Magnitud
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Ptolomeo y el Almagesto
El primer intento de compilar un catálogo de estrellas, basándose en el principio de su grado de luminosidad, lo realizó el astrónomo helénico Hiparco de Nicea en el siglo II a.C. Entre sus numerosas obras (lamentablemente casi todas se han perdido) apareció "Catálogo de estrellas", que contiene una descripción de 850 estrellas clasificadas por coordenadas y luminosidad. Los datos recogidos por Hiparco, quien, además, descubrió el fenómeno de la precesión, fueron procesados y recibidos mayor desarrollo gracias a Claudio Ptolomeo de Alejandría (Egipto) en el siglo II. ANUNCIO Creó una obra fundamental "Almagesto" en trece libros. Ptolomeo recopiló todo el conocimiento astronómico de esa época, lo clasificó y lo presentó de forma accesible y comprensible. El Almagest también incluía el Catálogo Estrella. Se basó en observaciones realizadas por Hiparco hace cuatro siglos. Pero el “Catálogo de estrellas” de Ptolomeo ya contenía alrededor de mil estrellas más.
El catálogo de Ptolomeo se utilizó en casi todas partes durante un milenio. Dividió las estrellas en seis clases según el grado de luminosidad: las más brillantes se asignaron a la primera clase, las menos brillantes a la segunda, y así sucesivamente. La sexta clase incluye estrellas que apenas son visibles a simple vista. El término “luminosidad de los cuerpos celestes” o “magnitud estelar” todavía se utiliza hoy en día para determinar la medida de brillo de los cuerpos celestes, no sólo de las estrellas, sino también de las nebulosas, galaxias y otros fenómenos celestes.
Brillo de las estrellas y magnitud visual.
Al observar el cielo estrellado, se puede notar que las estrellas varían en su brillo o en su brillo aparente. Las estrellas más brillantes se llaman estrellas de 1ª magnitud; aquellas estrellas que tienen un brillo 2,5 veces más débil que las estrellas de primera magnitud tienen segunda magnitud. Las estrellas de tercera magnitud incluyen aquellas de ellas. que son 2,5 veces más débiles que las estrellas de segunda magnitud, etc. Las estrellas más débiles visibles a simple vista se clasifican como estrellas de sexta magnitud. Hay que recordar que el nombre “magnitud estelar” no indica el tamaño de las estrellas, sino sólo su brillo aparente.
En total, hay 20 de las estrellas más brillantes del cielo, de las que se suele decir que son estrellas de primera magnitud. Pero esto no quiere decir que tengan el mismo brillo. De hecho, algunas de ellas son algo más brillantes que la de 1ª magnitud, otras son algo más débiles y sólo una de ellas es una estrella de exactamente 1ª magnitud. La misma situación se aplica a las estrellas de segunda, tercera y siguientes magnitudes. Por lo tanto, para indicar con mayor precisión el brillo de una estrella en particular, utilizan valores fraccionarios. Así, por ejemplo, aquellas estrellas que en su brillo se encuentran en el medio entre las estrellas de 1ª y 2ª magnitud se consideran pertenecientes a la 1,5ª magnitud. Hay estrellas con magnitudes 1,6; 2.3; 3.4; 5.5, etcétera. En el cielo se ven varias estrellas especialmente brillantes, que en su brillo superan el brillo de las estrellas de primera magnitud. Para estas estrellas, cero y magnitudes negativas. Entonces, por ejemplo, la estrella más brillante en el hemisferio norte del cielo, Vega, tiene una magnitud de 0,03 (0,04), y la estrella más brillante, Sirio, tiene una magnitud de menos 1,47 (1,46), en el hemisferio sur. cuanto más brillante es la estrella canopo(Canopus se encuentra en la constelación de Carina. Con una magnitud aparente de menos 0,72, Canopus tiene la luminosidad más alta de cualquier estrella dentro de los 700 años luz del Sol. En comparación, Sirio es sólo 22 veces más brillante que nuestro Sol, pero es mucho más brillante. más cerca de nosotros que Canopus Para muchas estrellas entre los vecinos más cercanos del Sol, Canopus es la estrella más brillante de su cielo).
Magnitud en la ciencia moderna.
A mediados del siglo XIX. astrónomo inglés Norman Pogson
El sistema desarrollado por el astrónomo inglés permitió mantener la escala existente (división en seis clases), pero le proporcionó la máxima precisión matemática. En primer lugar, se eligió la estrella Polaris como punto cero del sistema de magnitud; se determinó que su magnitud, de acuerdo con el sistema ptolemaico, era 2,12. Más tarde, cuando quedó claro que la Estrella Polar es una estrella variable, a las estrellas con características constantes se les asignó condicionalmente el papel de punto cero. A medida que la tecnología y los equipos mejoraron, los científicos pudieron determinar las magnitudes estelares con mayor precisión: hasta décimas y luego hasta centésimas de unidades.
La relación entre magnitudes estelares aparentes se expresa mediante la fórmula de Pogson: metro 2 -metro 1 =-2.5log(mi 2 /mi 1) .
