (Vega, Sirio, Capella). A medida que la estrella consume hidrógeno cambia de color y disminuye su temperatura, tornándose AMARILLA, como nuestro Sol, o ANARANJADA. Cuando se agota el hidrógeno la estrella sufre un colapso y se dilata, aumenta enormemente de tamaño y se convierte en una GIGANTE ROJA (Aldebarán, Betelgeuse, Antares) o SUPERGIGANTE ROJA (Ras Algheti). A partir de ese momento la estrella utiliza otros elementos de la tabla periódica como combustible y libera menos cantidad de energía. Según aumenta el consumo de sus elementos va disminuyendo de tamaño y se va enfriando
MUERTE
El final de las estrellas depende del tamaño que tuvieran inicialmente:
Las estrellas más pequeñas se van enfriando y se encogen hasta convertirse en ENANAS BLANCAS o ROJAS. Finalmente se enfriarán del todo y dejarán de liberar energía, convirtiéndose en cuerpos sólidos y oscuros, como planetas.
Comparación de tamaños
Las más grandes también se contraen pero, al tener tanta masa, la atracción gravitatoria es tan grande que sufren un colapso y se convierten en ESTRELLAS DE NEUTRONES. Si la masa inicial era muy grande las estrellas pueden tener tal campo gravitatorio que no dejen salir ni su propia luz. De esta manera se convierten en objetos invisibles que pueden atraer y "engullir" a otras estrellas. Estos cuerpos invisibles reciben el nombre de AGUJEROS NEGROS.
Existe otro final, más catastrófico aún, para las estrellas. En un momento dado de su evolución, una estrella puede sufrir una gran explosión, liberando gran cantidad de energía y arrojando al espacio parte de su masa. Se convierte asi en una NOVA o SUPERNOVA, según el tamaño, y su núcleo se transforma en un PÚLSAR, es decir, una estrella pequeña que gira muy deprisa y libera ondas de forma puntual, como si fuera un faro. A veces la nova queda rodeada por un anillo de materia eyectada, originando nebulosas planetarias.
Recientemente se ha descubierto un tipo peculiar de estrellas de pequeño tamaño - unas 10 veces la masa de Júpiter- que emiten muy pocas radiaciones. Se las denomina ENANAS MARRONES. Poseen un tamaño intermedio, entre planetas gigantes y estrellas de poca masa.
Vistas desde la Tierra las estrellas parecen moverse en un único plano, como si estuvieran todas a la misma distancia, originando grupos que aparentemente están bastante próximos y que reciben el nombre de CONSTELACIONES. En torno a las formas de estas agrupaciones de estrellas la imaginación humana ha querido ver figuras de todo tipo, según su propia cultura, recreando un cielo muy animado.

Las estrellas aparentan ser exclusivamente blancas a primera vista. Pero si miramos más detenidamente, notaremos un rango de colores: azul, blanco, rojo e incluso dorado. En la constelación de Orion, se puede apreciar un bello contraste entre la roja Betelgeuse  y la azul Bellatrix en el hombro. Lo que provoca que las estrellas tengan diferentes colores fue un misterio hasta hace 2 siglos, cuando los físicos adquirieron los conocimientos suficientes sobre la naturaleza de la luz y las propiedades de la materia a temperaturas inmensamente altas.

En concreto, fueron los físicos que investigaban la radiación de cuerpo negro los que nos permitieron entender la variación de los colores estelares. 

Poco después de que se comprendiese la radiación de cuerpo negro, se advirtió que el espectro de una estrella es muy similar a las curvas de diferentes temperaturas de la radiación de un cuerpo negro, variando desde unos pocos miles de grados Kelvin hasta ~50.000 grados Kelvin. La conclusión obvia es que las estrellas son similares a los cuerpos negros, y que la variación de color de las estrellas es una consecuencia directa de las temperaturas de sus superficies.

Las estrellas frias (es decir, las de tipos espectrales K y M) irradian la mayor parte de su energía en las zonas roja e infrarroja del espectro electromagnético y por eso son de color rojo, mientras que las estrellas calientes (es decir, las de tipos espectrales O y B) emitan mayormente longitudes de onda azules y ultravioletas, haciendo que parezcan azules o blancas.

Para estimar la temperatura superficial de una estrella, podemos utilizar la relación conocida entre la temperatura de un cuerpo negro y la longitud de onda de la luz en los picos de su espectro. Esto es, a medida que se incrementa la temperatura de un cuerpo negro, el máximo de su espectro se mueve hacia longitudes de onda de luz más cortas (azuladas). Esto aparece ilustrado en la Figura 1, donde la intensidad de tres estrellas hipotéticas aparece reflejada junto a la longitud de onda. El "arco iris" indica el rango de longitudes visible para el ojo humano.