Número n de estrellas con una magnitud visual mayor que L
l | norte | l | norte | l | norte |
| 1 | 13 | 8 | 4.2*10 4 | 15 | 3.2*10 7 |
| 2 | 40 | 9 | 1.25*10 5 | 16 | 7.1*10 7 |
| 3 | 100 | 10 | 3.5*10 5 | 17 | 1.5*10 8 |
| 4 | 500 | 11 | 9*10 5 | 18 | 3*10 8 |
| 5 | 1.6*10 3 | 12 | 2.3*10 6 | 19 | 5.5*10 8 |
| 6 | 4.8*10 3 | 13 | 5.7*10 6 | 20 | 10 9 |
| 7 | 1.5*10 4 | 14 | 1.4*10 7 | 21 | 2*10 9 |
Magnitud relativa y absoluta
La magnitud estelar, medida con instrumentos especiales montados en un telescopio (fotómetros), indica cuánta luz de una estrella llega a un observador en la Tierra. La luz recorre la distancia desde la estrella hasta nosotros y, en consecuencia, cuanto más lejos está la estrella, más débil parece. En otras palabras, el hecho de que las estrellas varíen en brillo aún no proporciona información completa sobre la estrella. Una estrella muy brillante puede tener una gran luminosidad, pero estar muy lejos y por tanto tener una magnitud muy grande. Para comparar el brillo de las estrellas, independientemente de su distancia a la Tierra, se introdujo el concepto "magnitud absoluta". Para determinar la magnitud absoluta, es necesario conocer la distancia a la estrella. La magnitud absoluta M caracteriza el brillo de una estrella a una distancia de 10 parsecs del observador. (1 pársec = 3,26 años luz). Relación entre magnitud absoluta M, magnitud aparente m y distancia a la estrella R en pársecs: M = m + 5 – 5 log R.
Para estrellas relativamente cercanas, distantes a una distancia que no excede varias decenas de pársecs, la distancia está determinada por el paralaje de una manera que se conoce desde hace doscientos años. En este caso, los desplazamientos angulares insignificantes de las estrellas se miden cuando se observan desde diferentes puntos de la órbita terrestre, es decir, en diferentes épocas del año. El paralaje incluso de las estrellas más cercanas es inferior a 1". El concepto de paralaje está asociado con el nombre de una de las unidades básicas de la astronomía: el parsec. Parsec es la distancia a una estrella imaginaria, cuyo paralaje anual es igual a 1".
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¿Los conoces todos, así como el porqué de su brillo?
Tengo hambre de nuevos conocimientos. El punto es aprender cada día y ser cada vez más brillante. Ésta es la esencia de este mundo.
- Jay Z
Cuando imaginas el cielo nocturno, lo más probable es que pienses en miles de estrellas titilando contra el manto negro de la noche, algo que sólo puede verse realmente lejos de las ciudades y otras fuentes de contaminación lumínica.
Pero aquellos de nosotros que no somos testigos de un espectáculo de este tipo periódicamente nos perdemos el hecho de que las estrellas vistas desde zonas urbanas con alta contaminación lumínica tienen un aspecto diferente que cuando se ven en condiciones oscuras. Su color y brillo relativo las distinguen inmediatamente de sus estrellas vecinas, y cada una tiene su propia historia.
Las personas en el hemisferio norte probablemente puedan reconocer inmediatamente la Osa Mayor o la letra W en Casiopea, mientras que en el hemisferio sur la constelación más famosa es sin duda la Cruz del Sur. ¡Pero estas estrellas no se encuentran entre las diez más brillantes!
Vía Láctea junto a la Cruz del Sur
Cada estrella tiene su propio ciclo de vida, al que está ligada desde el momento de su nacimiento. Cuando se forma cualquier estrella, el elemento dominante será el hidrógeno, el elemento más abundante en el Universo, y su destino está determinado únicamente por su masa. Las estrellas con un 8% de la masa del Sol pueden provocar reacciones de fusión nuclear en sus núcleos, fusionando helio a partir de hidrógeno, y su energía se mueve gradualmente de adentro hacia afuera y se derrama en el Universo. Las estrellas de baja masa son rojas (debido a las bajas temperaturas), opacas y queman su combustible lentamente; las más longevas están destinadas a arder durante billones de años.
Pero cuanto más masa gana una estrella, más caliente es su núcleo y más grande es la región en la que se produce la fusión nuclear. Cuando alcanza la masa solar, la estrella entra en la clase G y su vida no supera los diez mil millones de años. Duplique la masa solar y obtendrá una estrella de clase A que es de color azul brillante y vive menos de dos mil millones de años. Y las estrellas más masivas, de clases O y B, viven sólo unos pocos millones de años, después de los cuales su núcleo se queda sin combustible de hidrógeno. No es sorprendente que las estrellas más masivas y calientes sean también las más brillantes. Una estrella típica de clase A puede ser 20 veces más brillante que el Sol, ¡y las más masivas pueden ser decenas de miles de veces más brillantes!
Pero no importa cómo comienza la vida una estrella, el combustible de hidrógeno de su núcleo se agota.
Y a partir de ese momento, la estrella comienza a quemar elementos más pesados, expandiéndose hasta convertirse en una estrella gigante, más fría, pero también más brillante que la original. La fase gigante es más corta que la fase de combustión de hidrógeno, pero su increíble brillo la hace visible desde distancias mucho mayores de las que era visible la estrella original.
Teniendo todo esto en cuenta, pasemos a las diez estrellas más brillantes de nuestro cielo, en orden creciente de brillo.
10. Achernar. Una estrella azul brillante con siete veces la masa del Sol y 3.000 veces el brillo. ¡Esta es una de las estrellas de rotación más rápida que conocemos! Gira tan rápido que su radio ecuatorial es un 56% mayor que su radio polar, y la temperatura en el polo -porque está mucho más cerca del núcleo- es 10.000 K más alta. Pero está bastante lejos de nosotros, a 139 años luz.
9. Betelgeuse. Betelgeuse, una estrella gigante roja en la constelación de Orión, era una estrella brillante y caliente de clase O hasta que se quedó sin hidrógeno y cambió a helio. A pesar de baja temperatura A 3500 K, es más de 100.000 veces más brillante que el Sol, por lo que se encuentra entre los diez más brillantes, a pesar de estar a 600 años luz de distancia. Durante el próximo millón de años, Betelgeuse se convertirá en supernova y se convertirá temporalmente en la estrella más brillante del cielo, posiblemente visible durante el día.
8. Proción. La estrella es muy diferente a las que hemos considerado. Procyon es una modesta estrella de clase F, sólo un 40% más grande que el Sol, y a punto de quedarse sin hidrógeno en su núcleo, lo que significa que es una subgigante en proceso de evolución. Es aproximadamente 7 veces más brillante que el Sol, pero está a sólo 11,5 años luz de distancia, por lo que puede ser más brillante que todas las estrellas de nuestro cielo, excepto siete.
7. Rigel. En Orión, Betelgeuse no es la más brillante de las estrellas; esta distinción se la otorga Rigel, una estrella aún más distante de nosotros. Está a 860 años luz de distancia y con una temperatura de sólo 12.000 grados, Rigel no es una estrella de secuencia principal: ¡es una rara supergigante azul! Es 120.000 veces más brillante que el Sol, y brilla tanto no por su distancia a nosotros, sino por su propio brillo.
6. Capilla. Esta es una estrella extraña porque en realidad son dos gigantes rojas con temperaturas comparables a las del Sol, pero cada una es aproximadamente 78 veces más brillante que el Sol. A una distancia de 42 años luz, es la combinación de su propio brillo, una distancia relativamente corta y el hecho de que hay dos lo que permite que Capella esté en nuestra lista.
5.Vega. La estrella más brillante del Triángulo Verano-Otoño, el hogar de los extraterrestres de la película "Contacto". Los astrónomos la utilizaron como estrella estándar de "magnitud cero". Se encuentra a sólo 25 años luz de nosotros, pertenece a las estrellas de la secuencia principal y es una de las estrellas de clase A más brillantes que conocemos, y además es bastante joven, tiene sólo 400-500 millones de años. Además, es 40 veces más brillante que el Sol y la quinta estrella más brillante del cielo. Y de todas las estrellas en el hemisferio norte, Vega ocupa el segundo lugar después de una estrella...
4. Arturo. El gigante naranja, en la escala evolutiva, se encuentra en algún lugar entre Procyon y Capella. Es la estrella más brillante del hemisferio norte y se puede encontrar fácilmente con el "mango" de la Osa Mayor. Es 170 veces más brillante que el Sol y, siguiendo su camino evolutivo, ¡puede volverse aún más brillante! Está a sólo 37 años luz de distancia y sólo tres estrellas son más brillantes que él, todas ellas situadas en el hemisferio sur.
3. Alfa Centauri. Se trata de un sistema triple en el que el miembro principal es muy similar al Sol y es él mismo más débil que cualquier estrella de los diez. Pero el sistema Alpha Centauri está formado por las estrellas más cercanas a nosotros, por lo que su ubicación influye en su brillo aparente; después de todo, está a sólo 4,4 años luz de distancia. No se parece en nada al número 2 de la lista.
2. Canopo. supergigante blanco Canopus es 15.000 veces más brillante que el Sol y es la segunda estrella más brillante del cielo nocturno, a pesar de estar a 310 años luz de distancia. Es diez veces más masivo que el Sol y 71 veces más grande; no es sorprendente que brille tanto, pero no pudo alcanzar el primer lugar. Después de todo, la estrella más brillante del cielo es...
1. Sirio. Es dos veces más brillante que Canopus y los observadores del hemisferio norte a menudo pueden verla surgir detrás de la constelación de Orión en invierno. Parpadea con frecuencia porque su luz brillante puede penetrar la atmósfera inferior mejor que la de otras estrellas. Está a sólo 8,6 años luz de distancia, pero es una estrella de clase A, dos veces más masiva y 25 veces más brillante que el Sol.
Puede que le sorprenda que las estrellas principales de la lista no sean las más brillantes ni las más cercanas, sino combinaciones de estrellas lo suficientemente brillantes y lo suficientemente cercanas como para brillar más. Las estrellas ubicadas dos veces más lejos tienen cuatro veces menos brillo, por lo que Sirio brilla más que Canopus, que brilla más que Alfa Centauri, etc. Curiosamente, las estrellas enanas de clase M, a la que pertenecen tres de cada cuatro estrellas del Universo, no están en esta lista en absoluto.