Este método sencillo es conceptualmente correcto, pero no se puede utilizar para obtener temperaturas estelares con precisión, ya que las estrellas no son cuerpos negros perfectos. La presencia de varios elementos en la atmósfera de la estrella provoca que ciertas longitudes de onda se absorban. Debido a que estas líneas de absorción no están distribuidas en el espectro uniformemente, pueden modificar la posición de un máximo espectral. De hecho, obtener un espectro útil de una estrella es un proceso que lleva mucho tiempo y es prohibitivo realizarlo con grandes grupos de estrellas.

Un método alternativo utiliza la fotometría para medir la intensidad de la luz al pasar por diferentes filtros. Cada filtro permite pasar únicamente una parte específica del espectro de luz, mientras que rechaza las otras. Un sistema fotométrico muy utilizado es el llamado sistema UBV Johnson. Emplea tres filtros de paso banda: las regiones U ("ultravioleta"), B ("azul") y V ("visible") del espectro electromagnético.

El proceso de fotometría UBV involucra el uso de dispositivos fotosensibles (como la película fotográfica o cámaras equipadas con un CCD) y el orientar un telescopio hacia una estrella para medir la intensidad de luz que pasa por cada uno de los filtros individualmente. Este proceso produce tres distribuciones de brillo o flujos (cantidad de energía por cm^2 por segundo) designados por Fu, Fb y Fv. La relación de los flujos Fu/Fb y Fb/Fv es una medida de cantidad del "color" de la estrellas, y esas relaciones se utilizan para establecer una escala de temperaturas para las estrellas. Generalizando, cuando más grandes sean las relaciones Fu/Fb y Fb/Fv de una estrella, mayor será su temperatura superficial.

Por ejemplo, la estrella Bellatrix, en Orion, tiene Fb/Fv = 1,22, indicando que es más brillante a través del filtro B que del filtro V. Además, su relación Fu/Fb es 2,22, lo que significa que es más brillante a través del filtro U. Esto indica que se trata de una estrella muy caliente, ya que la posición de su máximo espectral se sitúa en algún punto del rango del filtro U, o incluso a una longitud de onda más corta. La temperatura superficial de Bellatrix (como se determina de la comparación de su espectro con modelos detallados que tienen en cuenta las líneas de absorción) es de unos 25.000 grados Kelvin.

Podemos repetir el análisis con la estrella Betelgeuse. Sus relaciones Fb/Fv y Fu/Fb son 0,15 y 0,18, respectivamente, así que es más brillante en V menos en U. Por ellos, el máximo espectral de Betelgeuse debe encontrarse en algún punto del rango del filtro V, o incluso a una longitud de onda más larga. La temperatura superficial de Betelgeuse es de sólo 2.400 grados Kelvin.

Los astrónomos prefieren expresar los colores de las estrellas en términos de diferencia en magnitudes, más que en relaciones de flujos. Por tanto, volviendo a la azul Bellatrix, tenemos un índice de color igual a

B - V = -2,5 log (Fb/Fv) = -2,5 log (1,22) = -0,22,

Igualmente, el índice de color de la roja Betelgeuse es

B - V = -2,5 log (Fb/Fv) = -2,5 log (0,18) = 1,85

Los índices de color, al igual que la escala de magnitudes, van hacia atrás. Las estrellas calientes y azules tienen valores de B-V más pequeños y negativos que las estrellas frías y rojas, como se ilustra a continuación.

Un astrónomo puede utilizar los índices de color de una estrella, después de corregirlos por el enrojecimiento y la extinición interestelar, para obtener una temperatura precisa de la estrella. La relación entre B-V y la temperatura, aparece ilustrada en la Figura 2.

El Sol, con una temperatura superficial de 5.800 grados Kelvin, tiene un índice B-V de 0,62.

Un grupo de astrónomos afirma haber detectado el planeta más distante localizado hasta el momento, situado en la constelación de Sagitario a 5.000 años luz de la Tierra, unas 30 veces más lejos que el planeta extrasolar más distante detectado hasta ahora.

El método empleado, de "búsqueda de tránsito" promete incremetar el número de hallazgos en este apasionante campo de la astronomía.

El planeta recién descubierto por astrónomos del Centro de Astrofísica Harvard-Smithsonian está a 5.000 años luz de la Tierra en la constelación de Sagitario, cerca de 30 veces más lejos que el planeta extrasolar más distante detectado hasta ahora. Un año luz es una medida de longitud equivalente a cerca 10 billones de kilómetros, es la distancia que recorre la luz en un año.

El nuevo planeta, un poco más pequeño que Júpiter, gira alrededor de su estrella y da una vuelta completa cada 29 horas. Está casi 14 veces más cerca a su estrella de lo que Mercurio está a nuestro sol y el clima es inhóspito en extremo, caracterizado por lluvia férrica.

Dicho planeta se ha descubierto entre 59 candidatos e identificado por el Experimento Óptico de Captación Gravitacional (OGLE por sus siglas en inglés), se conoce con el nombre de OGLE-TR-56b.

Una técnica prometedora