Lo que podemos aprender de esta lección: a veces las cosas que nos parecen más llamativas y obvias resultan ser las más inusuales. Las cosas comunes pueden ser mucho más difíciles de encontrar, ¡pero eso significa que debemos mejorar nuestros métodos de observación!
Brillo aparente
Mira el cielo por la noche. Lo más probable es que veas una docena o una estrella y media muy brillantes (dependiendo de la estación y de tu ubicación en la Tierra), varias docenas de estrellas más tenues y muchas, muchas estrellas muy tenues.
El brillo de las estrellas es su característica más antigua observada por el hombre. Incluso en la antigüedad, a la gente se le ocurrió una medida para el brillo de las estrellas: la "magnitud estelar". Aunque se llama “magnitud”, por supuesto no nos referimos al tamaño de las estrellas, sino sólo a su brillo percibido por el ojo. A algunas estrellas brillantes se les ha asignado primera magnitud. Para las estrellas que parecían un poco más tenues, la segunda. Estrellas que parecían igual de tenues que las anteriores: la tercera. Etcétera.
Tenga en cuenta que cuanto más brillante es la estrella, menor es su magnitud. Las estrellas de primera magnitud están lejos de ser las más brillantes del cielo. Era necesario introducir magnitudes cero e incluso negativas. También son posibles magnitudes fraccionarias. Las estrellas más débiles que el ojo humano puede ver son estrellas de sexta magnitud. Con binoculares se puede ver hasta el séptimo, con un telescopio de aficionado hasta el décimo o duodécimo, y con el moderno telescopio orbital Hubble llega hasta el trigésimo.
Aquí están las magnitudes de nuestras estrellas familiares: Sirio (-1,5), Alfa Centauri (-0,3), Betelgeuse 0,3 (en promedio, porque es variable). Todos estrellas famosas La Osa Mayor es una estrella de segunda magnitud. La magnitud de Venus puede alcanzar hasta (-4,5); bueno, un punto muy brillante, si tienes la suerte de verlo, Júpiter, hasta (-2,9).
Así se mide el brillo de las estrellas desde hace muchos siglos, a simple vista, comparándolas con las estándar. Pero entonces aparecieron instrumentos imparciales y se descubrió dato interesante. ¿Cuál es el brillo aparente de una estrella? Se puede definir como la cantidad de luz (fotones) de esa estrella que entra en nuestro ojo al mismo tiempo. Entonces, resultó que la escala de magnitud es logarítmica (como todas las escalas basadas en la percepción de los sentidos). Es decir, una diferencia de brillo de una magnitud es una diferencia de dos veces y media en el número de fotones. Si lo comparamos, por ejemplo, con una escala musical, ocurre lo mismo: una diferencia de octava en el tono es una diferencia doble en la frecuencia.
La medición del brillo aparente de las estrellas en magnitudes todavía se utiliza en las observaciones visuales; los valores de magnitud se registran en todos los libros de referencia astronómica. Resulta práctico, por ejemplo, para evaluar y comparar rápidamente el brillo de las estrellas.
poder de radiación
El brillo de las estrellas que vemos con nuestros ojos depende no sólo de los parámetros de la estrella misma, sino también de la distancia a la estrella. Por ejemplo, el pequeño pero cercano Sirio nos parece más brillante que la distante supergigante Betelgeuse.
Para estudiar las estrellas, por supuesto, es necesario comparar brillos que no dependen de la distancia. (Se pueden calcular conociendo el brillo aparente de la estrella, la distancia a ella y una estimación de la absorción de luz en una dirección determinada).
Al principio, se utilizó como medida la magnitud absoluta: la magnitud teórica que tendría una estrella si se colocara a una distancia estándar de 10 pársecs (32 años luz). Pero aún así, para los cálculos astrofísicos se trata de una cantidad inconveniente, basada en la percepción subjetiva. Resultó mucho más conveniente medir no el brillo aparente teórico, sino el poder de radiación real de la estrella. Esta cantidad se llama luminosidad y se mide en luminosidades del Sol; la luminosidad del Sol se toma como una.
Como referencia: la luminosidad del Sol es 3,846 * 10 elevado a la vigésima sexta potencia de vatios.
La gama de luminosidades de las estrellas conocidas es enorme: desde milésimas (e incluso millonésimas) del Sol hasta cinco o seis millones.
Las luminosidades de las estrellas que conocemos: Betelgeuse - 65.000 solar, Sirio - 25 solar, Alpha Centauri A - 1,5 solar, Alpha Centauri B - 0,5 solar, Proxima Centauri - 0,00006 solar.
Pero desde que pasamos de hablar de brillo a hablar de potencia de radiación, hay que tener en cuenta que uno no está en absoluto relacionado con el otro de forma inequívoca. El hecho es que el brillo aparente se mide sólo en el rango visible y las estrellas emiten mucho más que solo este rango. Sabemos que nuestro Sol no sólo brilla (luz visible), sino que también calienta (radiación infrarroja) y provoca el bronceado (radiación ultravioleta), y la atmósfera retiene la radiación más fuerte. La radiación máxima del Sol cae exactamente en el centro del rango visible, lo cual no es sorprendente: en el proceso de evolución, nuestros ojos se sintonizaron específicamente con la radiación solar; Por la misma razón, el Sol aparece completamente blanco en el vacío. Pero en el caso de las estrellas más frías, la radiación máxima se desplaza hacia la región roja, o incluso infrarroja. Hay estrellas muy frías, como R Doradus, que emiten la mayor parte de su radiación en el infrarrojo. Por el contrario, en las estrellas más calientes la radiación máxima se desplaza hacia la región azul, violeta o incluso ultravioleta. Estimar el poder de radiación de tales estrellas a partir de la radiación visible será aún más erróneo.
Por tanto, se utiliza el concepto de “luminosidad bolométrica” de una estrella, es decir incluyendo radiación en todos los rangos. La luminosidad bolométrica, como se desprende de lo anterior, puede diferir notablemente de la habitual (en el rango visible). Por ejemplo, la luminosidad habitual de Betelgeuse es 65.000 solares y la luminosidad bolométrica es 100.000.
¿Qué determina el poder de radiación de una estrella?
El poder de radiación de una estrella (y por tanto su brillo) depende de dos parámetros principales: la temperatura (cuanto más caliente está, más energía se emite por unidad de superficie) y la superficie (cuanto más grande es, más energía puede emitir la estrella) a la misma temperatura).
De ello se deduce que las estrellas más brillantes del Universo deberían ser hipergigantes azules. Esto es cierto; estas estrellas se denominan “variables azules brillantes”. Afortunadamente, hay pocos y todos están muy lejos de nosotros (lo cual es extremadamente útil para la vida proteica), pero incluyen la famosa "Estrella Pistola", Eta Carinae y otros campeones del Universo en brillo.
Una cosa a tener en cuenta es que, si bien las variables azules brillantes son de hecho las estrellas más brillantes conocidas (5-6 millones de luminosidades solares), no son las más grandes. Las hipergigantes rojas son mucho más grandes que las azules, pero son menos luminosas debido a la temperatura.
Tomemos un descanso de las hipergigantes exóticas y miremos las estrellas de la secuencia principal. En principio, los procesos que ocurren en todas las estrellas de la secuencia principal son similares (la distribución de las zonas de radiación y las zonas de convección en el volumen de la estrella es diferente, pero mientras toda la fusión termonuclear ocurra en el núcleo, esto no juega un papel especial ). Por tanto, el único parámetro que determina la temperatura de una estrella de secuencia principal es la masa. Es tan simple como eso: cuanto más pesado, más caliente. El tamaño de las estrellas de la secuencia principal también está determinado por la masa (por la misma razón, la similitud de la estructura y los procesos en curso). Resulta entonces que cuanto más pesadas, más grandes y más calientes, es decir, las estrellas más calientes de la secuencia principal, también son las más grandes. ¿Recuerdas la imagen con los colores visibles de las estrellas? Ilustra muy bien este principio.
Esto significa que las estrellas más calientes de la secuencia principal son también las más poderosas (más brillantes), y cuanto menor es su temperatura, menor es su luminosidad. Por lo tanto, la secuencia principal del diagrama de Hertzsprung-Russell tiene la forma de una franja diagonal desde la esquina superior izquierda (las estrellas más calientes son las más brillantes) hasta la inferior derecha (las estrellas más pequeñas son las más débiles).
Hay menos focos que luciérnagas
Hay una regla más relacionada con el brillo de las estrellas. Se derivó estadísticamente y luego se explicó en la teoría de la evolución estelar. Cuanto más brillantes son las estrellas, menor es su número.
Es decir, hay muchas más estrellas tenues que brillantes. Hay muy pocas estrellas deslumbrantes de tipo espectral O; hay notablemente más estrellas de clase espectral B; hay incluso más estrellas de tipo espectral A, y así sucesivamente. Además, con cada clase espectral el número de estrellas aumenta exponencialmente. Así, la población estelar más grande del Universo son las enanas rojas, las estrellas más pequeñas y débiles.
Y de esto se deduce que nuestro Sol está lejos de ser una estrella "ordinaria" en términos de potencia, pero es muy decente. Se conocen relativamente pocas estrellas como el Sol, y aún menos son más poderosas.
Luminosidad
Durante mucho tiempo, los astrónomos creyeron que la diferencia en el brillo aparente de las estrellas estaba asociada únicamente con la distancia a ellas: cuanto más lejos estaba la estrella, menos brillante debería parecer. Pero cuando se conocieron las distancias a las estrellas, los astrónomos descubrieron que a veces las estrellas más distantes tienen un brillo aparente mayor. Esto significa que el brillo aparente de las estrellas depende no sólo de su distancia, sino también de la intensidad real de su luz, es decir, de su luminosidad. La luminosidad de una estrella depende del tamaño de la superficie de las estrellas y de su temperatura. La luminosidad de una estrella expresa su verdadera intensidad luminosa en comparación con la intensidad luminosa del Sol. Por ejemplo, cuando dicen que la luminosidad de Sirio es 17, esto significa que la verdadera intensidad de su luz es 17 veces mayor que la intensidad del Sol.
Al determinar la luminosidad de las estrellas, los astrónomos han descubierto que muchas estrellas son miles de veces más brillantes que el Sol, por ejemplo, la luminosidad de Deneb (alfa Cygnus) es 9400. Entre las estrellas hay aquellas que emiten cientos de miles de veces más. luz que el sol. Un ejemplo es la estrella simbolizada por la letra S en la constelación de Dorado. Brilla 1.000.000 de veces más que el Sol. Otras estrellas tienen la misma o casi la misma luminosidad que nuestro Sol, por ejemplo, Altair (Alpha Aquila) -8. Hay estrellas cuya luminosidad se expresa en milésimas, es decir, su intensidad luminosa es cientos de veces menor que la del Sol.
Color, temperatura y composición de las estrellas.
las estrellas tienen color diferente. Por ejemplo, Vega y Deneb son blancas, Capella es amarillenta y Betelgeuse es rojiza. Cuanto más baja es la temperatura de una estrella, más roja es. La temperatura de las estrellas blancas alcanza los 30.000 e incluso los 100.000 grados; la temperatura de las estrellas amarillas es de aproximadamente 6000 grados y la temperatura de las estrellas rojas es de 3000 grados o menos.
Las estrellas están formadas por sustancias gaseosas calientes: hidrógeno, helio, hierro, sodio, carbono, oxígeno y otros.
cúmulo de estrellas
Las estrellas en el vasto espacio de la Galaxia están distribuidas de manera bastante uniforme. Pero algunos de ellos todavía se acumulan en determinados lugares. Por supuesto, también allí las distancias entre las estrellas siguen siendo muy grandes. Pero debido a las enormes distancias, estrellas tan cercanas parecen un cúmulo de estrellas. Por eso se llaman así. El más famoso de los cúmulos de estrellas son las Pléyades en la constelación de Tauro. A simple vista se pueden distinguir entre 6 y 7 estrellas en las Pléyades, ubicadas muy cerca unas de otras. A través de un telescopio, más de cien de ellos son visibles en un área pequeña. Se trata de uno de los cúmulos en los que las estrellas forman un sistema más o menos aislado, conectados por un movimiento común en el espacio. El diámetro de este cúmulo de estrellas es de unos 50 años luz. Pero incluso con la aparente cercanía de las estrellas de este cúmulo, en realidad están bastante lejos unas de otras. En la misma constelación, rodeando a su estrella rojiza principal, la más brillante, Al-debarán, se encuentra otro cúmulo de estrellas más disperso: las Híades.
Algunos cúmulos de estrellas aparecen como motas borrosas y nebulosas en los telescopios débiles. En los telescopios más potentes, estas manchas, especialmente en los bordes, se fragmentan en estrellas individuales. Los grandes telescopios permiten comprobar que se trata de cúmulos de estrellas especialmente cercanos y de forma esférica. Por lo tanto, estos cúmulos se denominan globulares. Actualmente se conocen más de cien cúmulos globulares de estrellas. Todos ellos están muy lejos de nosotros. Cada uno de ellos está formado por cientos de miles de estrellas.
La cuestión de qué es el mundo de las estrellas es aparentemente una de las primeras cuestiones que ha enfrentado la humanidad desde los albores de la civilización. Cualquier persona que contemple el cielo estrellado conecta involuntariamente las estrellas más brillantes entre sí en las formas más simples: cuadrados, triángulos, cruces, convirtiéndose en el creador involuntario de su propio mapa del cielo estrellado. Nuestros antepasados siguieron el mismo camino, dividiendo el cielo estrellado en combinaciones de estrellas claramente distinguibles llamadas constelaciones. En las culturas antiguas encontramos referencias a las primeras constelaciones, identificadas con los símbolos de los dioses o mitos, que han llegado hasta nosotros en forma de nombres poéticos: la constelación de Orión, la constelación de Canes Venatici, la constelación de Andrómeda, etc. Estos nombres parecían simbolizar las ideas de nuestros antepasados sobre la eternidad y la inmutabilidad del universo, la constancia y la inmutabilidad de la armonía del cosmos.
¿Cuánto tiempo puede vivir una estrella? Primero, definámoslo: por vida útil de una estrella nos referimos a su capacidad para llevar a cabo una fusión nuclear. Porque el “cadáver de una estrella” puede permanecer colgado durante mucho tiempo incluso después del final de la síntesis.
Normalmente, cuanto menos masiva sea una estrella, más vivirá. Las estrellas con menor masa son las enanas rojas. Pueden tener entre 7,5 y 50 por ciento de masa solar. Cualquier cosa menos masiva no puede sufrir una fusión nuclear y no será una estrella. Los modelos actuales sugieren que las enanas rojas más pequeñas pueden durar hasta 10 billones de años. Compárese esto con nuestro Sol, donde la fusión tardará aproximadamente 10 mil millones de años, mil veces menos. Una vez que se fusiona la mayor parte del hidrógeno, según la teoría, la enana roja clara se convertirá en una enana azul, y cuando se agote el hidrógeno restante, la fusión en el núcleo se detendrá y la enana se volverá blanca.
Las estrellas más antiguas
Las estrellas más antiguas parecen ser las que se formaron inmediatamente después del Big Bang (hace unos 13.800 millones de años). Los astrónomos pueden estimar la edad de las estrellas observando su luz; esto les dice qué cantidad de cada elemento hay en la estrella (por ejemplo, hidrógeno, helio, litio). Las estrellas más antiguas tienden a estar compuestas principalmente de hidrógeno y helio, con muy poca masa dedicada a elementos más pesados.
La estrella más antigua observada es SMSS J031300.36-670839.3. Su descubrimiento fue anunciado en febrero de 2014. Su edad se estima en 13.600 millones de años y todavía no es una de las primeras estrellas. Este tipo de estrellas aún no han sido descubiertas, pero ciertamente podrían serlo. Las enanas rojas, como hemos señalado, viven billones de años, pero son muy difíciles de detectar. En cualquier caso, incluso si tales estrellas existieran, buscarlas es como buscar una aguja en un pajar.
Las estrellas más tenues
¿Qué estrellas son las más tenues? Antes de responder a esta pregunta, comprendamos qué es "tenue". Cuanto más lejos estás de una estrella, más tenue parece, por lo que sólo necesitamos eliminar la distancia como factor y medir su brillo, o la cantidad total de energía emitida por la estrella en forma de fotones, partículas de luz.
Si nos limitamos a las estrellas que aún están en proceso de fusión, entonces la luminosidad más baja la encontramos en las enanas rojas. La estrella más fría y con menor luminosidad actualmente es la enana roja 2MASS J0523-1403. Un poco menos de luz y entraremos en el reino de las enanas marrones, que ya no son estrellas.
También pueden existir restos de estrellas: enanas blancas, estrellas de neutrones, etc. ¿Qué tan tenues pueden ser? Las enanas blancas son un poco más claras pero tardan mucho en enfriarse. Después de cierto tiempo, se convierten en fríos trozos de carbón, prácticamente no emitiendo luz- convertirse en "enanas negras". Las enanas blancas tardan mucho en enfriarse, por lo que simplemente no existen todavía.
Los astrofísicos aún no saben qué sucede con la materia de las estrellas de neutrones cuando se enfrían. Al observar supernovas en otras galaxias, se puede suponer que en nuestra galaxia se deben haber formado varios cientos de millones de estrellas de neutrones, pero hasta ahora sólo se ha registrado una pequeña fracción de este número. El resto debió haberse enfriado tanto que simplemente se volvieron invisibles.
¿Qué pasa con los agujeros negros en el espacio intergaláctico profundo sin nada en órbita? Todavía emiten algo de radiación, conocida como radiación de Hawking, pero no mucha. Estos agujeros negros solitarios probablemente brillan menos que los restos de estrellas. ¿Existen? Tal vez.
Las estrellas más brillantes
Las estrellas más brillantes también tienden a ser las más masivas. También tienden a ser estrellas Wolf-Rayet, lo que significa que son calientes y arrojan mucha masa en fuertes vientos estelares. Las estrellas más brillantes tampoco viven mucho tiempo: "vive rápido, muere joven".
Se considera que la estrella más brillante hasta la fecha (y la más masiva) es R136a1. Su apertura fue anunciada en 2010. Es una estrella Wolf-Rayet con una luminosidad de aproximadamente 8.700.000 solares y una masa 265 veces mayor que la de nuestra estrella de origen. Una vez su masa fue de 320 solares.
R136a1 es en realidad parte de un denso cúmulo de estrellas llamado R136. Según Paul Crowther, uno de los descubridores, “los planetas tardan más en formarse que una estrella como ésta en vivir y morir. Incluso si hubiera planetas allí, no habría astrónomos sobre ellos, porque el cielo nocturno era tan brillante como el cielo diurno".
las estrellas mas grandes
A pesar de su enorme masa, R136a1 no es la estrella más grande (por tamaño). Hay muchas estrellas más grandes, y todas son supergigantes rojas: estrellas que fueron mucho más pequeñas durante toda su vida hasta que se quedaron sin hidrógeno, comenzaron a fusionar helio y comenzaron a aumentar su temperatura y expandirse. Nuestro Sol finalmente enfrentará un destino similar. El hidrógeno se agotará y la estrella se expandirá, convirtiéndose en una gigante roja. Para convertirse en una supergigante roja, una estrella debe ser 10 veces más masiva que nuestro Sol. La fase de supergigante roja suele ser corta y dura sólo unos pocos miles de millones de años. Esto no es mucho según los estándares astronómicos.
Las supergigantes rojas más famosas son Alpha Antares y Betelgeuse, pero también son bastante pequeñas en comparación con las más grandes. Encontrar la supergigante roja más grande es una tarea muy infructuosa, porque es muy difícil estimar con seguridad los tamaños exactos de tales estrellas. Los más grandes deberían ser 1500 veces más anchos que el Sol, tal vez más.
Estrellas con las explosiones más brillantes.
Los fotones de alta energía se llaman rayos gamma. Nacen como resultado de explosiones nucleares, por lo que algunos países lanzan satélites especiales para buscar rayos gamma provocados por las pruebas nucleares. En julio de 1967, estos satélites estadounidenses detectaron una explosión de rayos gamma que no fue causada por una explosión nuclear. Desde entonces se han descubierto muchas más explosiones similares. Suelen ser de corta duración y duran sólo unos pocos milisegundos o unos minutos. Pero muy brillante, mucho más brillante que las estrellas más brillantes. Su fuente no está en la Tierra.
¿Qué causa los estallidos de rayos gamma? Hay muchas conjeturas. Hoy en día, la mayor parte de las especulaciones se reducen a la explosión de estrellas masivas (supernovas o hipernovas) en proceso de convertirse en estrellas de neutrones o agujeros negros. Algunos estallidos de rayos gamma son causados por magnetares, un tipo de estrella de neutrones. Otros estallidos de rayos gamma pueden ser el resultado de la fusión de dos estrellas de neutrones en una o de la caída de una estrella en un agujero negro.
Las ex estrellas más geniales
Los agujeros negros no son estrellas, sino restos de estrellas, pero es divertido compararlos con las estrellas, porque tales comparaciones muestran lo increíbles que pueden ser ambas.
Un agujero negro es lo que se forma cuando la gravedad de una estrella es lo suficientemente fuerte como para superar todas las demás fuerzas y hacer que la estrella colapse sobre sí misma hasta un punto de singularidad. Con masa distinta de cero pero volumen cero, tal punto tendría teóricamente una densidad infinita. Sin embargo, los infinitos son raros en nuestro mundo, por lo que simplemente no tenemos una buena explicación para lo que sucede en el centro de un agujero negro.
Los agujeros negros pueden ser extremadamente masivos. Los agujeros negros descubiertos en los centros de galaxias individuales pueden tener decenas de miles de millones de masas solares. Además, la materia en la órbita de los agujeros negros supermasivos puede ser muy brillante, más que todas las estrellas de las galaxias. También puede haber potentes chorros cerca del agujero negro, que se mueven casi a la velocidad de la luz.
Las estrellas que se mueven más rápido
En 2005, Warren Brown y otros astrónomos del Centro Harvard-Smithsonian de Astrofísica anunciaron el descubrimiento de una estrella que se movía tan rápido que se había salido de la Vía Láctea y nunca regresaría. Su nombre oficial es SDSS J090745.0+024507, pero Brown la llamó "estrella rebelde".
También se han descubierto otras estrellas que se mueven rápidamente. Se las conoce como estrellas de hipervelocidad o estrellas ultrarrápidas. A mediados de 2014 se habían descubierto 20 estrellas de este tipo. La mayoría de ellos parecen provenir del centro de la galaxia. Según una hipótesis, un par de estrellas estrechamente asociadas (un sistema binario) pasaron cerca de un agujero negro en el centro de la galaxia, una estrella fue capturada por el agujero negro y la otra fue expulsada a gran velocidad.
Hay estrellas que se mueven aún más rápido. De hecho, en términos generales, cuanto más lejos está una estrella de nuestra galaxia, más rápido se aleja de nosotros. Esto se debe a la expansión del Universo y no al movimiento de una estrella en el espacio.
Las estrellas más variables.
El brillo de muchas estrellas fluctúa mucho cuando se ven desde la Tierra. Se les conoce como estrellas variables. Hay muchos de ellos: sólo en la Vía Láctea hay alrededor de 45.000.
Según el profesor de astrofísica Coel Hellier, las más variables de estas estrellas son las cataclísmicas o explosivas. Su brillo puede aumentar en un factor de 100 durante el día, disminuir, aumentar nuevamente, etc. Estas estrellas son populares entre los astrónomos aficionados.
Hoy entendemos bien lo que les sucede a las estrellas variables cataclísmicas. Son sistemas binarios en los que una estrella es una estrella ordinaria y la otra es una enana blanca. La materia de una estrella ordinaria cae sobre un disco de acreción que orbita alrededor de la enana blanca. Una vez que la masa del disco es lo suficientemente alta, comienza la fusión, lo que da como resultado un aumento del brillo. Poco a poco la síntesis se agota y el proceso comienza de nuevo. A veces una enana blanca colapsa. Hay suficientes opciones de desarrollo.
Las estrellas más inusuales.
Algunos tipos de estrellas son bastante inusuales. No necesariamente tienen características extremas como luminosidad o masa, simplemente son extraños.
Como, por ejemplo, los objetos Torna-Zytkow. Deben su nombre a los físicos Kip Thorne y Anna Zhitkov, quienes fueron los primeros en sugerir su existencia. Su idea era que una estrella de neutrones podría convertirse en el núcleo de una gigante o supergigante roja. La idea es increíble, pero... recientemente se descubrió un objeto así.
A veces, dos grandes estrellas amarillas giran tan cerca una de la otra que, independientemente de la materia que haya entre ellas, parecen un maní cósmico gigante. Sólo se conocen dos de estos sistemas.
La estrella de Przybylski a veces se cita como ejemplo de estrella inusual porque su luz es diferente a la de cualquier otra estrella. Los astrónomos miden la intensidad de cada longitud de onda para descubrir de qué está hecha la estrella. Normalmente esto no supone un problema, pero los científicos todavía están intentando comprender el espectro de la estrella de Przybylski.
Basado en materiales de listverse.com
